Gözlemciye göz kırpıyormuş gibi yıldızların dağılması çok romantik görünüyor. Ancak gökbilimciler için bu güzel pırıltı, hiç de hayranlık uyandırmıyor, tam tersi duygular uyandırıyor. Neyse ki durumu düzeltmenin bir yolu var.
Alexey Levin
İlham veren deney yeni hayat Uzay bilimine yönelik çalışmalar ünlü bir gözlemevinde ya da dev bir teleskopta gerçekleştirilmedi. Uzmanlar bunu 1989'da astronomi dergisi The Messenger'da yayınlanan Başarılı Uyarlanabilir Optik Testleri makalesinden öğrendiler. Burada, kozmik kaynaklardan gelen ışığın atmosferik bozulmalarını düzeltmek için tasarlanan Come-On elektro-optik sisteminin testlerinin sonuçları sunuldu. Bunlar, 12-23 Ekim tarihleri arasında Fransız gözlemevi OHP'nin (Observatoire de Haute-Province) 152 cm'lik reflektöründe gerçekleştirildi. Sistem o kadar iyi çalıştı ki, yazarlar makaleye "gökbilimcilerin yer tabanlı teleskoplarla çalışmasının uzun zamandır hayali olan yeni bir optik gözlem teknolojisinin (adaptif optik) yaratılması sayesinde nihayet gerçek oldu" diyerek başladı.
Birkaç yıl sonra büyük enstrümanlara uyarlanabilir optik (AO) sistemler kurulmaya başlandı. 1993 yılında Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'nin (ESO) 360 cm'lik teleskopuyla, biraz sonra Hawaii'deki aynı aletle ve ardından 8-10 metrelik teleskoplarla donatıldılar. AO sayesinde, yer tabanlı cihazlar, yalnızca Hubble Uzay Teleskobu'nun yetki alanına giren bir çözünürlükle görünür ışıkta ve kızılötesi ışınlarda daha da yüksek çözünürlükte aydınlatma armatürlerini gözlemleyebiliyor. Örneğin, 1 μm'lik yakın kızılötesi dalga boyunun çok kullanışlı astronomik bölgesinde, Hubble 110 yaylık bir çözünürlük sağlar ve ESO'nun 8 metrelik teleskopları 30 ms'ye kadar çözünürlük sağlar.
Aslında Fransız gökbilimciler AO sistemlerini test ederken, benzer cihazlar ABD'de zaten mevcuttu. Ancak astronominin ihtiyaçları için yaratılmadılar. Bu gelişmelerin müşterisi Pentagon'du.
Scheck-Hartmann sensörü şu şekilde çalışır: Teleskobun optik sisteminden çıktıktan sonra ışık, onu bir CCD matrisine yönlendiren bir dizi küçük mercekten geçer. Kozmik bir kaynaktan veya yapay bir yıldızdan gelen radyasyon bir boşlukta veya ideal olarak sakin bir atmosferde yayılırsa, o zaman tüm mini lensler onu kesinlikle kendilerine tahsis edilen piksellerin merkezine odaklayacaktır. Atmosferin türbülansından dolayı ışınların yakınsama noktaları matrisin yüzeyi boyunca "yürür" ve bu da bozulmaların kendilerinin yeniden yapılandırılmasını mümkün kılar.
Hava sorun olduğunda
Gökyüzünde birbirine çok yakın bulunan iki yıldızı teleskopla gözlemlerseniz, görüntüleri tek bir parlak noktada birleşecektir. Işığın dalga yapısından dolayı (kırınım sınırı) bu tür yıldızlar arasındaki minimum açısal mesafe, cihazın çözünürlüğüdür ve ışığın dalga boyuyla doğru orantılı, teleskopun çapıyla (açıklığı) ters orantılıdır. Yani, yeşil ışıkta gözlemlerken üç metrelik bir reflektör için bu sınır yaklaşık 40 açısal ms'dir ve 10 metrelik bir reflektör için - 10 ms'den biraz fazladır (bu açıda küçük bir madeni para, 2000 kilometre).
Ancak bu tahminler yalnızca boşluktaki gözlemler için geçerlidir. Dünya atmosferinde, havanın yoğunluğunu ve sıcaklığını ve dolayısıyla kırılma indeksini saniyede birkaç yüz kez değiştiren yerel türbülans alanları sürekli olarak ortaya çıkar. Bu nedenle kozmik bir kaynaktan gelen ışık dalgasının atmosferde ön yüzü kaçınılmaz olarak yayılır. Sonuç olarak, geleneksel teleskopların gerçek çözünürlüğü en iyi durum senaryosu 0,5−1 yaysaniyedir ve kırınım sınırının çok gerisindedir.
Önceden düzeltilmiş gökyüzü bölgelerinin boyutu, kenarları 15 yay olan hücrelerle sınırlıydı. Mart 2007'de çoklu-bağlantılı uyarlamalı optik (MCAO) ilk kez ESO'nun teleskoplarından birinde test edildi. Farklı irtifalardaki türbülansı araştırır, bu da düzeltilmiş görüş alanının boyutunun iki veya daha fazla yay dakikasına çıkarılmasını mümkün kılar. Astronomi ve astrofizik profesörü ve Santa Cruz Kaliforniya Üniversitesi Uyarlanabilir Optik Merkezi direktörü Claire Max, Başbakan'a "AO'nun yetenekleri bu yüzyılda büyük ölçüde arttı" dedi. — Büyük teleskoplar, MCAO'yu da içeren, iki ve üç deforme olabilen aynaya sahip sistemlere sahiptir. Yeni dalga cephesi sensörleri ortaya çıktı ve daha güçlü bilgisayar programları. Yansıtıcı yüzeyin şeklini piezoelektrik aktüatörlerden daha iyi ve daha hızlı değiştirmeyi mümkün kılan mikroelektromekanik aktüatörlü aynalar oluşturulmuştur. İÇİNDE son yıllar 5-10 ark dakika çapında bir görüş alanında on veya daha fazla kaynağı aynı anda takip edebileceğiniz deneysel çok nesneli uyarlamalı optik (MOAO) sistemleri geliştirilmiş ve test edilmiştir. Önümüzdeki on yılda faaliyete geçecek yeni nesil teleskoplara kurulacaklar.”
Yol Gösterici Yıldızlar
Bir teleskoptan geçen ışık dalgalarını saniyede yüzlerce kez analiz ederek atmosferik türbülansın izlerini tespit eden ve bu verilere dayanarak, atmosferik girişimi etkisiz hale getirmek için teleskopun odağına yerleştirilen deforme olabilen bir aynanın şeklini değiştiren bir cihaz hayal edelim. ve ideal olarak nesnenin görüntüsünü "vakum" haline getirin. Bu durumda teleskobun çözünürlüğü yalnızca kırınım sınırıyla sınırlıdır.
Ancak bir incelik var. Tipik olarak uzak yıldızlardan ve galaksilerden gelen ışık, güvenilir dalga cephesi yeniden inşası için çok zayıftır. Gözlemlenen nesnenin yakınında, ışınları teleskopa neredeyse aynı yol boyunca giden parlak bir kaynak olup olmadığı başka bir konudur - atmosferik girişimi okumak için kullanılabilirler. Fransız gökbilimcilerin 1989'da test ettiği tam da bu şemaydı (biraz küçültülmüş biçimde). Birkaç parlak yıldız (Deneb, Capella ve diğerleri) seçtiler ve uyarlanabilir optik kullanarak kızılötesi ışıkta gözlemlendiğinde görüntülerinin kalitesini gerçekten geliştirdiler. Çok geçmeden, dünya gökyüzündeki kılavuz yıldızları kullanan bu tür sistemler, gerçek gözlemler için büyük teleskoplarda kullanılmaya başlandı.
Ancak dünya gökyüzünde çok az parlak yıldız olduğundan, bu teknik gök küresinin yalnızca %10'unu gözlemlemek için uygundur. Ancak doğa uygun bir aydınlatma armatürü yaratmadıysa doğru yerde, telafi sistemi için referans ışık kaynağı olacak yüksek rakımda atmosferde bir parıltıya neden olacak bir lazer kullanarak yapay bir yıldız oluşturabilirsiniz.
Bu yöntem 1985 yılında Fransız gökbilimciler Renaud Foix ve Antoine Labeyrie tarafından önerildi. Aynı sıralarda ABD'li meslektaşları Edward Kibblewhite ve Laird Thomson da benzer sonuçlara vardılar. 1990'ların ortasında, JSC ekipmanıyla eşleştirilen lazer yayıcılar, ABD'deki Lick Gözlemevi'ndeki ve İspanya'daki Calar Alto Gözlemevi'ndeki orta büyüklükteki teleskoplarda ortaya çıktı. Ancak bu tekniğin 8-10 metrelik teleskoplarda uygulama alanı bulması yaklaşık on yıl sürdü.
Uyarlanabilir bir optik sistemin aktüatörü, dalga cephesi sensörlerinden bozulma verilerini alan ve analiz eden bir kontrol sisteminden gelen komutlara göre piezoelektrik veya elektromekanik aktüatörler (aktüatörler) kullanılarak bükülen, deforme olabilen bir aynadır.
