Принципы на которых базируется система адаптивной оптики. Адаптивная оптика: как рассмотреть звёзды на небе? Когда воздух помеха

12.01.2022

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.

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

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 .

См. также

Напишите отзыв о статье "Адаптивная оптика"

Примечания

Литература

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

Отрывок, характеризующий Адаптивная оптика

Соня, Наташа, Петя, Анна Михайловна, Вера, старый граф, обнимали его; и люди и горничные, наполнив комнаты, приговаривали и ахали.
Петя повис на его ногах. – А меня то! – кричал он. Наташа, после того, как она, пригнув его к себе, расцеловала всё его лицо, отскочила от него и держась за полу его венгерки, прыгала как коза всё на одном месте и пронзительно визжала.
Со всех сторон были блестящие слезами радости, любящие глаза, со всех сторон были губы, искавшие поцелуя.
Соня красная, как кумач, тоже держалась за его руку и вся сияла в блаженном взгляде, устремленном в его глаза, которых она ждала. Соне минуло уже 16 лет, и она была очень красива, особенно в эту минуту счастливого, восторженного оживления. Она смотрела на него, не спуская глаз, улыбаясь и задерживая дыхание. Он благодарно взглянул на нее; но всё еще ждал и искал кого то. Старая графиня еще не выходила. И вот послышались шаги в дверях. Шаги такие быстрые, что это не могли быть шаги его матери.
Но это была она в новом, незнакомом еще ему, сшитом без него платье. Все оставили его, и он побежал к ней. Когда они сошлись, она упала на его грудь рыдая. Она не могла поднять лица и только прижимала его к холодным снуркам его венгерки. Денисов, никем не замеченный, войдя в комнату, стоял тут же и, глядя на них, тер себе глаза.
– Василий Денисов, друг вашего сына, – сказал он, рекомендуясь графу, вопросительно смотревшему на него.
– Милости прошу. Знаю, знаю, – сказал граф, целуя и обнимая Денисова. – Николушка писал… Наташа, Вера, вот он Денисов.
Те же счастливые, восторженные лица обратились на мохнатую фигуру Денисова и окружили его.
– Голубчик, Денисов! – визгнула Наташа, не помнившая себя от восторга, подскочила к нему, обняла и поцеловала его. Все смутились поступком Наташи. Денисов тоже покраснел, но улыбнулся и взяв руку Наташи, поцеловал ее.
Денисова отвели в приготовленную для него комнату, а Ростовы все собрались в диванную около Николушки.
Старая графиня, не выпуская его руки, которую она всякую минуту целовала, сидела с ним рядом; остальные, столпившись вокруг них, ловили каждое его движенье, слово, взгляд, и не спускали с него восторженно влюбленных глаз. Брат и сестры спорили и перехватывали места друг у друга поближе к нему, и дрались за то, кому принести ему чай, платок, трубку.
Ростов был очень счастлив любовью, которую ему выказывали; но первая минута его встречи была так блаженна, что теперешнего его счастия ему казалось мало, и он всё ждал чего то еще, и еще, и еще.
На другое утро приезжие спали с дороги до 10 го часа.
В предшествующей комнате валялись сабли, сумки, ташки, раскрытые чемоданы, грязные сапоги. Вычищенные две пары со шпорами были только что поставлены у стенки. Слуги приносили умывальники, горячую воду для бритья и вычищенные платья. Пахло табаком и мужчинами.
– Гей, Г"ишка, т"убку! – крикнул хриплый голос Васьки Денисова. – Ростов, вставай!
Ростов, протирая слипавшиеся глаза, поднял спутанную голову с жаркой подушки.
– А что поздно? – Поздно, 10 й час, – отвечал Наташин голос, и в соседней комнате послышалось шуршанье крахмаленных платьев, шопот и смех девичьих голосов, и в чуть растворенную дверь мелькнуло что то голубое, ленты, черные волоса и веселые лица. Это была Наташа с Соней и Петей, которые пришли наведаться, не встал ли.
– Николенька, вставай! – опять послышался голос Наташи у двери.
– Сейчас!
В это время Петя, в первой комнате, увидав и схватив сабли, и испытывая тот восторг, который испытывают мальчики, при виде воинственного старшего брата, и забыв, что сестрам неприлично видеть раздетых мужчин, отворил дверь.
– Это твоя сабля? – кричал он. Девочки отскочили. Денисов с испуганными глазами спрятал свои мохнатые ноги в одеяло, оглядываясь за помощью на товарища. Дверь пропустила Петю и опять затворилась. За дверью послышался смех.
– Николенька, выходи в халате, – проговорил голос Наташи.
– Это твоя сабля? – спросил Петя, – или это ваша? – с подобострастным уважением обратился он к усатому, черному Денисову.
Ростов поспешно обулся, надел халат и вышел. Наташа надела один сапог с шпорой и влезала в другой. Соня кружилась и только что хотела раздуть платье и присесть, когда он вышел. Обе были в одинаковых, новеньких, голубых платьях – свежие, румяные, веселые. Соня убежала, а Наташа, взяв брата под руку, повела его в диванную, и у них начался разговор. Они не успевали спрашивать друг друга и отвечать на вопросы о тысячах мелочей, которые могли интересовать только их одних. Наташа смеялась при всяком слове, которое он говорил и которое она говорила, не потому, чтобы было смешно то, что они говорили, но потому, что ей было весело и она не в силах была удерживать своей радости, выражавшейся смехом.
– Ах, как хорошо, отлично! – приговаривала она ко всему. Ростов почувствовал, как под влиянием жарких лучей любви, в первый раз через полтора года, на душе его и на лице распускалась та детская улыбка, которою он ни разу не улыбался с тех пор, как выехал из дома.
– Нет, послушай, – сказала она, – ты теперь совсем мужчина? Я ужасно рада, что ты мой брат. – Она тронула его усы. – Мне хочется знать, какие вы мужчины? Такие ли, как мы? Нет?
– Отчего Соня убежала? – спрашивал Ростов.
– Да. Это еще целая история! Как ты будешь говорить с Соней? Ты или вы?

