2.08.2001 0:00 | "Физическая Энциклопедия" /Phys.Web.Ru
Информацию о необходимом воздействии на волновой фронт получают методом пробных возмущений либо непосредственным измерением формы фронта. Оба эти способа применяются при создании как приемных, так и излучающих систем.
Метод пробных возмущений (или апертурного зондирования ). Заключается в измерении реакции на небольшие, преднамеренно вносимые фазовые искажения. Контролируемым параметром при этом обычно является интенсивность излучения в сфокусированном пятне либо интенсивность света , рассеянного мишенью. Эффекты, за которые ответственны разные виды фазовых искажений, разделяют либо по частоте (т. н. многовибраторный метод ), либо по времени (т. н. многоступенчатый или последовательный метод ). В первом случае возбуждаются малые гармонические колебания различных участков зеркала (либо колебательные моды зеркала в целом) с различными частотами; спектральный анализ результирующего сигнала позволяет установить величину и направление необходимых для оптимизации системы изменений формы фронта. Во втором случае возбуждение колебаний отдельных 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 основного оптического тракта в определенной степени компенсируется применением лишь одного некогерентного приемника излучения.
Прямое измерение формы волнового фронта . Для него разработаны самые разнообразные и порой весьма оригинальные способы (главным образом интерферометрические ), обычно применяемые в сочетании с методом компенсации волнового фронта (для приемных систем) и методом фазового сопряжения (для излучателей). Метод компенсации заключается в восстановлении у волнового фронта излучения, пришедшего от находящегося в поле зрения точечного объекта, идеальной сферической формы (утраченной им вследствие влияния турбулентности атмосферы и аберраций объектива телескопа).
В методе фазового сопряжения волновому фронту излучения, испускаемого мощным источником, придается форма, сопряженная но фазе с фронтом опорного излучения, рассеянного мишенью и пришедшего к источнику (рис.; для предварительного освещения мишени с целью получения опорного излучения может использоваться как основной, так и вспомогательный источник). Т. о., на излучаемую волну заранее накладываются такие искажения, что последующие искажения на пути ее распространения оказываются скомпенсированными; этим достигается максимальная концентрация излучения на мишени.
Санкт-Петербургский национальный исследовательский университет информационных технологий, механики и оптики
Факультет Фотоники и Оптоинформатики
Кафедра Компьютерной Фотоники и Видеоинформатики
по дисциплине Теория Систем и Системный Анализ
«АНАЛИТИЧЕСКИЙ ОБЗОР ХАРАКТЕРИСТИК СОВРЕМЕННЫХ КОМПОНЕНТОВ АДАПТИВНЫХ ОПТИЧЕСКИХ СИСТЕМ »
Студент: Романов И.Е.
Группа: 4352
Преподаватель: Гуров И.П.
Санкт-Петербург
Введение …………………………………………………….………………….2
Адаптивная оптическая система………………………………………………3
Датчики волнового фронта …………………………………………..………..5
Корректоры волнового фронта……………………………………….………..9
1)Сегментированные зеркала ……..........................................................10
2)Зеркала со сплошной поверхностью………………………………...11
2.1)Биморфные зеркала……………………………………….....12
2.2)Мембранные зеркала……………………..………………….14
3) MOEMS (кремниевая технология)………………..………………...14
Заключение……………………………………………………..……………...15
Список литературы …………………………………………………………...16
Дополнительные источники информации………………………………… ..17
Введение
Адаптивная оптика (АО) - раздел оптики, занимающийся разработкой оптических систем с динамическим управлением формой волнового фронта для компенсации случайных возмущений и повышения предела разрешения наблюдательных приборов, степени концентрации излучения на приемнике или мишени. Адаптивная оптика начала интенсивно развиваться в 1950-е гг. в связи с задачей компенсации искажений фронта, вызванных атмосферной турбулентностью и накладывающих основное ограничение на разрешающую способность наземных телескопов. Позднее к этому добавились проблемы создания орбитальных телескопов и мощных лазерных излучателей, подверженных другим видам помех.
