Rozsypanie hviezd, akoby žmurkalo na pozorovateľa, pôsobí veľmi romanticky. Ale u astronómov toto krásne blikanie vôbec nevyvoláva obdiv, ale úplne opačné pocity. Našťastie existuje spôsob, ako situáciu napraviť.
Alexej Levin
Experiment, ktorý vdýchol nový život vesmírnej vede, sa neuskutočnil na slávnom observatóriu ani na obrovskom ďalekohľade. Odborníci sa o tom dozvedeli z článku Successful Tests of Adaptive Optics, publikovaného v astronomickom časopise The Messenger v roku 1989. Prezentované boli výsledky testov elektrooptického systému Come-On, určeného na korekciu atmosférických skreslení svetla z vesmírnych zdrojov. Uskutočnili sa od 12. do 23. októbra na 152 cm reflektore francúzskeho observatória OHP (Observatoire de Haute-Province). Systém fungoval tak dobre, že autori začali článok konštatovaním, že „dlhoročný sen astronómov pracujúcich na pozemných ďalekohľadoch sa konečne naplnil vďaka vytvoreniu novej optickej pozorovacej techniky – adaptívnej optiky“.
A po niekoľkých rokoch sa systémy adaptívnej optiky (AO) začali dávať na veľké prístroje. V roku 1993 vybavili 360 cm ďalekohľad Európskeho južného observatória (ESO) v Čile, o niečo neskôr - rovnaký prístroj na Havaji a potom 8-10-metrové teleskopy. Vďaka AO v pozemných prístrojoch je možné pozorovať svietidlá vo viditeľnom svetle s rozlíšením, ktoré bolo vyhradené len pre Hubbleov vesmírny teleskop, a dokonca s vyšším rozlíšením v infračervených lúčoch. Napríklad vo veľmi užitočnej sekcii blízkej infračervenej zóny s vlnovou dĺžkou 1 mikrón pre astronómiu poskytuje Hubbleov teleskop rozlíšenie 110 oblúkových ms a 8-metrové teleskopy ESO až 30 ms.
V skutočnosti, keď francúzski astronómovia testovali svoj AO systém, podobné zariadenia už existovali v Spojených štátoch. Tie ale vôbec nevznikli pre potreby astronómie. Zákazníkom tohto vývoja bol Pentagon.
Senzor Scheck-Hartmann funguje takto: po opustení optického systému ďalekohľadu svetlo prechádza cez pole malých šošoviek, ktoré ho nasmerujú na matricu CCD. Ak by sa žiarenie kozmického zdroja alebo umelej hviezdy šírilo vo vákuu alebo v ideálne pokojnej atmosfére, tak by ho všetky minišošovky zaostrili striktne do stredu im priradených pixelov. Vplyvom atmosférických vírov sa konvergenčné body lúčov „prechádzajú“ po povrchu matrice a to umožňuje rekonštruovať samotné poruchy.
Keď je vzduch prekážkou
Ak pozorujete ďalekohľadom dve hviezdy umiestnené veľmi blízko seba na oblohe, ich obrazy sa spoja do jedného svetelného bodu. Minimálna uhlová vzdialenosť medzi takýmito hviezdami je v dôsledku vlnovej povahy svetla (medza difrakcie) rozlišovacia schopnosť zariadenia a je priamo úmerná vlnovej dĺžke svetla a nepriamo úmerná priemeru (apertúre) ďalekohľadu. Takže pre trojmetrový reflektor pri pozorovaní v zelenom svetle je tento limit asi 40 uhlových ms a pre 10-metrový reflektor - o niečo viac ako 10 ms (v tomto uhle je viditeľná malá minca zo vzdialenosti 2000 km).
Tieto odhady však platia len pre pozorovania vo vákuu. V zemskej atmosfére sa neustále objavujú úseky lokálnych turbulencií, ktoré menia hustotu a teplotu vzduchu a následne aj jeho index lomu niekoľko stokrát za sekundu. Preto sa v atmosfére nevyhnutne šíri predná časť svetelnej vlny z kozmického zdroja. Výsledkom je, že skutočná rozlišovacia schopnosť konvenčných ďalekohľadov je v najlepšom prípade 0,5–1 oblúková sekunda a ďaleko zaostáva za limitom difrakcie.
Predtým bola veľkosť korigovaných zón oblohy obmedzená na bunky so stranou 15 uhlových ms. V marci 2007 bola na jednom z teleskopov ESO prvýkrát otestovaná MCAO (Multi-Coupled Adaptive Optics). Sníma turbulencie v rôznych výškach, čím sa veľkosť korigovaného zorného poľa zväčšila na dve alebo viac oblúkových minút. „Možnosti AO sa v tomto storočí značne rozšírili,“ hovorí PM Claire Max, profesorka astronómie a astrofyziky, riaditeľka Centra pre adaptívnu optiku na Kalifornskej univerzite v Santa Cruz. - Veľké teleskopy majú systémy s dvomi a tromi deformovateľnými zrkadlami, vrátane MCAO. Objavili sa nové vlnoplochové senzory a výkonnejšie počítačové programy. Boli vytvorené zrkadlá s mikroelektromechanickými aktuátormi, ktoré umožňujú meniť tvar odrazovej plochy lepšie a rýchlejšie ako piezoelektrické aktuátory. V posledných rokoch boli vyvinuté a testované experimentálne systémy multiobjektovej adaptívnej optiky (MOAO), pomocou ktorých je možné súčasne sledovať až desať a viac zdrojov v zornom poli s priemerom 5-10 oblúkové minúty. Budú inštalované na novej generácii ďalekohľadov, ktoré začnú fungovať v nasledujúcom desaťročí.
Vodiace hviezdy
Predstavte si zariadenie, ktoré analyzuje svetelné vlny prenášané cez ďalekohľad stokrát za sekundu, aby zistilo stopy atmosférickej turbulencie a na základe týchto údajov mení tvar deformovateľného zrkadla umiestneného v ohnisku ďalekohľadu, aby neutralizovalo atmosférický šum a ideálne vytvorilo obraz objektové „vákuum“. V tomto prípade je rozlíšenie ďalekohľadu obmedzené výlučne difrakčnou hranicou.
Je tu však jedna jemnosť. Zvyčajne je svetlo zo vzdialených hviezd a galaxií príliš slabé na to, aby spoľahlivo rekonštruovalo vlnoplochu. Iná vec je, ak sa vedľa pozorovaného objektu nachádza zdroj svetla, ktorého lúče idú k ďalekohľadu takmer rovnakou dráhou – dajú sa použiť na čítanie atmosférického šumu. Presne takúto schému (v trochu skrátenej forme) otestovali francúzski astronómovia v roku 1989. Vybrali niekoľko jasných hviezd (Deneb, Capella a ďalšie) a pomocou adaptívnej optiky skutočne zlepšili kvalitu svojich snímok pri pozorovaní v infračervenom svetle. Čoskoro sa takéto systémy využívajúce navádzacie hviezdy zemskej oblohy začali používať na veľkých teleskopoch na skutočné pozorovania.
Na zemskej oblohe je ale málo jasných hviezd, preto je táto technika vhodná na pozorovanie len 10 % nebeskej sféry. Ak však príroda nevytvorila vhodné svietidlo na správnom mieste, je možné vytvoriť umelú hviezdu - pomocou laseru spôsobiť žiaru atmosféry vo vysokej nadmorskej výške, ktorá sa stane referenčným zdrojom svetla pre kompenzačné systém.
Túto metódu navrhli v roku 1985 francúzski astronómovia Renaud Foix a Antoine Labeyri. Približne v rovnakom čase dospeli k podobným záverom aj ich kolegovia zo Spojených štátov Edward Kibbluite a Laird Thomson. V polovici 90. rokov sa laserové žiariče spárované s AO zariadeniami objavili na stredne veľkých teleskopoch na Lick Observatory v USA a na Calar Alto Observatory v Španielsku. Tejto technike však trvalo asi desať rokov, kým našla uplatnenie v 8-10 metrových teleskopoch.
Akčným členom systému adaptívnej optiky je deformovateľné zrkadlo ohnuté pomocou piezoelektrických alebo elektromechanických pohonov (aktorov) na príkaz riadiaceho systému, ktoré prijíma a analyzuje údaje o skreslení z vlnoplochových snímačov.
