Адаптивна оптика – історія лазера. "сучасні проблеми адаптивної оптики" Уривок, що характеризує Адаптивна оптика

Зміст статті

АДАПТИВНА ОПТИКА,в астрономії – автоматична оптико-механічна система, призначена для виправлення реального часу атмосферних спотворень зображення, яке дає телескоп. Системи адаптивної оптики застосовуються в оптичних та інфрачервоних телескопах наземного базування підвищення чіткості зображення. Вони необхідні також для роботи астрономічних інтерферометрів, які використовуються для вимірювання розмірів зірок та пошуку їхніх близьких супутників, особливо планет. Системи адаптивної оптики мають і неастрономічні програми: наприклад, коли потрібно спостерігати форму штучних супутників Землі з метою їхнього пізнання. Розробка систем адаптивної оптики почалася в 1970-і роки і набула особливого розмаху у 1980-ті у зв'язку з програмою «зоряних воєн», що включала розробку лазерної протисупутникової зброї наземного базування. Перші штатні системи активної оптики почали працювати на великих астрономічних телескопах близько 2000 року.

Атмосферні завади.

Промені світла, що йдуть від космічних джерел, проходячи крізь неоднорідну атмосферу Землі, зазнають сильних спотворень. Наприклад, хвильовий фронт світла, що приходить від далекої зірки (яку можна вважати нескінченно віддаленою точкою), на зовнішній межі атмосфери має ідеально пласку форму. Але пройшовши крізь турбулентну повітряну оболонку і досягнувши поверхні Землі, плоский хвильовий фронт втрачає свою форму і стає схожим на хвилюючу морську поверхню. Це призводить до того, що зображення зірки перетворюється з «крапки» на безперервно тремтячу і вирує ляпку. При спостереженні неозброєним оком ми сприймаємо це як швидке миготіння та тремтіння зірок. При спостереженні в телескоп замість «точкової» зірки ми бачимо тремтячу пляму, що переливається; зображення близьких один до одного зірок зливаються і стають невиразними окремо; протяжні об'єкти – Місяць та Сонце, планети, туманності та галактики – втрачають різкість, у них пропадають дрібні деталі.

Зазвичай на фотографіях, отриманих телескопами, кутовий розмір найдрібніших деталей становить 2–3І; на найкращих обсерваторіях він зрідка становить 0,5І. Слід мати на увазі, що за відсутності атмосферних спотворень телескоп з об'єктивом діаметром 1 м дає кутовий дозвіл близько 0,1 І , а з об'єктивом 5 м дає дозвіл 0,02 І . Фактично, така висока якість зображення у звичайних наземних телескопів ніколи не реалізується через вплив атмосфери.

Пасивний метод боротьби з атмосферними спотвореннями полягає в тому, що обсерваторії будують на вершинах гір, зазвичай на висоті 2-3 км, вибираючи при цьому місця з прозорою і спокійною атмосферою ( см. Астроклімат). Але будувати обсерваторії та працювати на висоті понад 4,5 км практично неможливо. Тому навіть на найкращих високогірних обсерваторіях більша частина атмосфери розташовується все ж таки вище за телескоп і істотно псує зображення.

Роль астронома-спостерігача.

Загалом кажучи, завдання «отримати зображення краще, ніж дає атмосфера», в астрономії вирішують різними засобами. Історично, за доби візуальних спостережень у телескоп, астрономи навчилися уважно ловити моменти гарного зображення. У силу випадкового характеру атмосферних спотворень деякі миті вони стають незначними, й у зображенні проявляються дрібні деталі. Найбільш досвідчені і наполегливі спостерігачі годинами чатували на ці моменти і змогли таким чином замалювати дуже тонкі деталі поверхні Місяця і планет, а також виявити і виміряти дуже тісні подвійні зірки. Але крайня необ'єктивність цього методу яскраво виявилася історії з марсіанськими каналами: одні спостерігачі їх бачили, інші – немає.

Застосування в астрономії фотопластинок дозволило виявити безліч нових об'єктів, недоступних оку через їхню низьку яскравість. Однак фотоемульсія при слабкому освітленні має дуже малу чутливість до світла, тому на початку 20 ст. при астрономічному фотографуванні були потрібні багатогодинні експозиції. За цей час атмосферне тремтіння помітно знижує якість зображення порівняно з візуальним.

Деякі астрономи намагалися боротися з цим явищем, самостійно виконуючи роль активної та частково адаптивної оптичних систем. Так, американські астрономи Дж.Е.Кілер (Keeler J.E., 1857–1900) та В.Бааде (Baade W., 1893–1960) регулювали під час експозиції фокус телескопа, спостерігаючи з дуже великим збільшенням (близько 3000 разів) форму коми зірок на краю поля зору. А відомий конструктор телескопів Дж.У.Річі (Ritchey G.W., 1864-1945) розробив особливу фотокасету на рухомій платформі - так звану "касету Річі"; з її допомогою можна швидко виводити фотопластинку з фокусу телескопа, замінюючи її фокусувальним приладом (ніж Фуко), а потім повертати касету точно до попереднього положення. Під час експозиції Річі кілька разів відсував касету, коли відчував, що потрібно виправити фокус. До того ж, спостерігаючи за якістю зображення та його положенням в окуляр, розміщений поруч із касетою, Річі постійно поправляв положення касети та навчився швидко закривати затвор, коли зображення ставали поганими. Ця робота вимагала від астронома дуже високої напруги, зате сам Річі отримав у такий спосіб чудові фотографії спіральних галактик, де вперше стали видно окремі зірки; ці чудові знімки відтворювалися у всіх підручниках 20 ст. Однак широкого застосування касета Річі не отримала через велику складність роботи з нею.

Розвиток фото- та відеотехніки дозволило швидко фіксувати зображення об'єкта в режимі кінозйомки з подальшим відбором найбільш вдалих зображень. Були розроблені і більш тонкі методи апостеріорного аналізу зображень, наприклад, методи спекл-інтерферометрії, що дозволяють виявляти в розмитій атмосфері плямі розташування та яскравість об'єктів із заздалегідь відомими властивостями, таких як «точкові» зірки. Математичні методи відновлення зображень також дозволяють підвищувати контраст та виявляти дрібні деталі. Але зазначені методи не застосовуються у процесі спостереження.

Принципи адаптивної оптики.

Запуск на орбіту в 1990 р. оптичного телескопа «Хаббл» діаметром 2,4 м і його надзвичайно ефективна робота в наступні роки довели великі можливості телескопів, не обтяжених атмосферними спотвореннями. Але висока вартість створення та експлуатації Космічного телескопа змусили астрономів шукати шляхи компенсації атмосферних перешкод біля Землі. Поява швидкодіючих комп'ютерів і, не в останню чергу, бажання військових створити систему космічної зброї з лазерами наземного базування, зробили актуальною роботу з компенсації атмосферних спотворень зображення в реальному часі. Система адаптивної оптики дозволяє вирівнювати і стабілізувати хвильовий фронт випромінювання, що пройшло крізь атмосферу, дає можливість не тільки отримувати у фокусі телескопа чітке зображення космічного об'єкта, а й виводити із Землі в космос гостро сфокусований промінь лазера. На щастя, військові пристрої такого типу не були реалізовані, але виконана у цьому напрямі робота надзвичайно допомогла астрономам майже повністю реалізувати теоретичні параметри великих телескопів за якістю зображення. До того ж розробка активної оптики уможливила будівництво наземних оптичних інтерферометрів на базі телескопів великого діаметра: оскільки після проходження через атмосферу довжина когерентності світла становить лише близько 10 см, наземний інтерферометр без системи адаптивної оптики працювати не може.

Завдання адаптивної оптики полягає у нейтралізації реальному часі спотворень, внесених атмосферою у зображення космічного об'єкта. Зазвичай адаптивна система працює разом із системою активної оптики, що підтримує конструкцію та оптичні елементи телескопа в «ідеальному» стані. Діючи спільно, системи активної та адаптивної оптики наближають якість зображення до гранично високого, що визначається принциповими фізичними ефектами (переважно – дифракцією світла на об'єктиві телескопа).

