Адаптивна оптика - история на лазера. „Текущи проблеми на адаптивната оптика“ Обобщение на това, което характеризира адаптивната оптика

Змист стати

АДАПТИВНА ОПТИКА,в астрономията - автоматична оптико-механична система, предназначена да коригира в реално време атмосферните условия в изображението, получено от телескоп. Адаптивните оптични системи са инсталирани в оптични и наземни инфрачервени телескопи за подобряване на яснотата на изображението. Те са необходими и за работата на астрономически интерферометри, които се използват за измерване на размера на звездите и търсене на техните близки спътници, особено планети. Адаптивните оптични системи могат да се използват и с неастрономически програми: например, ако е необходимо да се наблюдава формата на изкуствените спътници на Земята въз основа на техните знания. Развитието на адаптивни оптични системи започва през 70-те години на миналия век и достига особен мащаб през 80-те години във връзка с програмата за „ранна война“, която включва разработването на наземна лазерна просателитна броня. Първите стандартни активни оптични системи започнаха да се използват на големи астрономически телескопи около 2000 г.

Атмосферни фабрики.

В замяна на светлината, която идва от космическите струи, преминавайки през разнородната атмосфера на Земята, ние разпознаваме силни ефекти. Например, светлинният фронт на светлината, който идва от далечно огледало (което може да се види в безкрайно отдалечена точка), приема идеално плоска форма на текущата граница на атмосферата. След като премине през турбулентната обвивка и достигне повърхността на Земята, плоският ръбест фронт губи формата си и става подобен на ръбестата повърхност на морето. Това води до точката, в която изображението на окото се превръща от „петнисто“ в непрекъснато триъгълно и се появява замъгляване. Когато се пазим от незащитено око, ние възприемаме мигането и високите честоти на звезда като швед. Когато гледате внимателно телескопа, заменете „точковото“ огледало с триизмерна плазма, която блести; образите на близките един по един се ядосват и стават неописуеми; разширените обекти - Луната и Слънцето, планетите, мъглявините и галактиките - губят острота, губят други детайли.

На снимки, направени с телескопи, размерът на най-детайлните части става 2–3І; при най-късите обсерватории понякога става 0,5I. Важно е да се отбележи, че в зависимост от атмосферните условия телескоп с леща с диаметър 1 m дава разделителна способност приблизително 0,1 I, а с леща 5 m дава разделителна способност 0,02 I. Всъщност такава висока яркост на изображението в основните наземни телескопи никога не се реализира чрез атмосферен приток.

Пасивен метод за борба с атмосферното замърсяване се крие във факта, че обсерваториите ще бъдат на върховете на планините, обикновено на надморска височина от 2-3 km, избирайки там, където има ясна и спокойна атмосфера ( см. астроклимат). Би било практически невъзможно да има обсерватории и да работи на надморска височина над 4,5 км. Следователно в най-високите обсерватории на голяма надморска височина по-голямата част от атмосферата все още се прехвърля към телескопа и изображенията са напълно празни.

Ролята на астронома-монитор.

Очевидната цел „да се заснемат изображения по-красиво, предвид атмосферата“ в астрономията работи по различни начини. Исторически, поради необходимостта от визуална грижа в телескопа, астрономите са се научили внимателно да улавят моментите на ярки изображения. Поради внезапния характер на атмосферните условия ефектите от вонята стават незначителни и в изображението се появяват други детайли. Най-пълните и старателни наблюдения се провеждат от години и са успели да нарисуват дори най-фините детайли на повърхността на Луната и планетите, както и да се появяват и изчезват още повече и звезди. Но изключителната липса на обективност на този метод беше ясно разкрита от историята на марсианските канали: някои наблюдатели ги видяха, други не.

Използването на фотографски плаки в астрономията позволи да се разкрие липсата на нови обекти, недостъпни за окото поради ниската им яркост. Въпреки това, фотоемулсията със слабо изсветляване има много малка чувствителност към светлина, така че 20 супени лъжици на кочан. астрономическата фотография изисква голямо разнообразие от експозиции. През този час атмосферната температура значително намалява яркостта на изображението до същото ниво като визуалното.