Askeri ilgi
Uyarlanabilir optiğin tarihinin sadece açık bir tarafı değil, aynı zamanda gizli bir tarafı da vardır. Ocak 1958'de Pentagon, Savunma Gelişmiş Savunma Ajansı adında yeni bir yapı kurdu. Araştırma projeleri- Gelişmiş Araştırma Projeleri Ajansı, ARPA (şimdi DARPA), yeni nesil silahlara yönelik teknolojilerin geliştirilmesinden sorumludur. Bu departman uyarlanabilir optiklerin yaratılmasında birincil rol oynadı: Sovyet yörünge araçlarını gözlemlemek için atmosferik girişime karşı maksimum hassasiyete sahip teleskoplar gerekiyordu. yüksek çözünürlük ve gelecekte balistik füzeleri yok etmek için lazer silahları oluşturma görevi düşünüldü.
1960'ların ortalarında ARPA'nın kontrolü altında atmosferik bozuklukları ve lazer radyasyonunun hava ile etkileşimini incelemek için bir program başlatıldı. Bu, New York Eyaletindeki Griffis Hava Kuvvetleri Üssü'nde bulunan RADC (Roma Hava Geliştirme Merkezi) araştırma merkezinde yapıldı. Test alanı üzerinde uçan bombardıman uçaklarına monte edilen güçlü spot ışıkları, referans ışık kaynağı olarak kullanıldı ve bu o kadar etkileyiciydi ki, korkan bölge sakinleri bazen polisle temasa geçti!
1973 baharında ARPA ve RADC, RTAC (Gerçek Zamanlı Atmosfer Telafisi) programının bir parçası olarak atmosferik bozuklukların etkisi altında ışık saçılımını telafi eden cihazların geliştirilmesine katılmak üzere özel şirket Itec Optical Systems ile sözleşme imzaladı. Itec çalışanları AO'nun üç ana bileşenini de yarattı: ön ışık bozukluklarını analiz etmek için bir interferometre, bunları düzeltmek için deforme olabilen bir ayna ve bir kontrol sistemi. Beş inç çapındaki ilk aynaları, yansıtıcı bir alüminyum filmle kaplanmış camdan yapılmıştı. Destek plakasına, elektrik darbelerinin etkisi altında 10 mikron kadar büzülme ve uzama kapasitesine sahip piezoelektrik aktüatörler (21 parça) yerleştirilmiştir. Zaten aynı yıl gerçekleştirilen ilk laboratuvar testleri de başarıyı gösterdi. Ertesi yaz, yeni bir dizi test, deneysel ekipmanın bir lazer ışınını birkaç yüz metre mesafeye kadar düzeltebildiğini gösterdi.
Tamamen bilimsel olan bu deneyler henüz sınıflandırılmamıştı. Bununla birlikte, 1975 yılında, JSC'nin Pentagon'un çıkarları doğrultusunda geliştirilmesi için kapalı CIS (Telafi Edici Görüntüleme Sistemi) programı onaylandı. Buna uygun olarak daha gelişmiş dalga cephesi sensörleri ve yüzlerce aktüatörlü deforme edilebilir aynalar oluşturuldu. Bu ekipman, Hawaii'nin Maui adasındaki Haleakala Dağı'nın tepesinde bulunan 1,6 metrelik bir teleskopun üzerine kuruldu. Haziran 1982'de, onun yardımıyla ilk kez kabul edilebilir kalitede yapay bir Dünya uydusunun fotoğraflarını elde etmek mümkün oldu.
Lazer görüşlü
Maui'de deneyler birkaç yıl daha devam etse de geliştirme merkezi Maui'ye taşındı. özel bölge New Mexico'daki Kirtland Hava Kuvvetleri Üssü'nden uzun süredir lazer silahları üzerinde çalıştıkları gizli Sandia Optik Menzil (SOR) eğitim alanına. 1983 yılında Robert Fugate liderliğindeki bir grup, atmosferik homojensizliklerin lazer taramasını inceleyecekleri deneylere başladı. Bu fikir Amerikalı fizikçi Julius Feinleib tarafından 1981 yılında ortaya atılmıştı ve artık pratikte test edilmesi gerekiyordu. Feinleib, AO sistemlerinde atmosferik homojensizlikler üzerinde ışık kuantumunun elastik (Rayleigh) saçılımını kullanmayı önerdi. Dağınık fotonların bir kısmı ayrıldıkları noktaya geri döner ve gökyüzünün karşılık gelen kısmında neredeyse noktasal bir kaynağın karakteristik bir parıltısı - yapay bir yıldız belirir. Fugate ve meslektaşları, Dünya'ya giderken yansıyan radyasyonun dalga cephesindeki bozulmaları kaydettiler ve bunları, gökyüzünün aynı kısmından gelen yıldız ışığındaki benzer bozulmalarla karşılaştırdılar. Bozulmaların neredeyse aynı olduğu ortaya çıktı ve bu da AO problemlerini çözmek için lazer kullanma olasılığını doğruladı.
Bu ölçümler karmaşık optikler gerektirmiyordu; basit ayna sistemleri yeterliydi. Ancak daha güvenilir sonuçlar elde etmek için bunların 1987 yılında SOR'a kurulan iyi bir teleskopla tekrarlanması gerekiyordu. Fugate ve asistanları, insan yapımı yıldızlarla uyarlanabilir optiklerin doğduğu deneyler yaptı. Şubat 1992'de, bir gök cismi olan Betelgeuse'un (Orion takımyıldızındaki en parlak armatür) önemli ölçüde geliştirilmiş ilk görüntüsü elde edildi. Kısa süre sonra, yöntemin yetenekleri bir dizi başka yıldızın, Satürn'ün halkalarının ve diğer nesnelerin fotoğraflarında gösterildi.
Fugate'in ekibi yapay yıldızları saniyede 5.000 darbe üreten güçlü bakır buharlı lazerlerle aydınlattı. Böylesine yüksek bir flaş frekansı, en kısa ömürlü türbülansların bile taranmasını mümkün kılar. İnterferometrik dalga cephesi sensörlerinin yerini, 1970'lerin başında icat edilen (bu arada, yine Pentagon tarafından görevlendirilen) daha gelişmiş Scheck-Hartmann sensörü aldı. Itec tarafından sağlanan 241 aktüatörlü ayna, saniyede 1664 kez şekil değiştirebiliyor.
Daha yükseğe çıkar
Rayleigh saçılımı oldukça zayıf olduğundan 10−20 km yükseklik aralığında uyarılır. Yapay referans yıldızından gelen ışınlar birbirinden uzaklaşırken, çok daha uzak bir kozmik kaynaktan gelen ışınlar tamamen paraleldir. Bu nedenle dalga cepheleri türbülanslı katmanda eşit derecede bozulmaz, bu da düzeltilmiş görüntünün kalitesini etkiler. İşaret yıldızlarını daha yüksek bir rakımda aydınlatmak daha iyidir, ancak Rayleigh mekanizması burada uygun değildir.
1991 baharında Pentagon uyarlanabilir optik üzerine yapılan çalışmaların çoğunun gizliliğini kaldırmaya karar verdi. 1980'lerin gizliliği kaldırılan sonuçları gökbilimcilerin malı oldu.
Bu sorun 1982 yılında Princeton Üniversitesi profesörü Will Harper tarafından çözüldü. Yaklaşık 90 km yükseklikteki mezosferde, mikrometeoritlerin yanması nedeniyle orada çok sayıda sodyum atomunun biriktiği gerçeğinden yararlanmayı önerdi. Harper, lazer darbeleri kullanarak bu atomların rezonans ışıltısını harekete geçirmeyi önerdi. Eşit lazer gücünde böyle bir parıltının yoğunluğu, Rayleigh saçılması sırasındaki ışık yoğunluğundan dört kat daha yüksektir. Bu sadece bir teoriydi. Pratik uygulaması, Massachusetts'teki Hanscom Hava Kuvvetleri Üssü'nde bulunan Lincoln Laboratuvarı personelinin çabaları sayesinde mümkün oldu. 1988 yazında, mezosferik fenerler kullanılarak çekilen yıldızların ilk görüntüleri alındı. Ancak fotoğrafların kalitesi yüksek değildi ve Harper'ın yönteminin uygulanması uzun yıllar süren cilalamayı gerektiriyordu.
2013 yılında, sekiz metrelik Gemini teleskopları için tasarlanan, dış gezegenlerin fotoğraflanması ve spektrografisinin yapılmasına yönelik benzersiz Gemini Planet Imager cihazı başarıyla test edildi. AO'nun, görünür parlaklığı, etrafında yörüngede oldukları yıldızların parlaklığından milyonlarca kat daha az olan gezegenleri gözlemlemesine olanak tanır.
1991 baharında Pentagon uyarlanabilir optik üzerine yapılan çalışmaların çoğunun gizliliğini kaldırmaya karar verdi. Bununla ilgili ilk raporlar Mayıs ayında Seattle'daki Amerikan Astronomi Birliği konferansında yapıldı. Bunu kısa süre sonra dergi yayınları takip etti. ABD ordusu uyarlanabilir optik üzerinde çalışmaya devam etse de, 1980'lerin gizliliği kaldırılmış sonuçları gökbilimcilerin kullanımına sunuldu.