Vojenský záujem
História adaptívnej optiky má nielen zjavnú, ale aj tajnú stránku. V januári 1958 bola v Pentagone založená nová štruktúra, Agentúra pre pokročilé výskumné projekty, ARPA (teraz DARPA), zodpovedná za vývoj technológií pre nové generácie zbraní. Toto oddelenie zohralo primárnu úlohu pri vytváraní adaptívnej optiky: na pozorovanie sovietskych orbiterov boli potrebné ďalekohľady necitlivé na atmosférické rušenie s najvyšším možným rozlíšením a v budúcnosti sa zvažovala úloha vytvoriť laserové zbrane na ničenie balistických rakiet. .
V polovici 60. rokov 20. storočia bol pod dohľadom ARPA spustený program na štúdium atmosférických porúch a interakcie laserového žiarenia so vzduchom. Stalo sa tak vo výskumnom stredisku RADC (Rome Air Development Center), ktoré sa nachádza na leteckej základni Griffis v štáte New York. Ako referenčný zdroj svetla sa použili výkonné svetlomety inštalované na bombardéroch, ktoré lietali nad dostrelom, a to bolo také pôsobivé, že sa vystrašení obyvatelia niekedy obrátili na políciu!
Na jar 1973 uzavreli ARPA a RADC zmluvu so súkromnou korporáciou Itec Optical Systems, aby sa v rámci programu RTAC (Real-Time Atmospheric Compensation) podieľala na vývoji zariadení, ktoré kompenzujú rozptyl svetla pod vplyvom atmosférických porúch. Zamestnanci Itecu vytvorili všetky tri hlavné komponenty AO – interferometer na analýzu porúch čela svetla, deformovateľné zrkadlo na ich korekciu a riadiaci systém. Ich prvé zrkadlo s priemerom dva palce bolo vyrobené zo skla pokrytého reflexnou hliníkovou fóliou. V základnej doske boli zabudované piezoelektrické akčné členy (21 kusov), schopné sa pôsobením elektrických impulzov stiahnuť a predĺžiť o 10 μm. Už prvé laboratórne testy uskutočnené v tom istom roku ukázali úspech. A nasledujúce leto nová séria testov ukázala, že experimentálne zariadenie dokáže korigovať laserový lúč už na vzdialenosti niekoľkých stoviek metrov.
Tieto čisto vedecké experimenty ešte neboli klasifikované. V roku 1975 bol však pre rozvoj akciovej spoločnosti v záujme Pentagonu schválený uzavretý program CIS (Compensating Imaging System). V súlade s ním boli vytvorené pokročilejšie vlnoplochové senzory a deformovateľné zrkadlá so stovkami akčných členov. Toto zariadenie bolo nainštalované na 1,6-metrovom ďalekohľade umiestnenom na vrchole Mount Haleakala na havajskom ostrove Maui. V júni 1982 sa s jeho pomocou po prvýkrát podarilo získať fotografie umelej družice Zeme v prijateľnej kvalite.
S laserovým zameriavačom
Hoci experimenty na Maui pokračovali ešte niekoľko rokov, vývojové centrum sa presunulo do špeciálnej zóny na leteckej základni Kirtland v Novom Mexiku, na tajné cvičisko Sandia Optical Range (SOR), kde už dlho pracovali na laserových zbraniach. V roku 1983 sa skupina vedená Robertom Fugateom pustila do experimentov na štúdium laserového skenovania atmosférických nepravidelností. Túto myšlienku predložil v roku 1981 americký fyzik Julius Feinleib a teraz ju bolo treba vyskúšať v praxi. Feinleib navrhol využiť elastický (Rayleighov) rozptyl svetelných kvánt atmosférickými nehomogenitami v AO systémoch. Niektoré z rozptýlených fotónov sa vrátia do bodu, z ktorého odišli, a v zodpovedajúcej oblasti oblohy sa objaví charakteristická žiara takmer bodového zdroja - umelej hviezdy. Fugate a kolegovia zaznamenali deformácie vlnoplochy odrazeného žiarenia na ceste k Zemi a porovnali ich s podobnými poruchami hviezdneho svetla pochádzajúceho z rovnakej oblasti oblohy. Poruchy sa ukázali byť takmer identické, čo potvrdilo možnosť využitia laserov na riešenie AO problémov.
Tieto merania si nevyžadovali sofistikovanú optiku – stačili jednoduché zrkadlové systémy. Pre spoľahlivejšie výsledky ich však bolo potrebné zopakovať s dobrým ďalekohľadom, ktorý bol na SOR nainštalovaný v roku 1987. Fugate a jeho asistenti na ňom robili experimenty, počas ktorých sa zrodila adaptívna optika s hviezdami vytvorenými človekom. Vo februári 1992 bola získaná prvá výrazne vylepšená snímka nebeského telesa – Betelgeuse (najjasnejšia hviezda v súhvezdí Orión). Čoskoro boli schopnosti metódy demonštrované na fotografiách množstva hviezd, prstencov Saturnu a iných objektov.
Fugateova skupina zapálila umelé hviezdy pomocou výkonných medených parných laserov, ktoré generovali 5000 impulzov za sekundu. Táto vysoká frekvencia impulzov umožňuje skenovať aj tie najkratšie trvajúce turbulencie. Interferometrické snímače čela vlny boli nahradené pokročilejším snímačom Sheck-Hartman, vynájdeným začiatkom 70. rokov (mimochodom, tiež objednaným Pentagonom). Zrkadlo s 241 ovládačmi, ktoré dodáva Itec, mohlo zmeniť tvar 1664-krát za sekundu.
Zvýšte vyššie
Rayleighov rozptyl je pomerne slabý, preto je excitovaný v rozsahu nadmorskej výšky 10–20 km. Lúče z umelej referenčnej hviezdy sa rozchádzajú, zatiaľ čo lúče z oveľa vzdialenejšieho kozmického zdroja sú striktne paralelné. Preto sú ich vlnoplochy skreslené v turbulentnej vrstve nie úplne rovnaké, čo ovplyvňuje kvalitu korigovaného obrazu. Hviezdy majáka je lepšie zapáliť vo vyššej nadmorskej výške, ale tu je Rayleighov mechanizmus nevhodný.
Na jar 1991 sa Pentagon rozhodol odstrániť nálepku utajenia z väčšiny prác na adaptívnej optike. Odtajnené výsledky z 80. rokov sa stali majetkom astronómov.
Tento problém vyriešil v roku 1982 profesor Will Harper z Princetonskej univerzity. Navrhol využiť skutočnosť, že v mezosfére vo výške asi 90 km je tam nahromadených veľa atómov sodíka v dôsledku spaľovania mikrometeoritov. Harper navrhol vybudiť rezonančnú emisiu týchto atómov pomocou laserových impulzov. Intenzita takejto žiary pri rovnakom výkone lasera je o štyri rády vyššia ako intenzita svetla v prípade Rayleighovho rozptylu. Bola to len teória. Jeho praktická implementácia bola možná vďaka úsiliu zamestnancov Lincolnovho laboratória, ktoré sa nachádza na leteckej základni Hanscom v Massachusetts. V lete 1988 dostali prvé snímky hviezd nasnímané mezosférickými majákmi. Kvalita fotografií však nebola vysoká a implementácia Harperovej metódy si vyžiadala dlhé roky leštenia.
V roku 2013 bolo úspešne otestované unikátne zariadenie Gemini Planet Imager pre foto a spektrografiu exoplanét, určené pre osemmetrové teleskopy Gemini. Umožňuje pomocou AO pozorovať planéty, ktorých zdanlivá jasnosť je miliónkrát menšia ako jasnosť hviezd, okolo ktorých obiehajú.
Na jar 1991 sa Pentagon rozhodol odstrániť nálepku utajenia z väčšiny prác na adaptívnej optike. Prvé správy o ňom odzneli v máji na konferencii Americkej astronomickej asociácie v Seattli. Čoskoro nasledovali časopisecké publikácie. Hoci americká armáda pokračovala v presadzovaní adaptívnej optiky, odtajnené výsledky z 80. rokov sa stali majetkom astronómov.