Няколко астрономи са се опитали да се борят с това явление, като независимо отчитат ролята на активните и частично адаптивни оптични системи. Така американските астрономи JE Keeler (J.E. Keeler, 1857–1900) и W. Baade (W., 1893–1960) регулират фокуса на телескопа по време на часа на експозиция, като предпазват дори от големи увеличения (около 3000 пъти) формата на Komi Zirok в края на полето има зора. А известният дизайнер на телескопи Дж. У. Ричи (Ritchey G.W., 1864-1945) разработи специална фотокасета на подвижна платформа - така наречената „касета на Ричи“; С това можете бързо да преместите фотографската плака извън фокуса на телескопа, като я замените с фокусиращо устройство (долно Фуко), след което завъртете касетата точно в предна позиция. По време на часа на експониране Рича извади лентата няколко пъти, когато почувства нужда да коригира фокуса. Освен това, внимавайки за точността на изображението и позицията му в окуляра, поставяйки ръката от касетата, Ричи постепенно коригира позицията на касетата и се научи бързо да затваря затвора, когато изображенията се замърсят. Този робот упражни много високо напрежение върху астронома, след което самият Ричи отне от този метод чудодейните снимки на спирални галактики и краищата на огледалото станаха видими; Тези чудотворни изображения са били виждани сред всички последователи на 20-ти век. Въпреки това, широката компактност на касетата Richa не е премахната поради голямата сгъваемост на работата с нея.

Развитието на фотографските и видео технологии направи възможно бързото заснемане на изображения на обект във филмов режим с по-нататъшен избор на най-отдалечените изображения. Съществуват и по-фини методи за апостериорен анализ, например методи на спекъл интерферометрия, които позволяват да се открие разтварянето и яркостта на обекти отдалече в нарушена атмосфера, като "точкови" огледала. Математическите техники за изобразяване също правят възможно подобряването на контраста и разкриването на фини детайли. В допълнение към предписаните методи, не застоявайте в процеса на предпазливост.

Принципи на адаптивната оптика.

Изстрелване в орбита през 1990 г. Оптичният телескоп "Хъбъл" с диаметър 2,4 м и неговият изключително ефективен робот вече изведоха на преден план големите възможности на телескопите, които не са обременени от атмосферното замърсяване. С високото ниво на напредък в развитието и работата на космическия телескоп, астрономите се опитват да разберат как да компенсират атмосферните промени в светлината на Земята. Появата на високоскоростни компютри и, не на последно място, желанието на военните да създадат система за космическа броня с наземни лазери, създаде нова система за компенсиране на атмосферните смущения на изображението в реално време. Системата за адаптивна оптика ви позволява да проверите и стабилизирате вълновия фронт на разпространението, преминал през атмосферата, което прави възможно не само премахването на ясно изображение на космически обект от фокуса на телескопа, но и показването му от земята към космоса, лазерите са рязко фокусирани. За съжаление военни устройства от този тип не са внедрени, но конструкцията на този директен робот значително помогна на астрономите да приложат напълно теоретичните параметри на големите телескопи зад оста на изображението. Преди това развитието на активната оптика направи възможно разработването на наземни оптични интерферометри, базирани на телескопи с голям диаметър: след преминаване през атмосферата кохерентността на светлината стана по-малка от 10 cm, наземен интерферометър без адаптивен ops система Не мога да практикувам тикове.

Целта на адаптивната оптика е да неутрализира смущенията в реално време, въведени от атмосферата в изображението на космически обект. Адаптивната система работи едновременно с активна оптична система, която поддържа дизайна и оптичните елементи на телескопа в „идеално“ състояние. Работейки в пълна, активна и адаптивна оптика системи довеждат яркостта на изображението до изключително високо ниво, което се определя от фундаментални физически ефекти (най-важното е дифракцията на светлината върху лещата на телескопа).

Принципите на активните и адаптивните оптични системи са сходни. Офанзива Три основни елемента: 1) анализатор Zyutzhennya, 2) comp'yuter іz знаци, той сигнализира сигналите на ядрото tu 3) Vikonomich механизиран, оптичната система на телескопа е така, Zytalnnya Schob стана „odeal“. Има голяма гъвкавост между тези системи, тъй като корекцията на недостатъците на самия телескоп (активна оптика) може да се извършва редовно - на интервали от няколко секунди до 1 седмица; За да се коригират смущенията, внасяни от атмосферата (адаптивна оптика), е необходимо значително по-често – от няколко десетки до хиляди пъти в секунда. Следователно адаптивната оптична система не може да промени формата на масивното огледало на главата на телескопа и се обърква от формата на специално „леко и меко“ огледало, инсталирано в изходната точка на телескопа.

