Co to jest optyka adaptacyjna teleskopów. Optyka adaptacyjna

urządzeń obserwacyjnych, stężenie promieniowania optycznego w odbiorniku lub celu itp.

Optyka adaptacyjna znajduje zastosowanie w projektowaniu naziemnych teleskopów astronomicznych, w systemach komunikacji optycznej, w przemysłowej technice laserowej, w okulistyce itp., gdzie pozwala odpowiednio kompensować zniekształcenia atmosferyczne i aberracje układów optycznych, w tym optycznych elementy ludzkiego oka.

Adaptacyjny układ optyczny

Strukturalnie adaptacyjny układ optyczny składa się zwykle z czujnika mierzącego zniekształcenia (czujnik czoła fali), korektora czoła fali i układu sterującego, który komunikuje się między czujnikiem a korektorem.

Czujniki czoła fali

Istnieje wiele metod umożliwiających zarówno ocenę jakościową, jak i ilościowy pomiar profilu czoła fali. Najpopularniejszymi obecnie czujnikami są czujniki typu interferencyjnego i typu Shacka-Hartmanna.

Działanie czujników interferencyjnych polega na spójnym dodaniu dwóch fal świetlnych i utworzeniu obrazu interferencyjnego o natężeniu zależnym od mierzonego czoła fali. W tym przypadku fala uzyskana z badanego promieniowania w drodze filtracji przestrzennej może zostać wykorzystana jako druga (odniesienia) fala świetlna.

Czujnik typu Shacka-Hartmanna składa się z układu mikrosoczewek i fotodetektora umieszczonego w ich płaszczyźnie ogniskowej. Każda soczewka ma zazwyczaj grubość 1 mm lub mniejszą. Soczewki sensora dzielą badane czoło fali na podapertury (aperturę jednej mikrosoczewki), tworząc w płaszczyźnie ogniskowej zespół ogniskowych. Położenie każdego punktu zależy od lokalnego nachylenia czoła fali wiązki docierającej do wejścia czujnika. Mierząc poprzeczne przemieszczenia ognisk, można obliczyć średnie kąty nachylenia czoła fali w obrębie każdej z podapertur. Na podstawie tych wartości obliczany jest profil czoła fali dla całej apertury czujnika.

Korektory Wavefront

Lustro adaptacyjne (odkształcalne) ( język angielski) to najpopularniejsze narzędzie do kontroli czoła fali i korekcji aberracji optycznej. Pomysł korekcji czoła fali za pomocą lustra kompozytowego zaproponował V.P. Linnik w 1957 roku. Możliwość stworzenia takiego systemu pojawiła się od połowy lat 90-tych w związku z rozwojem technologii i możliwością precyzyjnego komputerowego sterowania i monitorowania.

W szczególności powszechne stały się lustra jednomorficzne (półpasywne-bimorficzne). Takie lustro składa się z cienkiej płytki wykonanej z materiału piezoelektrycznego, na której w specjalny sposób rozmieszczone są elektrody. Płytkę mocuje się do podłoża, na którego powierzchni czołowej utworzona jest powierzchnia optyczna. Po przyłożeniu napięcia do elektrod płytka piezoelektryczna kurczy się (lub rozszerza), co powoduje wygięcie powierzchni optycznej zwierciadła. Specjalne przestrzenne rozmieszczenie elektrod pozwala na tworzenie skomplikowanych reliefów powierzchniowych.

Szybkość kontroli kształtu zwierciadła adaptacyjnego pozwala na wykorzystanie go do kompensacji aberracji dynamicznych w czasie rzeczywistym.

W zastosowaniach astronomicznych systemy optyki adaptacyjnej wymagają źródła odniesienia, które służyłoby jako standard jasności do korygowania zniekształceń powstałych na skutek turbulencji atmosferycznych i powinno być umieszczone w wystarczająco małej odległości kątowej od badanego obszaru nieba. Niektóre systemy wykorzystują jako takie źródło „sztuczną gwiazdę”, utworzoną przez wzbudzenie atomów sodu na wysokości 90 km nad powierzchnią Ziemi za pomocą naziemnego lasera.

Zobacz też

Napisz recenzję na temat artykułu „Optyka adaptacyjna”

Notatki

Literatura

Woroncow M.A., Shmalgauzen V.I. Zasady optyki adaptacyjnej. - M.: Nauka, 1985.
Woroncow M. A., Koryabin A. V., Shmalgauzen V. I. Kontrolowane układy optyczne. - M.: Nauka, 1988.

Spinki do mankietów

Fragment charakteryzujący optykę adaptacyjną

Sonya, Natasza, Petya, Anna Michajłowna, Vera, stary hrabia, uściskały go; a ludzie i pokojówki wypełniające pokoje, mamrotali i sapali.
Petya wisiał na nogach. - A potem ja! - krzyknął. Natasza, po tym jak pochyliła się nad nim i pocałowała go w całą twarz, odskoczyła od niego i trzymając się za rąbek jego węgierskiej marynarki, podskoczyła jak koza w jednym miejscu i przeraźliwie pisnęła.
Ze wszystkich stron były oczy lśniące łzami radości, oczy kochające, ze wszystkich stron usta pragnące pocałunku.
Sonia, czerwona jak czerwona, również trzymała go za rękę i cała promieniała w błogim spojrzeniu utkwionym w jego oczach, na które czekała. Sonya miała już 16 lat i była bardzo piękna, szczególnie w tym momencie szczęśliwej, entuzjastycznej animacji. Patrzyła na niego nie odrywając wzroku, uśmiechając się i wstrzymując oddech. Spojrzał na nią z wdzięcznością; ale wciąż czekałem i szukałem kogoś. Stara hrabina jeszcze nie wyszła. I wtedy rozległy się kroki u drzwi. Kroki są tak szybkie, że nie mogły należeć do jego matki.
Ale to była ona w nowej, nieznanej mu jeszcze sukience, uszytej bez niego. Wszyscy go opuścili, a on pobiegł do niej. Kiedy się zeszli, upadła na jego klatkę piersiową i łkała. Nie mogła podnieść twarzy i jedynie przycisnęła ją do zimnych strun jego węgierskiego. Denisow, niezauważony przez nikogo, wszedł do pokoju, stanął tam i patrząc na nich, przetarł oczy.
„Wasilij Denisow, przyjaciel twojego syna” – powiedział, przedstawiając się hrabiemu, który patrzył na niego pytająco.
- Powitanie. Wiem, wiem” – powiedział hrabia, całując i przytulając Denisowa. - Nikołushka napisał... Natasza, Wiera, oto Denisow.
Te same szczęśliwe, entuzjastyczne twarze zwróciły się do kudłatej postaci Denisowa i otoczyły go.
- Kochanie, Denisov! - pisnęła Natasza, nie pamiętając o sobie z zachwytem, podskoczyła do niego, przytuliła go i pocałowała. Wszyscy byli zawstydzeni zachowaniem Nataszy. Denisow również się zarumienił, ale uśmiechnął się, wziął Nataszę za rękę i pocałował ją.
Denisow został zabrany do przygotowanego dla niego pokoju, a wszyscy Rostowie zebrali się na kanapie obok Nikołuszki.
Stara hrabina, nie puszczając jego ręki, którą co chwila całowała, usiadła obok niego; reszta, tłocząca się wokół nich, wychwytywała każdy jego ruch, słowo, spojrzenie i nie spuszczała z niego zachwytu, kochającego wzroku. Brat i siostry kłócili się, zajmowali miejsca bliżej niego i bili się o to, kto powinien mu przynieść herbatę, szalik, fajkę.
Rostów był bardzo zadowolony z okazanej mu miłości; ale pierwsza minuta jego spotkania była tak błoga, że obecne szczęście wydawało mu się niewystarczające i czekał dalej na coś innego i więcej, i więcej.
Następnego ranka goście spali z drogi do godziny 10.00.
W poprzednim pokoju leżały porozrzucane szable, torby, czołgi, otwarte walizki i brudne buty. Oczyszczone dwie pary z ostrogami właśnie postawiono pod ścianą. Służba przynosiła umywalki, gorącą wodę do golenia i wyczyszczone sukienki. Cuchnęło tytoniem i mężczyznami.
- Hej, G „ishka, t” ubku! – krzyknął ochrypły głos Waski Denisowa. - Rostów, wstawaj!
Rostow, przecierając opadające oczy, podniósł zdezorientowaną głowę znad gorącej poduszki.
- Dlaczego jest późno? „Jest późno, jest 10” – odpowiedział głos Nataszy, a w sąsiednim pokoju słychać było szelest wykrochmalonych sukienek, szepty i śmiech dziewcząt, a przez nie przemknęło coś niebieskiego, wstążki, czarne włosy i wesołe twarze lekko uchylone drzwi. To była Natasza z Sonią i Petyą, które przyszły sprawdzić, czy wstał.
- Nikolenka, wstawaj! – Znów za drzwiami rozległ się głos Nataszy.
- Teraz!
W tym czasie Petya w pierwszym pokoju zobaczyła i chwyciła szable, a doświadczając zachwytu, jakiego doświadczają chłopcy na widok wojowniczego starszego brata, i zapominając, że nieprzyzwoite jest, aby siostry widziały rozebranych mężczyzn, otworzyła drzwi.
- Czy to twoja szabla? - krzyknął. Dziewczyny odskoczyły. Denisow z przerażonymi oczami ukrył swoje futrzane nogi pod kocem, patrząc na swojego towarzysza w poszukiwaniu pomocy. Drzwi przepuściły Petyę i ponownie się zamknęły. Za drzwiami słychać było śmiech.
„Nikolenka, wyjdź w szlafroku” – powiedział głos Nataszy.
- Czy to twoja szabla? - zapytał Petya - czy to twoje? – Zwrócił się do wąsatego czarnego Denisowa ze służalczym szacunkiem.
Rostow pospiesznie założył buty, założył szlafrok i wyszedł. Natasza założyła jeden but ostrogą i wsiadła na drugi. Sonya kręciła się i już miała nadęć sukienkę i usiąść, kiedy wyszedł. Obie miały na sobie te same nowiutkie niebieskie sukienki – świeże, różowe, wesołe. Sonya uciekła, a Natasza, biorąc brata za ramię, poprowadziła go na sofę i zaczęli rozmawiać. Nie mieli czasu, aby zadawać sobie nawzajem pytania i odpowiadać na pytania dotyczące tysięcy drobiazgów, które mogły interesować ich tylko w pojedynkę. Natasza śmiała się z każdego jego słowa i tego, co ona powiedziała, nie dlatego, że to, co powiedzieli, było śmieszne, ale dlatego, że dobrze się bawiła i nie mogła powstrzymać swojej radości, która wyrażała się śmiechem.
- Och, jak dobrze, świetnie! – potępiła wszystko. Rostow poczuł, jak pod wpływem gorących promieni miłości po raz pierwszy od półtora roku na jego duszy i twarzy rozkwitł ten dziecięcy uśmiech, jakiego nie uśmiechał się nigdy, odkąd opuścił dom.
„Nie, słuchaj” – powiedziała. „Czy jesteś teraz całkowicie mężczyzną?” Strasznie się cieszę, że jesteś moim bratem. „Dotknęła jego wąsów. - Chcę wiedzieć, jakim typem mężczyzny jesteście? Czy są podobni do nas? NIE?
- Dlaczego Sonya uciekła? – zapytał Rostow.
- Tak. To już zupełnie inna historia! Jak będziesz rozmawiać z Sonią? Ty czy Ty?

