АДАПТИВНАЯ ОПТИКА, раздел оптики, занимающийся разработкой методов и средств управления формой волнового фронта (ВФ) с целью устранения искажений (аберраций), возникающих при распространении светового пучка в оптически неоднородной среде (например, турбулентной атмосфере) или из-за несовершенства элементов оптической системы.
Цель адаптивной коррекции - повышение разрешающей способности оптических приборов, повышение концентрации излучения на приёмнике, достижение максимально острой фокусировки светового пучка на мишени или получение заданного распределения интенсивности излучения. Возможности применения активных методов в оптике стали обсуждаться с начала 1950-х годов в связи с проблемой повышения разрешающей способности наземных телескопов, однако интенсивное развитие адаптивной оптики началось после создания достаточно эффективных корректоров (управляемых зеркал) и измерителей (датчиков) ВФ. Простейшая адаптивная система содержит одно плоское зеркало, наклон которого можно изменять, что позволяет устранить «дрожание» изображения при наблюдении сквозь турбулентную атмосферу. В более сложных системах используются корректоры с большим числом степеней свободы, позволяющие компенсировать аберрации высших порядков. Типичная схема организации управления в адаптивной системе (рисунок) построена по принципу обратной связи. Часть светового потока после корректора ответвляется и поступает на датчик ВФ, где измеряются остаточные аберрации. Эта информация используется для формирования сигналов в блоке управления, воздействующих на корректор и уменьшающих остаточные аберрации. Они становятся минимальными, качество изображения улучшается.
Существуют системы, не требующие использования датчиков ВФ. В этом случае минимизация искажений проводится путём преднамеренного внесения в ВФ пробных возмущений (метод апертурного зондирования). Затем влияние пробных возмущений на качество работы системы анализируется в блоке управления, после чего формируются управляющие сигналы, оптимизирующие ВФ. Системы апертурного зондирования требуют больших затрат времени на настройку корректора, так как для заметного уменьшения искажений процесс повторяется несколько раз.
Эффективность адаптивной оптической системы в значительной мере определяется совершенством применяемого корректора. Вначале использовались главным образом составные (сегментированные) зеркала, состоящие из нескольких сегментов, которые могли смещаться относительно друг друга с помощью пьезоприводов или иным способом. Впоследствии получили распространение гибкие («мембранные») зеркала с непрерывно деформируемой поверхностью. К началу 21 века техника коррекции ВФ значительно усовершенствовалась. Кроме управляемых зеркал различных типов применяют жидкокристаллические фазовые модуляторы, которые могут работать как на отражение (подобно зеркалам), так и на просвет. Ряд конструкций допускает их миниатюризацию и создание устройств, интегрированных в единый блок с управляющей электроникой, что позволяет создавать компактные и сравнительно недорогие адаптивные системы. Однако, несмотря на разработку фазовых корректоров нового поколения, традиционные гибкие зеркала сохраняют своё значение благодаря малым потерям светового потока и сравнительно простой конструкции. В лазерных системах применяют также нелинейно-оптические методы коррекции искажений, основанные на явлении обращения волнового фронта. Этот подход называют иногда нелинейной адаптивной оптикой.
Лит.: Воронцов М. А., Шмальгаузен В. И. Принципы адаптивной оптики. М., 1985; Тараненко В. Г., Шанин О. И. Адаптивная оптика. М., 1990; Лукин В. П., Фортес Б. В. Адаптивное формирование пучков и изображений в атмосфере. Новосиб., 1999.
В. И. Шмальгаузен.
В неоднородной среде, с помощью управляемых оптических элементов. Основные задачи адаптивной оптики - это повышение предела разрешения наблюдательных приборов , концентрация оптического излучения на приёмнике или мишени и т. п.
Адаптивная оптика находит применение в конструировании наземных астрономических телескопов , в системах оптической коммуникации, в промышленной лазерной технике, в офтальмологии и пр., где позволяет компенсировать, соответственно, атмосферные искажения, аберрации оптических систем , в том числе оптических элементов глаза человека.
Энциклопедичный YouTube
-
1 / 5
Конструктивно адаптивная оптическая система обычно состоит из датчика, измеряющего искажения (датчик волнового фронта), корректора волнового фронта и системы управления, реализующей связь между датчиком и корректором.
Датчики волнового фронта
Существуют разнообразные методы, позволяющие как качественно оценивать, так и количественно измерять профиль волнового фронта. Наиболее популярными в настоящее время являются датчики интерференционного типа и типа Шака-Гартмана.