Skvelý ekvalizér
„AO umožnila pozemným teleskopom po prvý raz získavať údaje o štruktúre veľmi vzdialených galaxií,“ hovorí profesorka astronómie a astrofyziky Claire Max z University of Santa Cruz. - Pred érou AO ich bolo možné pozorovať v optickom dosahu len z vesmíru. Všetky pozemné pozorovania pohybu hviezd v blízkosti supermasívnej čiernej diery v strede Galaxie sa tiež vykonávajú pomocou AO.
AO dal veľa pre štúdium slnečnej sústavy. S jeho pomocou sa získali rozsiahle informácie o páse asteroidov - najmä o binárnych systémoch asteroidov. AO obohatila poznatky o atmosférach planét slnečnej sústavy a ich satelitov. Vďaka nej sa už pätnásť rokov uskutočňujú pozorovania plynového obalu Titanu, najväčšieho satelitu Saturnu, čo umožnilo sledovať denné a sezónne zmeny v jeho atmosfére. Takže sa už nazhromaždilo rozsiahle množstvo údajov o poveternostných podmienkach na vonkajších planétach a ich satelitoch.
V istom zmysle adaptívna optika zrovnoprávnila možnosti pozemskej a vesmírnej astronómie. Vďaka tejto technológii poskytujú najväčšie stacionárne teleskopy so svojimi obrovskými zrkadlami oveľa lepšie rozlíšenie ako Hubbleov teleskop alebo zatiaľ nespustený IR teleskop Jamesa Webba. Meracie prístroje pre pozemné observatóriá navyše nemajú prísne hmotnostné a rozmerové obmedzenia, ktoré sú podmienené konštrukciou vesmírneho vybavenia. Nebolo by teda prehnané povedať, “usúdil profesor Max,” že adaptívna optika radikálne zmenila mnohé odvetvia modernej vedy o vesmíre.
Adaptívna optika
Teraz popíšeme niekoľko použití, ktoré by sa na prvý pohľad mohli zdať zo sci-fi. Jedným z nich je aj tzv. adaptívna optika.
Adaptívna optika zlepšuje kvalitu obrazu vo veľkých ďalekohľadoch tým, že kompenzuje skreslenia spôsobené atmosférou, t.j. skreslenie svetelných lúčov pri prechode atmosférou. Takéto skreslenie je ľahko viditeľné, ak napríklad počas horúceho dňa pozorujete krajinu so zapadajúcim slnkom. Obraz sa zdá byť roztrasený (zákal). Adaptívna optika kompenzuje tieto skreslenia, a preto sa niekedy označuje ako „technika, ktorá zastaví blikanie hviezd“. Táto definícia môže vyvolať pobúrenú reakciu: "Ale to je hrozné a malo by to byť zakázané!"
Pozrime sa, čo sa vlastne stane. Hviezdy sa nachádzajú tak ďaleko od Zeme, že ich svetlo k nám prichádza vo forme rovinných vĺn (ploché čelo). Teoreticky je ďalekohľad vybavený dokonalou optikou, ktorá sústreďuje svetlo do malého jasného kruhu, ktorého veľkosť je obmedzená len javmi difrakcie, t.j. vplyv priemeru hlavnej šošovky alebo zrkadla na dopadajúcu vlnu. Dve blízke hviezdy možno vidieť zreteľne oddelené, ak je uhol, pod ktorým sú viditeľné ďalekohľadom, väčší ako minimálny uhol, pri ktorom sa obe jasné škvrny, z ktorých každá vytvára hviezda, spájajú do jedného bodu. Tento minimálny uhol sa nazýva uhlové rozlíšenie. Lord Rayleigh dal kritérium pre túto hodnotu. Uhlové rozlíšenie ďalekohľadu rádovo v oblúkových sekundách je určené stálosťou čela vlny pre vlnu prevedenú vstupným otvorom ďalekohľadu. Hubbleov vesmírny teleskop na obežnej dráhe okolo Zeme má teda priemer ďalekohľadu 2,4 m a uhlové rozlíšenie blízke 0,05 oblúkovej sekundy. Na Zemi má rovnaký 2,4 m ďalekohľad uhlové rozlíšenie 20-krát horšie v dôsledku deformácií v atmosfére.
Teleskopy sú postavené s veľkými otvormi, t.j. so zrkadlami s veľkým priemerom (až niekoľko metrov), s povrchom spracovaným s vysokou presnosťou (až do zlomku vlnovej dĺžky). Obrovské kolektory svetla umožňujú detekovať a študovať vlastnosti veľmi slabých (vzdialených) objektov práve preto, že ich obrovské vstupné otvory by mohli zachytávať slabé svetlo vyžarované objektom. A čo viac, teleskopy s vysokým rozlíšením umožňujú vidieť viac detailov pozorovaných objektov. Bohužiaľ, malé kolísanie atmosférickej teploty spôsobuje kolísanie indexu lomu vzduchu. To zase vedie k tomu, že rôzne časti pôvodného čela vlny sa pohybujú mierne odlišnými dráhami a obraz v ďalekohľade je podľa toho rozmazaný. O takýchto odchýlkach sme už hovorili. Snímka disku hviezdy urobená 4-metrovým ďalekohľadom namontovaným na zemi má zvyčajne 40-krát optimálnu veľkosť, ktorú by naznačovala teória difrakcie. Technicky sa to označuje ako koherentný priemer atmosféry a jeho hodnota je zvyčajne 10-20 cm Skutočnosť, že fotóny zo vzdialeného objektu sú rozptýlené na mieste 40-krát väčšom ako je difrakčný limit, znamená, že intenzita obrazu je 402 krát menej. Preto, aj keď veľké teleskopy s apertúrou väčšou ako koherentný priemer atmosféry dokážu zhromaždiť viac fotónov, z hľadiska zvyšovania rozlíšenia to nič neznamená. Kritici môžu túto skutočnosť interpretovať ako neúmerne drahú pre najväčšie svetové teleskopy.
Isaac Newton napísal v roku 1730 vo svojej knihe Opticks:
„Ak by teória výroby ďalekohľadov mohla pokračovať v praxi, potom by aj v tomto prípade existovali určité limity, ktoré nemožno pri výrobe ďalekohľadov prekročiť. Vzduch, cez ktorý sa pozeráme na Hviezdy, je v stave večného Chvenia; ako môžeme vidieť chvejúci sa pohyb tieňov vrhaných vysokými vežami a trblietanie hviezd. Tieto hviezdy však pri pozorovaní cez ďalekohľady s veľkými otvormi neblikajú. Lúče Svetla, ktoré dopadajú na rôzne časti otvoru, sa samy chvejú s rôznymi a niekedy opačnými účinkami. Dopadajú súčasne na rôzne časti sietnice a ich chvejúce sa pohyby sú príliš rýchle a zmiešané a nevnímajú sa oddelene. A všetky tieto osvetlené Bodky vytvárajú jednu širokú jasnú Bodku zloženú z týchto mnohých chvejúcich sa Bodiek, zmätených a nerozoznateľných navzájom zmiešaných vďaka veľmi krátkym a rýchlym Chvením. Z tohto dôvodu sa Hviezda zdá byť širšia, než v skutočnosti je, a vôbec sa netrasie. Dlhé teleskopy môžu urobiť objekt jasnejší a väčší ako krátke teleskopy, ale tiež nedokážu odstrániť rozmazanie lúčov spôsobené chvením v atmosfére. Jediným liekom je priehľadný a pokojný vzduch, ktorý možno možno nájsť na vrcholkoch najvyšších hôr, nad najvyššími mrakmi."
Je zrejmé, že na korekciu účinkov atmosférických porúch známych od Newtonových čias sú potrebné niektoré systémy. Takýmto systémom je adaptívna optika. Historicky sa môžete odvolať na prvý príklad použitia adaptívnej optiky Archimedesom v roku 215 pred Kristom. NS. zničiť rímsku flotilu. Keď sa rímska flotila priblížila k Syrakúzam, vojaci zoradení boli schopní zamerať slnečné svetlo na lode pomocou svojich štítov ako zrkadiel. Týmto spôsobom boli stovky lúčov slnečného svetla nasmerované na malú oblasť lode. Intenzita stačila na zapálenie. Tak, ako hovorí legenda, bolo možné zabrániť útoku nepriateľskej flotily. Tento originálny nápad sa stal legendou ako „horiace zrkadlo“ Archimedes.