: « Od dawna interesuję się tym, jak działa laserowy system stabilizacji obrazu w teleskopach. Teleskopy z takim systemem wyglądają bardzo pięknie na zdjęciach.”

Spróbujmy to teraz rozgryźć.

Atmosfera, niezbędna dla ludzi i innych form życia na Ziemi, jest niemal powszechnie przeklinana przez astronomów. Świetnie nadaje się do oddychania, ale jeśli chodzi o obserwacje astronomiczne słabych obiektów, atmosfera nieustannie ma tendencję do psucia obrazu.

Problem ten był znany Izaakowi Newtonowi, który w 1704 roku zdał sobie sprawę, że turbulencje atmosferyczne wpływają na powstawanie obrazu. Tak jak fale upałów unoszące się nad nagrzanym kawałkiem ziemi mogą zrujnować nasz widok, tak obraz odległego obiektu wykonany przez teleskop jest zniekształcony przez zmiany temperatury w oddzielającej nas warstwie atmosfery. Dlatego światło wpadające do teleskopu dociera do niego różnymi trajektoriami i trafia w różne punkty otworu wejściowego. Rozmiar i jakość obrazu zależą od statystycznej charakterystyki częstotliwości przestrzennej turbulencji zwanej długością koherencji lub r0, zwykle równej 10 cm w dobrym miejscu. Dlatego nawet w dobrej lokalizacji rozdzielczość dużego teleskopu (o średnicy 4 lub 8 metrów) jest porównywalna z rozdzielczością teleskopu 10 cm; obraz nie będzie ostrzejszy, niż pozwala na to atmosfera.

Turbulencje atmosferyczne działają tak, jakby jedną dużą aperturę teleskopu zastąpiono wieloma małymi aperturami teleskopu o rozmiarze r0, a każdym teleskopem potrząsano niezależnie od pozostałych, tak że poszczególne punkty obrazu prawie nigdy nie pokrywały się. O stopniu tego wstrząsania decyduje inny parametr statystyczny – czas koherencji, który zwykle jest rzędu 1 ms.

W rezultacie obraz staje się rozmyty na skutek drżenia, podobnie jak drżenie dłoni, ale z częstotliwością sięgającą tysiąca herców!

Więc co powinniśmy zrobić?

Jednym z rozwiązań tego problemu, zaproponowanym przez Newtona, było zamontowanie teleskopów jak najwyżej. To rozwiązanie wyjaśnia, dlaczego współczesne teleskopy astronomiczne są montowane na szczytach gór, umieszczane na balonach i samolotach na ogrzane powietrze lub, podobnie jak Kosmiczny Teleskop Hubble'a, umieszczane na niskiej orbicie okołoziemskiej. Ponieważ teleskop kosmiczny znajduje się poza
w atmosferze ziemskiej wykorzystuje pełną zdolność rozdzielczą swojej apertury o średnicy 2,4 m i umożliwia uzyskanie rewolucyjnych wyników w astrofizyce. Istnieje jednak tylko jeden taki teleskop i umożliwia on jedynie ograniczoną liczbę obserwacji. Gdyby udało się wykorzystać zdolność rozdzielczą tak dużych apertur, byłby to ogromny postęp w astronomii. Na szczęście istnieje technologia, która pozwala to zrobić.

W 1953 roku Horace Babcock zaproponował instrument, który mógłby mierzyć zniekształcenia atmosferyczne w czasie rzeczywistym i korygować je za pomocą szybko przestrajalnych, zmieniających kształt elementów optycznych. Dostępne wówczas technologie nie pozwalały na rozwiązanie tego problemu, jednak podstawowa zaproponowana koncepcja, wsparta nowoczesnymi technologiami, z biegiem czasu ewoluowała w kierunku tego, co jest obecnie przedmiotem optyki adaptacyjnej.

Optyka adaptacyjna to automatyczny system optyczno-mechaniczny przeznaczony do korygowania w czasie rzeczywistym zniekształceń atmosferycznych obrazu wytwarzanego przez teleskop. Systemy optyki adaptacyjnej są stosowane w naziemnych teleskopach optycznych i na podczerwień w celu poprawy przejrzystości obrazu. Są także niezbędne do działania interferometrów astronomicznych, służących do pomiaru rozmiarów gwiazd i poszukiwania ich bliskich satelitów, zwłaszcza planet. Systemy optyki adaptacyjnej mają także zastosowania pozaastronomiczne: np. gdy konieczna jest obserwacja kształtu sztucznych satelitów Ziemi w celu ich identyfikacji. Rozwój systemów optyki adaptacyjnej rozpoczął się w latach 70. XX wieku i nabrał tempa w latach 80. XX w. w związku z programem Gwiezdnych Wojen, który obejmował opracowanie naziemnej laserowej broni przeciwsatelitarnej. Pierwsze standardowe systemy optyki aktywnej zaczęły działać w dużych teleskopach astronomicznych około 2000 roku.

Promienie światła pochodzące ze źródeł kosmicznych, przechodząc przez niejednorodną atmosferę Ziemi, ulegają silnym zniekształceniom. Na przykład czoło fali światła pochodzącego z odległej gwiazdy (którą można uznać za punkt w nieskończoności) ma idealnie płaski kształt na zewnętrznej granicy atmosfery. Jednak po przejściu przez turbulentną powłokę powietrzną i dotarciu do powierzchni Ziemi, płaski front fali traci swój kształt i przypomina falującą powierzchnię morza. Prowadzi to do tego, że obraz gwiazdy zmienia się z „kropki” w stale drżącą i kipiącą plamę. Obserwując to gołym okiem, postrzegamy to jako szybkie mruganie i drżenie gwiazd. Obserwując przez teleskop zamiast gwiazdy „punktowej” widzimy drżącą i opalizującą plamę; obrazy gwiazd bliskich sobie łączą się i stają się indywidualnie nierozróżnialne; rozszerzone obiekty - Księżyc i Słońce, planety, mgławice i galaktyki - tracą ostrość, znikają ich drobne szczegóły.

Zazwyczaj na zdjęciach wykonanych przez teleskopy wielkość kątowa najmniejszych szczegółów wynosi 2-3I; w najlepszych obserwatoriach czasami wynosi 0,5 I. Należy pamiętać, że przy braku zniekształceń atmosferycznych teleskop z soczewką o średnicy 1 m daje rozdzielczość kątową około 0,1I, a przy soczewce 5 m daje rozdzielczość 0,02I. W rzeczywistości tak wysoka jakość obrazu nigdy nie jest osiągana w przypadku konwencjonalnych teleskopów naziemnych ze względu na wpływy atmosferyczne.

Pasywną metodą zwalczania zniekształceń atmosferycznych jest budowanie obserwatoriów na szczytach gór, zwykle na wysokości 2-3 km, wybierając miejsca o najbardziej przejrzystej i spokojnej atmosferze (patrz ASTROKLIMAT). Ale prawie niemożliwe jest zbudowanie obserwatoriów i działanie na wysokości większej niż 4,5 km. Dlatego nawet w najlepszych obserwatoriach wysokogórskich większość atmosfery nadal znajduje się nad teleskopem i znacząco psuje obrazy.

Rola astronoma-obserwatora. Ogólnie rzecz biorąc, problem „uzyskania obrazu lepszego niż zapewnia atmosfera” rozwiązuje się w astronomii na różne sposoby. Historycznie rzecz biorąc, w dobie obserwacji wizualnych przez teleskop astronomowie nauczyli się uważnie rejestrować momenty dobrych zdjęć. Ze względu na losowy charakter zniekształceń atmosferycznych, w niektórych momentach stają się one nieistotne, a na obrazie pojawiają się drobne szczegóły. Najbardziej doświadczeni i wytrwali obserwatorzy godzinami obserwowali te momenty, dzięki czemu byli w stanie naszkicować bardzo drobne szczegóły powierzchni Księżyca i planet, a także wykryć i zmierzyć bardzo bliskie gwiazdy podwójne. Jednak skrajna stronniczość tej metody została wyraźnie pokazana w historii kanałów marsjańskich: niektórzy obserwatorzy je widzieli, inni nie.