Действие интерференционных датчиков основано на когерентном сложении двух световых волн и формировании интерференционной картины с зависящей от измеряемого волнового фронта интенсивностью. При этом, в качестве второй (опорной) световой волны может использоваться волна, полученная из исследуемого излучения путём пространственной фильтрации.
Датчик типа Шака-Гартмана состоит из матрицы микролинз и расположенного в их фокальной плоскости фотоприёмника. Каждая линза обычно имеет размеры от 1 мм и меньше. Линзы датчика разделяют исследуемый волновой фронт на субапертуры (апертура одной микролинзы), формируя в фокальной плоскости совокупность фокальных пятен. Положение каждого из пятен зависит от локального наклона волнового фронта пучка, пришедшего на вход датчика. Измеряя поперечные смещения фокальных пятен, можно вычислить средние углы наклонов волнового фронта в пределах каждой из субапертур. По этим величинам вычисляется профиль волнового фронта на всей апертуре датчика.
Корректоры волнового фронта
Адаптивное (деформируемое) зеркало (англ. ) является наиболее популярным инструментом для управления волновым фронтом и коррекции оптических аберраций. Идею коррекции волнового фронта составным зеркалом предложил В. П. Линник в 1957 году . Возможность создания такой системы появилась с середины 1990-х годов в связи с развитием технологий и с возможностью точнейшего компьютерного управления и контроля.
В частности, широкое распространение получили униморфные (полупассивный-биморф) зеркала. Такое зеркало состоит из тонкой пластины, изготовленной из пьезоэлектрического материала, на которой особым образом расположены электроды . Пластина присоединена к подложке, на передней поверхности которой сформирована оптическая поверхность. При приложении напряжения к электродам пьезоэлектрическая пластина сжимается (или расширяется), что приводит к изгибу оптической поверхности зеркала. Особое пространственное расположение электродов позволяет формировать сложные рельефы поверхности.
Скорость управления формой адаптивного зеркала позволяет использовать его для компенсации динамических аберраций в режиме реального времени .
В астрономических приложениях для систем адаптивной оптики нужен опорный источник, который служил бы эталоном блеска для коррекции искажений, создаваемых атмосферной турбулентностью, причём он должен быть расположен на достаточно близком угловом расстоянии от исследуемой области неба. В некоторых системах в качестве такого источника используется «искусственная звезда», созданная возбуждением атомов натрия на высоте 90 км над поверхностью Земли наземным лазером .
Продолжительность:
Слушатели:
студенты 5-го курса кафедры ОФВиП, физического факультета МГУ им. М.В.Ломоносова (около 15 студентов)
Описание:
Курс представляет основные принципы адаптивной оптики, включая проблемы прохождения света через искажающую среду, фазовой коррекции, статистического анализа фазовых искажений. Рассматривается также проблема анизопланатизма в адаптивной оптике. Курс знакомит студентов с основами фазовых измерений и техникой фазовой коррекции в адаптивной оптике, а также некоторыми её приложениями.
Программа курса:
1. Задачи управления параметрами оптической системы.
Повышение углового разрешения астрономических телескопов и ограничения, вносимые атмосферной турбулентностью. Фазировка многозеркальных телескопов. Звездный интерферометр Майкельсона. Фокусировка лазерного пучка сквозь турбулентную атмосферу.Обращение волнового фронта и фазовое сопряжение. Проблема спеклов. Компенсация оптических внутрирезонаторных неоднородностей в лазерах и проблема формирования дифракционно-ограниченых пучков.2. Аберрации оптических систем.
Линейные оптические системы и способы их описания. Преобразование комплексной амплитуды. Импульсная реакция и передаточная функция. Учет аберраций. Обобщенный принцип Гюйгенса-Френеля Передаточная функция оптической системы с аберрациями. Некогерентные системы. Оптическая передаточная функция (ОПФ) и частотно-контрастная характеристика изображающей системы. Число Штреля и нормированное разрешение системы, их зависимость от силы аберраций.3. Разложение аберраций по ортогональным функциям.
Свойства ортонормированных систем функций. Полиномы Цернике [см. Полиномы Цернике]. Коэффициенты аберраций. Случайные аберрации и способы их описания. Корреляционная матрица аберрационных коэффициентов. Усредненные характеристики оптической системы. Средняя квадратичная фазовая ошибка. Приближенные выражения для разрешения системы и числа Штреля.4. Атмосферные аберрации.