У принципі системи активної та адаптивної оптики подібні один до одного. Обидві вони містять три основні елементи: 1) аналізатор зображення, 2) комп'ютер із програмою, що виробляє сигнали корекції та 3) виконуючі механізми, що змінюють оптичну систему телескопа так, щоб зображення стало «ідеальним». Кількісна відмінність між цими системами у тому, що корекцію недоліків самого телескопа (активна оптика) можна проводити порівняно рідко – з інтервалом від кількох секунд до 1 хвилини; Проте виправляти перешкоди, внесені атмосферою (адаптивна оптика), потрібно значно частіше – від кількох десятків до тисячі разів на секунду. Тому система адаптивної оптики не може змінювати форму масивного головного дзеркала телескопа і змушена керувати формою спеціального «легкого і м'якого» дзеркала, встановленого у вихідної зіниці телескопа.

Реалізація адаптивної оптики.

Вперше на можливість корекції атмосферних спотворень зображення за допомогою деформованого дзеркала вказав у 1953 році американський астроном Хорас Бебкок (Babcock H.W., р. 1912). Для компенсації спотворень він запропонував використати відбиток світла від масляної плівки, поверхня якої деформована електростатичними силами. Тонкоплівкові дзеркала з електростатичним управлінням розробляються для аналогічних цілей і в наші дні, хоча більш популярним виконавчим механізмом є п'єзоелементи з дзеркальною поверхнею.

Плоский фронт світлової хвилі, пройшовши крізь атмосферу, спотворюється і поблизу телескопа досить складну структуру. Для характеристики спотворення зазвичай використовують параметр r 0 - радіус когерентності хвильового фронту, який визначається як відстань, на якому середньоквадратична різниця фаз досягає 0,4 довжини хвилі. У видимому діапазоні, на хвилі довжиною 500 нм, у переважній більшості випадків r 0 лежить в інтервалі від 2 до 20 см; Умови, коли r 0 = 10 см, нерідко вважаються типовими. Кутова роздільна здатність великого наземного телескопа, що працює через турбулентну атмосферу з довгою експозицією, дорівнює роздільній здатності ідеального телескопа діаметром r 0 , що працює поза атмосферою. Оскільки значення r 0 зростає приблизно пропорційно до довжини хвилі випромінювання (r 0 µ l 6/5), атмосферні спотворення в інфрачервоному діапазоні істотно менше, ніж у видимому.

Для невеликих наземних телескопів, діаметр яких порівняємо з r 0 можна вважати, що в межах об'єктиву хвильовий фронт плоский і в кожний момент часу нахилений випадковим чином на деякий кут. Нахил фронту відповідає зсуву зображення у фокальній площині або, як кажуть астрономи, тремтіння (у фізиці атмосфери прийнятий термін «флуктуації кута приходу»). Для компенсації тремтіння в таких телескопах досить запровадити плоске кероване дзеркало, що нахиляється по двох взаємно перпендикулярних осях. Досвід показує, що такий найпростіший виконавчий пристрій системи адаптивної оптики малого телескопа дуже істотно підвищує якість зображення при тривалих експозиціях.

У телескопів великого діаметра (D) площі об'єктиву укладається порядку (D/r 0) 2 квазиплоских елементів хвильового фронту. Цим числом визначається складність конструкції компенсуючого дзеркала, тобто. кількість п'єзоелементів, які, стискаючись і розширюючись під дією сигналів, що управляють, з високою частотою (до сотень герц), змінюють форму «м'якого» дзеркала. Неважко оцінити, що на великому телескопі (D = 8-10 м) повне виправлення форми хвильового фронту в оптичному діапазоні вимагатиме дзеркала, що коригує (10 м / 10 см) 2 = 10 000 керованими елементами. За нинішнього розвитку систем адаптивної оптики це практично неможливо. Однак у близькому інфрачервоному діапазоні, де значення r 0 = 1 м, дзеркало, що коригує, повинно містити близько 100 елементів, що цілком досяжно. Наприклад, система адаптивної оптики інтерферометра Дуже великого телескопа (VLT) Європейської південної обсерваторії в Чилі має дзеркало, що коригує, з 60-ти керованих елементів.

Для вироблення сигналів, що керують формою дзеркала, що коригує, зазвичай аналізується миттєве зображення яскравої одиночної зірки. Як приймач використовується аналізатор хвильового фронту, розміщений у вихідної зіниці телескопа. Через матрицю з безлічі невеликих лінз світло зірки потрапляє на ПЗЗ-матрицю, сигнали якої оцифровуються та аналізуються комп'ютером. Керуюча програма, змінюючи форму дзеркала, що коригує, домагається того, щоб зображення зірки мало ідеально «точковий» вигляд.

Експерименти із системами адаптивної оптики розпочалися наприкінці 1980-х, а до середини 1990-х вже були отримані вельми обнадійливі результати. З 2000 року практично на всіх великих телескопах використовуються такі системи, що дозволяють довести кутову роздільну здатність телескопа до його фізичної (дифракційної) межі. Наприкінці листопада 2001 року система адаптивної оптики почала працювати на 8,2-метровому телескопі Єпун (Yepun), що входить до складу Дуже великого телескопа (VLT) Європейської південної обсерваторії в Чилі. Це суттєво покращило якість картини, що спостерігається: тепер кутовий діаметр зображень зірок становить 0,07І в діапазоні K (2,2 мкм) і 0,04І в діапазоні J (1,2 мкм).

Штучна зірка.

Для швидкого аналізу зображення в системі адаптивної оптики використовується опорна зірка, яка має бути дуже яскравою, оскільки її світло ділиться аналізатором хвильового фронту на сотні каналів і в кожному їх реєструється з частотою близько 1 кГц. До того ж яскрава опорна зірка повинна розташовуватися на небі поблизу об'єкта, що вивчається. Однак у поле зору телескопа далеко не завжди зустрічаються відповідні зірки: яскравих зірок на небі не так багато, тому донедавна системам адаптивної оптики були доступні спостереження лише 1% небосхилу. Щоб зняти це обмеження, було запропоновано використовувати «штучний маячок», який розташовувався б поблизу об'єкта, що вивчається, і допомагав зондувати атмосферу. Експерименти показали, що для роботи активної оптики дуже зручно за допомогою спеціального лазера створювати у верхніх шарах атмосфери "штучну зірку" (LGS = Laser Guide Star) - маленька яскрава пляма, що постійно присутня в поле зору телескопа. Як правило, для цього використовується лазер безперервної дії з вихідною потужністю в кілька ват, налаштований на частоту резонансної лінії натрію (наприклад, на лінію D 2 Na). Його промінь фокусується в атмосфері на висоті близько 90 км, там, де є природний шар повітря, збагачений натрієм, свічення якого збуджується лазерним променем. Фізичний розмір області, що світиться, становить близько 1 м, що з відстані в 100 км сприймається як об'єкт з кутовим діаметром близько 1І .

Наприклад, у системі ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), розробленої Інституті позаземної фізики та Інституті астрономії Товариства ім. Макса Планка (Німеччина) і пущеної в дослідну експлуатацію в 1998, аргоновий лазер накачування потужністю 25 Вт збуджує лазер на барвниках вихідний потужність 4,25 Вт, який дає випромінювання в лінії D 2 натрію. Цей пристрій створює штучну зірку з візуальним блиском 9-10. Щоправда, поява в атмосфері аерозолю або спостереження на великих зенітних відстанях суттєво знижують блиск та якість штучної зірки.

Оскільки промінь потужного лазера здатний уночі засліпити пілота літака, астрономи вживають заходів безпеки. Відеокамера з полем зору 20 0 стежить через той же телескоп за областю неба навколо штучної зірки і з появою будь-якого об'єкта видає команду на заслінку, що перекриває лазерний промінь.

Створення наприкінці 20 в. систем адаптивної оптики відкрило нові перспективи перед наземною астрономією: кутовий дозвіл великих наземних телескопів у видимому діапазоні наблизився до можливостей Космічного телескопа «Хаббл», а в близькому інфрачервоному діапазоні навіть помітно перевищив їх. Адаптивна оптика дозволить найближчим часом ввести в дію великі оптичні інтерферометри, здатні, зокрема, досліджувати планети в інших зірок.