V roku 1953 Babcock, vtedajší riaditeľ astronomického observatória Mount Wilson v Kalifornii, navrhol použitie deformovateľných optických prvkov riadených vlnoplochovými senzormi na kompenzáciu skreslení v obrázkoch teleskopov spôsobených atmosférou. Zdá sa, že ide o úplne prvý vedecký návrh na použitie adaptívnej optiky.
Väčšinu priekopníckych prác na adaptívnej optike vykonala americká armáda v 70. a 80. rokoch 20. storočia. Zaujímali sa o aplikácie súvisiace so šírením laserových lúčov v atmosfére na lepšie určovanie polôh satelitov a na lepšie riadenie letu rakiet. Tieto štúdie boli vysoko klasifikované. Prvý systém AO nainštalovalo (a stále je v prevádzke) letectvo na Havaji v roku 1982.
V astronómii sa experimentálne systémy adaptívnej optiky začali rozvíjať na začiatku 80. rokov, keď bola väčšina vojenských prác ešte utajovaná. Dva výskumné programy, jeden zahŕňajúci astronómov a druhý súvisiaci s armádou, sa vyvíjali paralelne bez vzájomnej výmeny informácií. Spočiatku panoval skepticizmus o užitočnosti tejto techniky a bolo ťažké získať finančné prostriedky. V roku 1991 sa situácia zmenila. Väčšina materiálu bola odtajnená a teleskopy začali vďaka adaptívnej optike produkovať ostrejšie snímky. Odvtedy vojenskí a akademickí pracovníci spolupracujú.
Ryža. 65 ukazuje všeobecné usporiadanie ďalekohľadu, ktorý používa adaptívnu optiku. Senzor čela vlny zachytáva čelo prichádzajúcej vlny, aby zmeral požadované lokálne deformácie. Systém spracovania informácií ju premení na signál, ktorý možno okamžite použiť na korekciu čela vlny.
Ryža. 65. Schéma systému adaptívnej optiky. Svetlo vstupujúce do ďalekohľadu najskôr dopadá na pohyblivé zrkadlo M 1, ktoré koriguje sklon čela vlny. Potom sa zostávajúce aberácie korigujú deformovateľným zrkadlom M 2 a korigovaná vlna je nasmerovaná do prijímača C. Časť svetla je zbieraná naklonenými zrkadlami S 1 a S 2, aby sa získali signály potrebné na ovládanie zrkadiel M 1 a M2
Korekcia v reálnom čase by mala spôsobiť skreslenie rovnaké a opačné v znamienku ako je spôsobené atmosférou. Táto operácia sa musí opakovať tak rýchlo, ako dôjde k zmenám v atmosfére, zvyčajne 10 až 1000 krát za sekundu. V skutočnom systéme sa táto korekcia robí pomocou deformovateľného zrkadla, čo je tenká membrána, ktorej tvar je ovládaný súpravou piezoelektrických posúvačov pripevnených na zadnej strane.
Informácie o skreslení čela vlny je možné získať zo samotného objektu (cieľa), ak ide o bodový zdroj (hviezdu) a je dostatočne jasný – jasnejší ako hviezda šiestej magnitúdy (najslabšia hviezda viditeľná voľným okom). Mnohé objekty záujmu astronómov však nie sú bodovými zdrojmi, ale skôr rozšírenými objektmi (ako sú planéty alebo hmloviny), ktoré sú viac ako tisíckrát slabšie ako hviezdy šiestej magnitúdy. V týchto prípadoch môžete na určenie referenčnej vlnoplochy použiť najbližšiu hviezdu, ale svetlo musí prechádzať tou istou oblasťou atmosféry ako svetlo zo skúmaného objektu. To znamená, že takáto referenčná hviezda by mala byť vo vnútri rohu asi 2 oblúkové sekundy. To zodpovedá veľmi malej časti oblohy, kde je ťažké nájsť hviezdu, ktorá je dostatočne jasná. Zostáva teda jediná alternatíva: umelo vytvoriť navádzaciu hviezdu (maják) jasnejšiu ako šiesta magnitúda.
Tu vstupuje do hry laser. Takýto umelý zdroj sa získa osvetlením určitej oblasti vo vyšších vrstvách atmosféry výkonným laserom, kde sa nachádzajú látky, ktoré sú pri osvetlení schopné znovu vyžarovať svetlo. Na tento účel je možné použiť sodík, ktorý je prítomný v dostatočnej koncentrácii v atmosfére medzi 80 a 100 km. Na excitáciu sodíka (línia D) sa používa laser s vlnovou dĺžkou 5890 A. Systémy s takýmito referenčnými hviezdami vybudovali napríklad na observatóriách v Albuquerque (Nové Mexiko, USA), v Calar Alto (Španielsko), a na Lick Observatory (Kalifornia, USA).
Astronómovia budú čoskoro schopní merať priemery hviezd jasnejších ako desatina magnitúdy; pozorovať škvrny na ich povrchu a merať zmeny polohy, aby ste mohli posúdiť prítomnosť planét okolo nich. Obrovský pokrok, ktorý sa dosiahol, nám umožňuje veriť, že planéty bude možné vidieť aj v blízkosti vzdialených hviezd. Tieto planéty je potrebné vidieť na pozadí rozptýleného svetla samotnej hviezdy, okolo ktorej sa točia (rozdiel v jasnosti je 109). Na druhej strane, štúdie vyhľadávania planét môžu použiť samotnú hviezdu ako referenčný zdroj. Ďalšia generácia pozemných teleskopov bude schopná odhaliť planéty obiehajúce okolo niektorých hviezd, ktoré sú nám najbližšie.
Obsah článku
ADAPTÍVNA OPTIKA, v astronómii - automatický opticko-mechanický systém určený na korekciu atmosférického skreslenia obrazu v reálnom čase, ktorý dáva ďalekohľad. Systémy adaptívnej optiky sa používajú v pozemných optických a infračervených ďalekohľadoch na zlepšenie čistoty obrazu. Sú tiež nevyhnutné pre fungovanie astronomických interferometrov používaných na meranie veľkosti hviezd a hľadanie ich blízkych satelitov, najmä planét. Systémy adaptívnej optiky majú aj neastronomické aplikácie: napríklad, keď je potrebné pozorovať tvar umelých zemských satelitov, aby bolo možné ich identifikovať. Vývoj systémov adaptívnej optiky sa začal v 70. rokoch a nabral na obrátkach v 80. rokoch v súvislosti s programom „Star Wars“, ktorý zahŕňal vývoj pozemných laserových protisatelitných zbraní. Prvé štandardné systémy aktívnej optiky začali fungovať na veľkých astronomických ďalekohľadoch okolo roku 2000.
Atmosféra.
Lúče svetla vychádzajúce z kozmických zdrojov, prechádzajúce nehomogénnou atmosférou Zeme, zažívajú silné skreslenia. Napríklad vlnoplocha svetla prichádzajúceho zo vzdialenej hviezdy (ktorú možno považovať za nekonečne vzdialený bod) má na vonkajšom okraji atmosféry dokonale plochý tvar. Ale po prechode cez turbulentný vzduchový obal a dosiahnutí povrchu Zeme, ploché čelo vlny stráca svoj tvar a stáva sa podobným zvlnenej morskej hladine. To vedie k tomu, že obraz hviezdy sa mení z „bodu“ na neustále sa chvejúcu a kypiacu kvapku. Pri pohľade voľným okom to vnímame ako rýchle žmurkanie a chvenie hviezd. Pri pohľade cez ďalekohľad namiesto „bodovej“ hviezdy vidíme chvejúci sa a dúhový bod; obrazy hviezd blízko seba sa spájajú a oddelene sa stávajú nerozoznateľnými; rozšírené objekty - Mesiac a Slnko, planéty, hmloviny a galaxie - strácajú ostrosť, strácajú drobné detaily.
Na fotografiách urobených ďalekohľadom je uhlová veľkosť najmenších detailov zvyčajne 2-3I; na najlepších observatóriách je občas 0,51. Treba mať na pamäti, že pri absencii atmosférických skreslení poskytuje teleskop s 1 m šošovkou uhlové rozlíšenie asi 0,1 a s 5 m šošovkou dáva rozlíšenie 0,02. V skutočnosti taká vysoká kvalita obrazu s konvenčnými pozemnými ďalekohľadmi nie je nikdy realizovaná kvôli vplyvu atmosféry.