Флуктуации показателя преломления в турбулентной атмосфере. Структурная функция флуктуаций фазы. Радиус корреляции (Фридовский радиус). ОПФ и число Штреля в случае фазовых флуктуаций. Корреляция коэффициентов аберраций в атмосфере. Выражение корреляционных коэффициентов через структурную функцию фазы. Зависимость дисперсии коэффициентов от размера апертуры и радиуса корреляции.5. Компенсация аберраций управляемыми фазовыми корректорами.
Типы корректоров и схемы их применения. Адаптивные оптические системы. Идеальный модальный корректор ВФ. Потенциальная эффективность модального корректора при компенсации атмосферных искажений. Выражение для остаточной квадратичной ошибки. Распределение остаточной ошибки по апертуре в зависимости от числа степеней свободы корректора.6. Способы управления корректором в адаптивных системах.
Типичные схемы адаптивных систем. Системы фазового сопряжения и апертурного зондирования. Структура управления системами с датчиком ВФ. Источники погрешностей и их вклад в общую остаточную ошибку. Организация поиска максимума в системах апертурного зондирования. Выбор критерия качества. Проблема локальных экстремумов. Достоинства и недостатки систем апертурного зондирования.7. Анизопланатизм адаптивных систем.
Угол изопланатизма идеальной адаптивной системы в турбулентной атмосфере. Влияние флуктуаций средней фазы и наклонов ВФ. Анизопланатизм при модальной коррекции. Длинноэкспозиционные и короткоэкспозиционные изображения. Способы расширения поля зрения адаптивной системы. Методы улучшения качества зарегистрированных изображений.8. Амплитудные флуктуации в адаптивных системах.
Флуктуации интенсивности в атмосфере. Спеклы и особенности спекл-полей. Слабые флуктуации амплитуды и их описание. Структурная функция волны. Влияние амплитудных флуктуаций на ОПФ и число Штреля. Остаточная ошибка и точность фазовых измерений при наличии флуктуаций амплитуды.9. Измерение искажений ВФ в адаптивной оптике 1.
Измерение локальных наклонов. Принципиальные ограничения: дробовой шум фотонов, шумы фотоприемника. Сдвиговые интерферометры: вращающиеся дифракционные решетки, двухканальная и совмещенная схемы; оценки чувствительности.10. Измерение искажений ВФ в адаптивной оптике 2.
Интерферометр поперечного сдвига с голографическим фильтром; интерферометр радиального сдвига. Датчик Шарка-Гартмана. Позиционная характеристика; оценки точности и чувствительности. Датчик кривизны ВФ. Характеристики современных схем датчиков ВФ.11. Восстановление ВФ по измеренным локальным наклонам.
Восстановление профиля ВФ метод наименьших квадратов. Вычисление коэффициентов аберраций; разложение по функциям отклика корректора. Восстановление ВФ с учетом статистики фазовых искажений (байесовский подход).12. Методы высокоразрешающей фазовой коррекции.
Жидкокристаллические пространственные модуляторы фазы и адаптивные системы с оптической обратной связью. Основное уравнение системы; принципиальные ограничения. Методы визуализации фазовых искажений: дефокусировка и свободное распространение; преобразование Гильберта; интерферометр поперечного сдвига и голографический фильтр; интерферометр радиального сдвига.13. Проблема опорного источника в астрономии.
Методы создания искусственных опорных источников: Рэлеевское рассеяние в атмосфере; использование натриевых слоев, возбуждаемых лазерным излучением. Проблема измерения средних наклонов. Анизопланатизм измерения ВФ с использованием искусственного опорного источника. Системы с многими опорными источниками.14. Современные применения адаптивной оптики.
Коррекция фазовых искажений лазерных пучков в задачах ЛТС и системах формирования фемтосекундных лазерных импульсов; системы внутрирезонаторной коррекции термоаберраций в активных элементах технологических лазеров средней мощности. Формирование заданного распределения интенсивности в пучке технологического СО2 лазера. Использование адаптивной оптики в офтальмологии: измерение аберраций глаза человека; повышение разрешения изображений сетчатки в ретиноскопии; многоспектральная ретиноскопия.Лекции:
· № 1. Вводная.
· № 2. Изображающие системы с линзой.
· № 3. Некогерентные системы.
· № 4. Измерение искажений ВФ в адаптивной оптике. Часть I .
· № 5. Измерение искажений ВФ в адаптивной оптике. Часть II .
· № 6. Измерение искажений ВФ в адаптивной оптике. Часть III .Россыпь звезд, будто подмигивающих наблюдателю, выглядит очень романтично. Но у астрономов это красивое мерцание вызывает вовсе не восхищение, а совершенно противоположные чувства. К счастью, есть способ исправить ситуацию.