Zastosowanie klisz fotograficznych w astronomii umożliwiło identyfikację wielu nowych obiektów niedostępnych dla oka ze względu na ich niską jasność. Jednak emulsja fotograficzna przy słabym oświetleniu ma bardzo małą czułość na światło, a więc na początku XX wieku. fotografia astronomiczna wymagała wielu godzin ekspozycji. W tym czasie drgania atmosferyczne zauważalnie obniżają jakość obrazu w porównaniu z wizualną.

Część astronomów próbowała walczyć z tym zjawiskiem samodzielnie pełniąc rolę aktywnych i częściowo adaptacyjnych układów optycznych. Dlatego amerykańscy astronomowie J.E. Keeler (Keeler J.E, 1857-1900) i W. Baade (Baade W., 1893-1960) regulowali ostrość teleskopu podczas naświetlania, obserwując przy bardzo dużym powiększeniu (około 3000 razy) kształt komy gwiazdy na brzegu pola widzenia. A słynny projektant teleskopów J.W. Ritchey G.W., 1864-1945, opracował specjalną kasetę fotograficzną na ruchomej platformie – tzw. „kasetę Ritcheya”; za jego pomocą można szybko zdjąć kliszę fotograficzną z ogniska teleskopu, zastępując ją urządzeniem do ustawiania ostrości (nóż Foucaulta), a następnie ponownie ustawić kasetę dokładnie w jej poprzednim położeniu. Podczas naświetlania Ritchie kilkakrotnie cofał taśmę, gdy poczuł, że musi dostosować ostrość. Dodatkowo, obserwując jakość obrazu i jego położenie przez okular umieszczony obok kasety, Ritchie na bieżąco korygował położenie kasety i nauczył się szybko zamykać migawkę, gdy obraz był kiepski. Praca ta wymagała od astronoma bardzo wysokiego napięcia, ale sam Ritchie uzyskał w ten sposób wspaniałe zdjęcia galaktyk spiralnych, na których po raz pierwszy widoczne stały się poszczególne gwiazdy; Te piękne fotografie były reprodukowane we wszystkich podręcznikach XX wieku. Kaseta Ritchiego nie znalazła jednak szerokiego zastosowania ze względu na dużą złożoność pracy z nią.

Rozwój technologii fotograficznej i wideo umożliwił szybkie uchwycenie obrazu obiektu w trybie filmowania z późniejszą selekcją najskuteczniejszych zdjęć. Opracowano także bardziej subtelne metody analizy obrazu a posteriori, np. metody interferometrii plamkowej, które pozwalają na identyfikację położenia i jasności obiektów o znanych wcześniej właściwościach, takich jak gwiazdy „punktowe”, w plamce rozmytej przez atmosfera. Techniki matematycznej rekonstrukcji obrazu mogą również zwiększyć kontrast i ujawnić drobne szczegóły. Metody te nie mają jednak zastosowania w procesie obserwacji.

Zasady optyki adaptacyjnej.

Wystrzelenie na orbitę teleskopu optycznego Hubble'a o średnicy 2,4 m w 1990 roku i jego niezwykle sprawna praca w kolejnych latach potwierdziły ogromne możliwości teleskopów nieobciążonych zniekształceniami atmosferycznymi. Jednak wysokie koszty stworzenia i obsługi Teleskopu Kosmicznego zmusiły astronomów do poszukiwania sposobów kompensacji zakłóceń atmosferycznych w pobliżu powierzchni Ziemi. Pojawienie się szybkich komputerów i wreszcie chęć stworzenia przez wojsko systemu broni kosmicznej z naziemnymi laserami sprawiły, że pilną stało się praca nad kompensacją zniekształceń obrazu atmosferycznego w czasie rzeczywistym. Układ optyki adaptatywnej umożliwia wyrównanie i stabilizację czoła fali promieniowania przechodzącego przez atmosferę, dzięki czemu możliwe jest nie tylko uzyskanie wyraźnego obrazu obiektu kosmicznego w ognisku teleskopu, ale także wystrzelenie ostro skupionej wiązki lasera z Ziemi w kosmos. Na szczęście nie zrealizowano wojskowych urządzeń tego typu, jednak prace wykonane w tym kierunku ogromnie pomogły astronomom w niemal całkowitym zrealizowaniu teoretycznych parametrów dużych teleskopów pod względem jakości obrazu. Ponadto rozwój optyki aktywnej umożliwił budowę naziemnych interferometrów optycznych w oparciu o teleskopy o dużej średnicy: ponieważ długość koherencji światła po przejściu przez atmosferę wynosi zaledwie około 10 cm, naziemny interferometr nie może działać bez układu optyki adaptacyjnej.

Zadaniem optyki adaptacyjnej jest neutralizowanie w czasie rzeczywistym zniekształceń wprowadzanych przez atmosferę do obrazu obiektu kosmicznego. Zazwyczaj system adaptacyjny współpracuje z systemem optyki aktywnej, aby utrzymać konstrukcję teleskopu i elementy optyczne w „idealnym” stanie. Współpracując, aktywne i adaptacyjne układy optyki zbliżają jakość obrazu do niezwykle wysokiej, uwarunkowanej podstawowymi efektami fizycznymi (głównie aberracją światła na obiektywie teleskopu). W zasadzie systemy optyki aktywnej i adaptacyjnej są do siebie podobne. Obydwa składają się z trzech głównych elementów: 1) analizatora obrazu, 2) komputera z programem generującym sygnały korekcyjne oraz 3) mechanizmów wykonawczych, które zmieniają układ optyczny teleskopu tak, aby obraz stał się „idealny”. Ilościowa różnica pomiędzy tymi układami polega na tym, że korektę wad samego teleskopu (optyki aktywnej) można przeprowadzić stosunkowo rzadko – w odstępie od kilku sekund do 1 minuty; konieczne jest jednak korygowanie zakłóceń wprowadzanych przez atmosferę (optyka adaptacyjna) znacznie częściej - od kilkudziesięciu do tysiąca razy na sekundę. Dlatego układ optyki adaptatywnej nie może zmieniać kształtu masywnego zwierciadła głównego teleskopu i zmuszony jest kontrolować kształt specjalnego, dodatkowego, „lekkiego i miękkiego” zwierciadła, instalowanego przy źrenicy wyjściowej teleskopu.

Realizacjamam optykę adaptacyjną

Na możliwość korygowania zniekształceń obrazu atmosferycznego za pomocą zwierciadła odkształcalnego po raz pierwszy zwrócił uwagę w 1953 roku amerykański astronom Horace Babcock (Babcock H.W., ur. 1912). Aby skompensować zniekształcenia, zaproponował wykorzystanie odbicia światła od filmu olejowego, którego powierzchnia odkształca się pod wpływem sił elektrostatycznych. Obecnie do podobnych celów opracowywane są sterowane elektrostatycznie lustra cienkowarstwowe, chociaż najpopularniejszym elementem wykonawczym są elementy piezoelektryczne z powierzchnią lustra.

Płaski przód fali świetlnej przechodzącej przez atmosferę jest zniekształcony i w pobliżu teleskopu ma dość złożoną strukturę. Do scharakteryzowania zniekształceń zwykle wykorzystuje się parametr r0 - promień koherencji czoła fali, definiowany jako odległość, przy której średnia kwadratowa różnica faz osiąga 0,4 długości fali. W zakresie widzialnym, przy długości fali 500 nm, w zdecydowanej większości przypadków r0 mieści się w przedziale od 2 do 20 cm; warunki, w których r0 = 10 cm są często uważane za typowe. Rozdzielczość kątowa dużego teleskopu naziemnego pracującego w burzliwej atmosferze przy długim czasie ekspozycji jest równa rozdzielczości kątowej idealnego teleskopu o średnicy r0 pracującego poza atmosferą. Ponieważ wartość r0 rośnie w przybliżeniu proporcjonalnie do długości fali promieniowania (r0 µl6/5), zniekształcenia atmosferyczne w zakresie podczerwieni są znacznie mniejsze niż w zakresie widzialnym.

W przypadku małych teleskopów naziemnych, których średnica jest porównywalna z r0, można założyć, że w obrębie obiektywu czoło fali jest płaskie i w każdym momencie nachylone jest losowo pod określonym kątem. Nachylenie frontu odpowiada przesunięciu obrazu w płaszczyźnie ogniskowej lub, jak to nazywają astronomowie, jitterowi (w fizyce atmosfery przyjmuje się termin „fluktuacje kąta przybycia”). Aby skompensować jitter w takich teleskopach, wystarczy wprowadzić płaskie, sterowane zwierciadło wychylające się wzdłuż dwóch wzajemnie prostopadłych osi. Doświadczenie pokazuje, że tak prosty element wykonawczy w układzie optyki adaptacyjnej małego teleskopu znacznie poprawia jakość obrazu podczas długich ekspozycji.

W przypadku teleskopów o dużej średnicy (D) obszar soczewki zawiera około (D/r0)2 quasi-płaskich elementów czoła fali. Liczba ta określa złożoność konstrukcji zwierciadła kompensacyjnego, tj. liczba piezoelementów, które ściskając i rozszerzając się pod wpływem sygnałów sterujących o wysokiej częstotliwości (do setek herców), zmieniają kształt „miękkiego” zwierciadła. Łatwo oszacować, że na dużym teleskopie (D = 8-10 m) pełna korekcja kształtu czoła fali w zakresie optycznym będzie wymagała zwierciadła korekcyjnego o (10 m/10 cm)2 = 10 000 kontrolowanych elementów. Przy obecnym rozwoju układów optyki adaptatywnej jest to praktycznie niemożliwe. Natomiast w zakresie bliskiej podczerwieni, gdzie wartość r0 = 1 m, zwierciadło korekcyjne powinno zawierać około 100 elementów, co jest całkiem możliwe. Na przykład system optyki adaptacyjnej interferometru Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) w Europejskim Obserwatorium Południowym w Chile ma zwierciadło korekcyjne składające się z 60 kontrolowanych elementów.