Внедряване на адаптивна оптика.

През 1953 г. американският астроном Хорас Бабкок (Babcock H.W., р. 1912 г.) пръв посочва възможността за коригиране на атмосферните смущения в изображенията с помощта на деформирано огледало. За да се компенсира влошаването на вените, околността на леката смес се запълва с маслена стопилка, чиято повърхност се деформира от електростатични сили. Днес за подобни цели се използват огледала от тънки влакна с електростатично управление, но по-популярният е механизмът с копчета и пиезоелементи с огледална повърхност.

Плосък фронт на светлинна вълна, преминавайки през атмосферата, се появява и образува сгъваема структура близо до телескопа. За да характеризирате кохерентността, задайте параметъра vicor r 0 - радиуса на кохерентност на фронта на вълната, който се определя като нарастване, при което средната квадратична фазова разлика достига 0,4 от фронта на вълната. Във видимия диапазон, до 500 nm, в най-важните капки r 0 е в диапазона от 2 до 20 cm; Umovi, ако r 0 = 10 cm, често се считат за типични. Същата отделна сграда на голям наземен телескоп, който работи през турбулентна атмосфера с дълга експозиция, е подобна отделна сграда на идеален телескоп с диаметър r 0, който работи през атмосферата. Оставащата стойност на r 0 нараства приблизително пропорционално до края на фазата на вибрация (r 0 µ l 6/5), атмосферното производство в инфрачервения диапазон е значително по-малко, по-ниско от видимото.

За малки наземни телескопи, чийто диаметър е равен на r 0, може да се вземе предвид, че предната част на гръбначния стълб е плоска между лещата и в същото време се прилага по плосък начин към средния ръб. Напредването на фронта предполага звука на изображението във фокалната равнина или, както смятат астрономите, три трети (в атмосферната физика се приема терминът „флуктуации около времето на пристигане“). За да се компенсира триизмерността в такива телескопи, е необходимо да се монтира плоско керамично огледало, което се простира по две взаимно перпендикулярни оси. Доказателствата показват, че това най-просто, най-ново устройство в адаптивната оптична система на малък телескоп може ефективно да подобри яркостта на изображението при трудни експозиции.

За телескопи с голям диаметър (D), около (D/r 0) 2 квазиплоски елемента от предната част на гръбначния стълб са разположени плоско върху лещата. Това число показва възможността за сгъване на дизайна на компенсиращото огледало. Редица положителни елементи, които се свиват и разширяват под въздействието на сигнали, се контролират с висока честота (до стотици херца), променяйки формата на "мекото" огледало. Важно е да се прецени, че при голям телескоп (D = 8-10 m) има външна корекция на формата на сребърния фронт в оптичния диапазон на вимагатима на огледалото, което коригира (10 m / 10 cm) 2 = 10 000 керамични елемента. При сегашното ниво на развитие на адаптивните оптични системи това е практически невъзможно. Но в близкия инфрачервен диапазон, където стойността r 0 = 1 m, огледалото, което се регулира, трябва да побере около 100 елемента, което е напълно възможно. Например адаптивната оптична интерферометърна система на Големия телескоп (VLT) на Европейската обсерватория в Чили има огледало, което е направено от 60 керамични елемента.

За да вибрира сигналите, които оформят огледалото, което се настройва, първо анализирайте изображението на яркото единично огледало. За да използвате використ, предният анализатор на шпиндела е разположен в изходната зона на телескопа. Чрез матрица от малки лещи светлината от огледалото се предава на CCD матрица, чиито сигнали се дигитализират и анализират от компютър. Програмата, която променя формата на огледалото, което се модифицира, има за цел да гарантира, че изображението на огледалото има перфектен вид на „точко“.

Експериментите с адаптивни оптични системи започват в края на 80-те години и до средата на 90-те години са получени много обнадеждаващи резултати. От 2000 г. почти всички големи телескопи са оборудвани с такива системи, които позволяват отделната част на телескопа да се доближи до неговата физическа (дифракционна) граница. След падането на листата през 2001 г. адаптивната оптична система започна да работи на 8,2-метровия телескоп Yepun, който се намира на мястото на VLT на Европейската наземна обсерватория в Чили. Това подобри яркостта на картината, което е важно да се отбележи: сега граничният диаметър на изображението става 0,07º в диапазона K (2,2 µm) и 0,04º в диапазона J (1,2 µm).