Алексей Левин
Эксперимент, вдохнувший новую жизнь в науку о космосе, был выполнен не в знаменитой обсерватории и не на гигантском телескопе. Специалисты узнали о нем из статьи Successful Tests of Adaptive Optics, опубликованной в астрономическом журнале The Messenger в 1989 году. Там были представлены результаты испытаний электрооптической системы Come-On, предназначенной для корректировки атмосферных искажений света космических источников. Их провели с 12 по 23 октября на 152-см рефлекторе французской обсерватории OHP (Observatoire de Haute-Province). Система сработала настолько хорошо, что авторы начали статью утверждением, что «давняя мечта астрономов, работающих на наземных телескопах, наконец-то исполнилась благодаря созданию новой техники оптических наблюдений — адаптивной оптики».
А через несколько лет системы адаптивной оптики (АО) начали ставить на большие инструменты. В 1993 году ими оснастили 360-см телескоп Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили, чуть позже — такой же инструмент на Гавайях, а затем и 8−10-метровые телескопы. Благодаря АО в наземные инструменты можно наблюдать светила в видимом свете с разрешающей способностью, которая была уделом лишь космического телескопа Hubble, а в инфракрасных лучах — даже с более высокой. Например, в очень полезном для астрономии участке ближней инфракрасной зоны с длиной волны 1 мкм Hubble обеспечивает разрешение в 110 угловых мс, а 8-метровые телескопы ESO — до 30 мс.
На самом деле, когда французские астрономы испытывали свою систему АО, в США уже существовали аналогичные устройства. Но создали их вовсе не для нужд астрономии. Заказчиком этих разработок был Пентагон.
Сенсор Шека-Хартмана работает так: покинув оптическую систему телескопа, свет проходит сквозь решетку из небольших линз, направляющих его на ПЗС-матрицу. Если бы излучение космического источника или искусственной звезды распространялось в вакууме или в идеально спокойной атмосфере, то все мини-линзы фокусировали бы его строго в центре отведенных им пикселей. Из-за атмосферных завихрений точки схождения лучей «гуляют» по поверхности матрицы, и это позволяет реконструировать сами возмущения.
Когда воздух помеха
Если наблюдать в телескоп две звезды, расположенные на небосводе очень близко друг к другу, их изображения сольются в одну светящуюся точку. Минимальное угловое расстояние между такими звездами, обусловленное волновой природой света (дифракционный предел), — это и есть разрешающая способность прибора, и она прямо пропорциональна длине волны света и обратно пропорциональна диаметру (апертуре) телескопа. Так, для трехметрового рефлектора при наблюдениях в зеленом свете этот предел составляет около 40 угловых мс, а для 10-метрового — чуть больше 10 мс (под таким углом мелкая монета видна с расстояния 2000 км).
Однако эти оценки справедливы только для наблюдений в вакууме. В земной атмосфере постоянно возникают участки локальной турбулентности, которая несколько сотен раз в секунду изменяет плотность и температуру воздуха и, следовательно, его показатель преломления. Поэтому в атмосфере фронт световой волны от космического источника неминуемо расплывается. В результате реальная разрешающая способность обычных телескопов в лучшем случае составляет 0,5−1 угловую секунду и сильно не дотягивает до дифракционного предела.
Ранее размеры корректируемых зон небосвода ограничивались клетками со стороной в 15 угловых мс. В марте 2007 года на одном из телескопов ESO была впервые опробована мультисопряженная адаптивная оптика (MCAO). Она прощупывает турбулентности на разных высотах, что позволило увеличить размер корректируемого поля зрения до двух и более угловых минут.
«В этом столетии возможности АО сильно расширились, — говорит «ПМ» профессор астрономии и астрофизики Клэр Макс, директор Центра адаптивной оптики Калифорнийского университета в Санта-Крус. — На больших телескопах установлены системы с двумя и тремя деформируемыми зеркалами, к числу которых относится и МСАО. Появились новые сенсоры волнового фронта и более мощные компьютерные программы. Созданы зеркала с микроэлектромеханическими актуаторами, позволяющими изменять форму отражающей поверхности лучше и быстрее, чем актуаторы на пьезоэлектриках. В последние годы разработаны и опробованы экспериментальные системы мультиобъектной адаптивной оптики (МОАО), с помощью которых можно одновременно отслеживать до десяти и более источников в поле зрения диаметром 5−10 угловых минут. Их установят на телескопах нового поколения, которые приступят к работе в следующем десятилетии».