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 Павел

53. 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 Марио

Оптика 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 Иванович

Нелинейная 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

: «Давно интересует как работает лазерная система стабилизации изображений у телескопов. На фотографиях телескопы с такой системой очень красиво выглядят.»

Попробуем сейчас разобраться.

Атмосфера, необходимая для людей и других форм жизни на Земле, практически повсеместно проклинается астрономами. Она прекрасно подходит для дыхания, но когда дело доходит до астрономических наблюдений тусклых объектов, атмосфера постоянно стремится испортить изображение.

Эта проблема была известна еще Исааку Ньютону, в 1704 он понял, что турбулентность атмосферы влияет на формирование изображения. Точно так же, как тепловые волны, парящие над нагретым участком земли, могут испортить нам его вид, изображение удаленного объекта, сформированное телескопом, искажается благодаря температурным изменениям в отделяющем нас атмосферном слое. Поэтому свет, входящий в телескоп, доходит до него по разным траекториям и попадает в разные точки входной апертуры. Размер изображения и его качество зависят от статистической характеристики пространственной частоты турбулентности, называемой длиной когерентности, или r0, обычно равной 10 см в хорошем месте. Следовательно, даже для хорошего места разрешающая способность большого телескопа (диаметром 4 или 8 метров) сравнима с той, что дает 10-см телескоп; изображение не будет резче того, что позволяет атмосфера.

Атмосферная турбулентность действует так, как если бы одна большая апертура телескопа была заменена множеством апертур малых телескопов размера r0 и каждый телескоп испытывал бы тряску независимо от других и так, что отдельные точки изображения почти никогда не совпадали бы. Степень этой тряски задается другим статистическим параметром – временем когерентности, имеющим обычно порядок 1 мс.

Изображение в результате становится нечетким благодаря дрожанию, похожему на дрожание руки, но с частотой, достигающей тысячи герц!