Адаптивная оптика находит применение в различных областях науки и техники. Например, в конструировании наземных астрономических телескопов, в системах оптической коммуникации, в промышленной лазерной технике, в медицине и пр., где позволяет компенсировать, соответственно, атмосферные искажения, аберрации оптических систем, в том числе оптических элементов глаза человека.
Целью данной работы является изучение адаптивных оптических систем, а также проведение аналитического обзора на характеристики их компонентов.
Адаптивная оптическая система
Впервые на возможность коррекции атмосферных искажений изображения при помощи деформируемого зеркала указал в 1953 году американский астроном Хорас Бэбкок (Babcock H.W). Он предположил создание инструмента, который бы, выполнял измерение динамических атмосферных искажений в реальном времени и их корректировку с помощью быстро перестраиваемых формоизменяющих оптических элементов . Однако реализовать его идеи на тот момент не удалось из-за ограниченности технологий.
Основная задача, которую можно решить системой адаптивной оптики, заключается в устранении возмущений волнового фронта, вызываемых неконтролируемыми случайными воздействиями. К наиболее известным системам такого типа относятся:
Наземные телескопы, вследствие неоднородности земной атмосферы разрешающая способность данных систем снижается.
Системы формирования и фокусировки лазерного излучения.
Лазерные измерительные системы, работающие в атмосфере.
Оптические системы мощных лазеров.
Реализация адаптивных оптических систем определяется конкретным, решаемым ею, кругом задач. Однако общие принципы построения таких систем одинаковы. 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. Общая схема адаптивной оптической схемы приведена на Рис. 1. .
Рис. 1. Общая схема адаптивной оптической системы
Датчики волнового фронта
Датчик волнового фронта (ДВФ) является одним из элементов адаптивной системы корректировки лазерного излучения. Его задача – измерять кривизну волнового фронта и передавать эти измерения на обрабатывающее устройство (Рис.2).
Рис. 2. Изображение искаженного волнового фронта, получаемое с помощью массива микролинз.
Основными причинами кривизны волнового фронта являются:
Турбулентность атмосферы.
Неидеальность форм оптических элементов системы.
Погрешности при юстировке системы и др.
Сегодня существует большое разнообразие ДВФ. Однако, наиболее распространенный - на основе схемы Шака-Гартмана (Рис.3.).
Рис. 3. Типовая схема датчика Гартмана
История создания такого датчика началась в 1900х годах, когда немецкий физик и астроном Йоханнес Франц Гартман решил использовать множество малых апертур для отслеживания пути распространения отдельных световых лучей через большой телескоп, что позволило ему проверить качество изображения. Позднее, в 1960х, Роланд Шак и Бен Платт модифицировали эту технологию, заменив апертуры на множество линз (линзовый растр) .
Такой датчик наиболее часто используется в системах корректировки волнового фронта благодаря своим достоинствам. Одно из главных преимуществ датчика Шака-Гартмана – это его способность измерять большой диапазон наклонов волнового фронта, когда искажения другими методами (например, интерференционными) не измерить. Такой датчик может быть использован для определения аберраций в профиле неколлимированного лазерного пучка. Кроме того, у него малая чувствительность к механическим вибрациям, и он может работать с импульсами большой мощности и фемтосекундной длительностью.
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 .
Рис. 4. Принцип работы датчика волнового фронта
Когда приходящий волновой фронт плоский, все изображения расположены в правильной сетке, определенной геометрией матрицы линз. Как только волновой фронт искажается, изображения смещаются со своих номинальных положений. Смещения центроидов изображения в двух ортогональных направлениях пропорциональны средним наклонам волнового фронта в этих направлениях по суб-апертурам. Таким образом, ДВФ Шака-Гартмана (ДВФ Ш-Г) измеряет наклоны волнового фронта. Сам волновой фронт реконструируется (восстанавливается) из массива измеренных наклонов с точностью до константы, которая не играет роли для изображения.