Володимир Сурдін

: « Давно цікавить, як працює лазерна система стабілізації зображень у телескопів. На фотографіях телескопи з такою системою дуже гарно виглядають.

Спробуємо зараз розібратися.

Атмосфера, необхідна людям та інших форм життя Землі, практично повсюдно проклинається астрономами. Вона чудово підходить для дихання, але коли справа доходить до астрономічних спостережень тьмяних об'єктів, атмосфера постійно прагне зіпсувати зображення.

Ця проблема була відома ще Ісааку Ньютону, в 1704 р. він зрозумів, що турбулентність атмосфери впливає на формування зображення. Так само, як теплові хвилі, що ширяють над нагрітою ділянкою землі, можуть зіпсувати нам його вигляд, зображення віддаленого об'єкта, сформоване телескопом, спотворюється завдяки температурним змінам у атмосферному шарі, що нас відокремлює. Тому світло, що входить у телескоп, доходить до нього різними траєкторіями і потрапляє в різні точки вхідної апертури. Розмір зображення та його якість залежать від статистичної характеристики просторової частоти турбулентності, яка називається довжиною когерентності, або r0, зазвичай дорівнює 10 см в хорошому місці. Отже, навіть для хорошого місця роздільна здатність великого телескопа (діаметром 4 або 8 метрів) можна порівняти з тією, що дає 10 см телескоп; зображення не буде різкіше за те, що дозволяє атмосфера.

Атмосферна турбулентність діє так, ніби одна велика апертура телескопа була замінена безліччю апертур малих телескопів розміру r0 і кожен телескоп відчував би тряску незалежно від інших і так, що окремі точки зображення майже ніколи не збігалися б. Ступінь цієї тряски задається іншим статистичним параметром - часом когерентності, які зазвичай мають порядок 1 мс.

Зображення в результаті стає нечітким завдяки тремтінню, схожому на тремтіння руки, але з частотою, що досягає тисячі герц!

А що робити?

Одне з рішень цієї проблеми, запропоноване Ньютоном, встановлюватиме телескопи якомога вище. Це рішення пояснює, чому сучасні астрономічні телескопи встановлюються на вершинах гір, розміщуються на повітряних кулях і літаках або, наприклад, космічний телескоп Хаббл, розміщуються на навколоземній орбіті. Так як космічний телескоп розташовується за межі-
ми земної атмосфери, він реалізує повну роздільну здатність своєї 2,4-м апертури і дає можливість отримувати революційні результати в астрофізиці. Однак такий телескоп поки один, він дозволяє проводити лише обмежену кількість спостережень. Якщо можна було б реалізувати роздільну здатність таких великих апертур, це було б головним успіхом в астрономії. На щастя, є технологія, яка дозволяє це зробити.

У 1953 році Хорас Бебкок (Horace Babcock) запропонував інструмент, який міг би вимірювати атмосферні спотворення в реальному часі і коригувати їх, використовуючи оптичні компоненти, що швидко перебудовуються. Доступні на той час технології не дозволяли вирішити це завдання, проте основна запропонована концепція, підтримана сучасними технологіями, еволюціонувала з часом те, що зараз і є предметом адаптивної оптики.

Адаптивна оптика — автоматична оптико-механічна система, призначена для виправлення реального часу атмосферних спотворень зображення, яке дає телескоп. Системи адаптивної оптики застосовуються в оптичних та інфрачервоних телескопах наземного базування підвищення чіткості зображення. Вони необхідні також для роботи астрономічних інтерферометрів, які використовуються для вимірювання розмірів зірок та пошуку їхніх близьких супутників, особливо планет. Системи адаптивної оптики мають і неастрономічні програми: наприклад, коли потрібно спостерігати форму штучних супутників Землі з метою їхнього пізнання. Розробка систем адаптивної оптики почалася в 1970-і роки і набула особливого розмаху у 1980-ті у зв'язку з програмою «зоряних воєн», що включала розробку лазерної протисупутникової зброї наземного базування. Перші штатні системи активної оптики почали працювати на великих астрономічних телескопах близько 2000 року.

Промені світла, що йдуть від космічних джерел, проходячи крізь неоднорідну атмосферу Землі, зазнають сильних спотворень. Наприклад, хвильовий фронт світла, що приходить від далекої зірки (яку можна вважати нескінченно віддаленою точкою), на зовнішній межі атмосфери має ідеально пласку форму. Але пройшовши крізь турбулентну повітряну оболонку і досягнувши поверхні Землі, плоский хвильовий фронт втрачає свою форму і стає схожим на хвилюючу морську поверхню. Це призводить до того, що зображення зірки перетворюється з «крапки» на безперервно тремтячу і вирує ляпку. При спостереженні неозброєним оком ми сприймаємо це як швидке миготіння та тремтіння зірок. При спостереженні в телескоп замість «точкової» зірки ми бачимо тремтячу пляму, що переливається; зображення близьких один до одного зірок зливаються і стають невиразними окремо; протяжні об'єкти — Місяць та Сонце, планети, туманності та галактики — втрачають різкість, у них пропадають дрібні деталі.

Зазвичай на фотографіях, отриманих телескопами, кутовий розмір найдрібніших деталей становить 2-3І; на найкращих обсерваторіях він зрідка становить 0,5І. Слід мати на увазі, що за відсутності атмосферних спотворень телескоп з об'єктивом діаметром 1 м дає кутовий дозвіл близько 0,1І, а з об'єктивом 5 м дає дозвіл 0,02І. Фактично, така висока якість зображення у звичайних наземних телескопів ніколи не реалізується через вплив атмосфери.

Пасивний метод боротьби з атмосферними спотвореннями полягає в тому, що обсерваторії будують на вершинах гір, зазвичай на висоті 2-3 км, обираючи при цьому місця з прозорою і спокійною атмосферою (див. АСТРОКЛІМАТ). Але будувати обсерваторії та працювати на висоті понад 4,5 км практично неможливо. Тому навіть на найкращих високогірних обсерваторіях більша частина атмосфери розташовується все ж таки вище за телескоп і істотно псує зображення.

Роль астронома-спостерігача. Загалом кажучи, завдання «отримати зображення краще, ніж дає атмосфера», в астрономії вирішують різними засобами. Історично, за доби візуальних спостережень у телескоп, астрономи навчилися уважно ловити моменти гарного зображення. У силу випадкового характеру атмосферних спотворень деякі миті вони стають незначними, й у зображенні проявляються дрібні деталі. Найбільш досвідчені і наполегливі спостерігачі годинами чатували на ці моменти і змогли таким чином замалювати дуже тонкі деталі поверхні Місяця і планет, а також виявити і виміряти дуже тісні подвійні зірки. Але крайня необ'єктивність цього методу яскраво виявилася історії з марсіанськими каналами: одні спостерігачі їх бачили, інші — немає.

Застосування в астрономії фотопластинок дозволило виявити безліч нових об'єктів, недоступних оку через їхню низьку яскравість. Однак фотоемульсія при слабкому освітленні має дуже малу чутливість до світла, тому на початку 20 ст. при астрономічному фотографуванні були потрібні багатогодинні експозиції. За цей час атмосферне тремтіння помітно знижує якість зображення порівняно з візуальним.

Деякі астрономи намагалися боротися з цим явищем, самостійно виконуючи роль активної та частково адаптивної оптичних систем. Так було, американські астрономи Дж.Э. Кілер (Keeler J.E., 1857-1900) та В. Бааде (Baade W., 1893-1960) регулювали під час експозиції фокус телескопа, спостерігаючи з дуже великим збільшенням (близько 3000 разів) форму коми зірки на краю поля зору. А відомий конструктор телескопів Дж.У. Річі (Ritchey G.W., 1864-1945) розробив особливу фотокасету на рухомий платформі - так звану "касету Річі"; з її допомогою можна швидко виводити фотопластинку з фокусу телескопа, замінюючи її фокусувальним приладом (ніж Фуко), а потім повертати касету точно до попереднього положення. Під час експозиції Річі кілька разів відсував касету, коли відчував, що потрібно виправити фокус. До того ж, спостерігаючи за якістю зображення та його положенням в окуляр, розміщений поруч із касетою, Річі постійно поправляв положення касети та навчився швидко закривати затвор, коли зображення ставали поганими. Ця робота вимагала від астронома дуже високої напруги, зате сам Річі отримав у такий спосіб чудові фотографії спіральних галактик, де вперше стали видно окремі зірки; ці чудові знімки відтворювалися у всіх підручниках 20 ст. Однак широкого застосування касета Річі не отримала через велику складність роботи з нею.