А что же делать?

Одно из решений этой проблемы, предложенное Ньютоном, устанавливать телескопы как можно выше. Это решение объясняет, почему современные астрономические телескопы устанавливаются на вершинах гор, помещаются на воздушных шарах и самолетах или, как например космический телескоп Хаббл, размещаются на околоземной орбите. Так как космический телескоп располагается за предела-
ми земной атмосферы, он реализует полную разрешающую способность своей 2,4-м апертуры и дает возможность получать революционные результаты в астрофизике. Однако такой телескоп пока один, он позволяет проводить только ограниченное количество наблюдений. Если можно было бы реализовать разрешающую способность таких больших апертур, это было бы главным успехом в астрономии. К счастью, существует технология, которая позволяет это сделать.

В 1953 году Хорас Бэбкок (Horace Babcock) предложил инструмент, который мог бы измерять атмосферные искажения в реальном времени и корректировать их, используя быстро перестраиваемые формоизменяющиеся оптические компоненты. Доступные в то время технологии не позволяли решить эту задачу, однако основная предложенная концепция, поддержанная современными технологиями, эволюционировала со временем в то, что сейчас и представляет предмет адаптивной оптики.

Адаптивная оптика — автоматическая оптико-механическая система, предназначенная для исправления в реальном времени атмосферных искажений изображения, которое дает телескоп. Системы адаптивной оптики применяются в оптических и инфракрасных телескопах наземного базирования для повышения четкости изображения. Они необходимы также для работы астрономических интерферометров, используемых для измерения размеров звезд и поиска их близких спутников, особенно планет. Системы адаптивной оптики имеют и неастрономические приложения: например, когда требуется наблюдать форму искусственных спутников Земли с целью их опознания. Разработка систем адаптивной оптики началась в 1970-е годы и приобрела особый размах в 1980-е в связи с программой «звездных войн», включавшей разработку лазерного противоспутникового оружия наземного базирования. Первые штатные системы активной оптики начали работать на крупных астрономических телескопах около 2000 года.

Идущие от космических источников лучи света, проходя сквозь неоднородную атмосферу Земли, испытывают сильные искажения. Например, волновой фронт света, приходящего от далекой звезды (которую можно считать бесконечно удаленной точкой), на внешней границе атмосферы имеет идеально плоскую форму. Но пройдя сквозь турбулентную воздушную оболочку и достигнув поверхности Земли, плоский волновой фронт теряет свою форму и становится похож на волнующуюся морскую поверхность. Это приводит к тому, что изображение звезды превращается из «точки» в непрерывно дрожащую и бурлящую кляксу. При наблюдении невооруженным глазом мы воспринимаем это как быстрое мигание и дрожание звезд. При наблюдении в телескоп вместо «точечной» звезды мы видим дрожащее и переливающееся пятно; изображения близких друг к другу звезд сливаются и становятся неразличимы по отдельности; протяженные объекты — Луна и Солнце, планеты, туманности и галактики — теряют резкость, у них пропадают мелкие детали.

Обычно на фотографиях, полученных телескопами, угловой размер мельчайших деталей составляет 2-3І; на лучших обсерваториях он изредка составляет 0,5І. Следует иметь в виду, что при отсутствии атмосферных искажений телескоп с объективом диаметром в 1 м дает угловое разрешение около 0,1І, а с объективом в 5 м дает разрешение в 0,02І. Фактически такое высокое качество изображения у обычных наземных телескопов никогда не реализуется из-за влияния атмосферы.

Пассивный метод борьбы с атмосферными искажениями заключается в том, что обсерватории строят на вершинах гор, обычно на высоте 2-3 км, выбирая при этом места с наиболее прозрачной и спокойной атмосферой (см. АСТРОКЛИМАТ). Но строить обсерватории и работать на высоте более 4,5 км практически невозможно. Поэтому даже на самых лучших высокогорных обсерваториях большая часть атмосферы располагается все же выше телескопа и существенно портит изображения.

Роль астронома-наблюдателя. Вообще говоря, задачу «получить изображение лучше, чем дает атмосфера», в астрономии решают разными средствами. Исторически, в эпоху визуальных наблюдений в телескоп, астрономы научились внимательно ловить моменты хорошего изображения. В силу случайного характера атмосферных искажений в некоторые мгновения они становятся незначительными, и в изображении проявляются мелкие детали. Наиболее опытные и настойчивые наблюдатели часами караулили эти моменты и смогли таким образом зарисовать очень тонкие детали поверхности Луны и планет, а также обнаружить и измерить очень тесные двойные звезды. Но крайняя необъективность этого метода ярко проявилась в истории с марсианскими каналами: одни наблюдатели их видели, другие — нет.

Применение в астрономии фотопластинок позволило выявить множество новых объектов, недоступных глазу из-за их низкой яркости. Однако фотоэмульсия при слабой освещенности имеет очень малую чувствительность к свету, поэтому в начале 20 в. при астрономическом фотографировании требовались многочасовые экспозиции. За это время атмосферное дрожание заметно снижает качество изображения по сравнению визуальным.

Некоторые астрономы пытались бороться с этим явлением, самостоятельно исполняя роль активной и отчасти адаптивной оптических систем. Так, американские астрономы Дж.Э. Килер (Keeler J.E., 1857-1900) и В. Бааде (Baade W., 1893-1960) регулировали во время экспозиции фокус телескопа, наблюдая с очень большим увеличением (около 3000 раз) форму комы звезды на краю поля зрения. А известный конструктор телескопов Дж.У. Ричи (Ritchey G.W., 1864-1945) разработал особую фотокассету на подвижной платформе — так называемую «кассету Ричи»; с ее помощью можно быстро выводить фотопластинку из фокуса телескопа, заменяя ее фокусировочным прибором (нож Фуко), а затем возвращать кассету точно в прежнее положение. Во время экспозиции Ричи несколько раз отодвигал кассету, когда чувствовал, что нужно поправить фокус. К тому же, наблюдая за качеством изображения и его положением в окуляр, размещенный рядом с кассетой, Ричи постоянно поправлял положение кассеты и научился быстро закрывать затвор, когда изображения становились плохими. Эта работа требовала от астронома очень высокого напряжения, но зато сам Ричи получил таким способом великолепные фотографии спиральных галактик, на которых впервые стали видны отдельные звезды; эти прекрасные снимки воспроизводились во всех учебниках 20 в. Однако широкого применения кассета Ричи не получила ввиду большой сложности работы с ней.

Развитие фото- и видеотехники позволило быстро фиксировать изображение объекта в режиме киносъемки с последующим отбором наиболее удачных изображений. Были разработаны и более тонкие методы апостериорного анализа изображений, например, методы спекл-интерферометрии, позволяющие выявлять в размытом атмосферой пятне расположение и яркость объектов с заранее известными свойствами, таких как «точечные» звезды. Математические методы восстановления изображений также позволяют повышать контраст и выявлять мелкие детали. Но указанные методы неприменимы в процессе наблюдения

Принципы адаптивной оптики.

Запуск на орбиту в 1990 оптического телескопа «Хаббл» диаметром 2,4 м и его чрезвычайно эффективная работа в последующие годы доказали большие возможности телескопов, не обремененных атмосферными искажениями. Но высокая стоимость создания и эксплуатации Космического телескопа заставили астрономов искать пути компенсации атмосферных помех у поверхности Земли. Появление быстродействующих компьютеров и, не в последнюю очередь, желание военных создать систему космического оружия с лазерами наземного базирования сделали актуальной работу по компенсации атмосферных искажений изображения в реальном времени. Система адаптивной оптики позволяет выравнивать и стабилизировать волновой фронт прошедшего сквозь атмосферу излучения, дает возможность не только получать в фокусе телескопа четкое изображение космического объекта, но и выводить с Земли в космос остро сфокусированный луч лазера. К счастью, военные устройства такого типа не были реализованы, но проделанная в этом направлении работа чрезвычайно помогла астрономам почти полностью реализовать теоретические параметры крупных телескопов по качеству изображения. К тому же разработка активной оптики сделала возможным строительство наземных оптических интерферометров на базе телескопов большого диаметра: поскольку после прохождения через атмосферу длина когерентности света составляет всего около 10 см, наземный интерферометр без системы адаптивной оптики работать не может.