Характеристики ДВФ Шака-Гармана:
Амплитуда измеряемых аберраций - до 15 мкм.
Точность измерений - λ/100 (RMS).
Диаметр входного излучения - 8...100 мм.
Однако ДВФ Шака-Гартмана имеют один существенный недостаток: перекрестные помехи на ПЗС-матрицах. Они возникают, когда достаточно сильно искаженный волновой фронт падает на матрицу, поскольку при сильных отклонениях он может выйти за пределы своего подмассива и попасть на соседнюю матрицу. Таким образом, создается ложное пятно.
Но сегодня ошибки из-за перекрестных помех исключаются с помощью сложных алгоритмов. Они позволяют точно отслеживать и выводить истинное расположение пятна. Современное развитие алгоритмов и точности изготовления позволяют расширить область применения этих датчиков. Сегодня они нашли применение в различных системах проверки изображения.
Корректоры волнового фронта
Адаптивное зеркало - это исполнительный активный элемент адаптивной оптической системы, имеющий отражающую поверхность с деформируемым профилем. Деформируемые зеркала являются наиболее удобным инструментом для контроля волнового фронта и коррекции оптических аберраций.
Основные характеристики адаптивных зеркал:
Диапазон перемещений (характеризуется чувствительностью привода в составе зеркала (обычно чувствительность выражается в перемещениях поверхности в микрометрах при увеличении управляющего напряжения на 1 В)).
Область локальной деформации (отражает число степеней свободы зеркала (может быть задана эффективной шириной деформации единичной амплитуды, вызванной воздействием одного привода; функция, описывающая эту деформацию, называется функцией отклика)).
Полоса пропускания частот (определяется быстродействием используемого привода (ограничена сверху механическими резонансами самой конструкции зеркала)).
Конструктивно адаптивные зеркала можно разделить на две большие группы:
1)Сегментированные зеркала.
2)Зеркала со сплошной поверхностью.
В сегментированных зеркалах каждая отдельная секция допускает ее перемещение и наклон (или только перемещение). Сплошное зеркало под воздействием специальных приводов испытывает сложные деформации.
Выбор той или иной конструкции определяется спецификой системы, в которой оно будет использовано. К основным факторам, которые учитываются в данном случае, относятся габаритный размер, масса и качество изготовления поверхности зеркала.
Сегментированные зеркала
Сегментированные зеркала состоят из отдельных независимых сегментов плоских зеркал. Каждый сегмент можно перемещать на небольшое расстояние и обратно для корректировки среднего значения волнового фронта.
Секционированные адаптивные зеркала с поступательным перемещением секций (рис.5, а) позволяют изменять только временные фазовые соотношения между сигналами от отдельных секций (длину оптического пути), а зеркала с перемещением и наклоном секций (рис.5, б) - также и пространственную фазу.
Рис. 5. Секционированные адаптивные зеркала: а) с поступательным перемещением секций, б) с перемещением и наклоном секций
Существенными недостатками секционированных зеркал является необходимость контроля положения отдельной секции и состояния ее поверхности, а также сложность реализации системы термостабилизации подобных зеркал.
1)Количество актуаторов - 100 – 1500.
2)Промежутки между актуаторами - 2-10 мм.
3)Форма электродов - прямоугольная или шестиугольная.
5)Амплитуда перемещения - несколько микронов.
6)Резонансная частота - несколько килогерц.
7)Стоимость - высокая.
Зеркала со сплошной поверхностью
Зеркала с дискретными приводами (Рис. 6.) образованы на передней поверхности тонкой деформируемой мембраны. Управление формой пластины осуществляется с помощью ряда отдельных приводов, которые крепятся к его задней стенке. Формы зеркала зависит от сочетания сил, действующих на переднюю панель, граничных условий (как плита крепится к зеркалу), а также геометрии и материала пластинки.
Эти зеркала позволяют плавно регулировать волновой фронт с очень большим числом (до нескольких тысяч) степеней свободы.