Путеводные звезды
Представим себе прибор, который сотни раз в секунду анализирует прошедшие через телескоп световые волны на предмет выявления следов атмосферных завихрений и по этим данным изменяет форму деформируемого зеркала, помещенного в фокусе телескопа, чтобы нейтрализовать атмосферные помехи и в идеале сделать изображение объекта «вакуумным». В этом случае разрешающая способность телескопа ограничивается исключительно дифракционным пределом.
Однако есть одна тонкость. Обычно свет далеких звезд и галактик чересчур слаб для надежной реконструкции волнового фронта. Другое дело, если рядом с наблюдаемым объектом имеется яркий источник, лучи от которого идут к телескопу почти по такому же пути, — ими-то и можно воспользоваться для считывания атмосферных помех. Именно такую схему (в несколько урезанном виде) в 1989 году опробовали французские астрономы. Они выбрали несколько ярких звезд (Денеб, Капеллу и другие) и с помощью адаптивной оптики действительно улучшили качество их изображений при наблюдениях в инфракрасном свете. Вскоре такие системы, использующие звезды-маяки (guide stars) земного небосвода, начали применять на больших телескопах для реальных наблюдений.
Но ярких звезд на земном небе немного, так что эта методика пригодна для наблюдений всего лишь 10% небесной сферы. Но если природа не создала подходящее светило в нужном месте, можно создать искусственную звезду — с помощью лазера вызвать на большой высоте свечение атмосферы, которое станет опорным источником света для компенсирующей системы.
Этот метод в 1985 году предложили французские астрономы Рено Фуа и Антуан Лабейри. Примерно тогда же к аналогичным выводам пришли и их коллеги из США Эдвард Кибблуайт и Лэйрд Томсон. В середине 1990-х лазерные излучатели в паре с аппаратурой АО появились на телескопах средних размеров в Ликской обсерватории в США и в обсерватории Калар Альто в Испании. Однако этой технике понадобилось около десяти лет, чтобы она нашла применение на 8−10-метровых телескопах.
Исполнительный элемент системы адаптивной оптики — это деформируемое зеркало, изгибаемое с помощью пьезоэлектрических или электромеханических приводов (актуаторов) по командам системы управления, которая получает и анализирует данные об искажениях от датчиков волнового фронта.
Военный интерес
История адаптивной оптики имеет не только явную, но и тайную сторону. В январе 1958 года в Пентагоне учредили новую структуру, Управление перспективных оборонных исследовательских проектов — Advanced Research Projects Agency, ARPA (сейчас DARPA), ответственное за разработку технологий для новых поколений оружия. Это ведомство сыграло первостепенную роль в создании адаптивной оптики: для наблюдения за советскими орбитальными аппаратами требовались нечувствительные к атмосферным помехам телескопы с максимально высоким разрешением, а в перспективе рассматривалась задача создания лазерного оружия для уничтожения баллистических ракет.
В середине 1960-х под контролем ARPA была запущена программа изучения атмосферных возмущений и взаимодействия лазерного излучения с воздухом. Этим занимались в исследовательском центре RADC (Rome Air Development Center), расположенном на авиабазе Гриффис в штате Нью-Йорк. В качестве опорного источника света использовали мощные прожектора, установленные на пролетающих над полигоном бомбардировщиках, и это было столь впечатляющим, что испуганные жители порой обращались в полицию!
Весной 1973 года ARPA и RADC подрядили частную корпорацию Itec Optical Systems для участия в разработке приборов, компенсирующих рассеивание света под действием атмосферных возмущений, в рамках программы RTAC (Real-Time Atmospheric Compensation). Сотрудники Itec создали все три главных компонента АО — интерферометр для анализа возмущений светового фронта, деформируемое зеркало для их исправления и систему управления. Их первое зеркало двухдюймового диаметра было сделано из стекла, покрытого отражающей пленкой из алюминия. В опорную пластинку были встроены пьезоэлектрические актуаторы (21 штука), способные под действием электрических импульсов сокращаться и удлиняться на 10 мкм. Уже первые лабораторные тесты, проведенные в том же году, свидетельствовали об успехе. А следующим летом новая серия тестов продемонстрировала, что экспериментальная аппаратура может исправить лазерный луч уже на расстояниях в несколько сотен метров.
Эти чисто научные эксперименты еще не были засекречены. Однако в 1975 году была утверждена закрытая программа CIS (Compensating Imaging System) разработки АО в интересах Пентагона. В соответствии с ней были созданы более совершенные сенсоры волнового фронта и деформируемые зеркала с сотнями актуаторов. Эту аппаратуру установили на 1,6-метровом телескопе, расположенном на вершине горы Халеакала на гавайском острове Мауи. В июне 1982 года с ее помощью впервые удалось получить фотографии искусственного спутника Земли приемлемого качества.