Розвиток фото- та відеотехніки дозволило швидко фіксувати зображення об'єкта в режимі кінозйомки з подальшим відбором найбільш вдалих зображень. Були розроблені і більш тонкі методи апостеріорного аналізу зображень, наприклад, методи спекл-інтерферометрії, що дозволяють виявляти в розмитій атмосфері плямі розташування та яскравість об'єктів із заздалегідь відомими властивостями, таких як «точкові» зірки. Математичні методи відновлення зображень також дозволяють підвищувати контраст та виявляти дрібні деталі. Але зазначені методи не застосовні у процесі спостереження

Принципи адаптивної оптики.

Запуск на орбіту в 1990 р. оптичного телескопа «Хаббл» діаметром 2,4 м і його надзвичайно ефективна робота в наступні роки довели великі можливості телескопів, не обтяжених атмосферними спотвореннями. Але висока вартість створення та експлуатації Космічного телескопа змусили астрономів шукати шляхи компенсації атмосферних перешкод біля Землі. Поява швидкодіючих комп'ютерів і, не в останню чергу, бажання військових створити систему космічної зброї з лазерами наземного базування, зробили актуальною роботу з компенсації атмосферних спотворень зображення в реальному часі. Система адаптивної оптики дозволяє вирівнювати і стабілізувати хвильовий фронт випромінювання, що пройшло крізь атмосферу, дає можливість не тільки отримувати у фокусі телескопа чітке зображення космічного об'єкта, а й виводити із Землі в космос гостро сфокусований промінь лазера. На щастя, військові пристрої такого типу не були реалізовані, але виконана у цьому напрямі робота надзвичайно допомогла астрономам майже повністю реалізувати теоретичні параметри великих телескопів за якістю зображення. До того ж розробка активної оптики уможливила будівництво наземних оптичних інтерферометрів на базі телескопів великого діаметра: оскільки після проходження через атмосферу довжина когерентності світла становить лише близько 10 см, наземний інтерферометр без системи адаптивної оптики працювати не може.

Завдання адаптивної оптики полягає у нейтралізації реальному часі спотворень, внесених атмосферою у зображення космічного об'єкта. Зазвичай адаптивна система працює разом із системою активної оптики, що підтримує конструкцію та оптичні елементи телескопа в «ідеальному» стані. Діючи спільно, системи активної та адаптивної оптики наближають якість зображення до гранично високого, що визначається принциповими фізичними ефектами (переважно аберацією світла на об'єктиві телескопа). У принципі системи активної та адаптивної оптики подібні один до одного. Обидві вони містять три основні елементи: 1) аналізатор зображення, 2) комп'ютер із програмою, що виробляє сигнали корекції та 3) виконуючі механізми, що змінюють оптичну систему телескопа так, щоб зображення стало «ідеальним». Кількісне різницю між цими системами у тому, що корекцію недоліків самого телескопа (активна оптика) можна проводити порівняно рідко — з інтервалом від кількох секунд до 1 хвилини; Але виправляти перешкоди, що вносяться атмосферою (адаптивна оптика), необхідно значно частіше від кількох десятків до тисячі разів на секунду. Тому система адаптивної оптики не може змінювати форму масивного головного дзеркала телескопа і змушена керувати формою спеціального «легкого і м'якого» дзеркала, встановленого у вихідної зіниці телескопа.

Реалізаціїя адаптивної оптики

Вперше на можливість корекції атмосферних спотворень зображення за допомогою деформованого дзеркала вказав у 1953 році американський астроном Хорас Бебкок (Babcock H.W., р. 1912). Для компенсації спотворень він запропонував використати відбиток світла від масляної плівки, поверхня якої деформована електростатичними силами. Тонкоплівкові дзеркала з електростатичним управлінням розробляються для аналогічних цілей і в наші дні, хоча більш популярним виконавчим механізмом є п'єзоелементи з дзеркальною поверхнею.

Плоский фронт світлової хвилі, пройшовши крізь атмосферу, спотворюється і поблизу телескопа досить складну структуру. Для характеристики спотворення зазвичай використовують параметр r0 - радіус когерентності хвильового фронту, який визначається як відстань, на якій середньоквадратична різниця фаз досягає 0,4 довжини хвилі. У видимому діапазоні, на хвилі довжиною 500 нм, у переважній більшості випадків r0 лежить в інтервалі від 2 до 20 см; Умови, коли r0 = 10 см, нерідко вважаються типовими. Кутова роздільна здатність великого наземного телескопа, що працює через турбулентну атмосферу з довгою експозицією, дорівнює роздільній здатності ідеального телескопа діаметром r0, що працює поза атмосферою. Оскільки значення r0 зростає приблизно пропорційно до довжини хвилі випромінювання (r0 µ l6/5), атмосферні спотворення в інфрачервоному діапазоні істотно менше, ніж у видимому.

Для невеликих наземних телескопів, діаметр яких можна порівняти з r0, вважатимуться, що у межах об'єктиву хвильовий фронт плоский й у кожен час нахилений випадковим чином деякий кут. Нахил фронту відповідає зсуву зображення у фокальній площині або, як кажуть астрономи, тремтіння (у фізиці атмосфери прийнятий термін «флуктуації кута приходу»). Для компенсації тремтіння в таких телескопах досить запровадити плоске кероване дзеркало, що нахиляється по двох взаємно перпендикулярних осях. Досвід показує, що такий найпростіший виконавчий пристрій системи адаптивної оптики малого телескопа дуже істотно підвищує якість зображення при тривалих експозиціях.

У телескопів великого діаметра (D) площі об'єктиву укладається порядку (D/r0)2 квазиплоских елементів хвильового фронту. Цим числом визначається складність конструкції компенсуючого дзеркала, тобто. кількість п'єзоелементів, які, стискаючись і розширюючись під дією сигналів, що управляють, з високою частотою (до сотень герц), змінюють форму «м'якого» дзеркала. Неважко оцінити, що на великому телескопі (D = 8-10 м) повне виправлення форми хвильового фронту в оптичному діапазоні вимагатиме коригувального дзеркала з (10 м/10 см)2 = 10 000 керованими елементами. За нинішнього розвитку систем адаптивної оптики це практично неможливо. Однак у близькому інфрачервоному діапазоні, де значення r0 = 1 м, дзеркало, що коригує, повинно містити близько 100 елементів, що цілком досяжно. Наприклад, система адаптивної оптики інтерферометра Дуже великого телескопа (VLT) Європейської південної обсерваторії в Чилі має дзеркало, що коригує, з 60-ти керованих елементів.

Зображення зірок, отримані на 10-му телескопі Кека з увімкненим та вимкненим виправленням турбулентності.

Для вироблення сигналів, що керують формою дзеркала, що коригує, зазвичай аналізується миттєве зображення яскравої одиночної зірки. Як приймач використовується аналізатор хвильового фронту, розміщений у вихідної зіниці телескопа. Через матрицю з безлічі невеликих лінз світло зірки потрапляє на ПЗЗ-матрицю, сигнали якої оцифровуються та аналізуються комп'ютером. Керуюча програма, змінюючи форму дзеркала, що коригує, домагається того, щоб зображення зірки мало ідеально «точковий» вигляд.

Експерименти із системами адаптивної оптики розпочалися наприкінці 1980-х, а до середини 1990-х вже були отримані вельми обнадійливі результати. З 2000 року практично на всіх великих телескопах використовуються такі системи, що дозволяють довести кутову роздільну здатність телескопа до його фізичної (дифракційної) межі. Наприкінці листопада 2001 року система адаптивної оптики почала працювати на 8,2-метровому телескопі Єпун (Yepun), що входить до складу Дуже великого телескопа (VLT) Європейської південної обсерваторії в Чилі. Це суттєво покращило якість картини, що спостерігається: тепер кутовий діаметр зображень зірок становить 0,07І в діапазоні K (2,2 мкм) і 0,04І в діапазоні J (1,2 мкм).