Рис. 6. Схема зеркала с дискретными приводами.
Биморфные зеркала
Биморфное зеркало (Рис.7.) состоит из двух пьезоэлектрических пластин, которые скреплены между собой и поляризованы в противоположных направлениях (параллельных осям). Между этими пластинами расположен массив электродов. Лицевая и обратная поверхности заземлены. В качестве отражающей поверхности используется лицевая сторона зеркала .
Рис.7. Схема биморфного зеркала.
В момент, когда к электроду прикладывается напряжение, одна из пластин сжимается, а противоположная - растягивается, что приводит к местному искривлению. Местная кривизна зеркала пропорциональна подаваемому напряжению, поэтому эти деформируемые зеркала также называют зеркалами кривизны.
Типичные параметры сегментных деформируемых зеркал:
1)Количество актуаторов – 18 - 35
2)Промежутки между актуаторами - 30-200 мм.
3)Форма электродов -радиальная.
5)Резонансная частота –более 500 Гц.
6)Стоимость - умеренная.
Мембранные зеркала.
Деформация мембраны этих зеркал достигается за счет действия магнитного поля. К мембране крепится набор магнитов прямо напротив соленоидов. При протекании тока по соленоидам возникают Лапласовы силы, которые и деформируют мембрану.
MOEMS (кремниевая технология)
MOEMS (Рис.8.) - микро-опто-электро-механические системы. Такие адаптивные зеркала изготавливаются с помощью микролитографии, подобно электронным микросхемам, отклонение маленьких элементов зеркала осуществляется электростатическими силами. Недостатками MOEMS являются недостаточные перемещения и малый размер элементов зеркала.
Рис.8. Принцип работы MOEMS зеркала
Другой метод управления фазой света – использование жидких кристаллов, как в мониторах, имеющих до миллиона управляемых элементов. До недавнего времени жидкие кристаллы были очень медленными, но сейчас это ограничение преодолено. Хотя фазовый сдвиг, вносимый жидкими кристаллами, остается очень маленьким и к тому же не стоит забывать, что он зависит от длины волны.
Заключение
Изучив в ходе данной работы устройство и характеристики компонентов адаптивных оптических систем, можно заключить о том, что разработка новых видов компонентов АОС не стоит на месте. Новые разработки в области фотоники и оптических материалов позволяют создавать более совершенные компоненты адаптивных систем с лучшими характеристиками, чем у их предшественников.
Список литературы:
Вирт А., Гонсировский Т. Адаптивная оптика: согласование атмосферной турбулентности // Фотника, 2007, номер 6, стр. 10 – 15.
Берченко Е.А., Калинин Ю.А., Киселев В.Ю., Полынкин М.А. Датчики волнового фронта // Лазерно-оптические системы и технологии, 2009, стр. 64–69.
A.G. Aleksandrov, V.E. Zavalova, A.V. Kudryashov, A.L. Rukosuev, P.N. Romanov, V.V. Samarkin, Yu.V. Sheldakova, "Shack - Hartmann wavefront sensor for measuring the parameters of high-power pulsed solid-state lasers", QUANTUM ELECTRON , 2010, 40 (4), 321–326.
Алиханов А.Н., Берченко Е.А., Киселёв В.Ю., Кулешов В.Н., Курчанов М.С., Нарусбек Э.А., Отсечкин А.Г., Прилепский Б.В., Сон В.Г., Филатов А.С., Деформируемые зеркала для силовых и информационных лазерных систем //Лазерно-оптические системы и технологии, ФГУП "НПО АСТРОФИЗИКА", М., 2009, стр. 54–58
Воронцов М.А., Шмальгаузен В.И., Принципы адаптивной оптики, //Москва, Наука, (1985) ,стр. 336.
Воронцов М.А., Корябин А.В., Шмальгаузен В.И., Управляемые оптические системы. //Москва, Наука, (1988), стр. 275.