С лазерным прицелом
Хоть эксперименты на Мауи продолжались еще несколько лет, центр разработки переместился в особую зону авиабазы Киртленд в штате Нью-Мексико, на секретный полигон Sandia Optical Range (SOR), где уже давно работали над лазерным оружием. В 1983 году группа под руководством Роберта Фьюгейта приступила к экспериментам, в ходе которых предстояло изучить лазерное сканирование неоднородностей атмосферы. Эту идею в 1981 году выдвинул американский физик Джулиус Фейнлейб, и теперь ее нужно было проверить на практике. Фейнлейб предложил использовать в системах АО упругое (рэлеевское) рассеяние квантов света на неоднородностях атмосферы. Некоторые из рассеянных фотонов возвращаются в точку, из которой ушли, и в соответствующем участке небосвода возникает характерное свечение почти точечного источника — искусственная звезда. Фьюгейт с коллегами регистрировали искажения волнового фронта отраженного излучения на пути к Земле и сравнивали их с аналогичными возмущениями звездного света, пришедшего с этого же участка небосвода. Возмущения оказались почти идентичными, что подтвердило возможность использования лазеров для решения задач АО.
Эти измерения не требовали сложной оптики — хватило простых зеркальных систем. Однако для более надежных результатов их надо было повторить на хорошем телескопе, который и был установлен на SOR в 1987 году. Фьюгейт с помощниками провели на нем эксперименты, в ходе которых и родилась адаптивная оптика с рукотворными звездами. В феврале 1992 года было получено первое значительно улучшенное изображение небесного тела — Бетельгейзе (самого яркого светила созвездия Ориона). Вскоре возможности метода продемонстрировали на фотографиях еще ряда звезд, колец Сатурна и других объектов.
Группа Фьюгейта зажигала искусственные звезды мощными лазерами на парах меди, генерировавшими 5000 импульсов в секунду. Столь высокая частота вспышек позволяет сканировать даже самые короткоживущие турбулентности. На смену интерферометрическим сенсорам волнового фронта пришел более совершенный сенсор Шека-Хартмана, изобретенный в начале 1970-х годов (кстати, тоже по заказу Пентагона). Зеркало с 241 актуатором, поставленное фирмой Itec, могло изменять форму 1664 раза в секунду.
Поднять повыше
Рэлеевское рассеяние довольно слабо, поэтому его возбуждают в диапазоне высот 10−20 км. Лучи от искусственной опорной звезды расходятся, в то время как лучи от гораздо более далекого космического источника строго параллельны. Поэтому их волновые фронты искажаются в турбулентном слое не совсем одинаково, что сказывается на качестве скорректированного изображения. Звезды-маяки лучше зажигать на большей высоте, но рэлеевский механизм здесь непригоден.
Весной 1991 года Пентагон решил снять гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике. Рассекреченные результаты 1980-х годов стали достоянием астрономов.
Эту проблему в 1982 году разрешил профессор Принстонского университета Уилл Харпер. Он предложил воспользоваться тем, что в мезосфере на высоте порядка 90 км много атомов натрия, скопившихся там из-за сгорания микрометеоритов. Харпер предложил возбуждать резонансное свечение этих атомов с помощью лазерных импульсов. Интенсивность такого свечения при равной мощности лазера на четыре порядка выше силы света при рэлеевском рассеянии. Это была только теория. Ее практическое воплощение стало возможным благодаря усилиям сотрудников Линкольновской лаборатории, расположенной на авиабазе Хэнском в штате Массачусетс. Летом 1988 года они получили первые снимки звезд, выполненные с помощью мезосферных маяков. Однако качество фотографий не было высоким, и реализация метода Харпера потребовала многолетней шлифовки.
B 2013 году был успешно испытан уникальный прибор Gemini Planet Imager для фото- и спектрографирования экзопланет, предназначенный для восьмиметровых телескопов Gemini. Он позволяет с помощью АО наблюдать планеты, чья видимая яркость в миллионы раз меньше яркости звезд, вокруг которых они обращаются.
Весной 1991 года Пентагон решил снять гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике. Первые сообщения о ней были сделаны в мае на конференции Американской астрономической ассоциации в Сиэтле. Вскоре последовали и журнальные публикации. Хотя американские военные продолжали заниматься адаптивной оптикой, рассекреченные результаты 1980-х годов стали достоянием астрономов.