Штучна зірка. Для швидкого аналізу зображення в системі адаптивної оптики використовується опорна зірка, яка має бути дуже яскравою, оскільки її світло ділиться аналізатором хвильового фронту на сотні каналів і в кожному їх реєструється з частотою близько 1 кГц. До того ж яскрава опорна зірка повинна розташовуватися на небі поблизу об'єкта, що вивчається. Однак у поле зору телескопа далеко не завжди зустрічаються відповідні зірки: яскравих зірок на небі не так багато, тому донедавна системам адаптивної оптики були доступні спостереження лише 1% небосхилу. Щоб зняти це обмеження, було запропоновано використовувати «штучний маячок», який розташовувався б поблизу об'єкта, що вивчається, і допомагав зондувати атмосферу. Експерименти показали, що для роботи активної оптики дуже зручно за допомогою спеціального лазера створювати у верхніх шарах атмосфери "штучну зірку" (LGS = Laser Guide Star) - маленька яскрава пляма, що постійно присутня в поле зору телескопа. Як правило, для цього використовується лазер безперервної дії з вихідною потужністю в декілька ват, налаштований на частоту резонансної лінії натрію (наприклад, на лінію D2 Na). Його промінь фокусується в атмосфері на висоті близько 90 км, там, де є природний шар повітря, збагачений натрієм, свічення якого збуджується лазерним променем. Фізичний розмір області, що світиться, становить близько 1 м, що з відстані в 100 км сприймається як об'єкт з кутовим діаметром близько 1І.

Наприклад, у системі ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), розробленої Інституті позаземної фізики та Інституті астрономії Товариства ім. Макса Планка (Німеччина) і пущеної в дослідну експлуатацію в 1998, аргоновий лазер накачування потужністю 25 Вт збуджує лазер на барвниках вихідний потужність 4,25 Вт, який дає випромінювання в лінії D2 натрію. Цей пристрій створює штучну зірку з візуальним блиском 9-10. Щоправда, поява в атмосфері аерозолю або спостереження на великих зенітних відстанях суттєво знижують блиск та якість штучної зірки.

Оскільки промінь потужного лазера здатний уночі засліпити пілота літака, астрономи вживають заходів безпеки. Відеокамера з полем зору 200 стежить через той же телескоп за областю неба навколо штучної зірки і при появі будь-якого об'єкта видає команду на заслінку, що перекриває лазерний промінь.

Створення наприкінці 20 в. систем адаптивної оптики відкрило нові перспективи перед наземною астрономією: кутовий дозвіл великих наземних телескопів у видимому діапазоні наблизився до можливостей Космічного телескопа «Хаббл», а в близькому інфрачервоному діапазоні навіть помітно перевищив їх. Адаптивна оптика дозволить найближчим часом ввести в дію великі оптичні інтерферометри, здатні, зокрема, досліджувати планети в інших зірок.

На горі Хопкінс в Аризоні пучок із п'яти лазерних променів спрямований у небо для покращення зображення 6.5-метрового мультидзеркального телескопа (MMT).

Група астрономів університету Арізони під керівництвом Майкла Харта розробила методику, яка дозволяє калібрувати поверхню телескопа з дуже високою точністю, що призводить до отримання дуже чітких зображень об'єктів, які зазвичай виходили дуже розмитими.

Лазерна адаптивна оптика – відносно нова методика покращення зображення на наземних телескопах. Прекрасно мати можливість використовувати космічні телескопи такі як «Хаббл» або в недалекому майбутньому «Джеймс Вебб», але їх запуск та експлуатація, безумовно, коштують дуже дорого. І головне, існує величезна кількість астрономів, які претендують на дуже обмежений час роботи на цих телескопах. У таких телескопах, як дуже великий телескоп (ESO VLT) у Чилі, або телескоп Кек на Гаваях вже використовується лазерна адаптивна оптика для покращення якості зображення.

Спочатку адаптивна оптика фокусувалася на найяскравішій зірці поблизу області спостереження телескопа, а приводи в задній частині дзеркала дуже швидко переміщалися комп'ютером для компенсації атмосферних спотворень. Однак можливості такої системи обмежені наявністю областями неба поблизу яскравих зірок.

Лазерна адаптивна оптика набагато гнучкіша у використанні – технологія використовує один лазер для збудження молекул атмосфери для появи свічення, яке використовується як «путівникова зірка» для калібрування дзеркала, щоб компенсувати спотворення, викликані турбулентністю атмосфери. Комп'ютер аналізує світло від штучної «путівникової зірки» та визначає поведінку атмосфери, змінюючи форму поверхні дзеркала для компенсації спотворень.

При використанні єдиного лазера адаптивна оптика може компенсувати турбулентність тільки на дуже обмеженому полі зору. Нова технологія, яка вперше була застосована на 6.5-метровому мультизеркальному телескопі ММТ в Аризоні, включає не один, а п'ять лазерів, щоб створити п'ять окремих «путівників» на широкому полі зору в дві кутові хвилини. Кутова роздільна здатність телескопа менша, ніж у системи з одним лазером, наприклад, телескоп Кек або ESO VLT можуть робити знімки з кутовим роздільною здатністю 30-60 кутових мілісекунд, але можливість мати більш чітке зображення на великому полі зору має масу переваг.

Можливість проводити спектральні дослідження старих тьмяних галактик – одна із можливих сфер застосування цієї технології. За допомогою спектрального аналізу вчені здатні краще зрозуміти будову і структуру космічних об'єктів. При використанні цієї технології вивчення спектру галактик віком десять мільярдів років, а у них дуже велике червоне зміщення, можливе навіть з поверхні Землі.

Також при використанні лазерної технології набагато простіше структурувати надмасивні скупчення зірок, оскільки рознесені за часом знімки з телескопа дозволять астрономам зрозуміти, які зірки є частиною скупчення, а які гравітаційно незалежні.

А про космос я вам ще зараз щось нагадаю: згадайте і як працює. А тепер прогуляйтеся Оригінал статті знаходиться на сайті ІнфоОко.рфПосилання на статтю, з якою зроблено цю копію -

Адаптивна оптика

Ми тепер опишемо кілька застосувань, які, на перший погляд, можуть здатися з наукової фантастики. Одне з них – т.зв. адаптивна оптика.

Адаптивна оптика покращує якість зображення великих телескопах шляхом компенсації спотворень, викликаних атмосферою, тобто. спотворень світлових пучків за її проходження через атмосферу. Такі спотворення можна легко бачити, якщо, наприклад, у спекотний день спостерігати пейзаж при сонці, що заходить. Зображення здається тремтячим (марево). Адаптивна оптика компенсує ці спотворення, тому її іноді називають «методикою, яка зупиняє мерехтіння зірок». Це визначення може викликати обурену реакцію: "Але це жахливо, і має бути заборонено!"

Давайте подивимося, що виходить насправді. Зірки розташовані настільки далеко від Землі, що їхнє світло приходить до нас у вигляді плоских хвиль (плоский хвильовий фронт). Теоретично телескоп забезпечений досконалої оптикою, яка концентрує світло в маленький, яскравий гурток, розміри якого обмежені лише явищами дифракції, тобто. дією діаметра головного об'єктива або дзеркала на хвилю, що падає на нього. Дві близькі зірки можна бачити чітко роздільними, якщо кут, під яким вони видно в телескоп, більший за мінімальне значення кута, при якому обидві яскраві плями, кожен з яких виробляється зіркою, зливаються в одну пляму. Цей мінімальний кут називається кутовим дозволом. Лорд Релей дав критерій, що визначає цю величину. Кутова роздільна здатність телескопа порядку кутових секунд визначається сталістю часу хвильового фронту для хвилі, що перетворюється вхідною апертурою телескопа. Так космічний телескоп «Хаббл» на орбіті навколо Землі має діаметр телескопа 2,4 м, і кутовий дозвіл, близький до 0,05 кутових секунд. На Землі такий самий 2,4 м телескоп має кутовий дозвіл у 20 разів гірший через спотворення в атмосфері.