Krasheninnikov V. R. Estimation of Parameters of Geometric Transformation of Images by Fixed-Point Method / V. R. Krasheninnikov, M. A. Potapov // Pattern Recognition and Image Analysis. – 2012. – Vol. 22, № 2. – P. 303 –317.
Дополнительные источники информации:
Лазерный Портал: http://www.laserportal.ru//
Wikipedia: https://en.wikipedia.org/wiki/Adaptive_optics
Astronet: http://www.astronet.ru/db/msg/1205112/part2/dm.html#SEC2.2
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
Мы теперь опишем несколько применений, которые, на первый взгляд, могут показаться из научной фантастики. Одно из них - т.н. адаптивная оптика.
Адаптивная оптика улучшает качество изображения в больших телескопах путем компенсации искажений, вызываемых атмосферой, т.е. искажений световых пучков при их прохождении через атмосферу. Такие искажения можно легко видеть, если, например, в жаркий день наблюдать пейзаж при заходящем солнце. Изображение кажется дрожащим (марево). Адаптивная оптика компенсирует эти искажения, и поэтому ее иногда называют «методикой, которая останавливает мерцание звезд». Это определение может вызвать возмущенную реакцию: «Но это ужасно, и должно быть запрещено!»
Давайте посмотрим, что получается на самом деле. Звезды расположены настолько далеко от Земли, что их свет приходит к нам в виде плоских волн (плоский волновой фронт). В теории телескоп снабжен совершенной оптикой, которая концентрирует свет в маленький, яркий кружок, размеры которого ограничены лишь явлениями дифракции, т.е. действием диаметра главного объектива или зеркала на падающую на него волну. Две близкие звезды можно видеть отчетливо раздельными, если угол, под которым они видны в телескоп, больше минимального значения угла, при котором оба ярких пятна, каждый из которых производится звездой, сливаются в одно пятно. Этот минимальный угол называется угловым разрешением. Лорд Рэлей дал критерий, определяющий эту величину. Угловое разрешение телескопа порядка угловых секунд определяется постоянством времени волнового фронта для волны, преобразуемой входной апертурой телескопа. Так космический телескоп «Хаббл» на орбите вокруг Земли имеет диаметр телескопа 2,4 м, и угловое разрешение, близкое к 0,05 угловых секунд. На Земле такой же 2,4 м телескоп имеет угловое разрешение в 20 раз хуже из-за искажений в атмосфере.
Телескопы строятся с большими апертурами, т.е. с зеркалами большого диаметра (до нескольких метров), с поверхностью, обработанной с высокой точностью (до долей длины волны). Гигантские собиратели света дают возможность обнаруживать и изучать свойства очень слабых (удаленных) объектов, именно из-за того, что их огромные входные апертуры могли собрать слабый свет, испускаемый объектом. Более того, телескопы с высоким разрешением позволяют разглядеть больше деталей наблюдаемых объектов. К сожалению, малые флуктуации температуры атмосферы вызывают флуктуации коэффициента преломления воздуха. Это, в свою очередь, приводит к тому, что разные части первоначального волнового фронта проходят несколько различные пути, и изображение в телескопе, соответственно, размывается. О таких аберрациях мы уже говорили. Изображение диска звезды, получаемого с помощью телескопа с диаметром 4 м, установленного на земле типично в 40 раз больше того оптимального размера, который должен был бы получаться согласно теории дифракции. Технически это обозначается, как когерентный диаметр атмосферы, и его значение обычно составляет 10-20 см. Тот факт, что фотоны от далекого объекта разбрасываются по пятну в 40 раз большего, чем дифракционный предел, означает, что интенсивность изображения в 402 раз меньше. Поэтому даже хотя большие телескопы с апертурой, большей, чем когерентный диаметр атмосферы, могут собрать больше фотонов, это ничего не дает в смысле увеличения разрешения. Критики могут интерпретировать этот факт как то, что величайшие телескопы мира имеют чрезмерную стоимость.