Великий уравнитель
«АО впервые дала возможность наземным телескопам получать данные о структуре очень далеких галактик, — говорит профессор астрономии и астрофизики Клэр Макс из университета в Санта-Крус. — До наступления эры АО их можно было наблюдать в оптическом диапазоне лишь из космоса. Все наземные наблюдения движения звезд вблизи сверхмассивной черной дыры в центре Галактики ведутся также с помощью АО.
АО много дала и для изучения Солнечной системы. С ее помощью получена обширная информация о поясе астероидов — в частности, о двойных астероидных системах. АО обогатила знания об атмосферах планет Солнечной системы и их спутников. Благодаря ей вот уже лет пятнадцать ведутся наблюдения газовой оболочки Титана, самого большого спутника Сатурна, позволившие отследить суточные и сезонные изменения его атмосферы. Так что уже накоплен обширный массив данных о погодных условиях на внешних планетах и их сателлитах.
В определенном смысле адаптивная оптика уравняла возможности земной и космической астрономии. Благодаря этой технологии крупнейшие стационарные телескопы с их гигантскими зеркалами обеспечивают куда лучшее разрешение, чем «Хаббл» или еще не запущенный ИК-телескоп «Джеймс Уэбб». К тому же измерительные приборы для наземных обсерваторий не имеют жестких весовых и габаритных ограничений, которым подчинено проектирование космической аппаратуры. Так что вовсе не будет преувеличением сказать, — закончила профессор Макс, — что адаптивная оптика радикально преобразовала многие ветви современной науки о Вселенной».
АДАПТИВНАЯ ОПТИКА
АДАПТИВНАЯ ОПТИКА
Раздел оптики, занимающийся разработкой оптич. систем с динамич. управлением формой волнового фронта для компенсации случайных возмущений и повышения т. о. предела разрешения наблюдат. приборов, степени концентрации излучения на приёмнике или мишени и т. п. А. о. начала интенсивно развиваться в 1950-е гг. в связи с задачей компенсации искажений фронта, вызванных атм. турбулентностью и накладывающих осн. ограничение на разрешающую способность наземных телескопов. Позднее к этому добавились проблемы создания орбитальных телескопов и мощных лазерных излучателей, подверженных др. видам помех. Адаптивные оптич. системы классифицируются по порядку волновых аберраций (см. Аберрации оптических систем), к-рые они способны компенсировать (т. е. по степени полинома, в виде к-рого представляется фазовой поправки по сечению пучка).
Простейшие системы - 1-го и 2-го порядков - изменяют общий наклон волнового фронта и его кривизну простым перемещением отд. оптич. элементов фиксированной формы. Для систем более высокого порядка в качестве корректирующих элементов вначале чаще всего использовались зеркала, разбитые на соответствующее число самостоятельно перемещаемых сегментов. Постепенно они вытесняются гибкими ("мембранными") зеркалами, формой поверхности к-рых управляют либо созданием изгибающих моментов внутри самого зеркала, либо действием сил со стороны несущей конструкции. Часто используются небольшие деформируемые зеркала с пьезоэлектрич. приводами, устанавливаемые на участках оптич. системы с умеренными размерами сечения светового пучка (неподалёку от фокальной плоскости объектива телескопа и т, п.).
Информацию о необходимом воздействии на получают методом пробных возмущений либо непосредств. измерением формы фронта. Оба эти способа применяются при создании как приёмных, так и излучающих систем.
Метод пробных возмущений (или апертурного зондирования). Заключается в измерении реакции на небольшие, преднамеренно вносимые . Контролируемым параметром при этом обычно является в сфокусированном пятне либо интенсивность света, рассеянного мишенью. Эффекты, за к-рые ответственны разные виды фазовых искажений, разделяют либо по частоте (т. н. многовибраторный метод), либо по времени (т. н. многоступенчатый или последоват. метод). В первом случае возбуждаются малые гармонич. разл. участков зеркала (либо колебат. зеркала в целом) с разл. частотами; результирующего сигнала позволяет установить величину и направление необходимых для оптимизации системы изменений формы фронта. Во втором случае колебаний отд. участков или мод зеркала осуществляется последовательно во времени.
Для пробных возбуждений и итоговой корректировки фазового распределения обычно используются разные зеркала - одно обеспечивает малые изменения фазы с высокими временными частотами, второе имеет значительно больший диапазон изменения формы и может быть более инерционным. Связанное с этим усложнение осн. оптич. тракта в определ. степени компенсируется применением лишь одного некогеревт-ного приёмника излучения.