Zdjęcia gwiazd wykonane przez 10. Teleskop Kecka z włączoną i wyłączoną korekcją turbulencji.

Aby wygenerować sygnały sterujące kształtem zwierciadła korekcyjnego, zwykle analizuje się chwilowy obraz jasnej pojedynczej gwiazdy. Jako odbiornik służy analizator czoła fali umieszczony w źrenicy wyjściowej teleskopu. Poprzez matrycę wielu małych soczewek światło gwiazdy pada na matrycę CCD, której sygnały są digitalizowane i analizowane przez komputer. Program sterujący zmieniający kształt zwierciadła korygującego sprawia, że obraz gwiazdy ma idealnie „punktowy” wygląd.

Eksperymenty z układami optyki adaptacyjnej rozpoczęły się pod koniec lat 80. XX wieku, a już w połowie lat 90. uzyskano bardzo zachęcające wyniki. Od 2000 roku prawie wszystkie duże teleskopy korzystają z tego typu systemów, pozwalających na doprowadzenie rozdzielczości kątowej teleskopu do jej fizycznej (dyfrakcyjnej) granicy. Pod koniec listopada 2001 roku system optyki adaptatywnej zaczął działać na 8,2-metrowym teleskopie Yepun, będącym częścią Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) Europejskiego Obserwatorium Południowego w Chile. Znacząco poprawiło to jakość obserwowanego obrazu: obecnie średnica kątowa obrazów gwiazd wynosi 0,07І w paśmie K (2,2 µm) i 0,04І w paśmie J (1,2 µm).

Sztuczna gwiazda. Aby szybko przeanalizować obraz, system optyki adaptacyjnej wykorzystuje gwiazdę odniesienia, która musi być bardzo jasna, ponieważ jej światło jest dzielone przez analizator fali czołowej na setki kanałów i rejestrowane z częstotliwością około 1 kHz w każdym z nich. Ponadto na niebie w pobliżu badanego obiektu powinna znajdować się jasna gwiazda odniesienia. Jednak nie zawsze w polu widzenia teleskopu znajdują się odpowiednie gwiazdy: na niebie nie ma zbyt wielu jasnych gwiazd, dlatego do niedawna systemy optyki adaptacyjnej były w stanie obserwować jedynie 1% nieba. Aby usunąć to ograniczenie, zaproponowano zastosowanie „sztucznej latarni”, która byłaby zlokalizowana w pobliżu badanego obiektu i pomagała w badaniu atmosfery. Eksperymenty wykazały, że do działania optyki aktywnej bardzo wygodne jest użycie specjalnego lasera do stworzenia „sztucznej gwiazdy” (LGS = Laser Guide Star) w górnych warstwach atmosfery - małej jasnej plamki, która jest stale obecna w pole widzenia teleskopu. Z reguły stosuje się do tego laser o fali ciągłej o mocy wyjściowej kilku watów, dostrojony do częstotliwości linii rezonansowej sodu (na przykład linii D2 Na). Jego wiązka skupia się w atmosferze na wysokości około 90 km, gdzie znajduje się naturalna warstwa powietrza wzbogacona w sód, którego blask jest precyzyjnie wzbudzany wiązką lasera. Fizyczny rozmiar obszaru świecącego wynosi około 1 m, co z odległości 100 km jest postrzegane jako obiekt o średnicy kątowej około 1I.

Np. w systemie ALFA (Adaptive Optics with Laser For Astronomy), rozwijanym w Instytucie Fizyki Pozaziemskiej i Instytucie Astronomii Towarzystwa. Maxa Plancka (Niemcy) i oddany do użytku próbnego w 1998 r., laser z pompą argonową o mocy 25 W wzbudza laser barwnikowy o mocy wyjściowej 4,25 W, który wytwarza promieniowanie w linii sodowej D2. Urządzenie to tworzy sztuczną gwiazdę o jasności wizualnej 9-10 mag. To prawda, że pojawienie się aerozolu w atmosferze lub obserwacja na dużych odległościach od zenitu znacznie zmniejsza jasność i jakość sztucznej gwiazdy.

Ponieważ wiązka silnego lasera może w nocy oślepić pilota samolotu, astronomowie podejmują środki bezpieczeństwa. Kamera wideo o polu widzenia 200 stopni monitoruje przez ten sam teleskop obszar nieba wokół sztucznej gwiazdy i w przypadku pojawienia się jakiegokolwiek obiektu wydaje polecenie migawce, która blokuje wiązkę lasera.

Powstanie pod koniec XX wieku. systemy optyki adaptacyjnej otworzyły nowe perspektywy dla astronomii naziemnej: rozdzielczość kątowa dużych teleskopów naziemnych w zakresie widzialnym była bardzo bliska możliwościom Kosmicznego Teleskopu Hubble'a, a w zakresie bliskiej podczerwieni nawet zauważalnie je przekraczała. Optyka adaptacyjna umożliwi w najbliższej przyszłości uruchomienie dużych interferometrów optycznych, zdolnych w szczególności do badania planet krążących wokół innych gwiazd.

W Mount Hopkins w Arizonie wiązka pięciu wiązek lasera skierowana jest w niebo, aby poprawić obraz z 6,5-metrowego Teleskopu Wielolusterkowego (MMT).

Zespół astronomów z Uniwersytetu w Arizonie, kierowany przez Michaela Harta, opracował technikę, która pozwala na kalibrację powierzchni teleskopu z bardzo dużą precyzją, co daje bardzo wyraźne obrazy obiektów, które normalnie byłyby dość rozmyte.

Laserowa optyka adaptacyjna to stosunkowo nowa technika ulepszania obrazów uzyskiwanych za pomocą teleskopów naziemnych. Wspaniale jest móc korzystać z teleskopów kosmicznych takich jak Hubble, a w niedalekiej przyszłości James Webb, ale z pewnością są one bardzo drogie w uruchomieniu i obsłudze. A co najważniejsze, ogromna liczba astronomów rywalizuje o bardzo ograniczony czas pracy nad tymi teleskopami. Teleskopy takie jak Bardzo Duży Teleskop (ESO VLT) w Chile czy Teleskop Kecka na Hawajach wykorzystują już laserową optykę adaptacyjną w celu poprawy jakości obrazu.

Pierwotnie optyka adaptacyjna skupiała się na najjaśniejszej gwieździe w pobliżu pola widzenia teleskopu, a siłowniki z tyłu lustra były bardzo szybko przesuwane przez komputer, aby kompensować zniekształcenia atmosferyczne. Możliwości takiego układu są jednak ograniczone obecnością obszarów nieba w pobliżu jasnych gwiazd.

Laserowa optyka adaptacyjna jest znacznie bardziej elastyczna — technologia wykorzystuje pojedynczy laser do wzbudzania cząsteczek w atmosferze w celu wytworzenia blasku, który służy jako „gwiazda przewodnia” do kalibracji zwierciadła w celu kompensacji zniekształceń spowodowanych turbulencjami atmosferycznymi. Komputer analizuje światło sztucznej „gwiazdy przewodniej” i określa zachowanie atmosfery, zmieniając kształt powierzchni lustra w celu kompensacji zniekształceń.

W przypadku użycia pojedynczego lasera optyka adaptacyjna może kompensować turbulencje jedynie w bardzo ograniczonym polu widzenia. Nowa technologia, którą po raz pierwszy zastosowano w 6,5-metrowym teleskopie wielolusterkowym MMT w Arizonie, wykorzystuje nie jeden, ale pięć laserów do stworzenia pięciu oddzielnych „gwiazd przewodnich” w szerokim polu widzenia wynoszącym dwie minuty kątowe. Rozdzielczość kątowa teleskopu jest mniejsza niż w przypadku pojedynczego systemu laserowego, na przykład Teleskop Kecka lub ESO VLT mogą wykonywać zdjęcia z rozdzielczością kątową 30–60 milisekund łukowych, ale mogą uzyskać ostrzejszy obraz w większym polu widok ma wiele zalet.

Możliwość prowadzenia badań widmowych starych, słabych galaktyk jest jednym z możliwych zastosowań tej technologii. Za pomocą analizy widmowej naukowcy są w stanie lepiej zrozumieć strukturę i strukturę obiektów kosmicznych. Dzięki tej technologii badanie widma galaktyk mających dziesięć miliardów lat i charakteryzujących się bardzo dużym przesunięciem ku czerwieni jest możliwe nawet z powierzchni Ziemi.

Ponadto przy użyciu technologii laserowej znacznie łatwiej jest konstruować supermasywne gromady gwiazd, ponieważ obrazy teleskopu rozmieszczone w czasie pozwolą astronomom zrozumieć, które gwiazdy wchodzą w skład gromady, a które są niezależne grawitacyjnie.

A teraz przypomnę Ci coś o kosmosie: pamiętaj i jak to działa. Teraz przespaceruj się Oryginał artykułu znajduje się na stronie internetowej InfoGlaz.rf Link do artykułu, z którego powstała ta kopia -

Narodowy Uniwersytet Badawczy Technologii Informatycznych, Mechaniki i Optyki w Petersburgu

Wydział Fotoniki i Optoinformatyki

Katedra Fotoniki Komputerowej i Informatyki Wideo

w dyscyplinie Teoria Systemów i Analiza Systemów

« PRZEGLĄD ANALITYCZNY CHARAKTERYSTYKI NOWOCZESNYCH ELEMENTÓW ADAPTACYJNYCH UKŁADÓW OPTYCZNYCH»

Uczeń: Romanow I.E.