Pasívnou metódou boja proti atmosférickým deformáciám je, že observatóriá sú postavené na vrcholoch hôr, zvyčajne v nadmorskej výške 2-3 km, pričom sa vyberajú miesta s najpriehľadnejšou a najpokojnejšou atmosférou ( cm... ASTROKLÍMA). Ale postaviť hvezdárne a pracovať v nadmorskej výške viac ako 4,5 km je prakticky nemožné. Preto sa aj na tých najlepších vysokohorských observatóriách väčšina atmosféry nachádza nad ďalekohľadom a výrazne kazí zábery.
Úloha astronóma pozorovateľa.
Vo všeobecnosti možno povedať, že problém „získania lepšieho obrazu ako poskytuje atmosféra“ sa v astronómii rieši rôznymi spôsobmi. Historicky, v ére vizuálneho pozorovania cez ďalekohľad, sa astronómovia naučili starostlivo zachytiť momenty dobrých snímok. Kvôli náhodnej povahe atmosférických skreslení sa v niektorých momentoch stanú bezvýznamnými a na obrázku sa objavia malé detaily. Najskúsenejší a najvytrvalejší pozorovatelia sledovali tieto momenty celé hodiny a dokázali tak načrtnúť veľmi jemné detaily povrchu Mesiaca a planét, ako aj odhaliť a zmerať veľmi blízke dvojhviezdy. Ale extrémna zaujatosť tejto metódy sa jasne prejavila v príbehu o marťanských kanáloch: niektorí pozorovatelia ich videli, iní nie.
Využitie fotografických platní v astronómii umožnilo odhaliť mnohé nové objekty neprístupné oku pre ich nízku svetelnosť. Fotografická emulzia pri slabom osvetlení má však veľmi nízku citlivosť na svetlo, preto začiatkom 20. storočia. astronomická fotografia si vyžadovala mnoho hodín expozície. Počas tejto doby atmosférické otrasy výrazne znižujú kvalitu obrazu v porovnaní s vizuálnou.
Niektorí astronómovia sa pokúsili bojovať proti tomuto javu a nezávisle zohrávali úlohu aktívnych a čiastočne adaptívnych optických systémov. Americkí astronómovia JE Keeler (Keeler JE, 1857-1900) a W. Baade (W. Baade, 1893-1960) upravili zaostrenie teleskopu počas expozície a pozorovali pri veľmi veľkom zväčšení (asi 3000-krát) tvar hviezdna kóma na okraji zorného poľa. A slávny konštruktér ďalekohľadov J. W. Richey (Ritchey G.W., 1864-1945) vyvinul špeciálnu fotografickú kazetu na pohyblivej platforme – takzvanú „Richieho kazetu“; s jeho pomocou môžete rýchlo odstrániť fotografickú platňu z ohniska ďalekohľadu, nahradiť ju zaostrovacím zariadením (Foucault nôž) a potom vrátiť kazetu presne do predchádzajúcej polohy. Počas expozície Richie niekoľkokrát odsunul kazetu nabok, keď cítil, že potrebuje upraviť zaostrenie. Okrem toho pozorovaním kvality obrazu a jeho polohy v okulári umiestnenom vedľa kazety Richie neustále korigoval polohu kazety a učil sa, ako rýchlo zavrieť uzávierku, keď sú obrázky nekvalitné. Táto práca si od astronóma vyžadovala veľmi veľké úsilie, ale sám Richie týmto spôsobom získal nádherné fotografie špirálových galaxií, na ktorých sa po prvý raz zviditeľnili jednotlivé hviezdy; tieto nádherné fotografie boli reprodukované vo všetkých učebniciach 20. storočia. Richieho kazeta však nebola široko používaná pre veľkú náročnosť práce s ňou.
Vývoj fotografických a video zariadení umožnil rýchlo zachytiť obraz objektu v režime filmovania, po ktorom nasledoval výber najúspešnejších snímok. Boli vyvinuté aj sofistikovanejšie metódy aposteriórnej analýzy obrazu, napríklad metódy spektrálnej interferometrie, ktoré umožňujú odhaliť polohu a jas objektov s predtým známymi vlastnosťami, ako sú „bodové“ hviezdy, v rozmazanom mieste v atmosféru. Matematické metódy obnovy obrazu môžu tiež zvýšiť kontrast a zvýrazniť jemné detaily. Ale tieto metódy nie sú použiteľné počas procesu pozorovania.
Princípy adaptívnej optiky.
Vypustenie Hubbleovho optického teleskopu s priemerom 2,4 m na obežnú dráhu v roku 1990 a jeho mimoriadne efektívna prevádzka v ďalších rokoch preukázali veľký potenciál teleskopov bez atmosférických skreslení. Ale vysoké náklady na stavbu a prevádzku vesmírneho teleskopu prinútili astronómov hľadať spôsoby, ako kompenzovať atmosférické poruchy v blízkosti zemského povrchu. Nástup vysokorýchlostných počítačov a v neposlednom rade túžba armády vytvoriť systém vesmírnych zbraní s pozemnými lasermi vyvolali potrebu kompenzovať atmosférické skreslenia obrazu v reálnom čase. Systém adaptívnej optiky umožňuje zarovnať a stabilizovať vlnoplochu žiarenia prenášaného atmosférou, umožňuje nielen prijímať jasný obraz vesmírneho objektu v ohnisku ďalekohľadu, ale aj vysielať ostro zaostrený laserový lúč z Zem do vesmíru. Vojenské zariadenia tohto typu sa našťastie nerealizovali, no práca vykonaná v tomto smere veľmi pomohla astronómom takmer úplne si uvedomiť teoretické parametre veľkých ďalekohľadov z hľadiska kvality obrazu. Okrem toho vývoj aktívnej optiky umožnil postaviť pozemné optické interferometre založené na ďalekohľadoch s veľkým priemerom: keďže po prechode atmosférou je koherentná dĺžka svetla len asi 10 cm, pozemný interferometer nemôže fungovať bez adaptívneho optického systému.
Úlohou adaptívnej optiky je v reálnom čase neutralizovať skreslenia vnášané atmosférou do obrazu vesmírneho objektu. Adaptívny systém zvyčajne pracuje v spojení so systémom aktívnej optiky, ktorý udržuje štruktúru ďalekohľadu a optické prvky v „dokonalom“ stave. Systémy aktívnej a adaptívnej optiky spoločne približujú kvalitu obrazu k extrémne vysokej, determinovanej základnými fyzikálnymi efektmi (hlavne difrakciou svetla na šošovke ďalekohľadu).
V princípe sú systémy aktívnej a adaptívnej optiky navzájom podobné. Oba obsahujú tri hlavné prvky: 1) analyzátor obrazu, 2) počítač s programom, ktorý generuje korekčné signály a 3) vykonávacie mechanizmy, ktoré menia optický systém ďalekohľadu tak, aby sa obraz stal „ideálnym“. Kvantitatívny rozdiel medzi týmito systémami spočíva v tom, že korekciu chýb samotného ďalekohľadu (aktívnej optiky) je možné vykonať pomerne zriedkavo - s intervalom od niekoľkých sekúnd do 1 minúty; rušenie spôsobené atmosférou (adaptívna optika) je však potrebné korigovať oveľa častejšie - niekoľko desiatok až tisíckrát za sekundu. Preto systém adaptívnej optiky nemôže zmeniť tvar masívneho hlavného zrkadla ďalekohľadu a je nútený ovládať tvar špeciálneho prídavného „ľahkého a mäkkého“ zrkadla inštalovaného na výstupnej pupile ďalekohľadu.
Implementácia adaptívnej optiky.
Na možnosť korekcie atmosférických skreslení obrazu pomocou deformovateľného zrkadla prvýkrát poukázal americký astronóm Horace Babcock v roku 1953 (Babcock H.W., s. 1912). Na kompenzáciu skreslení navrhol využiť odraz svetla od olejového filmu, ktorého povrch je deformovaný elektrostatickými silami. Na podobné účely sa dnes vyvíjajú elektrostaticky riadené tenkovrstvové zrkadlá, hoci obľúbenejším ovládačom sú piezoelektrické prvky so zrkadlovým povrchom.
