Adaptiv optik

Adaptiv optik  er en gren af ​​optik , der studerer metoder til at eliminere uregelmæssige forvrængninger , der opstår, når lys forplanter sig i et inhomogent medium ved hjælp af kontrollerede optiske elementer. Adaptiv optiks hovedopgaver er at øge opløsningsgrænsen for observationsanordninger , koncentrationen af ​​optisk stråling på en modtager eller et mål osv.

Adaptiv optik finder anvendelse i design af jordbaserede astronomiske teleskoper , i optiske kommunikationssystemer, i industriel laserteknologi , i oftalmologi osv., hvor det gør det muligt at kompensere henholdsvis atmosfæriske forvrængninger, aberrationer af optiske systemer , herunder optiske elementer i det menneskelige øje .

Adaptivt optisk system

Strukturelt består et adaptivt optisk system normalt af en sensor, der måler forvrængning ( bølgefrontsensor ), en bølgefrontkorrektor og et kontrolsystem, der implementerer forbindelsen mellem sensoren og korrektoren.

Bølgefrontsensorer

Der er forskellige metoder, der både muliggør kvalitativ vurdering og kvantitativ måling af bølgefrontprofilen. De mest populære på nuværende tidspunkt er sensorer af interferenstypen og Shack-Hartmann-typen.

Virkningen af ​​interferenssensorer er baseret på den sammenhængende tilføjelse af to lysbølger og dannelsen af ​​et interferensmønster med en intensitet, der afhænger af den målte bølgefront. I dette tilfælde, som den anden (reference) lysbølge, kan en bølge opnået fra den undersøgte stråling ved rumlig filtrering anvendes.

Shack-Hartmann-sensoren består af en række mikrolinser og en fotodetektor placeret i deres brændplan . Hver linse er typisk 1 mm eller mindre [1] .

Sensorlinserne opdeler den undersøgte bølgefront i underåbninger (åbningen af ​​en mikrolinse), der danner et sæt brændpunkter i brændplanet. Placeringen af ​​hvert af punkterne afhænger af den lokale hældning af bølgefronten af ​​strålen, der ankom til sensorindgangen. Ved at måle de tværgående forskydninger af brændpunkterne kan man beregne de gennemsnitlige hældningsvinkler for bølgefronten inden for hver af underåbningerne. Disse værdier bruges til at beregne bølgefrontprofilen over hele sensorblænden.

Bølgefrontkorrektorer

Det adaptive (deformerbare) spejl er det mest populære værktøj til bølgefrontkontrol og korrektion af optiske aberrationer. Ideen om bølgefrontkorrektion af et sammensat spejl blev foreslået af V. P. Linnik i 1957 [2] [3] . Muligheden for at skabe et sådant system har dukket op siden midten af ​​1990'erne i forbindelse med udviklingen af ​​teknologi og med mulighed for præcis computerstyring og overvågning.

Især unimorfe (semi-passive-bimorfe) spejle er meget udbredt. Et sådant spejl består af en tynd plade lavet af et piezoelektrisk materiale, hvorpå elektroder er anbragt på en speciel måde . Pladen er fastgjort til et substrat, på hvis forside der er dannet en optisk overflade. Når en spænding påføres elektroderne, trækker den piezoelektriske plade sig sammen (eller udvider sig), hvilket får spejlets optiske overflade til at bøje. Det specielle rumlige arrangement af elektroderne gør det muligt at danne komplekse overfladerelieffer.

Det adaptive spejls formkontrolhastighed gør det muligt at bruge det til at kompensere for dynamiske aberrationer i realtid .

I astronomiske applikationer har adaptive optiske systemer brug for en referencekilde, der ville tjene som en lysstyrkestandard for at korrigere forvrængninger forårsaget af atmosfærisk turbulens, og den bør placeres i en ret tæt vinkelafstand fra det område af himlen, der undersøges. I nogle systemer bruges en "kunstig stjerne" som en sådan kilde, skabt ved excitation af natriumatomer i en højde på omkring 90-100 km over jordens overflade af en jordbaseret laser [3] .

I astronomi

I astronomi bruges adaptiv optik til at observere stjerner og galakser, hvis lys i atmosfæren kan forvrænges eller smelte sammen til en enkelt lysplet, hvis de observerede objekter er tæt nok på hinanden. Yderligere vanskeligheder for adaptive optiksystemer, der anvendes i astronomi, er skabt af lysstyrken fra fjerne stjerner og galakser, som er for lav til pålidelig bølgefrontrekonstruktion.

I starten, når man observerede svage objekter, blev bølgefronten rekonstrueret fra klare stjerner i nærheden. For første gang blev brugen af ​​denne metode kendt i 1989, da den blev testet på Observatoriet i Haute Provence , men senere viste det sig, at sådanne metoder havde været brugt af det amerikanske militær i lang tid . Snart begyndte sådanne systemer, ved hjælp af ledestjerner , at blive brugt på store teleskoper overalt . 

Der er dog få klare stjerner, der er egnede til rollen som fyrtårne ​​på himlen, så den beskrevne teknik var egnet til observationer af kun 10 % af himmelkuglen. For at løse dette problem foreslog de franske astronomer Renaud Foy og Antoine Labeyrie i 1985 [4] at skabe " kunstige stjerner ", der forårsagede gløden af ​​atomart natrium indeholdt i mesosfæren med en laser , i en højde af omkring 90-100 km, som skulle blive referencelyskilde for kompensationssystemet. For første gang, af hensyn til astronomi, blev et sådant system brugt i midten af ​​1990'erne på mellemstore teleskoper ved Lick Observatory i USA og Calar Alto Observatory i Spanien . Omkring 10 år senere begyndte denne teknik at blive brugt på 8-10 meter teleskoper. Denne teknik er også blevet testet af militæret før [5] .

Historien om hemmelige udviklinger

Ideen om at bruge adaptiv optik til at kompensere for forvrængning forårsaget af lav sigtbarhed blev først foreslået i 1953 af direktøren for Mount Wilson Observatory i Californien, Horace Babcock. Det teknologiske udviklingsniveau for udviklingen af ​​adaptive optiksystemer i 1950'erne var dog endnu ikke højt nok [6] .

Udviklingen af ​​adaptive optiksystemer blev startet under kontrol af DARPA i 1973 - derefter blev udviklingen af ​​enheder [7] der kompenserede for lysspredning på grund af lav astronomisk sigtbarhed bestilt fra det private firma Itek Optical Systems. Disse enheder skulle primært bruges til at overvåge sovjetiske satellitter, og i fremtiden var det på deres grundlag planlagt at skabe laservåben, der var egnet til at ødelægge ballistiske missiler. Itek-medarbejdere skabte hovedkomponenterne i det adaptive optiksystem. Et interferometer blev brugt som en bølgefrontsensor. Bølgefrontkorrektoren var et deformerbart spejl lavet af glas belagt med et tyndt aluminiumsspejl, som blev deformeret under påvirkning af 21 piezoelektriske aktuatorer , som hver var i stand til at trække sig sammen og forlænges inden for 10 mikron. Et ledelsessystem blev oprettet til at styre de to første komponenter. Under testene blev observationssystemerne ikke udført for astronomiske objekter, men for en fokuseret laserstråle. Som et resultat af observationen blev der opnået et stabilt billede af Airy disken , hvilket indikerede, at systemet fungerede [8] .

Resultaterne af virksomhedens yderligere forsøg på dette område blev klassificeret. I 1975 blev et lukket program for udvikling af adaptive optiksystemer CIS ( Compensating Imaging System ) [9] godkendt af hensyn til det amerikanske forsvarsministerium .  Det involverede skabelsen af ​​mere avancerede bølgefrontsensorer og deformerbare spejle med flere aktuatorer. Et 1,6 meter teleskop placeret på toppen af ​​Mount Haleakala på den hawaiiske ø Maui blev brugt til at udføre dette program . Ved hjælp af dette teleskop, suppleret med et adaptivt optiksystem, blev der i juni 1982 opnået de første tilstrækkeligt højkvalitetsfotografier af en kunstig jordsatellit: teleskopets opløsning ved hjælp af CIS blev øget 12 gange. I stedet for stjernelys brugte CIS sollys reflekteret fra satellitten som referencekilde [10] .

Ideen om at bruge lasere til at antænde og kalibrere kunstige stjerner blev også foreslået af forskere, der arbejder under militæret. Denne videnskabsmand - Julius Feinleib - foreslog i 1981 brugen af ​​Rayleigh -lysspredning i adaptive optiksystemer. I modsætning til SPAC-metoden ( Shearing Point Ahead Compensation ), der allerede eksisterede på det tidspunkt ,  hvor de forvrængninger, som atmosfæren introducerede, blev estimeret ud fra laserlyset, der reflekteres fra atmosfæren, i den nye metode, kaldet APAC ( Astral Point Ahead Compensation ) , blev karakterbølgefrontforvrængningen bestemt af fotoner, som et resultat af Rayleigh-spredning, der vendte tilbage til det punkt, hvorfra de blev udsendt [11] . I 1983 bekræftede en gruppe af den amerikanske fysiker Robert Fugate eksperimentelt, at denne glød med hensyn til dens egenskaber er tæt på en punktkildes [5] .  

For at konsolidere resultaterne af tidligere undersøgelser var det nødvendigt at gentage dem på et teleskop med en større diameter. Et sådant teleskop blev installeret på et militært teststed i 1987, og i februar 1992 havde Fugates hold opnået betydelige resultater. Kraftige kobberdamplasere, der var i stand til at generere 5000 pulser i sekundet, blev brugt som referencestrålingskilde, hvilket gjorde det muligt at tage højde for forvrængninger fra selv de korteste turbulenser. En mere avanceret Shack-Hartmann-sensor, opfundet i begyndelsen af ​​1970'erne, blev også brugt, og teleskopspejlet havde 241 aktuatorer og kunne ændre form 1664 gange i sekundet [5] .