Grupa: 4352

Nauczyciel: Gurov I.P.

Sankt Petersburg

Wprowadzenie………………………………………………….……………………….2

Adaptacyjny układ optyczny………………………………………………………3

Czujniki czoła fali………………………………………..………..5

Korektory czoła fali………………………………….………..9

1) Lustra segmentowe .................................................. .............. 10

2) Lustra o stałej powierzchni……………………………...11

2.1) Zwierciadła bimorficzne………………………………….....12

2.2) Zwierciadła membranowe…………………..………………….14

3) MOEMS (technologia krzemowa)………………..………………...14

Zakończenie…………………………………………………..………………...15

Referencje………………………………………………………...16

Dodatkowe źródła informacji…………………………………..17

Wstęp

Optyka adaptacyjna (AO) to dziedzina optyki zajmująca się rozwojem układów optycznych z dynamiczną kontrolą kształtu czoła fali w celu kompensacji zakłóceń przypadkowych i zwiększenia granicy rozdzielczości przyrządów obserwacyjnych, stopnia koncentracji promieniowania w odbiorniku lub celu. Optyka adaptacyjna zaczęła się intensywnie rozwijać w latach pięćdziesiątych XX wieku. w związku z zadaniem kompensacji zniekształceń czołowych wywołanych turbulencjami atmosferycznymi i nałożeniem głównego ograniczenia na rozdzielczość teleskopów naziemnych. Później dodano do tego problemy tworzenia teleskopów orbitalnych i potężnych emiterów laserowych, podlegających innym rodzajom zakłóceń.

Optyka adaptacyjna znajduje zastosowanie w różnych dziedzinach nauki i technologii. Np. w projektowaniu naziemnych teleskopów astronomicznych, w systemach komunikacji optycznej, w przemysłowej technologii laserowej, w medycynie itp., gdzie pozwala to odpowiednio na kompensację zniekształceń atmosferycznych i aberracji układów optycznych, w tym elementów optycznych ludzkiego oka.

Celem pracy jest badanie adaptacyjnych układów optycznych, a także przeprowadzenie analitycznego przeglądu charakterystyk ich elementów składowych.

Adaptacyjny układ optyczny

Na możliwość korygowania zniekształceń obrazu atmosferycznego za pomocą zwierciadła odkształcalnego po raz pierwszy zwrócił uwagę w 1953 roku amerykański astronom Horace H.W. Zaproponował stworzenie instrumentu, który mierzyłby dynamiczne zniekształcenia atmosferyczne w czasie rzeczywistym i korygował je za pomocą szybko przestrajalnych elementów optycznych zmieniających kształt. Jednak ówczesna realizacja jego pomysłów nie była możliwa ze względu na ograniczoną technologię.

Głównym problemem, który można rozwiązać za pomocą układu optyki adaptatywnej, jest eliminacja zaburzeń czoła fali spowodowanych niekontrolowanymi wpływami losowymi. Do najbardziej znanych systemów tego typu należą:

Teleskopy naziemne, ze względu na niejednorodność atmosfery ziemskiej, rozdzielczość tych systemów jest zmniejszona.

Systemy formowania i ogniskowania promieniowania laserowego.

Laserowe systemy pomiarowe pracujące w atmosferze.

Układy optyczne laserów dużej mocy.

Wdrożenie adaptacyjnych układów optycznych jest zdeterminowane konkretnym zakresem problemów, które rozwiązują. Ogólne zasady budowy takich systemów są jednak takie same. Strukturalnie adaptacyjny układ optyczny składa się zwykle z czujnika mierzącego zniekształcenia (czujnik czoła fali), korektora czoła fali i układu sterującego, który komunikuje się między czujnikiem a korektorem. Ogólny schemat adaptacyjnej konstrukcji optycznej pokazano na ryc. 1. .

Ryż. 1. Ogólny schemat adaptacyjnego układu optycznego

Czujniki czoła fali

Czujnik czoła fali (WFS) jest jednym z elementów adaptacyjnego systemu korekcji promieniowania laserowego. Jego zadaniem jest pomiar krzywizny czoła fali i przesłanie tych pomiarów do urządzenia przetwarzającego (rys. 2).

Ryż. 2. Obraz zniekształconego czoła fali uzyskany za pomocą układu mikrosoczewek.

Głównymi przyczynami krzywizny czoła fali są:

Turbulencje atmosferyczne.

Nieidealne kształty elementów optycznych układu.

Błędy podczas regulacji systemu itp.

Obecnie istnieje szeroka gama DVF. Jednak najczęstszy opiera się na schemacie Shacka-Hartmanna (ryc. 3.).

Ryż. 3. Typowy obwód czujnika Hartmanna

Historia takiego czujnika sięga początków XX wieku, kiedy niemiecki fizyk i astronom Johannes Franz Hartmann zdecydował się wykorzystać wiele małych apertur do śledzenia drogi poszczególnych promieni świetlnych przez duży teleskop, co pozwoliło mu sprawdzić jakość obrazu. Później, w latach 60. XX wieku, Roland Schuck i Ben Platt zmodyfikowali tę technologię, zastępując apertury wieloma soczewkami (raster soczewkowy).

Taki czujnik ze względu na swoje zalety jest najczęściej stosowany w układach korekcji czoła fali. Jedną z głównych zalet czujnika Shacka-Hartmanna jest jego zdolność do pomiaru szerokiego zakresu nachyleń czoła fali, gdy zniekształceń nie można zmierzyć innymi metodami (na przykład interferencji). Taki czujnik można wykorzystać do określenia aberracji w profilu niekolimowanej wiązki laserowej. Ponadto ma niską wrażliwość na wibracje mechaniczne i może pracować z impulsami o dużej mocy i czasem trwania femtosekundowym.

Ryż. 4. Zasada działania czujnika czoła fali

Kiedy nadchodzące czoło fali jest płaskie, wszystkie obrazy układają się w regularną siatkę określoną przez geometrię układu soczewek. Gdy czoło fali zostanie zniekształcone, obrazy zostaną przesunięte z ich nominalnych pozycji. Przemieszczenia centroidów obrazu w dwóch prostopadłych kierunkach są proporcjonalne do średnich nachyleń czoła fali w tych kierunkach wzdłuż podapertur. Zatem Shack-Hartmann WF (Sh-H WF) mierzy zbocza czoła fali. Samo czoło fali jest rekonstruowane (przywracane) z szeregu zmierzonych nachyleń z dokładnością do stałej, która nie odgrywa roli dla obrazu.

Charakterystyka Shacka-Harmana DWF:

Amplituda mierzonych aberracji wynosi do 15 mikronów.

Dokładność pomiaru - λ/100 (RMS).

Średnica promieniowania wejściowego wynosi 8...100 mm.

Jednakże WEF Shacka-Hartmanna mają jedną istotną wadę: przesłuch na matrycach CCD. Powstają, gdy na matrycę pada wystarczająco zniekształcony czoło fali, gdyż przy dużych odchyleniach może wyjść poza granice swojej podtablicy i trafić na sąsiednią matrycę. Tworzy to fałszywe miejsce.

Jednak dzisiaj błędy spowodowane przesłuchami są eliminowane za pomocą złożonych algorytmów. Umożliwiają dokładne śledzenie i wyświetlanie prawdziwej lokalizacji danego spotu. Nowoczesny rozwój algorytmów i precyzja wykonania pozwalają na rozszerzenie zakresu zastosowań tych czujników. Dziś znalazły zastosowanie w różnych systemach weryfikacji obrazu.

Korektory Wavefront

Lustro adaptacyjne jest wykonawczym aktywnym elementem adaptacyjnego układu optycznego, który posiada powierzchnię odbijającą o odkształcalnym profilu. Zwierciadła odkształcalne są najwygodniejszym narzędziem do kontroli czoła fali i korekcji aberracji optycznych.

Główne cechy lusterek adaptacyjnych:

Zakres ruchów (charakteryzuje się czułością napędu jako części lustra (zwykle czułość wyrażana jest w ruchach powierzchni w mikrometrach, gdy napięcie sterujące wzrasta o 1 V)).

Pole lokalnego odkształcenia (odzwierciedla liczbę stopni swobody zwierciadła (można określić efektywną szerokością odkształcenia o jednostkowej amplitudzie spowodowanej działaniem jednego napędu; funkcja opisująca to odkształcenie nazywa się funkcją odpowiedzi) ).

Pasmo częstotliwości (określone przez prędkość zastosowanego napędu (ograniczone powyżej przez rezonanse mechaniczne samej konstrukcji lustra)).

Strukturalnie lustra adaptacyjne można podzielić na dwie duże grupy:

1) Lustra segmentowe.

2) Lustra o twardej powierzchni.

W lustrach segmentowych każda pojedyncza sekcja umożliwia jej przesuwanie i przechylanie (lub po prostu przesuwanie). Solidne lustro ulega złożonym odkształceniom pod wpływem specjalnych napędów.

Wybór tego czy innego projektu zależy od specyfiki systemu, w którym będzie on stosowany. Główne czynniki brane pod uwagę w tym przypadku to całkowity rozmiar, waga i jakość powierzchni lustra.

Segmentowane lusterka

Lustra segmentowe składają się z pojedynczych, niezależnych segmentów luster płaskich. Każdy segment można przesunąć na niewielką odległość i z powrotem, aby dostosować średnią wartość czoła fali.

Sekcjowe zwierciadła adaptacyjne z translacyjnym ruchem sekcji (ryc. 5, a) umożliwiają jedynie zmianę tymczasowych zależności fazowych pomiędzy sygnałami z poszczególnych sekcji (długość ścieżki optycznej), a zwierciadła z ruchem i nachyleniem sekcji (ryc. 5) , b) dopuszczają także fazę przestrzenną.