Прямое формы волнового фронта. Для него разработаны самые разнообразные и порой весьма оригинальные способы (гл. обр. интерферометриче-ские), обычно применяемые в сочетании с методом компенсации волнового фронта (для приёмных систем) и методом фазового сопряжения (для излучателей). Метод компенсации заключается в восстановлении у волнового фронта излучения, пришедшего от находящегося в точечного объекта, идеальной сферич. формы (утраченной им вследствие влияния турбулентности атмосферы и аберраций объектива телескопа).
Схема метода фазового сопряжения. Толстая линия - волновой фронт исходной ; тонкая - волновой фронт опорного излучения; стрелками показано направление распространения волновых фронтов.
В методе фазового сопряжения волновому фронту излучения, испускаемого мощным источником, придаётся форма, сопряжённая по фазе с фронтом опорного излучения, рассеянного мишенью и пришедшегок источнику (рис.; для предварит. освещения мишени с целью получения опорного излучения может использоваться как основной, так и вспомогат. источник). Т. о., на излучаемую волну заранее накладываются такие искажения, что последующие искажения на пути её распространения оказываются скомпенсированными; этим достигается макс. излучения за мишени.
Нередко к А. о. относят также область лазерной техники, связанную с применением фазово-сопряжённых волн для автокомпенсации искажений волнового фронта в мощных лазерных усилителях. В нек-рых случаях удаётся непосредств. преобразование опорной волны в сопряжённую с помощью методов нелинейной оптики и голографии (см. Обращение волнового фронта ).
Лит.. Харди Дж. У., Активная новая техника управления световым пучком, [пер. с англ.], "ТИИЭР", 1978, г. 66, № 6, с. 31; Adaptive optics, "J. Opt. Soc. Amer.", 1977, v. 67,№ 3. Ю. А. Ананьев.
Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. - М.: Советская энциклопедия . Главный редактор А. М. Прохоров . 1988 .
Смотреть что такое "АДАПТИВНАЯ ОПТИКА" в других словарях:
Адаптивная оптика раздел физической оптики, изучающий методы устранения нерегулярных искажений, возникающих при распространении света в неоднородной среде, с помощью управляемых оптических элементов. Основные задачи адаптивной оптики … … Википедия
Оптическая система с автоматической коррекцией волнового фронта. Ещё в 1953 году американский астроном Гораций Бэбкок предложил использовать для борьбы с вредным влиянием атмосферной турбулентности тот же способ, что применяются и в активной… … Астрономический словарь
Раздел оптики, в к ром разрабатываются оптич. системы с динамич. управлением формой волнового фронта для компенсации случайных возмущений и искажений, приобретаемых волной при прохождении через неоднородную среду (атмосферу, оптич. систему) … Естествознание. Энциклопедический словарь
- (греч. optike наука о зрительных восприятиях, от optos видимый, зримый), раздел физики, в к ром изучаются оптическое излучение (свет), процессы его распространения и явления, наблюдаемые при вз ствии света и в ва. Оптич. излучение представляет… … Физическая энциклопедия
Таблица «Оптика» из энциклопедии 1728 г. О … Википедия
- (от др. греч. ἀστήρ «звезда, светило» и φυσικά «природа») наука на стыке астрономии и физики, изучающая физические процессы в астрономических объектах, таких, как звёзды, галактики и т. д. Физические свойства материи на… … Википедия
Оптическое оптич. деталь (выполненная из стекла, металла, ситалла или пластмассы), одна из поверхностей к рой обладает правильной формой, покрыта отражающим слоем и имеет шероховатость, не большую сотых долей длины волны света. В зависимости от… … Физическая энциклопедия
У термина «аберрация» есть и другие значения, см. аберрация. Аберрации оптических систем ошибки, или погрешности изображения в оптической системе, вызываемые отклонением луча от того направления, по которому он должен был бы идти в… … Википедия
Для термина «Аберрация» см. другие значения. Аберрация оптической системы ошибка или погрешность изображения в оптической системе, вызываемая отклонением луча от того направления, по которому он должен был бы идти в идеальной оптической… … Википедия
У этого термина существуют и другие значения, см. Рефлектор. БТА, САО, Россия Рефлектор оптический телескоп, использующий в качестве светособирающих элементов зеркала. Впервые рефлектор был построен Исааком Ньютоном около 1670. Это… … Википедия
Книги
- Адаптивные оптические системы коррекции наклонов. Резонансная адаптивная оптика , О. И. Шанин , В книге изложены физические, расчетно-теоретические и технические вопросы проектирования наиболее простых, на первый взгляд, адаптивных оптических систем - системкоррекции наклонов.… Категория: Радиоэлектроника Издатель: Техносфера , Производитель:
