Адаптивная оптика

Алгоритм работы адаптивной оптики.

Адапти́вная о́птика — автоматизированная оптико-механическая система, применяемая в современных телескопах для сглаживания возникающих искажений, коррекция изображения происходит в режиме реального времени.

Атмосферные флуктуации существенно ограничивают возможности наземных наблюдений, и применение адаптивных элементов позволяет ослабить возникающие искажения. Посредством адаптивных фазовых корректоров, вносящих в оптическую систему контролируемые фазовые искажения, можно устранять не только атмосферные аберрации, но и искажения любого другого происхождения, например погрешности, допущенные при изготовлении оптики или тепловые деформации зеркала.

История

В начале XX века стремительно увеличивался диаметр зеркал телескопов-рефлекторов, однако преследуемая цель — улучшение разрешающей способности - не достигалась. По мере роста апертуры телескопа было замечено, что искажения, вносимые атмосферой, всё в большей мере снижают качество изображения, оттого высокая потенциальная разрешающая способность большого телескопа практически никогда не реализовалась.

В 1957 году советский физик Владимир Линник в научной работе «О принципиальной возможности уменьшения влияния атмосферы на изображение звезды» впервые поднял вопрос о возможности компенсации атмосферных искажений при астрономических наблюдениях.

В 1958 году американский астроном Хорес Бэбкок предложил использовать для этой цели управляемые оптические элементы с обратной связью. Но на практике реализация этих идей оказалась неосуществимой в силу недостаточного развития техники коррекции волнового фронта. Экспериментальные оптические системы, способные устранять атмосферные искажения, были созданы лишь в начале 1970-х годов.

В 1980 году А. Баффингтон, Ф. Крофорд, и др. в статье «Коррекция атмосферных искажений с помощью адаптивного телескопа» сообщили о создании адаптивного телескопа с сегментированным зеркалом, состоящим из шести субапертур. По результатам наблюдения астрономических объектов, проведенного этим инструментом, был сделан вывод о компенсации ошибок и улучшении изображения в 1,3 раза. Вместе с тем выявились определенные трудности, связанные не только со сложностью создания корректоров высокого качества, пригодных для больших телескопов, но и со скоростью коррекции.

В 1985 году французские астрономы Рено Фуа и Антуан Лабейри предложили идею создания искусственной звезды с помощью лазера. Если вызвать на большой высоте свечение атмосферы, его можно сделать опорным источником света для компенсирующей системы.

Телескоп Цейсс-600.

В 1979 году в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга при Московском государственном университете (ГАИШ) были начаты работы по созданию и исследованию адаптивной системы, компенсирующей в реальном масштабе времени сдвиг изображения в фокальной плоскости телескопа. Первый вариант системы на базе телескопа Цейсс-600 был изготовлен в 1980 году. Наблюдения показали, что применённая адаптивная система эффективно улучшает разрешение телескопа практически при всех астроклиматических условиях наблюдения.

В России первый адаптивный инструмент с составным главным зеркалом (телескоп АСТ-1200), представляющий новое поколение астрономических телескопов, был. установлен в Крымской астрофизической обсерватории АН СССР в 1978 году. Телескоп создавался как прообраз одного из вариантов крупногабаритной оптической системы и позволял вести отработку устройств адаптивной оптики в натурных условиях, характерных для обсерватории. После первых испытаний телескоп был доработан и в 1983 году применён для проведения исследований небесных объектов.

В 1989 году в астрономическом журнале The Messenger вышла статья «Успешные испытания адаптивной оптики». В ней были представлены результаты испытаний электрооптической системы Come-On, предназначенной для корректировки атмосферных искажений света космических источников, проведённых с 12 по 23 октября на 152-сантиметровом рефлекторе французской Обсерватории Верхнего Прованса (Observatoire de Haute-Province).

В середине 1990-х годов лазерные излучатели в паре с аппаратурой адаптивной оптики появились на телескопах средних размеров в Ликской обсерватории в США и в обсерватории Калар Альто в Испании.

В конце ХХ века адаптивная оптика стала применяться для сглаживания негативного влияния тепловых флуктуаций в земной атмосфере на качество изображения небесных объектов.

В 1993 году системой адаптивной оптики оснастили 360-сантиметровый телескоп Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили, чуть позже — подобный инструмент на Гавайях, а затем и 8−10-метровые телескопы. В настоящий момент система адаптивной оптики успешно применяется в большинстве современных телескопах.

Применение

Адаптивная оптика применяется для решения ряда задач в системах, в которых необходимо устранять возмущения волнового фронта, вызываемые неконтролируемыми случайными воздействиями. К наиболее известным системам такого типа относятся:

• наземные телескопы для астрономических исследований, разрешающая способность которых ограничивается оптической неоднородностью земной атмосферы;
• системы формирования и фокусировки лазерного излучения;
• лазерные измерительные системы, работающие в атмосфере;
• оптические системы мощных лазеров;
• системы для микроскопии, в частности для исследования причины ухудшения микроскопического изображения.

Технология

Прототип части адаптивной системы поддержки зеркала M4 E-ELT, по размеру эквивалентный 1/14-й части конечного зеркала M4. Прототип оснащен 350 приводами и совместно расположенными датчиками. Небольшая часть тонкой зеркальной оболочки установлена в левой части прототипа (на рисунке). Справа видна опорная поверхность, а также датчики. Приводы расположены внутри отверстий опорной поверхности.

Метод адаптивной оптики заключается в исправлении формы отражающей поверхности зеркального объектива телескопа посредством расположенных внутри оптической схемы элементов (адаптивных оптических элементов). Обычно подобный элемент представляет собой небольшое деформируемое зеркало (корректор) которое, испытывая высокочастотные колебания, направляет собранный телескопом свет на приёмник и на датчик волнового фронта. Деформация зеркала осуществляется большим количеством стержней, нажимающих на его заднюю поверхность. Каждый из стержней снабжен своим механическим приводом, и способен изменять силу давления на локальный участок зеркала, а тем самым степень его деформации.

К адаптивному зеркалу предъявляется ряд требований: эффективность коррекции аберраций волнового фронта, широкий диапазон деформации поверхности.

Лазерный луч, формирующий опорную звезду на телескопе VLT.

Для задания программы изменения силы давления стержней необходимо непрерывно отслеживать информацию о текущих условиях распространения электромагнитного излучения именно из того участка небесной сферы, в котором находится исследуемый объект. Это делается путём анализа искажений изначально идеального волнового фронта, распространяющегося от практически точечного и достаточно яркого источника излучения сквозь те же слои атмосферы, что и излучение исследуемого небесного объекта. Таким опорным источником излучения может быть естественная или искусственная звезда, находящаяся в поле зрения телескопа поблизости от наблюдаемого объекта. Под искусственной звездой при этом понимают мощное лазерное облучение слоя атмосферы на высоте около 90 км. Эта точка является эталонной для обрабатывающего компьютера, что позволяет получать максимально чёткое изображение наблюдаемых телескопом звёзд.

Идея использовать искусственные лазерные опорные звезды, называемые также лазерными маяками, появилась в конце 1970-х. На практике применяются два типа опорных звёзд, с спользованием Рэлеевского рассеяния от молекул и флуоресценцию атомов натрия в мезосфере — Рэлеевские и натриевые опорные звёзды, соответственно.

В некоторых случаях адаптивное зеркало заменяется системой двух зеркал, первое из которых отрабатывает общий наклон волнового фронта, а второе — его высокочастотную составляющую. В этом случае зеркальный объектив служит только для масштабирования принимаемого излучения до размеров адаптивного зеркала, которое гораздо меньше размеров входной апертуры.

В крупных телескопах-рефлекторах чаще всего используются сегментированное зеркало. Каждый сегмент подобного зеркала прочно соединяется с силовыми приводами, по крайней мере, в трёх точках. За счёт этого становится возможным как поступательное перемещение зеркала параллельно самому себе, так и его наклоны в двух независимых направлениях. Диапазон перемещений характеризуется чувствительностью привода, который должен обеспечить большой динамический диапазон перемещения при высоком быстродействии. В адаптивной оптике выделяют электромеханический, электромагнитный, гидравлический, пьезоэлектрический и магнитострикционный приводы.

Посредством описанных выше технологий адаптивная оптика компенсирует атмосферные помехи, которые размывают приходящие от небесных объектов электромагнитное излучение. В режиме реального времени эта система сотни раз в секунду выявляет искажения проходящего через апертуру волнового фронта и компенсирует их посредством деформируемого (адаптивного) вспомогательного зеркала или жидкокристаллической матрицы.

В этом столетии возможности адаптивной оптики сильно расширились, на больших телескопах установлены системы с двумя и тремя деформируемыми зеркалами, к числу которых относится и МСАО (Много-Сопряженная Адаптивная Оптика). Появились новые сенсоры волнового фронта и более мощные компьютерные программы. Созданы зеркала с микроэлектромеханическими актуаторами, позволяющими изменять форму отражающей поверхности лучше и быстрее, чем актуаторы на пьезоэлектриках. В последние годы разработаны и опробованы экспериментальные системы мультиобъектной адаптивной оптики (МОАО), с помощью которых можно одновременно отслеживать до десяти и более источников в поле зрения диаметром 5−10 угловых минут. Их установят на телескопах нового поколения, которые приступят к работе в следующем десятилетии.Клэр Макс, директор Центра адаптивной оптики Калифорнийского университета в Санта-Крус

Много-Сопряженная Адаптивная Оптика (МСАО) — дальнейшее развитие концепции адаптивной оптики. Принцип её работы заключается в исправлении турбулентности в трёх измерениях посредством более чем одного деформируемого зеркала. Каждое зеркало оптически сопряжено с определенным расстоянием от телескопа. Преимущество МСАО — уменьшенный анизопланатизм, следовательно, увеличенное поле зрения исправленного изображения.

Формы реализации

На практике применяют одну из трёх возможных схем адаптивной оптики:

1. Схема прямого управления. В этой схеме отсутствует контур обратной связи, за счёт чего достигается высокое быстродействие системы, определяемое временем работы корректора и временем выработки управляющих сигналов. Однако, данная система не может устранить искажения системы формирующих изображение зеркал. Также вследствие того, что после прохождения корректирующих зеркал волновой фронт далее не контролируется, то приводы зеркал должны обеспечить высокую точность воспроизведения управляющих сигналов. Данные недостатки существенны для систем адаптивной оптики, оттого схема прямого управления не нашла широкого применения.
2. Cхема с обратной связью. Данная схема позволяет исправлять как внешние искажения волнового фронта, связанные с атмосферной турбулентностью, так и внутренние, такие как деформация зеркал или погрешность коррекции искажений, определяемые погрешностью работы привода. Быстродействие таких систем заметно меньше, чем у систем прямого управления, а постоянные времени управляющего устройства должны выбираться так, чтобы обеспечить устойчивость работы контура обратной связи. Однако достоинства систем с замкнутым контуром управления настолько существенны, что эти устройства получили наибольшее распространение.
3. Система формирования лазерного пучка. Схема такой системы преобразует плоский волновой фронт, излучаемый лазером, таким образом, чтобы после прохождения всего оптического пути волновой фронт на объекте приводил изображение наблюдаемой звезды к точке.

Инструменты адаптивной оптики

Для выполнения своих функций система адаптивной оптики должна содержать три основных компонента:

• измерительное устройство (детектор), которое принимает свет и вырабатывает сигнал, связанный с оптимизируемым свойством — датчик волнового фронта;
• устройство воздействия на волновой фронт, которое может быть отражающим или преломляющим — корректор;
• устройство обработки информации, воспринимающее результаты измерений и преобразующее их в сигналы для управления устройством воздействия на волновой фронт — электронная система управления, снабжённая соответствующим программным обеспечением.

Датчик волнового фронта

Схема датчика волнового фронта типа Шака-Гартмана.

Для оптимизации систем адаптивной и активной оптики требуется точная информация о волновом фронте. Датчик волнового фронта (ДВФ) является одним из элементов метрологической системы. Его задача — измерять кривизну волнового фронта и передавать результаты на обрабатывающее устройство. Существует большое разнообразие ДВФ, но наибольшее распространение получили датчики Шака−Гартмана. Датчик может работать в режиме реального времени, его работа не зависит от длины волны и он работает как с когерентными, так и некогерентными источниками. Этот датчик является ахроматическим и может быть совместим с различными разновидностями источников рентгеновского излучения.

Каждый ДВФ состоит из трёх главных компонентов:

• Оптическая часть — преобразует аберрации в изменения интенсивности света, поскольку в отличие от радиоволн, фаза световых волн не может быть непосредственно измерена вследствие самых фундаментальных физических причин, связанных с квантовой природой света. Оптическая часть определяет отклик и линейность ДВФ.
• Приёмник — преобразует интенсивность света в электрический сигнал. Этому сигналу свойственен внутренний шум вследствие фотонной природы света, но на сигнал может также накладываться шум фотоприемника. Приёмником является скоростная ПЗС-матрица или КМОП-камера.
• Реконструктор — отвечает за интерпретацию электрических сигналов и восстановление информации о фазовых аберрациях. Основные требования: высокое быстродействие (на практике чаще всего используются линейные реконструкторы).

Корректор волнового фронта

Схема работы адаптивного зеркала.

Корректор волнового фронта является ключевым элементом любой адаптивной оптической системы и определяет структуру и возможности всей системы.

Требования предъявляемые к корректору:

• эффективность воспроизведения аберраций волнового фронта;
• температурная стабильность поверхности;
• лучевая стойкость покрытия;
• широкий диапазон деформации поверхности при небольшом количестве управляющих электродов;
• простота изготовления.

Наиболее полно удовлетворяет этим требованиям биморфное зеркало, состоящее из подложки с отражающим покрытием и приклеенных к подложке пьезокерамических дисков.

Для коррекции общей кривизны поверхности служит внутренний пьезодиск со сплошными электродами. Для воспроизведения аберраций низших порядков, таких, как астигматизм, кома, сферическая аберрация и других, на поверхности второго диска установлены электроды в виде секторов. Количество необходимых электродов и их размер определяются внешними условиями, например характерным видом искажения волнового фронта и пространственным масштабом искажений.

Телескопы с адаптивной оптикой

Разработка новой системы деформируемых вторичных зеркал VLT. Проект предусматривает 1170 приводов, которые будут воздействовать на тонкую зеркальную оболочку, изменяя форму её отражающей оптической поверхности для коррекции флуктуаций света от звузд, создаваемых атмосферой Земли.

Благодаря адаптивной оптике стало возможно наблюдать астрономические объекты наземными инструментами в видимом свете с разрешающей способностью, которая раньше была доступна лишь космическим телескопам. Например, в очень полезном для астрономии участке ближней инфракрасной зоны с длиной волны 1 мкм телескоп «Хаббл» обеспечивает разрешение в 110 угловых миллисекунд, а 8-метровые телескопы ESO — до 30.

Система адаптивной оптики установлена на двойном телескопе обсерватории WM Keck, расположенном на горе Мауна-Кеа. Основные зеркала обоих телескопов имеют поперечник 10 метров и состоят из 36 шестиугольных сегментов. Они оснащены самыми современными инструментами, включая адаптивную оптику с лазерной направляющей звездой.

В марте 2007 года на одном из телескопов ESO была впервые опробована мультисопряженная адаптивная оптика (MCAO), прощупывающая турбулентности на разных высотах, что позволило увеличить размер корректируемого поля зрения до двух и более угловых минут.

B 2013 году был успешно испытан уникальный прибор Gemini Planet Imager для фото- и спектрографирования экзопланет, предназначенный для восьмиметровых телескопов Gemini. Он позволяет с помощью адаптивной оптики наблюдать планеты, чья видимая яркость в миллионы раз меньше яркости звёзд, вокруг которых они обращаются.

Работа по МСАО ведется также в Лундской обсерватории (Великобритания) и обсерватории Паломар.

Ссылки

• Шмальгаузен В. И., Корябин А. В. «Современные проблемы адаптивной оптики». Курс лекций.
• Лаборатория адаптивной оптики при МГУ