Ryż. 5. Dzielone lusterka adaptacyjne: a) z translacyjnym ruchem sekcji, b) z ruchem i pochyleniem sekcji

Istotnymi wadami zwierciadeł dzielonych jest konieczność kontrolowania położenia oddzielnej sekcji i stanu jej powierzchni, a także złożoność wdrożenia systemu stabilizacji termicznej takich zwierciadeł.

1) Liczba siłowników - 100 – 1500.

2) Szczeliny pomiędzy siłownikami wynoszą 2-10 mm.

3) Kształt elektrod jest prostokątny lub sześciokątny.

5) Amplituda ruchu wynosi kilka mikronów.

6) Częstotliwość rezonansowa - kilka kiloherców.

7) Koszt - wysoki.

Lustra typu Solid Surface

Lustra z dyskretnymi napędami (ryc. 6.) utworzone są na przedniej powierzchni cienkiej odkształcalnej membrany. Kształtem płyty steruje się za pomocą szeregu oddzielnych siłowników przymocowanych do jej tylnej ściany. Kształt lustra zależy od kombinacji sił działających na panel przedni, warunków brzegowych (sposób mocowania płyty do lustra) oraz geometrii i materiału płyty.

Lustra te umożliwiają płynną regulację czoła fali z bardzo dużą liczbą (nawet kilku tysięcy) stopni swobody.

Ryż. 6. Schemat lustra z dyskretnymi dyskami.

Lustra bimorficzne

Lustro bimorficzne (ryc. 7.) składa się z dwóch płytek piezoelektrycznych, które są ze sobą połączone i spolaryzowane w przeciwnych kierunkach (równolegle do osi). Pomiędzy tymi płytkami znajduje się szereg elektrod. Powierzchnia przednia i tylna są uziemione. Przednia strona lustra służy jako powierzchnia odblaskowa.

Ryc.7. Schemat lustra bimorficznego.

W momencie przyłożenia napięcia do elektrody jedna z płytek zostaje ściśnięta, a przeciwległa rozciągnięta, co prowadzi do miejscowego zakrzywienia. Lokalna krzywizna zwierciadła jest proporcjonalna do przyłożonego napięcia, dlatego te odkształcalne zwierciadła nazywane są również zwierciadłami krzywiznowymi.

Typowe parametry segmentowych zwierciadeł odkształcalnych:

1) Liczba siłowników – 18 - 35

2) Szczeliny pomiędzy siłownikami wynoszą 30-200 mm.

3) Kształt elektrod jest promieniowy.

5) Częstotliwość rezonansowa – powyżej 500 Hz.

6) Koszt - umiarkowany.

Lustra membranowe.

Odkształcenie membrany tych luster następuje w wyniku działania pola magnetycznego. Zestaw magnesów jest przymocowany do membrany bezpośrednio naprzeciw elektromagnesów. Kiedy prąd przepływa przez solenoidy, powstają siły Laplace'a, które odkształcają membranę.

MOEMS (technologia krzemowa)

MOEMS (rys. 8.) - układy mikrooptoelektromechaniczne. Takie lustra adaptacyjne wykonuje się za pomocą mikrolitografii, podobnie jak chipy elektroniczne, ugięcie małych elementów lusterka odbywa się za pomocą sił elektrostatycznych. Wadą MOEMS są niewystarczające ruchy i mały rozmiar elementów lustrzanych.

Ryc.8. Zasada działania lustra MOEMS

Inną metodą kontrolowania fazy światła jest zastosowanie ciekłych kryształów, jak w monitorach, które mają aż milion sterowanych elementów. Do niedawna ciekłe kryształy były bardzo powolne, ale obecnie to ograniczenie zostało przezwyciężone. Chociaż przesunięcie fazowe wprowadzone przez ciekłe kryształy pozostaje bardzo małe, a ponadto nie powinniśmy zapominać, że zależy to od długości fali.

Wniosek

Po przestudiowaniu w toku tej pracy struktury i charakterystyki elementów adaptacyjnych układów optycznych możemy stwierdzić, że rozwój nowych typów podzespołów AOS nie stoi w miejscu. Nowe osiągnięcia w dziedzinie fotoniki i materiałów optycznych umożliwiają tworzenie bardziej zaawansowanych komponentów systemów adaptacyjnych o lepszych parametrach niż ich poprzednicy.

Bibliografia:

Wirth A., Gonsirovsky T. Optyka adaptacyjna: dopasowanie turbulencji atmosferycznych // Fotnika, 2007, nr 6, s. 10 – 15.

Berchenko E.A., Kalinin Yu.A., Kiselev V.Yu., Polynkin M.A. Czujniki Wavefront // Systemy i technologie laserowo-optyczne, 2009, s. 64–69.

A.G. Aleksandrow, V.E. Zavalova, A.V. Kudryashov, A.L. Rukosuev, P.N. Romanow, V.V. Samarkin, Yu.V. Sheldakova, „Shack – czujnik czoła fali Hartmanna do pomiaru parametrów impulsowych laserów na ciele stałym dużej mocy”, ELEKTRONY KWANTOWE, 2010, 40 (4), 321–326.

Alikhanov A.N., Berchenko E.A., Kiselev V.Yu., Kuleshov V.N., Kurchanov M.S., Narusbek E.A., Otsechkin A.G., Prilepsky B.V., Son V.G., Filatov A.S., Odkształcalne lustra do systemów laserowych mocy i informacji //Laserowo-optyczne systemy i technologie, FSUE „NPO ASTROPHYSICS”, M., 2009, s. 54–58

Woroncow M.A., Szmalgauzen V.I., Zasady optyki adaptacyjnej, //Moskwa, Nauka, (1985), s. 336.

Vorontsov M.A., Koryabin A.V., Shmalgauzen V.I., Kontrolowane systemy optyczne. //Moskwa, Nauka, (1988), s. 275.

Krasheninnikov V. R. Estymacja parametrów transformacji geometrycznej obrazów metodą punktu stałego / V. R. Krasheninnikov, M. A. Potapov // Rozpoznawanie wzorców i analiza obrazu. – 2012. – Cz. 22, nr 2. – s. 303 –317.

Dodatkowe źródła informacji:

Portal Laserowy: 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

Rozproszenie gwiazd, jakby mrugając do obserwatora, wygląda bardzo romantycznie. Ale u astronomów to piękne migotanie wcale nie budzi podziwu, a wręcz przeciwne uczucia. Na szczęście istnieje sposób, aby zaradzić tej sytuacji.

Aleksiej Lewin

Eksperyment, który tchnął nowe życie w naukę o kosmosie, nie został przeprowadzony w słynnym obserwatorium ani na gigantycznym teleskopie. Eksperci dowiedzieli się o tym z artykułu Successful Tests of Adaptive Optics opublikowanego w czasopiśmie astronomicznym The Messenger w 1989 roku. Zaprezentowano tam wyniki testów układu elektrooptycznego Come-On, przeznaczonego do korekcji atmosferycznych zniekształceń światła pochodzącego ze źródeł kosmicznych. Prowadzono je w dniach 12-23 października na 152-cm reflektorze francuskiego obserwatorium OHP (Observatoire de Haute-Province). System działał na tyle dobrze, że autorzy rozpoczęli artykuł od stwierdzenia, że „wieloletnie marzenie astronomów pracujących z teleskopami naziemnymi wreszcie się spełniło dzięki stworzeniu nowej technologii obserwacji optycznych – optyki adaptacyjnej”.

Kilka lat później w dużych instrumentach zaczęto instalować systemy optyki adaptacyjnej (AO). W 1993 roku wyposażono je w 360-centymetrowy teleskop Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO) w Chile, nieco później w ten sam instrument na Hawajach, a następnie w 8-10-metrowe teleskopy. Dzięki AO instrumenty naziemne mogą obserwować oprawy w świetle widzialnym z rozdzielczością dorównującą jedynie Kosmicznemu Teleskopowi Hubble'a, a w promieniach podczerwonych z jeszcze większą rozdzielczością. Na przykład w bardzo przydatnym astronomicznym obszarze długości fali bliskiej podczerwieni wynoszącej 1 μm Hubble zapewnia rozdzielczość 110 łuków, a 8-metrowe teleskopy ESO zapewniają do 30 ms.

Tak naprawdę, kiedy francuscy astronomowie testowali swój system AO, podobne urządzenia istniały już w Stanach Zjednoczonych. Nie zostały one jednak stworzone na potrzeby astronomii. Klientem tych rozwiązań był Pentagon.

Czujnik Schecka-Hartmanna działa w ten sposób: po opuszczeniu układu optycznego teleskopu światło przechodzi przez szereg małych soczewek, które kierują je do matrycy CCD. Gdyby promieniowanie kosmicznego źródła lub sztucznej gwiazdy rozchodziło się w próżni lub w idealnie spokojnej atmosferze, wówczas wszystkie minisoczewki skupiałyby je ściśle w środku przydzielonych im pikseli. Na skutek turbulencji atmosferycznych punkty zbieżności promieni „przechodzą” po powierzchni matrycy, co pozwala na rekonstrukcję samych zaburzeń.

Kiedy powietrze stanowi problem

Jeśli zaobserwujesz przez teleskop dwie gwiazdy znajdujące się bardzo blisko siebie na niebie, ich obrazy połączą się w jeden świecący punkt. Minimalna odległość kątowa pomiędzy takimi gwiazdami, ze względu na falowy charakter światła (granica dyfrakcji), jest rozdzielczością urządzenia i jest wprost proporcjonalna do długości fali światła i odwrotnie proporcjonalna do średnicy (apertury) teleskopu. Zatem dla reflektora trzymetrowego podczas obserwacji w świetle zielonym granica ta wynosi około 40 ms kątowego, a dla reflektora 10-metrowego nieco ponad 10 ms (pod tym kątem mała moneta widoczna jest z odległości 2000 km).