Задача адаптивной оптики состоит в нейтрализации в реальном времени искажений, вносимых атмосферой в изображение космического объекта. Обычно адаптивная система работает совместно с системой активной оптики, поддерживающей конструкцию и оптические элементы телескопа в «идеальном» состоянии. Действуя совместно, системы активной и адаптивной оптики приближают качество изображения к предельно высокому, определяемому принципиальными физическими эффектами (в основном — аберрацией света на объективе телескопа). В принципе системы активной и адаптивной оптики подобны друг другу. Обе они содержат три основных элемента: 1) анализатор изображения, 2) компьютер с программой, вырабатывающей сигналы коррекции и 3) исполняющие механизмы, изменяющие оптическую систему телескопа так, чтобы изображение стало «идеальным». Количественное различие между этими системами состоит в том, что коррекцию недостатков самого телескопа (активная оптика) можно проводить сравнительно редко — с интервалом от нескольких секунд до 1 минуты; но исправлять помехи, вносимые атмосферой (адаптивная оптика), необходимо значительно чаще — от нескольких десятков до тысячи раз в секунду. Поэтому система адаптивной оптики не может изменять форму массивного главного зеркала телескопа и вынуждена управлять формой специального дополнительного «легкого и мягкого» зеркала, установленного у выходного зрачка телескопа.

Реализаци я адаптивной оптики

Впервые на возможность коррекции атмосферных искажений изображения при помощи деформируемого зеркала указал в 1953 американский астроном Хорас Бэбкок (Babcock H.W., р. 1912). Для компенсации искажений он предложил использовать отражение света от масляной пленки, поверхность которой деформирована электростатическими силами. Тонкопленочные зеркала с электростатическим управлением разрабатываются для аналогичных целей и в наши дни, хотя более популярным исполнительным механизмом служат пьезоэлементы с зеркальной поверхностью.

Плоский фронт световой волны, пройдя сквозь атмосферу, искажается и вблизи телескопа имеет довольно сложную структуру. Для характеристики искажения обычно используют параметр r0 — радиус когерентности волнового фронта, определяемый как расстояние, на котором среднеквадратическая разность фаз достигает 0,4 длины волны. В видимом диапазоне, на волне длиной 500 нм, в подавляющем большинстве случаев r0 лежит в интервале от 2 до 20 см; условия, когда r0 = 10 см, нередко считаются типичными. Угловое разрешение крупного наземного телескопа, работающего через турбулентную атмосферу с длинной экспозицией, равно разрешению идеального телескопа диаметром r0, работающего вне атмосферы. Поскольку значение r0 возрастает приблизительно пропорционально длине волны излучения (r0 µ l6/5), атмосферные искажения в инфракрасном диапазоне существенно меньше, чем в видимом.

Для небольших наземных телескопов, диаметр которых сравним с r0, можно считать, что в пределах объектива волновой фронт плоский и в каждый момент времени наклонен случайным образом на некоторый угол. Наклон фронта соответствует смещению изображения в фокальной плоскости или, как говорят астрономы, дрожанию (в физике атмосферы принят термин «флуктуации угла прихода»). Для компенсации дрожания в таких телескопах достаточно ввести плоское управляемое зеркало, наклоняющееся по двум взаимно перпендикулярным осям. Опыт показывает, что такое простейшее исполнительное устройство в системе адаптивной оптики малого телескопа весьма существенно повышает качество изображения при длительных экспозициях.