Телескопи будуються із великими апертурами, тобто. з дзеркалами великого діаметра (до кількох метрів), з поверхнею, обробленою з високою точністю (до часток довжини хвилі). Гігантські збирачі світла дають можливість виявляти і вивчати властивості дуже слабких (віддалених) об'єктів, саме через те, що їхні величезні вхідні апертури могли зібрати слабке світло, яке випускається об'єктом. Більше того, телескопи з високою роздільною здатністю дозволяють розглянути більше деталей об'єктів, що спостерігаються. На жаль, малі флуктуації температури атмосфери викликають флуктуацію коефіцієнта заломлення повітря. Це, своєю чергою, призводить до того, різні частини початкового хвильового фронту проходять кілька різні шляхи, і зображення телескопі, відповідно, розмивається. Про такі аберації ми вже говорили. Зображення диска зірки, одержуваного з допомогою телескопа з діаметром 4 м, встановленого землі типово в 40 разів більше оптимального розміру, який мав би виходити відповідно до теорії дифракції. Технічно це позначається як когерентний діаметр атмосфери, і його значення зазвичай становить 10-20 см. Той факт, що фотони від далекого об'єкта розкидаються по плямі в 40 разів більше, ніж дифракційна межа, означає, що інтенсивність зображення в 402 разів менше. Тому навіть хоча великі телескопи з апертурою, більшою за когерентний діаметр атмосфери, можуть зібрати більше фотонів, це нічого не дає в сенсі збільшення дозволу. Критики можуть інтерпретувати цей факт як те, що найбільші телескопи світу мають надмірну вартість.

Ісаак Ньютон писав у 1730 р. у своїй книзі Opticks:

«Якщо Теорію виготовлення Телескопів можна було б продовжити до Практики, то навіть у цьому випадку були б деякі Межі, які не можна перейти під час виготовлення Телескопів. Повітря, через яке ми дивимося на Зірки, перебуває у стані вічного Тремтіння; як ми можемо бачити тремтливий рух Тіней, що відкидаються високими Вежами, і мерехтінням Зірок. Але ці Зірки не мерехтять, коли їх спостерігають через телескопи з великими апертурами. Промені Світла, які потрапляють на різні частини апертури, тремтять самі по собі, з різною та інколи протилежною дією. Вони падають в один і той же час на різні місця сітківки ока, і їх тремтячі Рухи надто швидкі і змішуються, а не сприймаються окремо. І всі ці освітлювані крапки створюють одну широку яскраву точку, складену з цих багатьох тремтячих крапок, сплутано і нерозрізно змішаних один з одним за рахунок дуже коротких і швидких тремтіння. Через це Зірка здається ширшою, ніж насправді, і зовсім без тремтіння. Довгі телескопи можуть зробити об'єкт яскравішим і більшим, на відміну від того, що можуть зробити короткі телескопи, але і вони не можуть усунути розмиття променів, які викликаються тремтінням в Атмосфері. Єдиним Засобом є прозоре і спокійне Повітря, таке, яке, мабуть, може бути знайдено на вершинах найвищих Гор, вище за найвищі Хмари».

Очевидно, що необхідні якісь системи, щоб виправити ефекти обурення атмосферою, відомі з часів Ньютона. Такою системою є адаптивна оптика. Історично можна послатися перший приклад використання адаптивної оптики Архімедом в 215 р. до зв. е. для знищення римського флоту. Коли римський флот наблизився до Сіракуз, солдати, збудовані в лінію, змогли сфокусувати на кораблі сонячне світло, використовуючи свої щити як дзеркала. У такий спосіб сотні пучків сонячного світла прямували на малу область корабля. Інтенсивність була достатньою, щоб підпалити його. Таким чином, як свідчить легенда, вдалося запобігти атакі ворожим флотом. Ця оригінальна ідея увійшла в легенду як дзеркало, що спалює, Архімеда.

У 1953 р. Бабкок, який тоді був директором астрономічної обсерваторії Маунт Вілсон у Каліфорнії, запропонував використовувати деформовані оптичні елементи, керовані датчиками хвильового фронту, для компенсації спотворень зображень у телескопі, які викликаються атмосферою. Це, мабуть, перша наукова пропозиція використовувати адаптивну оптику.

Більшість піонерських робіт з адаптивної оптики були виконані американськими військовими у 1970-х та 1980-х роках. Вони були зацікавлені у застосуваннях, пов'язаних з поширенням лазерних пучків в атмосфері, для кращого визначення положень супутників та для кращого керування польотом ракет. Ці дослідження були суворо засекречені. Перша система адаптивної оптики була у 1982 р. встановлена ​​(і досі працює) Військово-Повітряними Силами на Гаваях.

В астрономії експериментальні системи адаптивної оптики почали розвиватися з початку 1980-х рр., коли більшість військових робіт була все ще засекречена. Дві дослідницькі програми, одна, що включає астрономів, та інша, що стосується військових, розвивалися паралельно, без взаємного обміну інформацією. Спочатку був скептицизм щодо корисності цієї техніки, і важко було отримати фінансування. У 1991 р. ситуація змінилася. Більшість матеріалів було розсекречено, і телескопи почали давати чіткіші зображення внаслідок адаптивної оптики. З того часу військові та академічні працівники діяли спільно.

Мал. 65 показує загальну схему телескопа, де використовується адаптивна оптика. Датчик хвильового фронту фіксує хвильовий фронт хвилі для того, щоб виміряти величини необхідних локальних деформацій. Система обробки інформації перетворює її на сигнал, який відразу можна використовувати для корекції хвильового фронту.

Мал. 65. Схема системи адаптивної оптики. Світло, що прямує в телескоп, спершу потрапляє на рухоме дзеркало M 1 яке коригує нахил хвильового фронту. Потім аберації, що залишилися, виправляються деформованим дзеркалом М 2 і виправлена ​​хвиля направляється на приймач С. Частина світла збирається похилими дзеркалами S 1 і S 2 для отримання сигналів, необхідних для управління дзеркалами M 1 і M 2

Корекція, у реальному часі, має зробити спотворення, рівне і протилежне за знаком того, що викликається атмосферою. Ця операція має бути повторюваною з тією ж швидкістю, з якою відбуваються зміни в атмосфері, типово між 10 і 1000 разів на секунду. У реальній системі така корекція робиться за допомогою деформованого дзеркала, що є тонкою мембраною, форма якої контролюється набором п'єзоелектричних штовхачів, прикріпленої до задньої сторони.

Інформація про спотворення хвильового фронту можна отримати від самого об'єкта (мети), якщо він є точковим джерелом (зірка) і досить яскраво - яскравіше за зірку шостої величини (найслабша зірка, помітна неозброєним оком). Однак багато об'єктів, цікаві для астрономів, не є точковими джерелами, а є протяжними об'єктами (такі, як планети або туманності), більш ніж у тисячі разів слабшаючи зірки шостої величини. У цих випадках можна використовувати найближчу зірку, щоб визначити опорний хвильовий фронт, але світло має проходити через ту ж ділянку атмосфери, через яку проходить світло від об'єкта, що вивчається. Це означає, що така опорна зірка має бути всередині кута близько 2 кутових секунд. Це відповідає дуже малій частині неба, в якій важко знайти досить яскраву зірку. Таким чином, залишається єдина альтернатива: штучно створити дороговказу (маяк), яскравіший за шосту величину.

Тут лазер набирає чинності. Таке штучне джерело виходить шляхом освітлення потужним лазером деякої області у верхніх шарах атмосфери, де є речовини, які при освітленні здатні їх перевипромінювати світло. Натрій, який є в достатній концентрації в атмосфері між 80 і 100 км, можна використовувати з цією метою. Для збудження натрію (D-лінія) використовується лазер з довжиною хвилі 5890 А. Системи з такими опорними зірками були, наприклад, побудовані в обсерваторіях в Альбукерці (Нью Мексика, США), Калар Альто (Іспанія), і в Лікській обсерваторії (Каліфорнія) , США).

