Адаптивная оптика: различия между версиями

Общая схема адаптивной оптической системы

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 — 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.

Адаптивная оптическая система

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

Общая схема датчика волнового фронта типа Шака-Гартмана

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

Схема работы адаптивного (деформируемого) зеркала

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», создаваемая возбуждением атомов натрия на высоте около 90-100 км над поверхностью Земли наземным лазером.

В астрономии

В астрономии адаптивная оптика используется для наблюдения за звёздами и галактиками, чей свет в атмосфере может искажаться или сливаться в одно световое пятно, если наблюдаемые объекты расположены достаточно близко друг к другу. Дополнительные сложности для систем адаптивной оптики, применяемых в астрономии создаёт тот факт, что свет от далёких звёзд и галактик зачастую слишком слаб для надёжной реконструкции волнового фронта.

Первоначально при наблюдении за тусклыми объектами волновой фронт реконструировали по находящимся недалеко от них ярким звёздам. Этот способ впервые был опробован в 1989 году французскими астрономами, и вскоре подобные системы, использующие звёзды-маяки (англ. guide stars) начали применяться на больших телескопах повсеместно.

Однако ярких звёзд, подходящих на роль "маяка" на земном небе немного, так что описанная методика была пригодна для наблюдений всего за 10% небесной сферы. Для решения этой проблемы французскими астрономами Рено Фуа и Антуаном Лабейри было предложено создавать "искусственные звёзды", вызывая при помощи лазера свечение атомарного натрия, содержащегося в мезосфере, на высоте примерно 90—100 км, которое и должно было стать опорным источником света для компенсирующей системы. Впервые подобная система была применена в середине 1990-х на телескопах средних размеров в Ликской обсерватории в США и обсерватории Калар Альто в Испании. Спустя ещё примерно 10 лет эта техника начала применяться и на 8—10 метровых телескопах.

Секретные разработки

Разработка систем адаптивной оптики велась под контролем ARPA ещё с 1973 года — тогда у частной компании Itec Optical Systems была заказана разработка приборов, компенсирующих рассеивание света под действием атмосферных возмущений. Эти приборы предполагалось использовать в первую очередь для наблюдения за советскими спутниками, а в дальнейшем рассматривалась задача создания лазерного оружия для уничтожения баллистических ракет. Сотрудники Itec создали все три главных компонента системы адаптивной оптики: в качестве датчика волнового фронта был использован интерферометр, корректором волнового фронта послужило деформируемое зеркало, а для контроля над первыми двумя компонентами была создана система управления. Зеркало этой системы было сделано из стекла, покрытого отражающей пленкой из алюминия, которая деформировалась под действием 21 пьезоэлектрического актуатора, способного под действием электрических импульсов сокращаться и удлиняться в пределах 10 мкм. Проведенные в том же году испытания сознанной системы свидетельствовали об успехе.

Результаты дальнейших экспериментов компании в этой области были засекречены. В 1975 году в интересах министерства обороны США была утверждена закрытая программа разработки систем адаптивной оптики CIS (англ. Compensating Imaging System). Она предполагала создание более совершенных сенсоров волнового фронта и деформируемых зеркал с сотнями актуаторов. Для осуществления этой программы был использован 1,6-метровый телескоп, расположенный на вершине горы Халеакала на гавайском острове Мауи. В июне 1982 года с помощью этого усовершенствованного телескопа, впервые были получены достаточно качественные фотографии искусственного спутника Земли.

Идея использования лазеров для зажигания искусственных звёзд и калибровки по ним также была высказана учёным, работавшим под началом военных. Этот учёный — Джулиус Фейнлейб — предложил использовать в системах адаптивной оптики рэлеевское рассеивание света, а именно тот факт, что некоторые из рассеянных фотонов возвращаются в точку из которой они ушли, создавая в желаемом участке небосвода свечение. В 1983 году группой американского физика Роберта Фьюгейта было экспериментально подтверждено, что по своим характеристикам это свечение близко к свечению точечного источника.

Для закрепления результатов предшествующих исследований было необходимо повторить их на телескопе большего диаметра. Такой телескоп был установлен в месте, выделенном военными для проведения испытаний в 1987 году, и к февралю 1992 года группой Фьюгейта были достигнуты существенные результаты. В качестве источника опорного излучения на нём были использованы мощные лазеры на парах меди, способные генерировать 5000 импульсов в секунду, что позволило сканировать даже самые короткоживущие турбулентности. Также был использован более совершенный сенсор Шека-Хартмана, изобретенный в начале 1970-х годов, а зеркало телескопа имело 241 актуатор и могло изменять форму 1664 раза в секунду.

Использование рэлеевского рассеяния для создания опорных источников излучения имело свои ограничения, связанные с тем, что в связи со слабостью рассеяния его возбуждали на сравнительно небольшой высоте. Лучи от источника, находящегося на этой высоте, всё ещё заметно расходились, из-за чего совпадение волновых фронтов от удалённых источников с фронтами от опорного источника было неидеальным. Это не лучшим образом сказывалось на качестве коррекции.

В 1982 году профессором Принстонского университета Уиллом Харпером был предложен новый способ создания опорных источников излучения на основе натрия, находящегося в мезосфере. Этим методом в адаптивной оптике пользуются и сейчас. Интенсивность получаемого таким образом свечения при равной мощности лазера на четыре порядка выше интенсивности при использовании рэлеевского рассеяния, а большая высота источника свечения значительно уменьшает искажения, вызванные расхождением лучей от опорного источника. Летом 1988 года сотрудники Линкольновской лаборатории, расположенной на авиабазе Хэнском в штате Массачусетс получили первые снимки звёзд, выполненные с помощью мезосферных маяков, хотя и не очень высокого качества.

Весной 1991 года министерствм обороны США был снят гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике, и уже в мае на конференции Американской астрономической ассоциации в Сиэтле были опубликовыны первые сообщения о этом методе. Вскоре последовали и журнальные публикации.

Новые разновидности

В построенных по классической схеме системах адаптивной оптики размер контролируемой зоны небосвода как правило был ограничен квадратом со стороной 15 угловых секунд. В марте 2007 года на одном из телескопов ESO была опробована система мультисопряжённой адаптивной оптики. Эта система производила коррекцию, основываясь на данных о турбулентности на разных высотах, что позволило увеличить размер корректируемого поля зрения до двух и более угловых минут.

В 2010-х годах разработаны и опробованы экспериментальные системы мультиобъектной адаптивной оптики. Эти системы позволяют одновременно отслеживать до десяти и более источников в поле зрения диаметром 5—10 угловых минут. Их планируется установить на телескопах нового поколения, которые должны приступить к работе в 2020-х.

См. также

• Астроклимат
• Астрономическая видимость
• Спекл-интерферометрия

Внешние ссылки

• Воронцов М. А., Шмальгаузен В. И. Принципы адаптивной оптики. — М.: Наука, 1985.
• Воронцов М. А., Корябин А. В., Шмальгаузен В. И. Управляемые оптические системы. — М.: Наука, 1988.

Ссылки

• На Викискладе есть медиафайлы по теме Адаптивная оптика
• Лаборатория адаптивной оптики  (рус.). Физический факультет МГУ имени М. В. Ломоносова. Дата обращения: 2 декабря 2010. Архивировано 29 марта 2012 года.
• Лекции по адаптивной оптике под редакцией А. А. Токовинина
• Искусственные звезды, или зачем астрономам лазеры