Büyük Dengeleyici
Santa Cruz Üniversitesi'nden astronomi ve astrofizik profesörü Claire Max, "AO, ilk kez yer tabanlı teleskopların çok uzak galaksilerin yapısı hakkında veri elde etmesini mümkün kıldı" diyor. — AO döneminin başlangıcından önce, optik aralıkta yalnızca uzaydan gözlemlenebiliyorlardı. Galaksinin merkezindeki süper kütleli kara deliğin yakınındaki yıldızların hareketine ilişkin tüm yer tabanlı gözlemler de AO kullanılarak gerçekleştirilmektedir.
JSC ayrıca Güneş Sistemi çalışmalarına da çok katkıda bulundu. Onun yardımıyla asteroit kuşağı hakkında, özellikle ikili asteroit sistemleri hakkında kapsamlı bilgiler elde edildi. JSC, Güneş Sistemindeki gezegenlerin ve uydularının atmosferleri hakkındaki bilgileri zenginleştirdi. Bu sayede Satürn'ün en büyük uydusu Titan'ın gaz kabuğunun gözlemleri on beş yıldır yapılıyor ve atmosferindeki günlük ve mevsimsel değişiklikler takip edilebiliyor. Yani dış gezegenler ve uydularındaki hava koşulları hakkında halihazırda çok büyük miktarda veri birikmiş durumda.
Uyarlanabilir optik, bir bakıma karasal ve uzay astronomisinin yeteneklerini eşitlemiştir. Bu teknoloji sayesinde dev aynalara sahip en büyük sabit teleskoplar, daha iyi çözünürlük Hubble'dan ya da henüz fırlatılmamış James Webb IR Teleskobu'ndan. Ayrıca, yer tabanlı gözlemevlerine yönelik ölçüm cihazları, uzay ekipmanlarının tasarımında geçerli olan katı ağırlık ve boyut sınırlamalarına sahip değildir. Profesör Max şu sonuca vardı: "Uyarlanabilir optiğin birçok branşı kökten değiştirdiğini söylemek abartı olmaz." modern bilim Evren hakkında."
Şimdi ilk bakışta bilim kurgu gibi görünebilecek birkaç uygulamayı anlatacağız. Bunlardan biri sözde. uyarlanabilir optik.
Uyarlanabilir optik, atmosferin neden olduğu bozulmaları telafi ederek büyük teleskoplardaki görüntü kalitesini artırır; Işık ışınlarının atmosferden geçerken bozulmaları. Bu tür çarpıklıklar, örneğin sıcak bir günde güneşin battığı manzarayı gözlemlerseniz kolaylıkla görülebilir. Görüntü titriyor gibi görünüyor (bulanık). Uyarlanabilir optik bu bozulmaları telafi eder; bu nedenle bazen buna "yıldızların parıldamasını durduran teknik" denir. Bu tanım öfkeli bir tepkiye neden olabilir: “Ama bu çok korkunç ve yasaklanmalı!”
Gerçekte ne olacağını görelim. Yıldızlar Dünya'dan o kadar uzakta bulunurlar ki, ışıkları bize düzlem dalgalar (düzlem dalga cephesi) şeklinde gelir. Teorik olarak teleskop, ışığı küçük, parlak bir daireye yoğunlaştıran ve boyutu yalnızca kırınım fenomeni ile sınırlı olan mükemmel optiklerle donatılmıştır; ana merceğin veya aynanın çapının kendisine gelen dalga üzerindeki etkisi. Teleskopla görülebildikleri açı, yıldız tarafından üretilen her iki parlak noktanın tek bir noktada birleştiği minimum açıdan daha büyükse, yakındaki iki yıldız, net bir şekilde ayrılmış olarak görülebilir. Bu minimum açıya açısal çözünürlük denir. Lord Rayleigh bu değeri belirlemek için bir kriter verdi. Teleskobun açısal çözünürlüğü yay saniyesi mertebesinde olup, teleskobun giriş açıklığı tarafından dönüştürülen dalga için dalga cephesi süresinin sabitliği ile belirlenir. Böylece, Dünya etrafındaki yörüngede bulunan Hubble Uzay Teleskobu, 2,4 m'lik bir teleskop çapına ve 0,05 ark saniyeye yakın bir açısal çözünürlüğe sahiptir. Dünya'da aynı 2,4 m'lik teleskop, atmosferdeki bozulmalar nedeniyle 20 kat daha kötü bir açısal çözünürlüğe sahiptir.
Teleskoplar geniş açıklıklara sahiptir; Büyük çaplı aynalarla (birkaç metreye kadar), yüzeyi işlenmiş yüksek doğruluk(bir dalga boyunun kesirlerine kadar). Dev ışık toplayıcılar, çok sönük (uzak) nesnelerin özelliklerini tespit etmeyi ve incelemeyi mümkün kıldı; çünkü onların devasa giriş açıklıkları, nesnenin yaydığı zayıf ışığı toplayabiliyordu. Üstelik yüksek çözünürlüklü teleskoplar, gözlenen nesnelerin daha fazla ayrıntısını görmeyi mümkün kılıyor. Ne yazık ki atmosferik sıcaklıktaki küçük dalgalanmalar havanın kırılma indeksinde dalgalanmalara neden olur. Bu da orijinal dalga cephesinin farklı bölümlerinin biraz farklı yollar izlemesine neden olur ve teleskoptaki görüntü de buna bağlı olarak bulanıklaşır. Bu tür sapmalardan daha önce bahsetmiştik. Yere monte edilmiş 4 m çapında bir teleskop kullanılarak elde edilen bir yıldız diskinin görüntüsü, genellikle bundan 40 kat daha büyüktür. optimum boyut kırınım teorisine göre elde edilmesi gereken. Teknik olarak buna atmosferin tutarlı çapı denir ve değeri genellikle 10-20 cm'dir.Uzaktaki bir nesneden gelen fotonların kırınım sınırından 40 kat daha büyük bir noktaya saçılması, görüntü yoğunluğunun 402 kat daha az. Yani, atmosferin tutarlı çapından daha büyük bir açıklığa sahip büyük teleskoplar daha fazla foton toplayabilse de, bu, çözünürlüğün artması açısından hiçbir şey sağlamaz. Eleştirmenler bu gerçeği dünyanın en büyük teleskoplarının aşırı pahalı olduğu şeklinde yorumlayabilir.
Isaac Newton 1730'da Opticks adlı kitabında şunları yazmıştı:
“Teleskop Yapımı Teorisi uygulamaya devam edebilseydi bu durumda bile Teleskop yapımında aşılamayan bazı Sınırlar olurdu. Yıldızlara baktığımız hava sürekli bir titreme halindedir; Yüksek Kulelerin oluşturduğu Gölgelerin titreyen hareketini ve Yıldızların parıldamasını görebildiğimiz gibi. Ancak bu Yıldızlar, geniş açıklıklara sahip Teleskoplarla gözlemlendiğinde parıldamazlar. Açıklığın farklı kısımlarına düşen Işık Işınları, farklı ve bazen zıt etkilerle kendi başlarına titrer. Aynı anda retinanın farklı yerlerine düşerler ve titreme Hareketleri çok hızlı ve karışıktır, ayrı ayrı algılanmazlar. Ve tüm bu ışıklı Noktalar, çok kısa ve hızlı Sarsıntılar nedeniyle birbirine karışan ve birbirine karışan birçok titreyen Noktadan oluşan geniş bir parlak Nokta oluşturur. Bu, Yıldız'ın gerçekte olduğundan daha geniş ve hiç sarsılmadan görünmesini sağlar. Uzun Teleskoplar, bir nesnenin kısa Teleskoplara göre daha parlak ve daha büyük görünmesini sağlayabilir ancak Atmosferdeki Titremenin neden olduğu Işın Bulanıklığını ortadan kaldıramaz. Tek Çare, belki de en yüksek Dağların tepelerinde, en yüksek Bulutların üzerinde bulunabilen berrak ve sakin Havadır.”
Açıkçası, Newton'un zamanından beri bilinen atmosferik bozuklukların etkilerini düzeltmek için bir tür sisteme ihtiyaç var. Böyle bir sistem uyarlanabilir optiktir. Tarihsel olarak, uyarlanabilir optik kullanımının ilk örneğine MÖ 215'te Arşimet tarafından bakılabilir. e. Roma filosunu yok etmek. Roma filosu Siraküza'ya yaklaşırken sıraya giren askerler, kalkanlarını ayna gibi kullanarak güneş ışığını gemilerin üzerine odaklayabildiler. Yüzlerce demet bu şekilde Güneş ışığı geminin küçük bir alanına doğru ilerliyorlardı. Şiddeti onu ateşe vermeye yetiyordu. Böylece efsaneye göre düşman filosunun saldırısı önlenmiş oldu. Bu orijinal fikir Arşimet'in "yanan aynası" olarak efsaneleşti.
1953 yılında, Kaliforniya'daki Mount Wilson Astronomi Gözlemevi'nin müdürü olan Babcock, atmosferin neden olduğu teleskop görüntülerindeki bozulmaları telafi etmek için dalga cephesi sensörleri tarafından kontrol edilen deforme edilebilir optik elemanların kullanılmasını önerdi. Bu, uyarlanabilir optiği kullanan ilk bilimsel öneri gibi görünüyor.
Uyarlanabilir optik konusundaki öncü çalışmaların çoğu 1970'lerde ve 1980'lerde ABD ordusu tarafından gerçekleştirildi. Uyduların konumlarını daha iyi belirlemek ve roketlerin uçuşunu daha iyi kontrol etmek için lazer ışınlarının atmosferde yayılmasıyla ilgili uygulamalarla ilgilendiler. Bu çalışmalar kesinlikle sınıflandırıldı. İlk uyarlanabilir optik sistemi 1982 yılında Hawaii'deki Hava Kuvvetleri tarafından kuruldu (ve hala çalışıyor).
Astronomide deneysel uyarlanabilir optik sistemler, askeri çalışmaların çoğunun hala sınıflandırıldığı 1980'lerin başında gelişmeye başladı. Biri gökbilimcileri, diğeri orduyu kapsayan iki araştırma programı, karşılıklı bilgi alışverişi olmaksızın paralel olarak geliştirildi. Tekniğin kullanışlılığı konusunda başlangıçta şüpheler vardı ve fon elde etmek zordu. 1991'de durum değişti. Uyarlanabilir optiklerin bir sonucu olarak malzemenin çoğunun gizliliği kaldırıldı ve teleskoplar daha net görüntüler üretmeye başladı. O tarihten bu yana askeri ve akademik çalışanlar birlikte hareket ediyor.
Pirinç. Şekil 65 uyarlanabilir optik kullanan bir teleskobun genel diyagramını göstermektedir. Dalga cephesi sensörü, istenen yerel deformasyonların büyüklüğünü ölçmek için gelen dalganın dalga cephesini tespit eder. Bilgi işleme sistemi bunu dalga cephesini düzeltmek için hemen kullanılabilecek bir sinyale dönüştürür.
Pirinç. 65. Uyarlanabilir optik sistemin şeması. Teleskoba yönlendirilen ışık ilk önce dalga cephesinin eğimini düzelten hareketli ayna M1'e çarpar. Daha sonra kalan sapmalar deforme olabilir ayna M2 tarafından düzeltilir ve düzeltilen dalga alıcı C'ye gönderilir. Işığın bir kısmı, M1 aynalarını kontrol etmek için gereken sinyalleri elde etmek için eğimli aynalar S1 ve S2 tarafından toplanır ve M2
Gerçek zamanlı düzeltme, atmosferin neden olduğu bozulmaya eşit ve zıt yönde bozulma üretmelidir. Bu işlem, atmosferde meydana gelen değişiklikler meydana geldikçe, tipik olarak saniyede 10 ila 1000 kez tekrarlanabilir olmalıdır. İÇİNDE gerçek sistem Bu düzeltme, şekli arkaya takılan bir dizi piezoelektrik itici tarafından kontrol edilen ince bir zar olan, deforme olabilen bir ayna kullanılarak yapılır.
Dalga cephesi bozulmasına ilişkin bilgi, eğer nesne bir nokta kaynak (yıldız) ise ve yeterince parlaksa (altıncı büyüklükteki bir yıldızdan (çıplak gözle görülebilen en soluk yıldız) daha parlaksa) nesnenin (hedef) kendisinden elde edilebilir. Bununla birlikte, gökbilimcilerin ilgisini çeken pek çok nesne nokta kaynaklar değil, daha ziyade altıncı büyüklükteki bir yıldızdan bin kat daha sönük olan geniş nesnelerdir (gezegenler veya bulutsular gibi). Bu durumlarda, referans dalga cephesini belirlemek için yakındaki bir yıldız kullanılabilir, ancak ışığın, incelenen nesneden gelen ışığın geçtiği atmosferin aynı bölgesinden geçmesi gerekir. Bu, böyle bir referans yıldızının yaklaşık 2 ark saniyelik bir açı içinde olması gerektiği anlamına gelir. Bu, yeterince parlak bir yıldız bulmanın zor olduğu gökyüzünün çok küçük bir kısmına karşılık gelir. Böylece geriye tek alternatif kalıyor: yapay olarak altıncı büyüklükten daha parlak bir yol gösterici yıldız (deniz feneri) yaratmak.
Lazerin devreye girdiği yer burasıdır. Böyle bir yapay kaynak, ortamda belirli bir alanın aydınlatılmasıyla elde edilir. üst katmanlar aydınlatıldığında yeniden ışık yayabilen maddelerin bulunduğu atmosferler. 80 ila 100 km arasında atmosferde yeterli konsantrasyonda bulunan sodyum bu amaçla kullanılabilir. Sodyumu (D-çizgisi) uyarmak için 5890 A dalga boyuna sahip bir lazer kullanılır.Bu tür referans yıldızlara sahip sistemler, örneğin Albuquerque (New Mexico, ABD), Calar Alto (İspanya) ve Lick'teki gözlemevlerinde inşa edildi. Gözlemevi (Kaliforniya). , ABD).
Yakında gökbilimciler büyüklüğün onda birinden daha parlak yıldızların çaplarını ölçebilecekler; yüzeylerindeki noktaları gözlemleyin ve konum değişikliklerini ölçerek etraflarındaki gezegenlerin varlığını yargılamanıza olanak tanıyın. Kaydedilen muazzam ilerleme, uzak yıldızların yakınındaki gezegenleri görmenin de mümkün olacağına inanmamızı sağlıyor. Bu gezegenler, yörüngelerinde bulundukları yıldızdan gelen dağınık ışık fonunda görülmelidir (109 parlaklık farkı). Öte yandan gezegen avcılığı çalışmaları yıldızın kendisini referans kaynağı olarak kullanabilir. Yeni nesil yer tabanlı teleskoplar, en yakın yıldızlarımızdan bazılarının yörüngesindeki gezegenleri tespit etmeyi mümkün kılacak.
Makalenin içeriği
UYARLANABİLİR OPTİK, astronomide, bir teleskop tarafından üretilen görüntüdeki atmosferik bozulmaları gerçek zamanlı olarak düzeltmek için tasarlanmış otomatik optik-mekanik sistem. Uyarlanabilir optik sistemler, yer tabanlı optik ve kızılötesi teleskoplarda görüntü netliğini artırmak için kullanılır. Ayrıca yıldızların boyutlarını ölçmek ve onlara yakın uyduları, özellikle de gezegenleri aramak için kullanılan astronomik interferometrelerin çalışması için de gereklidirler. Uyarlanabilir optik sistemlerin astronomik olmayan uygulamaları da vardır: örneğin şekli gözlemlemek gerektiğinde yapay uydular Tanımlama amacıyla topraklar. Uyarlanabilir optik sistemlerin gelişimi 1970'lerde başladı ve 1980'lerde "ile bağlantılı olarak özel bir ivme kazandı" Yıldız Savaşları", kara tabanlı lazer uydusavar silahlarının geliştirilmesini içeriyordu. İlk standart aktif optik sistemler 2000 yılı civarında büyük astronomik teleskoplarda çalışmaya başladı.
Atmosfer.
Kozmik kaynaklardan gelen, Dünya'nın heterojen atmosferinden geçen ışık ışınları güçlü bozulmalara maruz kalır. Örneğin, uzak bir yıldızdan gelen (sonsuzda bir nokta olarak kabul edilebilecek) ışığın dalga cephesi, atmosferin dış sınırında tamamen düz bir şekle sahiptir. Ama çalkantılı bir süreçten geçtikten sonra hava zarfı Düz dalga cephesi ise Dünya yüzeyine ulaştığında şeklini kaybederek dalgalı bir deniz yüzeyine dönüşür. Bu, yıldızın görüntüsünün bir "noktadan" sürekli titreyen ve kaynayan bir lekeye dönüşmesine yol açar. Çıplak gözle bakıldığında bunu yıldızların hızla yanıp sönmesi ve sarsılması olarak algılarız. Teleskopla gözlem yaptığımızda “nokta” yıldız yerine titreyen ve yanardöner bir nokta görüyoruz; birbirine yakın yıldızların görüntüleri birleşiyor ve tek tek ayırt edilemez hale geliyor; Genişletilmiş nesneler - Ay ve Güneş, gezegenler, bulutsular ve galaksiler - keskinliğini kaybeder, kaybolurlar küçük parçalar.
Tipik olarak teleskoplarla çekilen fotoğraflarda, açısal boyut en küçük detaylar 2–3І'dir; en iyi gözlemevlerinde ara sıra 0,5I'dir. Atmosferdeki bozulmaların yokluğunda, 1 m çapında bir merceğe sahip bir teleskopun yaklaşık 0,1I açısal çözünürlük sağladığı ve 5 m'lik bir mercekle 0,02I çözünürlük verdiği unutulmamalıdır. Aslında atmosferik etkilerden dolayı geleneksel yer tabanlı teleskoplarla bu kadar yüksek görüntü kalitesi hiçbir zaman sağlanamaz.
Atmosferin bozulmasıyla mücadelenin pasif bir yöntemi, gözlemevlerinin dağ tepelerine, genellikle 2-3 km yükseklikte inşa edilmesi ve en şeffaf ve sakin atmosfere sahip yerlerin seçilmesidir ( santimetre. ASTROKLİMA). Ancak 4,5 km'den daha yüksek bir yerde gözlemevi kurmak ve faaliyet göstermek neredeyse imkansızdır. Bu nedenle, en iyi yüksek irtifa gözlemevlerinde bile atmosferin büyük bir kısmı hala teleskopun üzerinde yer almakta ve görüntüleri önemli ölçüde bozmaktadır.
Astronom-gözlemcinin rolü.
Genel anlamda “atmosferin sağladığından daha iyi bir görüntü elde etme” sorunu astronomide farklı yöntemlerle çözülmektedir. Tarihsel olarak, teleskopla görsel gözlem çağında, gökbilimciler iyi görüntülerin anlarını dikkatle yakalamayı öğrendiler. Atmosferdeki bozulmaların rastgele doğası nedeniyle, bazı anlarda önemsiz hale gelirler ve görüntüde ince ayrıntılar belirir. En deneyimli ve ısrarcı gözlemciler bu anları saatlerce izleyerek hem Ay'ın ve gezegenlerin yüzeyinin çok ince detaylarını çizebildiler, hem de çok yakın çift yıldızları tespit edip ölçebildiler. Ancak bu yöntemin aşırı önyargısı, Mars kanallarına ilişkin hikayede açıkça ortaya çıktı: Bazı gözlemciler onları gördü, bazıları ise görmedi.
Astronomide fotoğraf plakalarının kullanılması, parlaklıklarının düşük olması nedeniyle gözle erişilemeyen birçok yeni nesnenin tanımlanmasını mümkün kılmıştır. Ancak düşük ışıkta fotografik emülsiyonun ışığa duyarlılığı çok düşüktür, yani 20. yüzyılın başlarında. Astronomik fotoğrafçılık saatlerce pozlamayı gerektiriyordu. Bu süre zarfında atmosferik titreşim, görsel kaliteye kıyasla görüntü kalitesini belirgin şekilde azaltır.
Bazı gökbilimciler bağımsız olarak aktif ve kısmen uyarlanabilir optik sistemlerin rolünü oynayarak bu olguyla mücadele etmeye çalıştılar. Böylece, Amerikalı gökbilimciler J.E. Keeler (J.E. Keeler, 1857–1900) ve W. Baade (W. Baade, 1893–1960), pozlama sırasında teleskopun odağını ayarlayarak şekli çok yüksek bir büyütmeyle (yaklaşık 3000 kat) gözlemledi. görüş alanının kenarındaki yıldızın koması. Ve ünlü teleskop tasarımcısı J.W. Ritchey (Ritchey G.W., 1864–1945), hareketli bir platform üzerinde "Ritchey kaseti" adı verilen özel bir fotoğraf kaseti geliştirdi; onun yardımıyla fotoğraf plakasını teleskopun odağından hızlı bir şekilde çıkarabilir, onu bir odaklama cihazı (Foucault bıçağı) ile değiştirebilir ve ardından kaseti tam olarak önceki konumuna geri getirebilirsiniz. Pozlama sırasında Ritchie, odağı ayarlaması gerektiğini hissettiğinde bandı birkaç kez geri çekti. Ayrıca Ritchie, kasetin yanına yerleştirilen bir göz merceği aracılığıyla görüntü kalitesini ve konumunu gözlemleyerek kasetin konumunu sürekli ayarladı ve görüntüler kötüleştiğinde deklanşörü hızlı bir şekilde kapatmayı öğrendi. Bu çalışma gökbilimciden çok yüksek bir voltaj gerektirdi, ancak Ritchie'nin kendisi bu yolla, tek tek yıldızların ilk kez görünür hale geldiği sarmal gökadaların muhteşem fotoğraflarını elde etti; Bu güzel fotoğraflar 20. yüzyılın tüm ders kitaplarında çoğaltıldı. Ancak Ritchie kaseti, onunla çalışmanın büyük karmaşıklığı nedeniyle yaygın olarak kullanılamadı.
Fotoğraf ve video teknolojisinin gelişmesi, bir nesnenin görüntüsünün filme modunda hızlı bir şekilde yakalanmasını ve ardından en başarılı görüntülerin seçilmesini mümkün kılmıştır. Daha incelikli posteriori görüntü analizi yöntemleri de geliştirilmiştir; örneğin, benek interferometri yöntemleri; bu, "nokta" yıldızlar gibi önceden bilinen özelliklere sahip nesnelerin, bulanıklaştırılmış bir noktada konumunu ve parlaklığını tanımlamayı mümkün kılar. atmosfer. Matematiksel görüntü restorasyon teknikleri aynı zamanda kontrastı artırabilir ve ince ayrıntıları ortaya çıkarabilir. Ancak bu yöntemler gözlem sürecinde uygulanamaz.
Uyarlanabilir optiğin ilkeleri.
1990 yılında 2,4 m çapındaki Hubble optik teleskopunun yörüngeye fırlatılması ve son derece etkili çalışma Daha sonraki yıllarda, atmosferik bozulmalardan etkilenmeyen teleskopların büyük yeteneklerini kanıtladılar. Ancak Uzay Teleskobu'nu yaratmanın ve çalıştırmanın yüksek maliyeti, gökbilimcileri Dünya yüzeyine yakın atmosferik paraziti telafi etmenin yollarını aramaya zorladı. Yüksek hızlı bilgisayarların ortaya çıkışı ve en önemlisi ordunun yer tabanlı lazerlerle bir uzay silah sistemi yaratma arzusu mevcut çalışma atmosferik görüntü bozulmalarını gerçek zamanlı olarak telafi etmek için. Uyarlanabilir optik sistemi, atmosferden geçen radyasyonun dalga cephesini hizalamayı ve stabilize etmeyi mümkün kılar; bu, yalnızca teleskopun odağındaki bir uzay nesnesinin net bir görüntüsünü elde etmeyi değil, aynı zamanda keskin bir şekilde odaklanmış bir lazer ışınını fırlatmayı da mümkün kılar. Dünya'dan uzaya. Neyse ki bu tür askeri cihazlar hayata geçirilmedi, ancak bu yönde yapılan çalışmalar gökbilimcilerin büyük teleskopların görüntü kalitesi açısından teorik parametrelerini neredeyse tamamen anlamalarına büyük ölçüde yardımcı oldu. Ek olarak, aktif optiklerin gelişimi, büyük çaplı teleskoplara dayalı yer tabanlı optik interferometrelerin yapımını mümkün kılmıştır: ışığın atmosferden geçtikten sonra tutarlılık uzunluğu yalnızca yaklaşık 10 cm olduğundan, yer tabanlı bir girişimölçer çalışamaz. uyarlanabilir optik sistemi olmadan.
Uyarlanabilir optiğin görevi, atmosferin bir uzay nesnesinin görüntüsüne getirdiği bozulmaları gerçek zamanlı olarak etkisiz hale getirmektir. Tipik olarak uyarlamalı sistem, teleskobun yapısını ve optik elemanlarını "mükemmel" durumda tutmak için aktif bir optik sistemle birlikte çalışır. Birlikte çalışan aktif ve uyarlanabilir optik sistemler, temel fiziksel etkilerle (esas olarak ışığın teleskop merceği üzerindeki kırınımıyla) belirlenen görüntü kalitesini son derece yüksek seviyeye yaklaştırıyor.
Prensip olarak aktif ve uyarlanabilir optik sistemler birbirine benzer. Her ikisi de üç ana öğe içerir: 1) bir görüntü analizörü, 2) düzeltme sinyalleri üreten bir programa sahip bir bilgisayar ve 3) görüntünün "ideal" olmasını sağlayacak şekilde teleskobun optik sistemini değiştiren yürütme mekanizmaları. Bu sistemler arasındaki niceliksel fark, teleskopun kendi eksikliklerinin (aktif optik) düzeltilmesinin nispeten nadiren gerçekleştirilebilmesidir - birkaç saniye ila 1 dakika aralıklarla; ancak atmosferin (uyarlanabilir optik) neden olduğu paraziti çok daha sık - saniyede birkaç on ila bin kez - düzeltmek gerekir. Bu nedenle, uyarlanabilir optik sistem, teleskobun devasa ana aynasının şeklini değiştiremez ve teleskobun çıkış gözbebeğine yerleştirilen özel bir ek "hafif ve yumuşak" aynanın şeklini kontrol etmek zorunda kalır.
Uyarlanabilir optiğin uygulanması.
Deforme olabilen bir ayna kullanarak atmosferik görüntü bozulmalarını düzeltme olasılığına ilk kez 1953'te Amerikalı gökbilimci Horace Babcock (Babcock H.W., d. 1912) tarafından dikkat çekildi. Bozulmaları telafi etmek için, yüzeyi elektrostatik kuvvetler tarafından deforme edilen bir yağ filminden ışık yansımasının kullanılmasını önerdi. Elektrostatik olarak kontrol edilen ince film aynalar günümüzde benzer amaçlar için geliştirilmektedir, ancak ayna yüzeyine sahip piezoelektrik elemanlar daha popüler aktüatördür.
Atmosferden geçen bir ışık dalgasının düz ön kısmı bozulur ve teleskopun yakınında oldukça karmaşık bir yapıya sahiptir. Distorsiyonu karakterize etmek için genellikle r0 parametresi kullanılır - ortalama karekök faz farkının 0,4 dalga boyuna ulaştığı mesafe olarak tanımlanan dalga cephesi tutarlılık yarıçapı. 500 nm dalga boyundaki görünür aralıkta, çoğu durumda r0, 2 ila 20 cm aralığında yer alır; r 0 = 10 cm olan koşullar genellikle tipik kabul edilir. Türbülanslı bir atmosferde uzun pozlamayla çalışan, yer tabanlı büyük bir teleskobun açısal çözünürlüğü, atmosferin dışında çalışan r 0 çapındaki ideal bir teleskobun çözünürlüğüne eşittir. r 0 değeri yaklaşık olarak radyasyonun dalga boyuyla orantılı olarak arttığından (r 0 µ l 6/5), kızılötesi aralıktaki atmosferik bozulmalar görünürdekinden önemli ölçüde daha azdır.
Çapı r 0 ile karşılaştırılabilir olan küçük yer tabanlı teleskoplar için, mercek içindeki dalga cephesinin düz olduğunu ve zamanın her anında belirli bir açıda rastgele eğimli olduğunu varsayabiliriz. Ön tarafın eğimi, odak düzlemindeki görüntüdeki bir kaymaya veya gökbilimcilerin dediği gibi titreşime karşılık gelir (atmosfer fiziğinde "varış açısı dalgalanmaları" terimi kabul edilir). Bu tür teleskoplardaki titremeyi telafi etmek için, karşılıklı olarak dik iki eksen boyunca eğilen düz kontrollü bir aynanın yerleştirilmesi yeterlidir. Deneyim en basitinin ne olduğunu gösterir aktüatör Küçük bir teleskopun uyarlanabilir optik sisteminde, uzun pozlamalar sırasında görüntü kalitesini önemli ölçüde artırır.
Büyük çaplı teleskoplar (D) için, mercek alanına yaklaşık (D/r 0) 2 yarı düzlem dalga cephesi elemanı yerleştirilir. Bu sayı, telafi edici ayna tasarımının karmaşıklığını belirler; yüksek frekanslı kontrol sinyallerinin (yüzlerce hertz'e kadar) etkisi altında sıkışan ve genişleyen piezoelementlerin sayısı, "yumuşak" aynanın şeklini değiştirir. Büyük bir teleskopta (D = 8–10 m), dalga cephesi şeklinin optik aralıkta tamamen düzeltilmesinin (10 m / 10 cm) 2 = 10.000 kontrol edilebilir elemana sahip bir düzeltme aynası gerektireceğini tahmin etmek kolaydır. Uyarlanabilir optik sistemlerin mevcut gelişimi ile bu neredeyse imkansızdır. Bununla birlikte, r 0 = 1 m değerinin olduğu yakın kızılötesi aralığında, düzeltme aynasının yaklaşık 100 eleman içermesi gerekir ki bu da oldukça ulaşılabilir bir rakamdır. Örneğin, Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'ndeki Çok Büyük Teleskop (VLT) girişimölçerinin uyarlanabilir optik sistemi, 60 kontrol edilebilir öğeden oluşan bir düzeltme aynasına sahiptir.
Düzeltme aynasının şeklini kontrol eden sinyalleri üretmek için genellikle parlak tek bir yıldızın anlık görüntüsü analiz edilir. Teleskobun çıkış gözbebeğine yerleştirilen bir dalga cephesi analizörü alıcı olarak kullanılır. Yıldızdan gelen ışık, birçok küçük mercekten oluşan bir matris aracılığıyla, sinyalleri bir bilgisayar tarafından sayısallaştırılan ve analiz edilen bir CCD matrisine çarpar. Düzeltici aynanın şeklini değiştiren kontrol programı, yıldızın görüntüsünün mükemmel bir "nokta benzeri" görünüme sahip olmasını sağlar.
Uyarlanabilir optik sistemlerle deneyler 1980'lerin sonlarında başladı ve 1990'ların ortalarına gelindiğinde çok cesaret verici sonuçlar zaten elde edilmişti. 2000 yılından bu yana neredeyse tüm büyük teleskoplar, teleskobun açısal çözünürlüğünün fiziksel (kırınım) sınırına getirilmesine olanak tanıyan bu tür sistemleri kullanmıştır. Kasım 2001'in sonunda uyarlanabilir optik sistemi, Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'nin Çok Büyük Teleskobu'nun (VLT) bir parçası olan 8,2 metrelik Yepun teleskopunda çalışmaya başladı. Bu, gözlemlenen resmin kalitesini önemli ölçüde artırdı: artık yıldız görüntülerinin açısal çapı K bandında (2,2 μm) 0,07І ve J bandında (1,2 μm) 0,04І'dir.
Yapay yıldız.
Bir görüntüyü hızlı bir şekilde analiz etmek için, uyarlanabilir bir optik sistemi, ışığı dalga cephesi analizörü tarafından yüzlerce kanala bölündüğü ve her birinde yaklaşık 1 kHz frekansta kaydedildiği için çok parlak olması gereken bir referans yıldızı kullanır. Ek olarak, incelenen nesnenin yakınında gökyüzünde parlak bir referans yıldızı bulunmalıdır. Bununla birlikte, bir teleskobun görüş alanında her zaman uygun yıldızlar bulunmaz: Gökyüzünde çok fazla parlak yıldız yoktur, bu nedenle yakın zamana kadar uyarlanabilir optik sistemler gökyüzünün yalnızca %1'ini gözlemleyebiliyordu. Bu sınırlamayı ortadan kaldırmak için, incelenen nesnenin yakınına yerleştirilecek ve atmosferi araştırmaya yardımcı olacak bir "yapay işaret" kullanılması önerildi. Deneyler, aktif optiklerin çalışması için, atmosferin üst katmanlarında sürekli olarak mevcut olan küçük bir parlak nokta olan "yapay bir yıldız" (LGS = Lazer Kılavuz Yıldızı) oluşturmak için özel bir lazer kullanmanın çok uygun olduğunu göstermiştir. teleskopun görüş alanı. Kural olarak, bunun için, sodyum rezonans hattının (örneğin, D 2 Na hattı) frekansına ayarlanmış, birkaç watt çıkış gücüne sahip sürekli dalga lazeri kullanılır. Işını, sodyumla zenginleştirilmiş doğal bir hava katmanının bulunduğu ve ışıltısı lazer ışını tarafından tam olarak heyecanlandırılan yaklaşık 90 km yükseklikte atmosfere odaklanır. Aydınlık alanın fiziksel boyutu yaklaşık 1 m'dir ve 100 km mesafeden açısal çapı yaklaşık 1I olan bir nesne olarak algılanır.
Örneğin, Dünya Dışı Fizik Enstitüsü ve Topluluğun Astronomi Enstitüsü'nde geliştirilen ALFA (Astronomi İçin Lazerle Uyarlanabilir Optik) sisteminde. Max Planck (Almanya) tarafından kurulan ve 1998 yılında deneme işletimine alınan 25 W gücündeki bir argon pompa lazeri, sodyum D2 hattında radyasyon üreten 4,25 W çıkış gücündeki bir boya lazerini harekete geçirir. Bu cihaz, görsel kadiri 9-10 olan yapay bir yıldız yaratıyor. Doğru, atmosferde bir aerosolün ortaya çıkması veya büyük zenit mesafelerinde gözlem yapılması, yapay bir yıldızın parlaklığını ve kalitesini önemli ölçüde azaltır.
ışından beri güçlü lazer Geceleri bir uçak pilotunun gözlerini kamaştırabilecek kapasitedeki gökbilimciler güvenlik önlemleri alıyor. 20 0 görüş alanına sahip bir video kamera, yapay yıldızın etrafındaki gökyüzü alanını aynı teleskop aracılığıyla izler ve herhangi bir nesne göründüğünde, lazer ışınını engelleyen deklanşöre bir komut verir.
20. yüzyılın sonunda yaratılışı. uyarlanabilir optik sistemler yer tabanlı astronomi için yeni umutlar açtı: görünür aralıktaki büyük yer tabanlı teleskopların açısal çözünürlüğü Hubble Uzay Teleskobu'nun yeteneklerine çok yaklaştı ve yakın kızılötesi aralıkta bunları gözle görülür şekilde aştı. Uyarlanabilir optikler, çok yakın gelecekte, özellikle diğer yıldızların etrafındaki gezegenleri inceleyebilen büyük optik interferometrelerin devreye alınmasını mümkün kılacaktır.
Vladimir Surdin
St. Petersburg Ulusal Bilgi Teknolojileri, Mekanik ve Optik Araştırma Üniversitesi
Fotonik ve Optoinformatik Fakültesi
Bilgisayar Fotonik ve Video Bilişim Bölümü
Sistem Teorisi ve Sistem Analizi disiplininde
« UYARLANABİLİR OPTİK SİSTEMLERİN MODERN BİLEŞENLERİNİN ÖZELLİKLERİNİN ANALİTİK İNCELENMESİ»
Öğrenci: Romanov I.E.
Grup: 4352
Öğretmen: Gurov I.P.
Saint Petersburg
Giriş…………………………………………………….……………………….2
Uyarlanabilir optik sistem……………………………………………………3
Dalga cephesi sensörleri……………………………………………..………..5
Wavefront düzelticiler……………………………………….………..9
1) Parçalı aynalar.................................................. ......................................10
2) Katı yüzeyli aynalar………………………………...11
2.1) Bimorf aynalar………………………………………..12
2.2) Membran aynalar……………………..………………….14
3) MOEMS (silikon teknolojisi)………………..………………...14
Sonuç……………………………………………………..………………….15
Referanslar………………………………………………………...16
Ek bilgi kaynakları……………………………………..17
giriiş
Uyarlanabilir optik (AO), rastgele bozuklukları telafi etmek ve gözlem araçlarının çözünürlük sınırını, alıcı veya hedefteki radyasyon konsantrasyonunun derecesini artırmak için dalga cephesi şeklinin dinamik kontrolüne sahip optik sistemlerin geliştirilmesiyle ilgilenen bir optik dalıdır. Uyarlanabilir optik 1950'lerde yoğun bir şekilde gelişmeye başladı. atmosferik türbülansın neden olduğu ön çarpıklıkları telafi etme ve yer tabanlı teleskopların çözünürlüğüne ana sınırlamayı getirme görevi ile bağlantılı olarak. Daha sonra buna, diğer tür girişimlere maruz kalan yörünge teleskopları ve güçlü lazer yayıcılar oluşturma sorunları eklendi.
Uyarlanabilir optik, bilim ve teknolojinin çeşitli alanlarında uygulama alanı bulur. Örneğin, yer tabanlı astronomik teleskopların tasarımında, optik iletişim sistemlerinde, endüstriyel lazer teknolojisinde, tıpta vb., optik elemanlar da dahil olmak üzere optik sistemlerdeki atmosferik bozulmaları ve sapmaları telafi etmeye izin verir. insan gözünün.
Bu çalışmanın amacı uyarlanabilir optik sistemleri incelemek ve aynı zamanda analitik görüş bileşenlerinin özellikleri hakkında.
Uyarlanabilir optik sistem
Deforme olabilen bir ayna kullanarak atmosferik görüntü bozulmalarını düzeltme olasılığı ilk kez 1953'te Amerikalı gökbilimci Horace H.W. Babcock tarafından işaret edildi. Dinamik atmosferik bozulmaları gerçek zamanlı olarak ölçecek ve bunları hızlı bir şekilde ayarlanabilen şekil değiştiren optik elemanlar kullanarak düzeltecek bir cihazın yaratılmasını önerdi. Ancak o dönemde sınırlı teknoloji nedeniyle fikirlerini hayata geçirmek mümkün değildi.
Uyarlanabilir bir optik sistem tarafından çözülebilecek temel sorun, kontrolsüz rastgele etkilerin neden olduğu dalga cephesi bozukluklarını ortadan kaldırmaktır. Bu türün en ünlü sistemleri şunları içerir:
Yer tabanlı teleskoplar, dünya atmosferinin heterojenliği nedeniyle bu sistemlerin çözünürlüğü azalır.
Lazer radyasyonunu oluşturmaya ve odaklamaya yönelik sistemler.
Atmosferde çalışan lazer ölçüm sistemleri.
Yüksek güçlü lazerlerin optik sistemleri.
Uyarlanabilir optik sistemlerin uygulanması, çözdüğü belirli sorun yelpazesine göre belirlenir. Fakat Genel İlkeler bu tür sistemlerin yapısı aynıdır. Yapısal olarak, uyarlanabilir bir optik sistem genellikle distorsiyonu ölçen bir sensör (dalga cephesi sensörü), bir dalga cephesi düzelticisi ve sensör ile düzeltici arasında iletişim kuran bir kontrol sisteminden oluşur. Genel şema Uyarlanabilir optik tasarım Şekil 2'de gösterilmektedir. 1. .
Pirinç. 1. Uyarlanabilir bir optik sistemin genel diyagramı
Dalga cephesi sensörleri
Dalga cephesi sensörü (WFS), lazer radyasyonunu düzeltmek için uyarlanabilir sistemin unsurlarından biridir. Görevi dalga cephesinin eğriliğini ölçmek ve bu ölçümleri işleme cihazına iletmektir (Şekil 2).
Pirinç. 2. Bir mikromercek dizisi kullanılarak elde edilen bozuk bir dalga cephesinin görüntüsü.
Dalga cephesi eğriliğinin ana nedenleri şunlardır:
Atmosfer türbülansı.
Sistemin optik elemanlarının ideal olmayan şekilleri.
Sistemi ayarlarken hatalar vb.
Bugün çok çeşitli DVF'ler var. Ancak en yaygın olanı Shack-Hartmann şemasına dayanmaktadır (Şekil 3.).
Pirinç. 3. Tipik Hartmann sensör devresi
Böyle bir sensörün geçmişi, Alman fizikçi ve gökbilimci Johannes Franz Hartmann'ın büyük bir teleskop aracılığıyla tek tek ışık ışınlarının yolunu izlemek için birçok küçük açıklık kullanmaya karar verdiği ve ona görüntünün kalitesini kontrol etmesine olanak tanıdığı 1900'lü yıllara kadar uzanıyor. Daha sonra 1960'larda Roland Schuck ve Ben Platt, açıklıkları birden fazla mercekle (lens taraması) değiştirerek bu teknolojiyi değiştirdiler.
Böyle bir sensör, avantajları nedeniyle çoğunlukla dalga cephesi düzeltme sistemlerinde kullanılır. Shack-Hartmann sensörünün ana avantajlarından biri, distorsiyonun başka yöntemlerle ölçülemediği durumlarda (örneğin girişim) geniş bir dalga cephesi eğimi aralığını ölçebilme yeteneğidir. Böyle bir sensör, paralelleştirilmemiş bir lazer ışınının profilindeki sapmaları belirlemek için kullanılabilir. Ayrıca mekanik titreşimlere karşı duyarlılığı düşük olup, yüksek güçlü darbeler ve femtosaniye sürelerle çalışabilmektedir.
Shack-Hartmann tipi bir sensör, bir dizi mikromercek ve bunların odak düzleminde yer alan bir fotodetektörden oluşur. Her lens tipik olarak 1 mm veya daha az ölçer. Sensör mercekleri, incelenen dalga cephesini alt açıklıklara (bir mikro merceğin açıklığı) bölerek odak düzleminde bir dizi odak noktası oluşturur. Her noktanın konumu, sensör girişine ulaşan ışının dalga cephesinin yerel eğimine bağlıdır. Odak noktalarının enine yer değiştirmelerini ölçerek, alt açıklıkların her biri içindeki ortalama dalga cephesi eğim açılarını hesaplamak mümkündür. Bu değerlerden dalga cephesi profili tüm sensör açıklığı üzerinden hesaplanır.
Pirinç. 4. Dalga cephesi sensörünün çalışma prensibi
Gelen dalga cephesi düz olduğunda, tüm görüntüler mercek dizisinin geometrisi tarafından belirlenen düzenli bir ızgarada düzenlenir. Dalga cephesi bozulduğunda görüntüler nominal konumlarından kaydırılır. Görüntü merkezlerinin iki dik yöndeki yer değiştirmeleri, alt açıklıklar boyunca bu yönlerdeki ortalama dalga cephesi eğimleriyle orantılıdır. Böylece Shack-Hartmann WF (Sh-H WF), dalga cephesinin eğimlerini ölçer. Dalga cephesinin kendisi, görüntü için bir rol oynamayan, sabit doğruluğa sahip bir dizi ölçülen eğimden yeniden oluşturulur (geri yüklenir).
Shack-Harman DWF'nin özellikleri:
Ölçülen sapmaların genliği 15 mikrona kadardır.
Ölçüm doğruluğu - λ/100 (RMS).
Giriş ışınımının çapı 8...100 mm'dir.
Ancak Shack-Hartmann WEF'lerinin önemli bir dezavantajı vardır: CCD matrislerinde çapraz karışma. Yeterince bozulmuş bir dalga cephesi matris üzerine düştüğünde ortaya çıkarlar, çünkü güçlü sapmalarla alt dizisinin sınırlarının ötesine geçebilir ve komşu bir matrise varabilir. Bu yanlış bir nokta yaratır.
Ancak günümüzde karışmadan kaynaklanan hatalar karmaşık algoritmalar kullanılarak ortadan kaldırılmaktadır. Noktanın gerçek konumunu doğru bir şekilde izlemenize ve görüntülemenize olanak tanır. Algoritmaların modern gelişimi ve üretim hassasiyeti, bu sensörlerin uygulama kapsamının genişletilmesini mümkün kılmaktadır. Bugün çeşitli görüntü doğrulama sistemlerinde uygulama bulmuşlardır.
Dalga cephesi düzelticileri
Uyarlanabilir bir ayna, deforme olabilen bir profile sahip yansıtıcı bir yüzeye sahip, uyarlanabilir bir optik sistemin yönetici aktif elemanıdır. Deforme olabilen aynalar, dalga cephesi kontrolü ve optik sapmaların düzeltilmesi için en uygun araçtır.
Uyarlanabilir aynaların temel özellikleri:
Hareket aralığı (aynanın bir parçası olarak sürücünün hassasiyeti ile karakterize edilir (kontrol voltajı 1 V arttığında hassasiyet genellikle mikrometre cinsinden yüzey hareketleriyle ifade edilir)).
Yerel deformasyon alanı (aynanın serbestlik derecesinin sayısını yansıtır (bir sürücünün hareketinin neden olduğu birim genliğin etkili deformasyon genişliği ile belirtilebilir; bu deformasyonu açıklayan fonksiyona yanıt fonksiyonu denir) ).
Frekans bant genişliği (kullanılan sürücünün hızıyla belirlenir (yukarıda ayna tasarımının mekanik rezonanslarıyla sınırlıdır)).
Yapısal olarak uyarlanabilir aynalar iki büyük gruba ayrılabilir:
1) Parçalı aynalar.
2) Sağlam bir yüzeye sahip aynalar.
Parçalı aynalarda her bir bölüm, hareket ettirilmesine ve eğilmesine (veya yalnızca hareket ettirilmesine) olanak tanır. Sağlam bir ayna, özel sürücülerin etkisi altında karmaşık deformasyonlara maruz kalır.
Bir tasarımın veya diğerinin seçimi, kullanılacağı sistemin özelliklerine göre belirlenir. Bu durumda dikkate alınan ana faktörler şunlardır: toplam büyüklük Ayna yüzeyinin ağırlığı ve işçiliği.
Parçalı aynalar
Parçalı aynalar, düz aynaların bireysel, bağımsız bölümlerinden oluşur. Ortalama dalga cephesi değerini ayarlamak için her segment kısa bir mesafeye ve geriye doğru hareket ettirilebilir.
Bölümlerin öteleme hareketine sahip bölümlü uyarlanabilir aynalar (Şekil 5, a), bireysel bölümlerden gelen sinyaller (optik yolun uzunluğu) ile bölümlerin hareketi ve eğimi olan aynalar arasındaki yalnızca geçici faz ilişkilerini değiştirmenize izin verir (Şekil 5). , b) uzaysal aşamaya da izin verir.
Pirinç. 5. Bölümlü uyarlanabilir aynalar: a) bölümlerin öteleme hareketi ile, b) bölümlerin hareketi ve eğimi ile
Kesitli aynaların önemli dezavantajları, ayrı bir bölümün konumunu ve yüzeyinin durumunu kontrol etme ihtiyacının yanı sıra bu tür aynalar için bir termal stabilizasyon sisteminin uygulanmasının karmaşıklığıdır.
1) Aktüatör sayısı - 100 – 1500.
2) Aktüatörler arasındaki boşluklar 2-10 mm'dir.
3) Elektrotların şekli dikdörtgen veya altıgendir.
5) Hareketin genliği birkaç mikrondur.
6) Rezonans frekansı - birkaç kilohertz.
7) Maliyet - yüksek.
Katı yüzey aynaları
İnce, deforme olabilen bir zarın ön yüzeyinde ayrık tahrikli aynalar (Şekil 6.) oluşturulmuştur. Plakanın şekli, kendisine bağlı bir dizi ayrı aktüatör tarafından kontrol edilir. arka duvar. Aynanın şekli, ön panele etki eden kuvvetlerin birleşimine, sınır koşullarına (plakanın aynaya nasıl tutturulduğuna) ve plakanın geometrisine ve malzemesine bağlıdır.
Bu aynalar, dalga cephesinin çok büyük sayıda (birkaç bine kadar) serbestlik derecesiyle düzgün şekilde ayarlanmasına olanak tanır.
Pirinç. 6. Ayrık sürücülere sahip bir aynanın şeması.
Bimorf aynalar
Bir bimorf ayna (Şekil 7.), birbirine tutturulmuş ve zıt yönlerde (eksenlere paralel) polarize edilmiş iki piezoelektrik plakadan oluşur. Bu plakaların arasında bir dizi elektrot bulunur. Ön ve arka yüzeyleri topraklanmıştır. Aynanın ön tarafı yansıtıcı yüzey olarak kullanılır.
Şekil 7. Bimorf aynanın şeması.
Elektrota voltaj uygulandığı anda plakalardan biri sıkıştırılır, diğeri gerilir ve bu da yerel eğriliğe yol açar. Aynanın yerel eğriliği uygulanan voltajla orantılıdır, dolayısıyla bu deforme olabilen aynalara eğri aynalar da denir.
Parçalı deforme edilebilir aynaların tipik parametreleri:
1) Aktüatör sayısı – 18 - 35
2) Aktüatörler arasındaki boşluklar 30-200 mm'dir.
3) Elektrotların şekli radyaldir.
5) Rezonans frekansı – 500 Hz'den fazla.
6) Maliyet - orta.
Membran aynalar.
Bu aynaların zarının deformasyonu, manyetik alanın etkisi nedeniyle elde edilir. Solenoidlerin tam karşısındaki membrana bir dizi mıknatıs bağlanmıştır. Akım solenoidlerden geçtiğinde, membranı deforme eden Laplace kuvvetleri ortaya çıkar.
MOEMS (silikon teknolojisi)
MOEMS (Şekil 8.) - mikro-opto-elektro-mekanik sistemler. Bu tür uyarlanabilir aynalar, elektronik çipler gibi mikrolitografi kullanılarak yapılır, küçük ayna elemanlarının saptırılması elektrostatik kuvvetler tarafından gerçekleştirilir. MOEMS'in dezavantajları ise hareketlerin yetersiz olması ve ayna elemanlarının boyutlarının küçük olmasıdır.
Şekil 8. MOEMS aynasının çalışma prensibi
Işığın fazını kontrol etmenin bir başka yöntemi, monitörlerde olduğu gibi, bir milyona kadar kontrol edilebilir öğeye sahip sıvı kristallerin kullanılmasıdır. Yakın zamana kadar sıvı kristaller çok yavaştı ancak artık bu sınırlamanın üstesinden gelinmiştir. Sıvı kristallerin neden olduğu faz kayması çok küçük kalsa da, bunun dalga boyuna bağlı olduğunu da unutmamalıyız.
Çözüm
Bu çalışma sırasında uyarlanabilir optik sistem bileşenlerinin yapısını ve özelliklerini inceledikten sonra, yeni tip AOS bileşenlerinin geliştirilmesinin hala geçerli olmadığı sonucuna varabiliriz. Fotonik ve optik malzemelerdeki yeni gelişmeler, öncekilerden daha iyi performansa sahip, daha gelişmiş uyarlanabilir sistem bileşenlerinin oluşturulmasını mümkün kılıyor.
Kaynakça:
Wirth A., Gonsirovsky T. Uyarlanabilir optik: atmosferik türbülansın eşleştirilmesi // Fotnika, 2007, sayı 6, s. 10 – 15.
Berchenko E.A., Kalinin Yu.A., Kiselev V.Yu., Polynkin M.A. Wavefront sensörleri // Lazer optik sistemler ve teknolojiler, 2009, s. 64–69.
A.G. Aleksandrov, V.E. Zavalova, A.V. Kudryashov, A.L. Rukosuev, P.N. Romanov, V.V. Samarkin, Yu.V. Sheldakova, "Yüksek güçlü darbeli katı hal lazerlerinin parametrelerini ölçmek için Shack - Hartmann dalga cephesi sensörü", KUANTUM ELEKTRONU, 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 A.S., Güç ve bilgi lazer sistemleri için deforme edilebilir aynalar //Lazer optik sistemler ve teknolojiler, FSUE "NPO ASTROFİZİĞİ", M., 2009, s. 54–58
Vorontsov M.A., Shmalgauzen V.I., Uyarlanabilir optiğin ilkeleri, //Moskova, Bilim, (1985), s. 336.
Vorontsov M.A., Koryabin A.V., Shmalgauzen V.I., Kontrollü optik sistemler. //Moskova, Bilim, (1988), s.275.
Krasheninnikov V. R. Görüntülerin Geometrik Dönüşümü Parametrelerinin Sabit Nokta Yöntemi ile Tahmini / V. R. Krasheninnikov, M. A. Potapov // Desen Tanıma ve Görüntü Analizi. – 2012. – Cilt. 22, Sayı 2. – S. 303 –317.
Ek bilgi kaynakları:
Lazer Portalı: http://www.laserportal.ru//
Vikipedi: https://en.wikipedia.org/wiki/Adaptive_optics
Astronet: http://www.astronet.ru/db/msg/1205112/part2/dm.html#SEC2.2