У телескопов большого диаметра (D) на площади объектива укладывается порядка (D/r0)2 квазиплоских элементов волнового фронта. Этим числом и определяется сложность конструкции компенсирующего зеркала, т.е. количество пьезоэлементов, которые, сжимаясь и расширяясь под действием управляющих сигналов с высокой частотой (до сотен герц), изменяют форму «мягкого» зеркала. Нетрудно оценить, что на крупном телескопе (D = 8-10 м) полное исправление формы волнового фронта в оптическом диапазоне потребует корректирующего зеркала с (10 м / 10 см)2 = 10 000 управляемыми элементами. При нынешнем развитии систем адаптивной оптики это практически невыполнимо. Однако в близком инфракрасном диапазоне, где значение r0 = 1 м, корректирующее зеркало должно содержать около 100 элементов, что вполне достижимо. Например, система адаптивной оптики интерферометра Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили имеет корректирующее зеркало из 60-ти управляемых элементов.

Изображения звезд, полученные на 10-м телескопе Кека с включенным и выключенным исправлением турбулентности.

Для выработки сигналов, управляющих формой корректирующего зеркала, обычно анализируется мгновенное изображение яркой одиночной звезды. В качестве приемника используется анализатор волнового фронта, размещенный у выходного зрачка телескопа. Через матрицу из множества небольших линз свет звезды попадает на ПЗС-матрицу, сигналы которой оцифровываются и анализируются компьютером. Управляющая программа, изменяя форму корректирующего зеркала, добивается того, чтобы изображение звезды имело идеально «точечный» вид.

Эксперименты с системами адаптивной оптики начались в конце 1980-х, а к середине 1990-х уже были получены весьма обнадеживающие результаты. С 2000 практически на всех крупных телескопах используются такие системы, позволяющие довести угловую разрешающую способность телескопа до его физического (дифракционного) предела. В конце ноября 2001 система адаптивной оптики начала работать на 8,2-метровом телескопе Йепун (Yepun), входящем в состав Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили. Это существенно улучшило качество наблюдаемой картины: теперь угловой диаметр изображений звезд составляет 0,07І в диапазоне K (2,2 мкм) и 0,04І в диапазоне J (1,2 мкм).

Искусственная звезда. Для быстрого анализа изображения в системе адаптивной оптики используется опорная звезда, которая должна быть весьма яркой, поскольку ее свет делится анализатором волнового фронта на сотни каналов и в каждом из них регистрируется с частотой около 1 кГц. К тому же яркая опорная звезда должна располагаться на небе вблизи изучаемого объекта. Однако в поле зрения телескопа далеко не всегда встречаются подходящие звезды: ярких звезд на небе не так много, поэтому до недавних пор системам адаптивной оптики были доступны наблюдения лишь 1% небосвода. Чтобы снять это ограничение, было предложено использовать «искусственный маячок», который располагался бы вблизи изучаемого объекта и помогал зондировать атмосферу. Эксперименты показали, что для работы активной оптики очень удобно при помощи специального лазера создавать в верхних слоях атмосферы «искусственную звезду» (LGS = Laser Guide Star) — маленькое яркое пятно, постоянно присутствующее в поле зрения телескопа. Как правило, для этого используется лазер непрерывного действия с выходной мощностью в несколько ватт, настроенный на частоту резонансной линии натрия (например, на линию D2 Na). Его луч фокусируется в атмосфере на высоте около 90 км, там, где присутствует естественный слой воздуха, обогащенный натрием, свечение которого как раз и возбуждается лазерным лучом. Физический размер светящейся области составляет около 1 м, что с расстояния в 100 км воспринимается как объект с угловым диаметром около 1І.

Например, в системе ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), разработанной в Институте внеземной физики и Институте астрономии Общества им. Макса Планка (Германия) и пущенной в опытную эксплуатацию в 1998, аргоновый лазер накачки мощностью 25 Вт возбуждает лазер на красителях выходной мощность 4,25 Вт, который и дает излучение в линии D2 натрия. Это устройство создает искусственную звезду с визуальным блеском 9-10. Правда, появление в атмосфере аэрозоля или наблюдение на больших зенитных расстояниях существенно снижают блеск и качество искусственной звезды.