Исаак Ньютон писал в 1730 г. в своей книге Opticks:
«Если Теорию изготовления Телескопов можно было бы продолжить к Практике, то даже и в этом случае были бы некоторые Пределы, которые нельзя перейти при изготовлении Телескопов. Воздух, через который мы смотрим на Звезды, находится в состоянии вечного Дрожания; как мы можем видеть дрожащее движение Теней, отбрасываемых высокими Башнями, и мерцанием Звезд. Но эти Звезды не мерцают, когда их наблюдают через Телескопы с большими апертурами. Лучи Света, которые попадают на разные части апертуры, дрожат сами по себе, с разным и иногда противоположным действием. Они падают в одно и то же время на разные места сетчатки глаза, и их дрожащие Движения слишком быстры и смешиваются, а не воспринимаются раздельно. И все эти освещаемые Точки создают одну широкую яркую Точку, составленную из этих многих дрожащих Точек, спутано и неразличимо смешанных друг с другом за счет очень коротких и быстрых Дрожаний. Из-за этого Звезда кажется более широкой, чем на самом деле, и совсем без дрожания. Длинные Телескопы могут сделать объект более ярким и большим, в отличие от того, что могут сделать короткие телескопы, но и они не могут устранить размытия Лучей, которые вызываются Дрожанием в Атмосфере. Единственным Средством является прозрачный и спокойный Воздух, такой, который, пожалуй, может быть найден на вершинах высочайших Гор, выше высочайших Облаков».
Очевидно, что необходимы какие-нибудь системы, чтобы исправить эффекты возмущения атмосферой, известные со времен Ньютона. Такой системой является адаптивная оптика. Исторически можно сослаться на первый пример использования адаптивной оптики Архимедом в 215 г. до н. э. для уничтожения римского флота. Когда римский флот приблизился к Сиракузам, солдаты, выстроенные в линию, смогли сфокусировать на корабли солнечный свет, используя свои щиты в качестве зеркал. Таким способом сотни пучков солнечного света направлялись на малую область корабля. Интенсивность была достаточной, чтобы поджечь его. Таким образом, как гласит легенда, удалось предотвратить атаку вражеским флотом. Эта оригинальная идея вошла в легенду как «сжигающее зеркало» Архимеда.
В 1953 г. Бабкок, который в то время был директором астрономической обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии, предложил использовать деформируемые оптические элементы, управляемые датчиками волнового фронта, для компенсации искажений изображений в телескопе, которые вызываются атмосферой. Это, по-видимому, самое первое научное предложение использовать адаптивную оптику.
Большинство пионерских работ по адаптивной оптике были выполнены американскими военными в 1970-х и 1980-х гг. Они были заинтересованы в применениях, связанных с распространением лазерных пучков в атмосфере, для лучшего определения положений спутников и для лучшего управления полетом ракет. Эти исследования были строго засекречены. Первая система адаптивной оптики была в 1982 г. установлена (и до сих пор работает) Военно-Воздушными Силами на Гавайях.
В астрономии экспериментальные системы адаптивной оптики начали развиваться с начала 1980-х гг., когда большинство военных работ было все еще засекречено. Две исследовательские программы, одна, включающая астрономов, и другая, относящаяся к военным, развивались параллельно, без взаимного обмена информацией. Первоначально был скептицизм относительно полезности этой техники, и было трудно получить финансирование. В 1991 г. ситуация изменилась. Большинство материалов было рассекречено, и телескопы стали давать более четкие изображения в результате адаптивной оптики. С тех пор военные и академические работники действовали сообща.
Рис. 65 показывает общую схему телескопа, в котором используется адаптивная оптика. Датчик волнового фронта фиксирует волновой фронт приходящей волны для того, чтобы измерить величины нужных локальных деформаций. Система обработки информации превращает ее в сигнал, который сразу же можно использовать для коррекции волнового фронта.