Незабаром астрономи зможуть вимірювати діаметри зірок яскравіше, ніж десята величина; спостерігати плями на їх поверхні та вимірювати зміни в положенні, що дозволяють судити про наявність планет навколо них. Величезний досягнутий прогрес дозволяє нам вірити, що вдасться побачити планети поблизу віддалених зірок. Ці планети слід побачити на тлі розсіяного світла самої зірки, навколо якої вони обертаються (відмінність у яскравостях 109). З іншого боку, у дослідженнях з пошуку планет можна використовувати саму зірку як опорне джерело. Наступне покоління наземних телескопів дасть змогу виявити планети, що обертаються навколо деяких із найближчих до нас зірок.

Розсип зірок, що ніби підморгують спостерігачеві, виглядає дуже романтично. Але в астрономів це гарне мерехтіння викликає зовсім не захоплення, а протилежні почуття. На щастя, є спосіб виправити ситуацію.

Олексій Левін

Експеримент, що вдихнув нове життя у науку про космос, було виконано над знаменитої обсерваторії і над гігантському телескопі. Фахівці дізналися про нього зі статті Successful Tests of Adaptive Optics, опублікованої в астрономічному журналі The Messenger у 1989 році. Там були представлені результати випробувань електрооптичної системи Come-On, що призначена для коригування атмосферних спотворень світла космічних джерел. Їх провели з 12 по 23 жовтня на 152 см рефлектор французької обсерваторії OHP (Observatoire de Haute-Province). Система спрацювала настільки добре, що автори почали статтю твердженням, що «давня мрія астрономів, які працюють на наземних телескопах, нарешті здійснилася завдяки створенню нової техніки оптичних спостережень адаптивної оптики».

А за кілька років системи адаптивної оптики (АТ) почали ставити на великі інструменти. У 1993 році ними оснастили 360 см телескоп Європейської південної обсерваторії (ESO) в Чилі, трохи пізніше - такий же інструмент на Гаваях, а потім і 8-10-метрові телескопи. Завдяки АТ в наземні інструменти можна спостерігати світила у видимому світлі з роздільною здатністю, яка була лише космічного телескопа Hubble, а в інфрачервоних променях — навіть з більш високою. Наприклад, у дуже корисній для астрономії ділянці ближньої інфрачервоної зони з довжиною хвилі 1 мкм Hubble забезпечує роздільну здатність 110 кутових мс, а 8-метрові телескопи ESO - до 30 мс.

Насправді, коли французькі астрономи випробовували свою систему АТ, США вже існували аналогічні пристрої. Але створили їх зовсім задля потреб астрономії. Замовником цих розробок був Пентагон.

Сенсор Шека-Хартмана працює так: залишивши оптичну систему телескопа, світло проходить крізь ґрати з невеликих лінз, що спрямовують його на ПЗЗ-матрицю. Якби випромінювання космічного джерела чи штучної зірки поширювалося у вакуумі чи ідеально спокійній атмосфері, всі міні-лінзи фокусували б його суворо у центрі відведених їм пікселів. Через атмосферні завихрення точки сходження променів «гуляють» поверхнею матриці, і це дозволяє реконструювати самі обурення.

Коли повітря перешкода

Якщо спостерігати в телескоп дві зірки, розташовані на небі дуже близько один до одного, їх зображення зіллються в одну крапку, що світиться. Мінімальна кутова відстань між такими зірками, обумовлена ​​хвильовою природою світла (дифракційна межа), - це і є роздільна здатність приладу, і вона прямо пропорційна довжині хвилі світла і обернено пропорційна діаметру (апертурі) телескопа. Так, для триметрового рефлектора при спостереженнях у зеленому світлі ця межа становить близько 40 кутових мс, а для 10-метрового — трохи більше 10 мс (під таким кутом дрібна монета видно з відстані 2000 км).

Однак ці оцінки справедливі лише для спостережень у вакуумі. У земній атмосфері постійно виникають ділянки локальної турбулентності, що кілька сотень разів на секунду змінює щільність і температуру повітря і, отже, його показник заломлення. Тож у атмосфері фронт світлової хвилі від космічного джерела неминуче розпливається. В результаті реальна роздільна здатність звичайних телескопів у кращому випадку становить 0,5-1 кутову секунду і сильно не дотягує до дифракційної межі.

Раніше розміри коригованих зон небосхилу обмежувалися клітинами зі стороною 15 кутових мс. У березні 2007 року на одному з телескопів ESO була вперше випробувана мультисполучена адаптивна оптика (MCAO). Вона промацує турбулентності на різних висотах, що дозволило збільшити розмір поля зору до двох і більше кутових хвилин. «У цьому столітті можливості АТ сильно розширилися, — каже професор астрономії та астрофізики Клер Макс, директор Центру адаптивної оптики Каліфорнійського університету в Санта-Крус. — На великих телескопах встановлені системи з двома і трьома деформованими дзеркалами, до яких належить і МСАО. З'явилися нові сенсори хвильового фронту та потужніші комп'ютерні програми. Створені дзеркала з мікроелектромеханічними актуаторами, що дозволяють змінювати форму поверхні, що відбиває краще і швидше, ніж актуатори на п'єзоелектриках. В останні роки розроблено та випробувано експериментальні системи мультиоб'єктної адаптивної оптики (МОАО), за допомогою яких можна одночасно відстежувати до десяти і більше джерел у полі зору діаметром 5-10 кутових хвилин. Їх встановлять на телескопах нового покоління, які розпочнуть роботу у наступному десятилітті».

Путівні зірки

Уявімо прилад, який сотні разів на секунду аналізує світлові хвилі, що пройшли через телескоп на предмет виявлення слідів атмосферних завихрень і за цими даними змінює форму деформованого дзеркала, вміщеного у фокусі телескопа, щоб нейтралізувати атмосферні перешкоди і в ідеалі зробити зображення об'єкта «вакуум. У цьому випадку роздільна здатність телескопа обмежується виключно дифракційною межею.

Однак є одна тонкість. Зазвичай світло далеких зірок і галактик надто слабке для надійної реконструкції хвильового фронту. Інша справа, якщо поруч із об'єктом, що спостерігається, є яскраве джерело, промені від якого йдуть до телескопа майже таким же шляхом, — ними-то і можна скористатися для зчитування атмосферних перешкод. Саме таку схему (у дещо урізаному вигляді) у 1989 році випробували французькі астрономи. Вони вибрали кілька яскравих зірок (Денеб, Капеллу та інші) і за допомогою адаптивної оптики справді покращили якість їхніх зображень під час спостережень в інфрачервоному світлі. Незабаром такі системи, що використовують зірки-маяки (guide stars) земного небосхилу, почали застосовувати на великих телескопах для реальних спостережень.

Але яскравих зірок на земному небі небагато, тому ця методика придатна для спостережень лише 10% небесної сфери. Але якщо природа не створила відповідне світило в потрібному місці, можна створити штучну зірку — за допомогою лазера викликати на великій висоті свічення атмосфери, яке стане опорним джерелом світла для системи, що компенсує.

Цей метод у 1985 році запропонували французькі астрономи Рено Фуа та Антуан Лабейрі. Приблизно тоді ж аналогічні висновки дійшли і їхні колеги зі США Едвард Кібблуайт і Лейрд Томсон. У середині 1990-х лазерні випромінювачі в парі з апаратурою АТ з'явилися на телескопах середніх розмірів у Лікській обсерваторії США та в обсерваторії Калар Альто в Іспанії. Однак цій техніці знадобилося близько десяти років, щоб вона знайшла застосування на 8-10-метрових телескопах.

Виконавчий елемент системи адаптивної оптики - це деформоване дзеркало, що згинається за допомогою п'єзоелектричних або електромеханічних приводів (актуаторів) за командами системи управління, яка отримує та аналізує дані про спотворення від датчиків хвильового фронту.

Військовий інтерес

Історія адаптивної оптики має як явну, а й таємну бік. У січні 1958 року в Пентагоні започаткували нову структуру, Управління перспективних оборонних дослідницьких проектів — Advanced Research Projects Agency, ARPA (зараз DARPA), відповідальне за розробку технологій для нових поколінь зброї. Це відомство відіграло першорядну роль у створенні адаптивної оптики: для спостереження за радянськими орбітальними апаратами були потрібні нечутливі до атмосферних перешкод телескопи з максимально високою роздільною здатністю, а в перспективі розглядалося завдання створення лазерної зброї для знищення балістичних ракет.