Rovina predná časť svetelnej vlny prechádzajúca atmosférou je skreslená a v blízkosti ďalekohľadu má pomerne zložitú štruktúru. Na charakterizáciu skreslenia sa zvyčajne používa parameter r 0 - polomer koherencie čela vlny, definovaný ako vzdialenosť, pri ktorej rms fázový rozdiel dosiahne 0,4 vlnovej dĺžky. Vo viditeľnom rozsahu pri vlnovej dĺžke 500 nm leží v prevažnej väčšine prípadov r0 v rozsahu od 2 do 20 cm; za typické sa často považujú podmienky, keď r 0 = 10 cm. Uhlové rozlíšenie veľkého pozemného ďalekohľadu pracujúceho v turbulentnej atmosfére s dlhou expozíciou je rovnaké ako u ideálneho ďalekohľadu s priemerom r 0 pracujúceho mimo atmosféry. Keďže hodnota r 0 rastie približne úmerne s vlnovou dĺžkou žiarenia (r 0 µ l 6/5), atmosférické skreslenie v infračervenej oblasti je výrazne menšie ako vo viditeľnej oblasti.
Pre malé pozemné teleskopy, ktorých priemer je porovnateľný s r 0, môžeme predpokladať, že čelo vlny je v objektíve ploché a v každom okamihu je náhodne naklonené o určitý uhol. Sklon prednej strany zodpovedá posunutiu obrazu v ohniskovej rovine alebo, ako hovoria astronómovia, chveniu (v atmosfére sa používa termín "kolísanie uhla príchodu"). Na kompenzáciu chvenia v takýchto ďalekohľadoch stačí zaviesť ploché ovládateľné zrkadlo nakláňajúce sa pozdĺž dvoch vzájomne kolmých osí. Skúsenosti ukazujú, že takéto jednoduché ovládacie zariadenie v systéme adaptívnej optiky malého ďalekohľadu výrazne zlepšuje kvalitu obrazu pri dlhých expozíciách.
V prípade ďalekohľadov s veľkým priemerom (D) obsahuje plocha šošovky približne (D / r 0) 2 kvázirovinové prvky čela vlny. Toto číslo určuje náročnosť konštrukcie kompenzačného zrkadla, t.j. počet piezoelektrických prvkov, ktoré sa pôsobením riadiacich signálov s vysokou frekvenciou (až stovky hertzov) sťahujú a rozťahujú a menia tvar "mäkkého" zrkadla. Je ľahké odhadnúť, že pri veľkom ďalekohľade (D = 8–10 m) bude úplná korekcia tvaru vlnoplochy v optickom rozsahu vyžadovať korekčné zrkadlo s (10 m / 10 cm) 2 = 10 000 ovládateľných prvkov. Pri súčasnom vývoji systémov adaptívnej optiky je to prakticky nemožné. Avšak v blízkej infračervenej oblasti, kde r 0 = 1 m, by korekčné zrkadlo malo obsahovať asi 100 prvkov, čo je celkom dosiahnuteľné. Napríklad systém adaptívnej optiky interferometra Very Large Telescope (VLT) Európskeho južného observatória v Čile má korekčné zrkadlo so 60 ovládateľnými prvkami.
Okamžitý obraz jasnej jednej hviezdy sa zvyčajne analyzuje, aby sa generovali signály, ktoré riadia tvar korekčného zrkadla. Ako prijímač sa používa vlnoplochový analyzátor umiestnený na výstupnej pupile ďalekohľadu. Cez pole mnohých malých šošoviek vstupuje svetlo hviezdy do CCD, ktorého signály sú digitalizované a analyzované počítačom. Riadiaci program zmenou tvaru korekčného zrkadla dosiahne, že obraz hviezdy má ideálny „bodový“ vzhľad.
Experimenty so systémami adaptívnej optiky sa začali koncom 80. rokov a v polovici 90. rokov sa už dosiahli veľmi povzbudivé výsledky. Od roku 2000 prakticky všetky veľké teleskopy využívajú také systémy, ktoré umožňujú dostať uhlové rozlíšenie ďalekohľadu na jeho fyzikálnu (difrakčnú) hranicu. Koncom novembra 2001 začal systém adaptívnej optiky fungovať na 8,2-metrovom ďalekohľade Yepun, ktorý je súčasťou veľmi veľkého teleskopu (VLT) Európskeho južného observatória v Čile. To výrazne zlepšilo kvalitu pozorovaného vzoru: teraz je uhlový priemer hviezdnych obrazov 0,07 I v rozsahu K (2,2 μm) a 0,04 I v rozsahu J (1,2 μm).
Umelá hviezda.
Na rýchlu analýzu obrazu v systéme adaptívnej optiky sa používa referenčná hviezda, ktorá by mala byť dosť jasná, pretože jej svetlo je rozdelené vlnoplochovým analyzátorom do stoviek kanálov a v každom z nich je zaznamenané s frekvenciou asi 1 kHz. . Okrem toho by sa jasná referenčná hviezda mala nachádzať na oblohe blízko skúmaného objektu. V zornom poli ďalekohľadu však nie sú vždy vhodné hviezdy: na oblohe nie je toľko jasných hviezd, a preto bolo donedávna možné pomocou systémov adaptívnej optiky pozorovať iba 1 % oblohy. Na odstránenie tohto obmedzenia bolo navrhnuté použiť „umelý maják“, ktorý by bol umiestnený v blízkosti skúmaného objektu a pomáhal pri sondovaní atmosféry. Experimenty ukázali, že pre aktívnu optiku je veľmi vhodné použiť špeciálny laser na vytvorenie „umelej hviezdy“ (LGS = Laser Guide Star) v hornej atmosfére – malej svetlej škvrny, ktorá je neustále prítomná v zornom poli ďalekohľadu. Spravidla sa na to používa kontinuálny laser s výstupným výkonom niekoľko wattov, naladený na frekvenciu rezonančnej sodíkovej čiary (napríklad na čiaru D2Na). Jeho lúč je zaostrený v atmosfére vo výške asi 90 km, kde sa nachádza prirodzená vrstva vzduchu obohatená o sodík, ktorého žiara je práve excitovaná laserovým lúčom. Fyzická veľkosť svetelnej oblasti je asi 1 m, ktorá je zo vzdialenosti 100 km vnímaná ako objekt s uhlovým priemerom asi 1I.
Napríklad v systéme ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), vyvinutom v Ústave mimozemskej fyziky a Astronómskom ústave spoločnosti. Max Planck (Nemecko) a uvedený do skúšobnej prevádzky v roku 1998, 25W laser s argónovou pumpou budí farbiaci laser s výstupným výkonom 4,25 W, ktorý produkuje žiarenie v línii sodíka D 2 . Toto zariadenie vytvára umelú hviezdu s vizuálnou magnitúdou 9-10. Je pravda, že výskyt aerosólu v atmosfére alebo pozorovanie vo veľkých zenitových vzdialenostiach výrazne znižuje jas a kvalitu umelej hviezdy.
Keďže lúč silného lasera môže v noci oslepiť pilota lietadla, astronómovia prijímajú bezpečnostné opatrenia. Videokamera so zorným poľom 200 monitoruje oblasť oblohy okolo umelej hviezdy tým istým ďalekohľadom a keď sa objaví akýkoľvek objekt, vydá príkaz uzávierke, ktorá zablokuje laserový lúč.
Tvorba na konci 20. storočia. systémy adaptívnej optiky otvorili nové perspektívy pre pozemnú astronómiu: uhlové rozlíšenie veľkých pozemných ďalekohľadov vo viditeľnom rozsahu sa priblížilo schopnostiam Hubbleovho vesmírneho teleskopu a dokonca ich výrazne prekročilo v oblasti blízkej infračervenej oblasti. Adaptívna optika umožní vo veľmi blízkej budúcnosti uviesť do prevádzky veľké optické interferometre schopné najmä skúmať planéty v blízkosti iných hviezd.
