Содержание статьи
АДАПТИВНАЯ ОПТИКА, в астрономии – 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.
Атмосферные помехи.
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 – дифракцией 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.
Реализация 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 r 0 – 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 r 0 лежит в интервале от 2 до 20 см; условия, когда r 0 = 10 см, нередко считаются типичными. Угловое разрешение крупного наземного телескопа, работающего через турбулентную атмосферу с длинной экспозицией, равно разрешению идеального телескопа диаметром r 0 , работающего вне атмосферы. Поскольку значение r 0 возрастает приблизительно пропорционально длине волны излучения (r 0 µ l 6/5), атмосферные искажения в инфракрасном диапазоне существенно меньше, чем в видимом.
Для небольших наземных телескопов, диаметр которых сравним с r 0 , 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/r 0) 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 r 0 = 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.
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 D 2 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 D 2 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 20 0 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.
Владимир Сурдин
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?
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
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.