У середині 1960-х під контролем ARPA було запущено програму вивчення атмосферних збурень та взаємодії лазерного випромінювання з повітрям. Цим займалися в дослідному центрі RADC (Rome Air Development Center), розташованому на авіабазі Гріффіс у штаті Нью-Йорк. Як опорне джерело світла використовували потужні прожектори, встановлені на бомбардувальниках, що пролітають над полігоном, і це було настільки вражаючим, що перелякані жителі часом зверталися в поліцію!

Навесні 1973 року ARPA та RADC підрядили приватну корпорацію Itec Optical Systems для участі у розробці приладів, що компенсують розсіювання світла під впливом атмосферних збурень, у рамках програми RTAC (Real-Time Atmospheric Compensation). Співробітники Itec створили всі три головні компоненти АТ — інтерферометр для аналізу збурень світлового фронту, дзеркало, що деформується, для їх виправлення та систему управління. Їхнє перше дзеркало дводюймового діаметру було зроблено зі скла, покритого відбиваючою плівкою з алюмінію. В опорну пластинку були вбудовані п'єзоелектричні актуатори (21 штука), здатні під дією електричних імпульсів скорочуватися та подовжуватися на 10 мкм. Вже перші лабораторні тести, проведені того ж року, свідчили про успіх. А наступного літа нова серія тестів продемонструвала, що експериментальна апаратура може виправити лазерний промінь вже на відстані кілька сотень метрів.

Ці суто наукові експерименти ще були засекречені. Однак у 1975 року було затверджено закриту програму CIS (Compensating Imaging System) розробки АТ у сфері Пентагону. Відповідно до неї було створено досконаліші сенсори хвильового фронту і деформовані дзеркала з сотнями актуаторів. Цю апаратуру встановили на 1,6-метровому телескопі на вершині гори Халеакала на гавайському острові Мауї. У червні 1982 року з її допомогою вперше вдалося одержати фотографії штучного супутника Землі прийнятної якості.

З лазерним прицілом

Хоча експерименти на Мауї тривали ще кілька років, центр розробки перемістився до спеціальної зони авіабази Кіртленд у штаті Нью-Мексико, на секретний полігон Sandia Optical Range (SOR), де вже давно працювали над лазерною зброєю. У 1983 році група під керівництвом Роберта Ф'югейта приступила до експериментів, в ході яких слід було вивчити лазерне сканування неоднорідностей атмосфери. Цю ідею в 1981 висунув американський фізик Джуліус Фейнлейб, і тепер її потрібно було перевірити на практиці. Фейнлейб запропонував використовувати у системах АТ пружне (релєєвське) розсіювання квантів світла на неоднорідностях атмосфери. Деякі з розсіяних фотонів повертаються до точки, з якої пішли, і у відповідній ділянці небосхилу виникає характерне світіння майже точкового джерела — штучна зірка. Ф'югейт з колегами реєстрували спотворення хвильового фронту відбитого випромінювання на шляху до Землі і порівнювали їх з аналогічними обуреннями зоряного світла, що прийшов з цієї ділянки небосхилу. Обурення виявилися майже ідентичними, що підтвердило можливість використання лазерів на вирішення завдань АТ.

Ці виміри не вимагали складної оптики – вистачило простих дзеркальних систем. Однак для більш надійних результатів їх треба було повторити на хорошому телескопі, який і був встановлений на SOR у 1987 році. Ф'югейт із помічниками провели на ньому експерименти, в ході яких і народилася адаптивна оптика з рукотворними зірками. У лютому 1992 року було отримано перше значно покращене зображення небесного тіла - Бетельгейзе (найяскравішого світила сузір'я Оріона). Незабаром можливості методу продемонстрували на фотографіях ще ряд зірок, каблучок Сатурна та інших об'єктів.

Група Фьюгейта запалювала штучні зірки потужними лазерами на парах міді, що генерували 5000 імпульсів на секунду. Така висока частота спалахів дозволяє сканувати навіть короткоживучі турбулентності. На зміну інтерферометричним сенсорам хвильового фронту прийшов досконаліший сенсор Шека-Хартмана, винайдений на початку 1970-х років (до речі, теж на замовлення Пентагону). Дзеркало з 241 актуатором, поставлене фірмою Itec, могло змінювати форму 1664 рази на секунду.

Підняти вище

Релеєвське розсіювання досить слабке, тому його збуджують у діапазоні висот 10-20 км. Промені від штучної опорної зірки розходяться, тоді як промені від набагато далекого космічного джерела суворо паралельні. Тому їх хвильові фронти спотворюються в турбулентному шарі не зовсім однаково, що позначається на якості скоригованого зображення. Зірки-маяки краще запалювати на більшій висоті, але релеївський механізм тут непридатний.

Навесні 1991 року Пентагон вирішив зняти гриф секретності з більшої частини робіт з адаптивної оптики. Розсекречені результати 1980-х стали надбанням астрономів.

Цю проблему в 1982 вирішив професор Прінстонського університету Вілл Харпер. Він запропонував скористатися тим, що в мезосфері на висоті близько 90 км багато атомів натрію, які там накопичилися через згоряння мікрометеоритів. Харпер запропонував збуджувати резонансне світіння цих атомів з допомогою лазерних імпульсів. Інтенсивність такого світіння при рівній потужності лазера на чотири порядки вище сили світла при релеївському розсіюванні. Це була лише теорія. Її практичне втілення стало можливим завдяки зусиллям співробітників Лінкольнівської лабораторії, розташованої на Хенському авіабазі в штаті Массачусетс. Влітку 1988 року вони здобули перші знімки зірок, виконані за допомогою мезосферних маяків. Однак якість фотографій не була високою, і реалізація методу Харпера зажадала багаторічного шліфування.

B 2013 був успішно випробуваний унікальний прилад Gemini Planet Imager для фото-і спектрографування екзопланет, призначений для восьмиметрових телескопів Gemini. Він дозволяє за допомогою АТ спостерігати планети, чия видима яскравість у мільйони разів менша за яскравість зірок, навколо яких вони звертаються.

Навесні 1991 року Пентагон вирішив зняти гриф секретності з більшої частини робіт з адаптивної оптики. Перші повідомлення про неї було зроблено у травні на конференції Американської астрономічної асоціації у Сіетлі. Незабаром були і журнальні публікації. Хоча американські військові продовжували займатися адаптивною оптикою, розсекречені результати 1980-х стали надбанням астрономів.

Великий урівнювач

«АТ вперше дала можливість наземним телескопам отримувати дані про структуру дуже далеких галактик, — каже професор астрономії та астрофізики Клер Макс з університету Санта-Крус. — До настання ери АТ їх можна було спостерігати в оптичному діапазоні лише з космосу. Усі наземні спостереження руху зірок поблизу надмасивної чорної дірки у центрі Галактики ведуться з допомогою АТ.

АТ багато дала і вивчення Сонячної системи. З її допомогою отримано широку інформацію про пояс астероїдів — зокрема, про подвійні астероїдні системи. АТ збагатила знання про атмосфери планет Сонячної системи та їх супутників. Завдяки їй вже років п'ятнадцять ведуться спостереження газової оболонки Титана, найбільшого супутника Сатурна, що дозволили відстежити добові та сезонні зміни його атмосфери. Так що вже накопичено великий масив даних про погодні умови на зовнішніх планетах та їх сателітах.

У певному сенсі адаптивна оптика зрівняла можливості земної та космічної астрономії. Завдяки цій технології найбільші стаціонарні телескопи з їх гігантськими дзеркалами забезпечують набагато кращий дозвіл, ніж «Хаббл» або ще не запущений ІЧ-телескоп «Джеймс Вебб». До того ж вимірювальні прилади для наземних обсерваторій немає жорстких вагових і габаритних обмежень, яким підпорядковане проектування космічної апаратури. Тож зовсім не буде перебільшенням сказати, — закінчила професор Макс, — що адаптивна оптика радикально перетворила багато гілок сучасної науки про Всесвіт».