Vladimír Šurdín
Petrohradská národná výskumná univerzita informačných technológií, mechaniky a optiky
Fakulta fotoniky a optoinformatiky
Katedra počítačovej fotoniky a videoinformatiky
v odbore Teória systémov a Analýza systémov
« ANALYTICKÝ PREHĽAD CHARAKTERISTICKÝCH VLASTNOSTÍ MODERNÝCH KOMPONENTOV ADAPTÍVNYCH OPTICKÝCH SYSTÉMOV»
Študent: Romanov I.E.
Skupina: 4352
Učiteľ: Gurov I.P.
St. Petersburg
Úvod …………………………………………………………. ………………… .2
Adaptívny optický systém ………………………………………………… 3
Vlnové snímače ……………………………………… .. ……… ..5
Korektory Wavefront ………………………………………. ……… ..9
1) Segmentové zrkadlá ...................................................... ..................... desať
2) Zrkadlá s pevným povrchom ……………………………… ... 11
2.1) Bimorfné zrkadlá ………………………………………… ..... 12
2.2) Membránové zrkadlá …………………… .. ………………… .14
3) MOEMS (kremíková technológia) ……………… .. ……………… ... 14
Záver ………………………………………………………… .. ………………… ... 15
Referencie ………………………………………………………… ... 16
Dodatočné zdroje informácií ………………………………… ..17
Úvod
Adaptívna optika (AO) je odvetvie optiky, ktoré vyvíja optické systémy s dynamickým riadením tvaru čela vlny na kompenzáciu náhodných porúch a zvýšenie limitu rozlíšenia pozorovacích zariadení, stupňa koncentrácie žiarenia na prijímači alebo cieli. Adaptívna optika sa začala rýchlo rozvíjať v 50. rokoch minulého storočia. v súvislosti s problémom kompenzácie predných deformácií spôsobených atmosférickou turbulenciou a uvalením hlavného obmedzenia na rozlišovaciu schopnosť pozemných ďalekohľadov. Neskôr sa k tomu pridali problémy s vytváraním obežných ďalekohľadov a výkonných laserových žiaričov, ktoré podliehajú iným druhom rušenia.
Adaptívna optika sa používa v rôznych oblastiach vedy a techniky. Napríklad pri navrhovaní pozemných astronomických ďalekohľadov, v optických komunikačných systémoch, v priemyselnej laserovej technike, v medicíne atď., kde umožňuje kompenzovať, resp. prvky ľudského oka.
Cieľom tejto práce je študovať adaptívne optické systémy, ako aj vykonať analytický prehľad vlastností ich komponentov.
Adaptívny optický systém
Na možnosť korekcie atmosférických skreslení obrazu pomocou deformovateľného zrkadla prvýkrát poukázal v roku 1953 americký astronóm Horace H.W. Predstavil si vytvorenie prístroja, ktorý by meral dynamické skreslenie atmosféry v reálnom čase a korigoval ho pomocou rýchlo rekonfigurovateľných optických tvarovacích prvkov. Jeho predstavy však v tom čase nebolo možné realizovať pre obmedzené technológie.
Hlavným problémom, ktorý môže byť vyriešený systémom adaptívnej optiky, je eliminovať poruchy čela vlny spôsobené nekontrolovanými náhodnými vplyvmi. Medzi najznámejšie systémy tohto typu patria:
Pozemné teleskopy v dôsledku nehomogenity zemskej atmosféry je rozlišovacia schopnosť týchto systémov znížená.
Systémy na vytváranie a zaostrovanie laserového žiarenia.
Laserové meracie systémy pracujúce v atmosfére.
Optické systémy vysokovýkonných laserov.
Implementácia adaptívnych optických systémov je určená špecifickým rozsahom problémov, ktoré rieši. Všeobecné princípy budovania takýchto systémov sú však rovnaké. Konštruktívne adaptívny optický systém sa zvyčajne skladá zo senzora na meranie skreslenia (wavefront senzor), vlnoplochového korektora a riadiaceho systému, ktorý implementuje komunikáciu medzi senzorom a korektorom. Všeobecná schéma adaptívnej optickej schémy je znázornená na obr. 1.
Ryža. 1. Všeobecná schéma adaptívneho optického systému
Wavefront senzory
Wavefront senzor (WF) je jedným z prvkov adaptívneho systému na korekciu laserového žiarenia. Jeho úlohou je merať zakrivenie čela vlny a prenášať tieto merania do spracovacieho zariadenia (obr. 2).
Ryža. 2. Obraz skresleného čela vlny získaný pomocou poľa mikrošošoviek.
Hlavné dôvody zakrivenia čela vlny sú:
Turbulencie atmosféry.
Nedokonalosť tvarov optických prvkov systému.
Chyby zarovnania systému atď.
V súčasnosti existuje široká škála FWF. Najbežnejšia je však založená na Shack-Hartmannovej schéme (obr. 3.).
Ryža. 3. Typický obvod Hartmannovho senzora
História takéhoto senzora sa začala v roku 1900, keď sa nemecký fyzik a astronóm Johannes Franz Hartmann rozhodol použiť veľa malých otvorov na sledovanie dráhy jednotlivých svetelných lúčov cez veľký ďalekohľad, čo mu umožnilo kontrolovať kvalitu obrazu. Neskôr, v 60. rokoch 20. storočia Roland Schack a Ben Platt upravili túto technológiu nahradením clony viacerými šošovkami (lentikulárny raster).
Tento snímač sa vďaka svojim výhodám najčastejšie používa v korekčných systémoch čela vlny. Jednou z hlavných výhod snímača Shack-Hartmann je jeho schopnosť merať široký rozsah sklonov čela vlny, keď skreslenia nemožno merať inými metódami (napríklad interferencia). Takýto snímač možno použiť na detekciu aberácií v profile nekolimovaného laserového lúča. Okrem toho má nízku citlivosť na mechanické vibrácie a môže pracovať s vysoko výkonnými, femtosekundovými impulzmi.
Senzor typu Shack-Hartmann pozostáva z poľa mikrošošoviek a fotodetektora umiestneného v ich ohniskovej rovine. Každá šošovka má zvyčajne 1 mm alebo menej. Šošovky snímača rozdeľujú skúmanú vlnoplochu na subapertúry (apertúru jednej mikrošošovky), čím vytvárajú súbor ohniskových bodov v ohniskovej rovine. Poloha každého z bodov závisí od lokálneho sklonu čela vlny lúča prichádzajúceho na vstup senzora. Meraním bočných posunov ohniskových bodov je možné vypočítať priemerné uhly sklonu čela vlny v rámci každého z podapertúr. Tieto hodnoty sa používajú na výpočet profilu vlny cez celú apertúru snímača.
Ryža. 4. Ako funguje Wavefront Sensor
Keď je prichádzajúce čelo vlny ploché, všetky obrázky sú usporiadané v pravidelnej mriežke definovanej geometriou poľa šošoviek. Akonáhle je vlnoplocha skreslená, obrazy sú posunuté z ich nominálnych polôh. Posuny ťažísk obrazu v dvoch ortogonálnych smeroch sú úmerné priemerným sklonom čela vlny v týchto smeroch pozdĺž čiastkových otvorov. Shack-Hartmann WF (WF W-G) teda meria sklony čela vlny. Samotná vlnoplocha sa rekonštruuje (rekonštruuje) od poľa nameraných strmostí až po konštantu, ktorá pre obraz nezáleží.
Charakteristika Shaka-Garman DVF:
Amplitúda nameraných aberácií je až 15 mikrónov.
Presnosť merania - λ / 100 (RMS).
Priemer vstupného žiarenia je 8 ... 100 mm.
Shack-Hartmann DWF však majú jednu významnú nevýhodu: presluchy CCD. Vznikajú vtedy, keď na maticu dopadá dostatočne silne skreslená vlnoplocha, pretože so silnými odchýlkami môže prekročiť svoju podpolu a dopadnúť na susednú maticu. Tak sa vytvorí falošná škvrna.
Dnes sú však chyby presluchov eliminované sofistikovanými algoritmami. Umožňujú vám presne sledovať a odvodiť skutočnú polohu miesta. Moderný vývoj algoritmov a výrobnej presnosti umožňuje rozšírenie oblasti použitia týchto snímačov. Dnes sa používajú v rôznych systémoch overovania obrazu.
Korektory Wavefront
Adaptívne zrkadlo je aktívny prvok adaptívneho optického systému, ktorý má reflexný povrch s deformovateľným profilom. Deformovateľné zrkadlá sú najvhodnejším nástrojom na ovládanie čela vlny a korekciu optických aberácií.