Brugen af ​​Rayleigh-spredning til at skabe referencekilder til stråling havde sine begrænsninger på grund af det faktum, at den på grund af spredningens svaghed blev exciteret i en relativt lav højde - fra 10 til 20 kilometer. Stråler fra en kilde i denne højde var stadig mærkbart divergerende, hvilket gjorde sammenfaldet af bølgefronter fra fjerne kilder med fronter fra referencekilden ikke ideelt. Dette havde ikke den bedste effekt på kvaliteten af ​​korrektionen [12] .

I 1982 foreslog Princeton University professor Will Harper en ny måde at skabe referencestrålingskilder baseret på natrium i mesosfæren. Denne metode bruges stadig i adaptiv optik. Overgangen til denne metode med samme lasereffekt gjorde det muligt at øge intensiteten af ​​den resulterende glød med fire størrelsesordener. På grund af den høje højde af glødskilden blev forvrængningerne forårsaget af divergensen af ​​stråler fra referencekilden reduceret [13] . I sommeren 1988 modtog ansatte i Lincoln Laboratory, der ligger på Hanscom Air Force Base i Massachusetts , de første billeder af stjerner lavet ved hjælp af denne metode, selvom de ikke var af særlig høj kvalitet.

I foråret 1991 afklassificerede det amerikanske forsvarsministerium det meste af arbejdet med adaptiv optik, og allerede i maj blev de første rapporter om denne metode offentliggjort på en konference i American Astronomical Association i Seattle . Tidsskriftspublikationer fulgte snart [5] .

Nye varianter

I adaptive optiksystemer bygget i henhold til det klassiske skema var størrelsen af ​​den kontrollerede zone på himlen som regel begrænset af en firkant med en side på 15 buesekunder . I marts 2007 blev et multi-koblet adaptivt optiksystem testet på et af ESO -teleskoperne. Dette system lavede korrektioner baseret på data om turbulens i forskellige højder, hvilket gjorde det muligt at øge størrelsen af ​​det korrigerede synsfelt til to eller flere bueminutter [14] .

I 2010'erne blev eksperimentelle systemer med multiobjektiv adaptiv optik udviklet og testet. Disse systemer gør det muligt at spore op til ti eller flere kilder samtidigt i et synsfelt med en diameter på 5-10 bueminutter. De er planlagt til at blive installeret på den nye generation af teleskoper, som skulle begynde at virke i 2020'erne. [5]

Se også

Noter

  1. ↑ 3. Wavefront Sensors Arkiveret 9. december 2017 på Wayback Machine / Cerro Tololo Observatory Adaptive Optics Tutorial Arkiveret 9. december 2017 på Wayback Machine . A.V. Tokovinin (Oversat af D.Yu. Tsvetkov, videnskabelig redigering af S.A. Potanin)
  2. ↑ Linnik V.P. Om den grundlæggende mulighed for at reducere atmosfærens indflydelse på billedet af en stjerne // Optik og spektroskopi: Journal. - T. 3 , nej. 4 . - S. 401-402 .
  3. ↑ 1 2 Bolbasova L. Adaptiv optik på vej til at løse astronomiens mysterier  // Videnskab og liv . - 2012. - Nr. 1 . - S. 70-72 .
  4. ↑ A. Wirth, T. Gonsirovsky. ADAPTIV OPTIK: ATMOSFÆRISK TURBULENS MATCHING  // FOTONIK: tidsskrift. - 2007. - Juni ( nr. 6 ). - S. 10-15 . — ISSN 1993-7296 .
  5. ↑ 1 2 3 4 5 Alexey Levin. Adaptiv optik: hvordan ser man stjernerne på himlen? . Populær mekanik (1. juni 2016). Hentet 1. december 2017. Arkiveret fra originalen 1. december 2017.
  6. ↑ Duffner, 2009 , Forord, s. x.
  7. ↑ LITTON INDUSTRIES INC. LEXINGTON MA ITEK OPTISKE SYSTEMER. Active Optics: A New Technology for the Control of Light   // www.dtic.mil . - 1977. - Juni.
  8. ↑ Duffner, 2009 , s. 46.
  9. ↑ Duffner, 2009 , s. 49.
  10. ↑ Duffner, 2009 , s. 57.
  11. ↑ Duffner, 2009 , s. 75.
  12. ↑ Duffner, 2009 , s. 80.
  13. ↑ Duffner, 2009 , s. 84.
  14. ↑ Ny adaptiv optikteknik demonstreret. Første nogensinde Multi-Conjugate Adaptive Optics på VLT Achieves First Light  (engelsk) , ESO (30. marts 2007). Arkiveret fra originalen den 5. december 2017. Hentet 5. december 2017.

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger
 Udsnit af optik
Relaterede anvisninger