Jednak szacunki te są ważne tylko dla obserwacji w próżni. W atmosferze ziemskiej stale pojawiają się obszary lokalnych turbulencji, które kilkaset razy na sekundę zmieniają gęstość i temperaturę powietrza, a w konsekwencji jego współczynnik załamania światła. Dlatego w atmosferze przód fali świetlnej pochodzącej ze źródła kosmicznego nieuchronnie się rozprzestrzenia. W rezultacie rzeczywista rozdzielczość konwencjonalnych teleskopów wynosi co najwyżej 0,5–1 sekundy łukowej i jest znacznie niższa od granicy dyfrakcji.

Wcześniej rozmiar skorygowanych stref nieba był ograniczony do komórek o boku 15 łuków. W marcu 2007 roku po raz pierwszy przetestowano wielosprzężoną optykę adaptacyjną (MCAO) na jednym z teleskopów ESO. Sonduje turbulencje na różnych wysokościach, co umożliwiło zwiększenie rozmiaru skorygowanego pola widzenia do dwóch lub więcej minut kątowych. „Możliwości AO znacznie się rozszerzyły w tym stuleciu” – mówi PM Claire Max, profesor astronomii i astrofizyki oraz dyrektor Centrum Optyki Adaptacyjnej na Uniwersytecie Kalifornijskim w Santa Cruz. — Duże teleskopy posiadają układy z dwoma i trzema odkształcalnymi zwierciadłami, do których zalicza się MCAO. Pojawiły się nowe czujniki czoła fali i potężniejsze programy komputerowe. Stworzono lustra z siłownikami mikroelektromechanicznymi, które umożliwiają zmianę kształtu powierzchni odbijającej lepiej i szybciej niż siłowniki piezoelektryczne. W ostatnich latach opracowano i przetestowano eksperymentalne wieloobiektowe układy optyki adaptacyjnej (MOAO), za pomocą których można jednocześnie śledzić do dziesięciu lub więcej źródeł w polu widzenia o średnicy 5-10 minut kątowych. Zostaną zainstalowane w teleskopach nowej generacji, które rozpoczną pracę w następnej dekadzie.”

Gwiazdy Przewodnie

Wyobraźmy sobie urządzenie, które analizuje fale świetlne przechodzące przez teleskop setki razy na sekundę, aby zidentyfikować ślady turbulencji atmosferycznych i na podstawie tych danych zmienia kształt odkształcalnego zwierciadła umieszczonego w ognisku teleskopu, aby zneutralizować zakłócenia atmosferyczne i, najlepiej, sprawić, że obraz obiektu będzie „próżniowy”. W tym przypadku rozdzielczość teleskopu ograniczona jest wyłącznie granicą dyfrakcyjną.

Jest jednak jedna subtelność. Zwykle światło odległych gwiazd i galaktyk jest zbyt słabe, aby można było wiarygodnie rekonstruować czoło fali. Inna sprawa, czy w pobliżu obserwowanego obiektu znajduje się jasne źródło, z którego promienie wędrują do teleskopu niemal tą samą drogą – można za ich pomocą odczytać zakłócenia atmosferyczne. Właśnie ten schemat (w nieco zredukowanej formie) przetestowali francuscy astronomowie w 1989 roku. Wybrali kilka jasnych gwiazd (Deneb, Capella i inne) i stosując optykę adaptacyjną, naprawdę poprawili jakość swoich zdjęć obserwowanych w świetle podczerwonym. Wkrótce takie systemy, wykorzystujące gwiazdy przewodnie na ziemskim niebie, zaczęto wykorzystywać na dużych teleskopach do rzeczywistych obserwacji.

Ale na ziemskim niebie jest niewiele jasnych gwiazd, więc ta technika nadaje się do obserwacji tylko 10% sfery niebieskiej. Jeśli jednak natura nie stworzyła odpowiedniej gwiazdy w odpowiednim miejscu, można stworzyć sztuczną gwiazdę – za pomocą lasera wywołać na dużej wysokości poświatę w atmosferze, która stanie się referencyjnym źródłem światła dla układu kompensacyjnego.

Metodę tę zaproponowali w 1985 roku francuscy astronomowie Renaud Foix i Antoine Labeyrie. Mniej więcej w tym samym czasie ich amerykańscy koledzy Edward Kibblewhite i Laird Thomson doszli do podobnych wniosków. W połowie lat 90. emitery laserowe w połączeniu ze sprzętem JSC pojawiły się na średniej wielkości teleskopach w Obserwatorium Lick w USA i Obserwatorium Calar Alto w Hiszpanii. Jednak znalezienie zastosowania tej techniki w teleskopach o średnicy 8–10 metrów zajęło około dziesięciu lat.

Elementem wykonawczym układu optyki adaptacyjnej jest odkształcalne zwierciadło, które jest wyginane za pomocą piezoelektrycznych lub elektromechanicznych siłowników (siłowników) zgodnie z poleceniami układu sterującego, który odbiera i analizuje dane o zniekształceniach z czujników czoła fali.

Zainteresowanie wojskowe

Historia optyki adaptacyjnej ma nie tylko stronę oczywistą, ale i tajemną. W styczniu 1958 roku w Pentagonie powołano nową strukturę, Agencję Zaawansowanych Projektów Badawczych ARPA (obecnie DARPA), odpowiedzialną za rozwój technologii dla broni nowej generacji. Dział ten odegrał podstawową rolę w tworzeniu optyki adaptacyjnej: do obserwacji radzieckich pojazdów orbitalnych potrzebne były teleskopy o najwyższej możliwej rozdzielczości niewrażliwe na zakłócenia atmosferyczne, a w przyszłości rozważano zadanie stworzenia broni laserowej do niszczenia rakiet balistycznych.

W połowie lat 60. XX w. pod kontrolą ARPA uruchomiono program badania zaburzeń atmosferycznych i interakcji promieniowania laserowego z powietrzem. Dokonano tego w ośrodku badawczym RADC (Rome Air Development Centre) zlokalizowanym w bazie sił powietrznych Griffis w stanie Nowy Jork. Jako źródło światła referencyjnego wykorzystano potężne reflektory zamontowane na bombowcach przelatujących nad poligonem. Efekt był tak imponujący, że przestraszeni mieszkańcy czasami kontaktowali się z policją!

Wiosną 1973 roku ARPA i RADC zleciły prywatnej korporacji Itec Optical Systems udział w opracowaniu urządzeń kompensujących rozpraszanie światła pod wpływem zaburzeń atmosferycznych w ramach programu RTAC (Real-Time Atmospheric Compensation). Pracownicy Iteca stworzyli wszystkie trzy główne komponenty AO – interferometr do analizy zakłóceń frontów świetlnych, odkształcalne zwierciadło do ich korygowania oraz system sterowania. Ich pierwsze lustro o średnicy dwóch cali zostało wykonane ze szkła pokrytego odblaskową warstwą aluminium. W płytę nośną wbudowane zostały siłowniki piezoelektryczne (21 sztuk), które pod wpływem impulsów elektrycznych mogą kurczyć się i wydłużać o 10 mikronów. Już pierwsze badania laboratoryjne przeprowadzone w tym samym roku wykazały sukces. Latem następnego roku nowa seria testów wykazała, że sprzęt eksperymentalny może korygować wiązkę lasera na odległości kilkuset metrów.

Te czysto naukowe eksperymenty nie zostały jeszcze sklasyfikowane. Jednak w 1975 r. Zatwierdzono zamknięty program CIS (Compensating Imaging System) w celu rozwoju JSC w interesie Pentagonu. Zgodnie z nią stworzono bardziej zaawansowane czujniki czoła fali i odkształcalne zwierciadła z setkami siłowników. Sprzęt ten został zainstalowany na 1,6-metrowym teleskopie znajdującym się na szczycie góry Haleakala na hawajskiej wyspie Maui. W czerwcu 1982 r. za jego pomocą po raz pierwszy udało się uzyskać zdjęcia sztucznego satelity Ziemi o akceptowalnej jakości.

Z celownikiem laserowym

Choć eksperymenty na Maui trwały jeszcze kilka lat, ośrodek rozwoju przeniósł się do specjalnego obszaru Bazy Sił Powietrznych Kirtland w Nowym Meksyku, do tajnego zasięgu optycznego Sandia (SOR), gdzie od dawna pracowali nad bronią laserową. W 1983 roku grupa kierowana przez Roberta Fugate'a rozpoczęła eksperymenty, w ramach których miały badać skanowanie laserowe niejednorodności atmosfery. Pomysł ten wysunął amerykański fizyk Julius Feinleib w 1981 roku, a teraz należało go sprawdzić w praktyce. Feinleib zaproponował zastosowanie elastycznego (Rayleigha) rozpraszania kwantów światła na niejednorodności atmosferyczne w układach AO. Część rozproszonych fotonów wraca do punktu, z którego wyszła, a w odpowiedniej części nieba pojawia się charakterystyczna poświata niemal punktowego źródła - sztucznej gwiazdy. Fugate i jego współpracownicy zarejestrowali zniekształcenia czoła fali odbitego promieniowania w drodze do Ziemi i porównali je z podobnymi zakłóceniami w świetle gwiazd pochodzącym z tej samej części nieba. Zakłócenia okazały się niemal identyczne, co potwierdziło możliwość wykorzystania laserów do rozwiązywania problemów AO.