Рис. 65. Схема системы адаптивной оптики. Свет, направляющийся в телескоп, сперва попадает на подвижное зеркало M 1 , которое корректирует наклон волнового фронта. Затем оставшиеся аберрации исправляются деформируемым зеркалом М 2 , и исправленная волна направляется на приемник С. Часть света собирается наклонными зеркалами S 1 и S 2 для получения сигналов, нужных для управления зеркалами M 1 и M 2
Коррекция, в реальном времени, должна произвести искажение, равное и противоположное по знаку тому, которое вызывается атмосферой. Эта операция должна быть повторяемой с той же быстротой, с какой происходят изменения в атмосфере, типично между 10 и 1000 раз в секунду. В реальной системе такая коррекция делается с помощью деформируемого зеркала, представляющего собой тонкую мембрану, форма которой контролируется набором пьезоэлектрических толкателей, прикрепленной к задней стороне.
Информация об искажении волнового фронта можно получить от самого объекта (цели), если он является точечным источником (звезда) и достаточно ярок - ярче звезды шестой величины (самая слабая звезда, различимая невооруженным глазом). Однако многие объекты, интересные для астрономов, не являются точечными источниками, а представляют собой протяженные объекты (такие, как планеты или туманности), более чем в тысячи раз слабея звезды шестой величины. В этих случаях можно использовать ближайшую звезду, чтобы определить опорный волновой фронт, но свет должен проходить через тот же участок атмосферы, через который проходит свет от изучаемого объекта. Это означает, что такая опорная звезда должна быть внутри угла около 2 угловых секунд. Это соответствует очень малой части неба, в которой трудно найти достаточно яркую звезду. Таким образом, остается единственная альтернатива: искусственно создать путеводную звезду (маяк), ярче шестой величины.
Здесь лазер вступает в действие. Такой искусственный источник получается путем освещения мощным лазером некоторой области в верхних слоях атмосферы, где имеются вещества, которые при освещении их способны переизлучить свет. Натрий, который присутствует в достаточной концентрации в атмосфере между 80 и 100 км, можно использовать с этой целью. Для возбуждения натрия (D-линия) используется лазер с длиной волны 5890 А. Системы с такими опорными звездами были, например, построены в обсерваториях в Альбукерке (Нью Мексика, США), в Калар Альто (Испания), и в Ликской обсерватории (Калифорния, США).
Вскоре астрономы смогут измерять диаметры звезд ярче, чем десятой величины; наблюдать пятна на их поверхности и измерять изменения в положении, позволяющих судить о наличии планет вокруг их. Огромный достигнутый прогресс позволяет нам верить, что удастся также увидеть планеты вблизи удаленных звезд. Эти планеты нужно увидеть на фоне рассеянного света самой звезды, вокруг которой они вращаются (различие в яркостях 109). С другой стороны, в исследованиях по поиску планет можно использовать саму звезду в качестве опорного источника. Следующее поколение наземных телескопов даст возможность обнаружить планеты, вращающиеся вокруг некоторых из ближайших к нам звезд.
Из книги Курс истории физики автора Степанович Кудрявцев Павел53. Волновая оптика Волновые свойства света. Свет – это электромагнитные волны в интервале частотой 13 х 1014-8 х ч 1014 Гц воспринимаемые человеческим глазом, т. е. длина волн 380 х 770 нм. Свету присущи все свойства электромагнитных волн: отражение, преломление, интерференция,
Из книги История лазера автора Бертолотти МариоОптика Учение о теплоте развивалось в XVIII в. в тесной связи с химией и оптикой. Огонь, как известно, дает тепло и свет, вызывает химические превращения.Все это заставляло ученых искать взаимосвязи между тепловыми, химическими и световыми явлениями. Ломоносов был
Из книги Глаз и Солнце автора Вавилов Сергей ИвановичНелинейная оптика До появления лазеров, прозрачные оптические материалы рассматривались, по существу, как пассивные объекты, не влияющие на проходящий через них свет. Высокая мощность лазерных пучков, впервые, позволила наблюдать, что присутствие света само по себе