Kľúčové vlastnosti adaptívnych zrkadiel:
Rozsah posunu (charakterizovaný citlivosťou pohonu ako súčasti zrkadla (zvyčajne sa citlivosť vyjadruje v povrchových posunoch v mikrometroch so zvýšením riadiaceho napätia o 1 V)).
Oblasť lokálnej deformácie (odráža počet stupňov voľnosti zrkadla (môže byť špecifikovaná efektívnou šírkou deformácie jednotkovej amplitúdy spôsobenej pôsobením jedného pohonu; funkcia popisujúca túto deformáciu sa nazýva odozva) funkcia)).
Šírka frekvenčného pásma (určená rýchlosťou použitého pohonu (obmedzená zhora mechanickými rezonanciami samotnej zrkadlovej konštrukcie)).
Štrukturálne adaptívne zrkadlá možno rozdeliť do dvoch veľkých skupín:
1) Segmentové zrkadlá.
2) Zrkadlá s pevným povrchom.
V segmentových zrkadlách každá jednotlivá sekcia umožňuje svoj pohyb a sklápanie (alebo len pohyb). Pevné zrkadlo pod vplyvom špeciálnych pohonov podlieha zložitým deformáciám.
Výber konkrétneho dizajnu je určený špecifikami systému, v ktorom bude použitý. Medzi hlavné faktory, ktoré sa v tomto prípade berú do úvahy, patrí celková veľkosť, hmotnosť a spracovanie povrchu zrkadla.
Segmentové zrkadlá
Segmentové zrkadlá sa skladajú zo samostatných, nezávislých plochých zrkadlových segmentov. Každý segment možno posunúť o malú vzdialenosť a späť, aby sa opravila priemerná hodnota čela vlny.
Delené adaptívne zrkadlá s translačným pohybom sekcií (obr. 5, a) umožňujú meniť iba časové fázové vzťahy medzi signálmi z jednotlivých sekcií (dĺžka optickej dráhy), a zrkadlá s pohybom a sklonom sekcií (obr. 5, b) - aj priestorová fáza...
Ryža. 5. Delené adaptívne zrkadlá: a) s translačným pohybom sekcií, b) s pohybom a sklonom sekcií
Významnými nevýhodami delených zrkadiel je potreba kontrolovať polohu samostatnej sekcie a stav jej povrchu, ako aj zložitosť implementácie systému tepelnej stabilizácie takýchto zrkadiel.
1) Počet pohonov je 100 - 1500.
2) Medzery medzi pohonmi sú 2-10 mm.
3) Tvar elektród je pravouhlý alebo šesťuholníkový.
5) Amplitúda posunu - niekoľko mikrónov.
6) Rezonančná frekvencia je niekoľko kilohertzov.
7) Náklady sú vysoké.
Zrkadlá s pevným povrchom
Na prednom povrchu tenkej deformovateľnej membrány sú vytvorené zrkadlá s diskrétnym pohonom (obr. 6.). Tvar dosky je ovládaný sériou jednotlivých ovládačov, ktoré sú pripevnené k jej zadnej stene. Tvar zrkadla závisí od kombinácie síl pôsobiacich na predný panel, okrajových podmienok (ako je doska pripevnená k zrkadlu), geometrie a materiálu dosky.
Tieto zrkadlá umožňujú plynulé nastavenie čela vlny s veľmi veľkým počtom (až niekoľko tisíc) stupňov voľnosti.
Ryža. 6. Zrkadlový obvod s diskrétnymi pohonmi.
Bimorfné zrkadlá
Bimorfné zrkadlo (obr. 7.) pozostáva z dvoch piezoelektrických doštičiek, ktoré sú navzájom spojené a polarizované v opačných smeroch (rovnobežne s osami). Medzi týmito doskami je umiestnený rad elektród. Predná a zadná plocha sú uzemnené. Predná strana zrkadla je použitá ako reflexná plocha.
Obr. 7. Schéma bimorfného zrkadla.
V momente, keď je na elektródu privedené napätie, jedna z platní je stlačená a opačná je natiahnutá, čo vedie k lokálnemu zakriveniu. Miestne zakrivenie zrkadla je úmerné použitému napätiu, preto sa tieto deformovateľné zrkadlá nazývajú aj zakrivené zrkadlá.
Typické parametre segmentových deformovateľných zrkadiel:
1) Počet pohonov - 18 - 35
2) Medzery medzi pohonmi sú 30-200 mm.
3) Tvar elektród je radiálny.
5) Rezonančná frekvencia je viac ako 500 Hz.
6) Náklady sú mierne.
Membránové zrkadlá.
Deformácia membrány týchto zrkadiel sa dosiahne pôsobením magnetického poľa. Sada magnetov je pripevnená k membráne priamo oproti solenoidom. Pri prúdení prúdu cez solenoidy vznikajú Laplaceove sily, ktoré deformujú membránu.
MOEMS (kremíková technológia)
MOEMS (obr. 8.) - mikro-opto-elektro-mechanické systémy. Takéto adaptívne zrkadlá sa vyrábajú pomocou mikrolitografie, ako sú elektronické mikroobvody, vychýlenie malých zrkadlových prvkov sa vykonáva elektrostatickými silami. Nevýhodou MOEMS je nedostatočný pohyb a malá veľkosť zrkadlových prvkov.
Obr. 8. Ako funguje MOEMS Mirror
Ďalším spôsobom ovládania fázy svetla je použitie tekutých kryštálov, ako v monitoroch s až miliónom ovládateľných prvkov. Až donedávna boli tekuté kryštály veľmi pomalé, ale teraz je toto obmedzenie prekonané. Hoci fázový posun zavedený tekutými kryštálmi zostáva veľmi malý, treba mať na pamäti, že závisí od vlnovej dĺžky.
Záver
Po preštudovaní zariadenia a charakteristík komponentov adaptívnych optických systémov v priebehu tejto práce môžeme konštatovať, že vývoj nových typov komponentov AOS nekončí. Nový vývoj v oblasti fotoniky a optických materiálov umožňuje vytvárať pokročilejšie komponenty adaptívnych systémov s lepšími charakteristikami ako mali ich predchodcovia.
Bibliografia:
Wirth A., Gonsirovsky T. Adaptívna optika: koordinácia atmosférickej turbulencie // Fotnik, 2007, č. 6, s. 10 - 15.
Berchenko E.A., Kalinin Yu.A., Kiselev V.Yu., Polynkin M.A. Wavefront sensors // Laser-optické systémy a technológie, 2009, s. 64–69.
A.G. Aleksandrov, V.E. Zavalová, A.V. Kudrjašov, A.L. Rukosuev, P.N. Romanov, V.V. Samarkin, Yu.V. Sheldakova, "Shack - Hartmann wavefront senzor na meranie parametrov vysokovýkonných pulzných pevnolátkových laserov", KVANTOVÝ ELEKTRON, 2010, 40 (4), 321–326.
Alikhanov A.N., Berchenko E.A., Kiselev V.Yu., Kuleshov V.N., Kurchanov M.S., Narusbek E.A., Otsechkin A.G., Prilepsky B.V., Son V .G., Filatov AS, Deformovateľné zrkadlá pre výkonové a informačné laserové systémy // Laserové optické systémy a technológie, FSUE "NPO ASTROFIZIKA", Moskva, 2009, s. 54–58
Vorontsov M.A., Shmalgauzen V.I., Princípy adaptívnej optiky, // Moskva, Nauka, (1985), s. 336.
Vorontsov M.A., Koryabin A.V., Shmalgauzen V.I., Riadené optické systémy. // Moskva, Nauka, (1988), s. 275.
Krasheninnikov V. R. Odhad parametrov geometrickej transformácie obrazov metódou pevného bodu / V. R. Krasheninnikov, M. A. Potapov // Rozpoznávanie vzorov a analýza obrazu. - 2012. - Zv. 22, číslo 2. - S. 303 –317.
Ďalšie zdroje informácií:
Laserový portál: http://www.laserportal.ru//
Wikipedia: https://en.wikipedia.org/wiki/Adaptive_optics
Astronet: http://www.astronet.ru/db/msg/1205112/part2/dm.html#SEC2.2