Pomiary te nie wymagały skomplikowanej optyki – wystarczyły proste systemy zwierciadeł. Jednak dla bardziej wiarygodnych wyników trzeba było je powtórzyć na dobrym teleskopie, który został zainstalowany w SOR w 1987 roku. Fugate i jego asystenci przeprowadzili na nim eksperymenty, podczas których narodziła się optyka adaptacyjna z gwiazdami stworzonymi przez człowieka. W lutym 1992 roku uzyskano pierwszy znacznie poprawiony obraz ciała niebieskiego Betelgezy (najjaśniejszego źródła światła w konstelacji Oriona). Wkrótce możliwości metody wykazano na fotografiach szeregu innych gwiazd, pierścieni Saturna i innych obiektów.

Zespół Fugate'a oświetlił sztuczne gwiazdy potężnymi laserami na oparach miedzi, które generowały 5000 impulsów na sekundę. Tak duża częstotliwość błysków umożliwia skanowanie nawet najkrótszych turbulencji. Interferometryczne czujniki czoła fali zastąpiono bardziej zaawansowanym czujnikiem Schecka-Hartmanna, wynalezionym na początku lat 70. XX wieku (swoją drogą, także na zamówienie Pentagonu). Lustro wyposażone w 241 siłowników, dostarczone przez firmę Itec, mogło zmieniać kształt 1664 razy na sekundę.

Podnieś go wyżej

Rozpraszanie Rayleigha jest dość słabe, dlatego ulega wzbudzeniu w zakresie wysokości 10–20 km. Promienie sztucznej gwiazdy odniesienia rozchodzą się, podczas gdy promienie ze znacznie bardziej odległego źródła kosmicznego są ściśle równoległe. Dlatego w warstwie turbulentnej ich czoła fal nie są w miarę równomiernie zniekształcone, co wpływa na jakość korygowanego obrazu. Lepiej jest oświetlać gwiazdy na większej wysokości, ale mechanizm Rayleigha nie jest tu odpowiedni.

Wiosną 1991 roku Pentagon podjął decyzję o odtajnieniu większości prac nad optyką adaptacyjną. Odtajnione wyniki z lat 80. stały się własnością astronomów.

Problem ten został rozwiązany w 1982 roku przez profesora Uniwersytetu Princeton Willa Harpera. Zaproponował wykorzystanie faktu, że w mezosferze na wysokości około 90 km znajduje się tam wiele atomów sodu nagromadzonych w wyniku spalania mikrometeorytów. Harper zaproponował wzbudzenie rezonansowego blasku tych atomów za pomocą impulsów laserowych. Intensywność takiego blasku przy równej mocy lasera jest o cztery rzędy wielkości większa niż intensywność światła podczas rozpraszania Rayleigha. To była tylko teoria. Jego praktyczne wdrożenie stało się możliwe dzięki staraniom pracowników Lincoln Laboratory, zlokalizowanego w Bazie Sił Powietrznych Hanscom w Massachusetts. Latem 1988 roku otrzymali pierwsze zdjęcia gwiazd wykonane za pomocą latarni mezosferycznych. Jakość zdjęć nie była jednak wysoka, a wdrożenie metody Harpera wymagało wielu lat szlifowania.

W 2013 roku pomyślnie przetestowano unikalne urządzenie Gemini Planet Imager do fotografowania i spektrografii egzoplanet, przeznaczone dla ośmiometrowych teleskopów Gemini. Pozwala za pomocą AO obserwować planety, których pozorna jasność jest miliony razy mniejsza niż jasność gwiazd, wokół których krążą.

Wiosną 1991 roku Pentagon podjął decyzję o odtajnieniu większości prac nad optyką adaptacyjną. Pierwsze doniesienia na ten temat pojawiły się w maju na konferencji Amerykańskiego Stowarzyszenia Astronomicznego w Seattle. Wkrótce pojawiły się publikacje w czasopismach. Chociaż wojsko amerykańskie kontynuowało prace nad optyką adaptacyjną, astronomom udostępniono odtajnione wyniki z lat 80. XX wieku.

Wielki Niwelator

„AO po raz pierwszy umożliwiło teleskopom naziemnym uzyskanie danych na temat struktury bardzo odległych galaktyk” – mówi profesor astronomii i astrofizyki Claire Max z Uniwersytetu w Santa Cruz. — Przed nadejściem ery AO można je było obserwować w zakresie optycznym jedynie z kosmosu. Wszystkie naziemne obserwacje ruchu gwiazd w pobliżu supermasywnej czarnej dziury w centrum Galaktyki są również prowadzone za pomocą AO.

JSC również wniosła duży wkład w badania Układu Słonecznego. Z jego pomocą uzyskano obszerne informacje na temat pasa asteroid – w szczególności na temat układów podwójnych planetoid. JSC wzbogaciła wiedzę o atmosferach planet Układu Słonecznego i ich satelitów. Dzięki niemu już od piętnastu lat prowadzone są obserwacje gazowej powłoki Tytana, największego satelity Saturna, umożliwiając śledzenie dobowych i sezonowych zmian w jego atmosferze. Zatem zgromadzono już ogromną ilość danych na temat warunków pogodowych na planetach zewnętrznych i ich satelitach.

W pewnym sensie optyka adaptacyjna zrównała możliwości astronomii ziemskiej i kosmicznej. Dzięki tej technologii największe teleskopy stacjonarne ze swoimi gigantycznymi zwierciadłami zapewniają znacznie lepszą rozdzielczość niż Hubble czy dopiero wystrzelony Teleskop IR Jamesa Webba. Ponadto przyrządy pomiarowe do obserwatoriów naziemnych nie podlegają ścisłym ograniczeniom dotyczącym masy i rozmiaru, które mają zastosowanie przy projektowaniu sprzętu kosmicznego. Nie będzie więc przesadą stwierdzenie” – podsumował profesor Max – „że optyka adaptacyjna radykalnie przekształciła wiele dziedzin współczesnej nauki o Wszechświecie”.

OPTYKA ADAPTACYJNA, dział optyki zajmujący się rozwojem metod i środków kontroli kształtu czoła fali (WF) w celu eliminacji zniekształceń (aberracji) powstających podczas propagacji wiązki światła w ośrodku optycznie niejednorodnym (np. , burzliwa atmosfera) lub z powodu niedoskonałości elementów układu optycznego.

Celem korekcji adaptacyjnej jest zwiększenie rozdzielczości przyrządów optycznych, zwiększenie stężenia promieniowania w odbiorniku, osiągnięcie najostrzejszego skupienia wiązki światła na celu lub uzyskanie zadanego rozkładu natężenia promieniowania. O możliwości zastosowania metod aktywnych w optyce zaczęto mówić od początku lat 50. XX wieku w związku z problemem zwiększania rozdzielczości teleskopów naziemnych, jednak intensywny rozwój optyki adaptacyjnej rozpoczął się po stworzeniu wystarczająco skutecznych korektorów (zwierciadeł kontrolowanych) i mierniki WF (czujniki). Najprostszy system adaptacyjny zawiera jedno płaskie lustro, którego nachylenie można zmieniać, co eliminuje „drganie” obrazu podczas obserwacji w turbulentnej atmosferze. Bardziej złożone systemy wykorzystują korektory o dużej liczbie stopni swobody w celu kompensacji aberracji wyższego rzędu. Typowy schemat organizacji sterowania w systemie adaptacyjnym (rysunek) opiera się na zasadzie sprzężenia zwrotnego. Za korektorem część strumienia świetlnego rozgałęzia się i trafia do czujnika WF, gdzie mierzone są aberracje szczątkowe. Informacje te służą do generowania sygnałów w jednostce sterującej, które wpływają na korektor i redukują aberracje szczątkowe. Stają się minimalne, a jakość obrazu poprawia się.

Istnieją systemy, które nie wymagają stosowania czujników VF. W tym przypadku minimalizacja zniekształceń odbywa się poprzez celowe wprowadzenie do WF zaburzeń testowych (metoda apertury). Następnie w jednostce sterującej analizowany jest wpływ zaburzeń testowych na jakość pracy systemu, po czym generowane są sygnały sterujące optymalizujące FW. Systemy wykrywania przysłony wymagają dużo czasu na ustawienie korektora, ponieważ proces ten powtarza się kilka razy, aby zauważalnie zmniejszyć zniekształcenia.

Skuteczność adaptacyjnego układu optycznego w dużej mierze zależy od doskonałości zastosowanego korektora. Początkowo stosowano głównie lustra kompozytowe (segmentowe), składające się z kilku segmentów, które można było przesuwać względem siebie za pomocą siłowników piezoelektrycznych lub w inny sposób. Następnie powszechne stały się elastyczne („membranowe”) lustra o stale odkształcalnej powierzchni. Na początku XXI wieku technika korekcji VF znacznie się poprawiła. Oprócz sterowanych zwierciadeł różnego typu stosowane są ciekłokrystaliczne modulatory fazy, które mogą pracować zarówno w celu odbicia (jak zwierciadła), jak i transmisji. Szereg projektów pozwala na ich miniaturyzację i tworzenie urządzeń zintegrowanych w jedną całość z elektroniką sterującą, co pozwala na tworzenie kompaktowych i stosunkowo niedrogich systemów adaptacyjnych. Jednak pomimo rozwoju korektorów fazy nowej generacji, tradycyjne zwierciadła elastyczne zachowują swoje znaczenie ze względu na niskie straty strumienia świetlnego i stosunkowo prostą konstrukcję. W układach laserowych stosowane są także nieliniowe metody korekcji zniekształceń optycznych bazujące na zjawisku odwrócenia czoła fali. Podejście to nazywane jest czasem nieliniową optyką adaptacyjną.

Dosł.: Woroncow M. A., Shmalgauzen V. I. Zasady optyki adaptacyjnej. M., 1985; Taranenko V. G., Shanin O. I. Optyka adaptacyjna. M., 1990; Lukin V.P., Fortes B.V. Adaptacyjne tworzenie wiązek i obrazów w atmosferze. Nowosybirsk, 1999.

V. I. Szmalgauzen.