Поскольку луч мощного лазера способен ночью ослепить пилота самолета, астрономы предпринимают меры безопасности. Видеокамера с полем зрения 200 следит через тот же телескоп за областью неба вокруг искусственной звезды и при появлении любого объекта выдает команду на заслонку, перекрывающую лазерный луч.

Создание в конце 20 в. систем адаптивной оптики открыло новые перспективы перед наземной астрономией: угловое разрешение крупных наземных телескопов в видимом диапазоне вплотную приблизилось к возможностям Космического телескопа «Хаббл», а в близком инфракрасном диапазоне даже заметно превысило их. Адаптивная оптика позволит в самое ближайшее время ввести в строй крупные оптические интерферометры, способные, в частности, исследовать планеты у других звезд.

На горе Хопкинс в Аризоне пучок из пяти лазерных лучей направлен в небо для улучшения изображения 6.5-метрового мультизеркального телескопа (MMT).

Группа астрономов Аризонского университета под руководством Майкла Харта разработала методику, которая позволяет калибровать поверхность телескопа с очень высокой точностью, что приводит к получению очень четких изображений объектов, которые обычно получались весьма размытыми.

Лазерная адаптивная оптика – относительно новая методика улучшения изображения на наземных телескопах. Прекрасно иметь возможность использовать космические телескопы такие как «Хаббл» или в недалеком будущем «Джеймс Уэбб», но их запуск и эксплуатация, безусловно, обходятся очень дорого. И главное, существует огромное количество астрономов претендующих на очень ограниченное время работы на этих телескопах. В таких телескопах, как Очень большой телескоп (ESO VLT) в Чили, или телескоп Кек на Гавайях уже используется лазерная адаптивная оптика для улучшения качества изображения.

Изначально адаптивная оптика фокусировалась на самой яркой звезде вблизи от области наблюдения телескопа, а приводы в задней части зеркала очень быстро перемещались компьютером для компенсации атмосферных искажений. Однако, возможности такой системы ограничены наличием областями неба вблизи ярких звезд.

Лазерная адаптивная оптика гораздо гибче в использовании – технология использует один лазер для возбуждения молекул атмосферы для появления свечения, которое используется в качестве «путеводной звезды» для калибровки зеркала, чтобы компенсировать искажения, вызванные турбулентностью атмосферы. Компьютер анализирует свет от искусственной «путеводной звезды» и определяет поведение атмосферы, изменяя форму поверхности зеркала для компенсации искажений.

При использовании единственного лазера, адаптивная оптика может компенсировать турбулентность только на весьма ограниченном поле зрения. Новая технология, которая впервые была применена на 6.5-мметровом мультизеркальном телескопе ММТ в Аризоне, включает не один, а пять лазеров, чтобы создать пять отдельных «путеводных звезд» на широком поле зрения в две угловые минуты. Угловое разрешение телескопа меньше, чем у системы с одним лазером, для примера, телескоп Кек или ESO VLT могут делать снимки с угловым разрешением 30-60 угловых миллисекунд, но возможность иметь более четкое изображение на большом поле зрения имеет массу преимуществ.

Возможность проводить спектральные исследования старых тусклых галактик – одна из возможных сфер применения этой технологии. С помощью спектрального анализа ученые способны гораздо лучше понять строение и структуру космических объектов. При использовании этой технологии, изучение спектра галактик возрастом десять миллиардов лет, а у них очень большое красное смещение, возможно даже с поверхности Земли.

Также при использовании лазерной технологи гораздо проще структурировать сверхмассивные скопления звезд, поскольку разнесенные по времени снимки с телескопа позволят астрономам понять, какие звезды являются частью скопления, а какие гравитационно независимы.

А про космос я вам еще сейчас что нибудь напомню: вспомните и как работает . А теперь прогуляйтесь по Оригинал статьи находится на сайте ИнфоГлаз.рф Ссылка на статью, с которой сделана эта копия -