Огледало на парче.

За бърз анализ на изображението в системата за адаптивна оптика се използва референтно огледало, което може да бъде много ярко, чиито фрагменти се разделят леко от гръбначния преден анализатор на стотици канали и често се регистрират в кожата Това е близо до 1 kHz. Дотогава ярката референтна звезда трябва да се появи в небето близо до обекта, който се движи. Зрителното поле на телескопа обаче не винаги става по-рязко: в небето няма толкова много ярки звезди, така че доскоро адаптивните оптични системи успяваха да открият по-малко от 1% от небето. За да се разбере това ограничение, беше решено да се инсталира „парче маяк“, който ще бъде поставен близо до обекта, който се открива, и ще помогне за изследване на атмосферата. Експериментите показват, че за активната оптика е лесно да създаде „парче огледало“ (LGS = Laser Guide Star) в горните слоеве на атмосферата с помощта на специален лазер - малък ярък пламък, който постоянно присъства в зрителното поле на телескопа. Като правило, за което се използва лазер без прекъсване, с изходно напрежение от десет вата, регулирано към честотата на натриевата резонансна линия (например към линията D 2 Na). Този лазер е фокусиран в атмосферата на надморска височина от приблизително 90 km, където има естествена топка от вятър, богата на натрий, която се задейства от лазерния обмен. Физическият размер на зоната, която свети, става приблизително 1 m, която от разстояние 100 km се компресира като обект с кожен диаметър приблизително 1I.

Например системата ALFA (Адаптивна оптика с лазер за астрономия), подразделение на Института по земна физика и Института по астрономия на партньорството im. Max Planck (Nimeczina) и пуснат в пълна експлоатация през 1998 г., аргонов лазер с изпомпваща мощност от 25 W произвежда берберис лазер с изходна мощност от 4,25 W, което дава тласък в линия D 2 натрий. Това устройство създава огледало от една част с визуален отблясък 9-10. Въпреки това, появата на аерозол в атмосферата или предпазливостта на големите противовъздушни станции значително ще намалят яркостта и яркостта на огледалото.

Фрагменти от мощния лазер от ранната нощ ослепиха пилота, астрономите преживяха мерки за безопасност. Видеокамера със зрително поле от 20 0 се движи през същия телескоп зад зоната на небето близо до монолитното огледало и при появата на всеки обект вижда команда за затвора, който блокира лазерния лъч.

Създаването е около 20 век. адаптивните оптични системи откриха нови перспективи за наземната астрономия: сегашният обхват на големите наземни телескопи във видимия диапазон се доближи до възможностите на космическия телескоп Хъбъл, а в близкия инфрачервен диапазон shchiv их. Адаптивната оптика скоро ще позволи въвеждането на страхотна оптична интерферометрия, данни, наблюдение и наблюдение на планети в други звезди.

Владимир Сурдин

: « Отдавна не знаете как работи системата за лазерна стабилизация на изображението в телескопите. На снимките телескопите с такава система изглеждат много добре.

Нека се опитаме да се оженим сега.

Атмосферата, необходима за хората и другите форми на живот на Земята, е почти навсякъде прокълната от астрономите. Той е чудесно подходящ за дишане, но ако отдясно стигнете до астрономическите стражи на тъмни обекти, атмосферата постепенно ще свие изображението.

Този проблем е бил известен още на Исак Нютон през 1704 г. Разбираемо е, че турбулентността на атмосферата влияе върху формирането на изображението. И така, точно както топлинните отвори, които се разпространяват над нагрятата земя, могат да ни дадат външния вид, изображението на далечен обект, образувано от телескоп, се причинява от температурни промени в атмосферната сфера, която добавям към крема . Следователно светлината е тази, която влиза в телескопа, достига до новия по различни траектории и изчезва в различни точки на входната апертура. Размерът на изображението зависи от статистическите характеристики на пространствената честота на турбулентност, която се нарича дългосрочна кохерентност или r0, която е равна на 10 cm на добро място. Е, за добро, отделната сграда на големия телескоп (с диаметър 4 или 8 метра) може да бъде подравнена с тази, която дава 10 см телескоп; Изображенията няма да бъдат по-резки, отколкото позволява атмосферата.

Атмосферната турбуленция възниква, така че една голяма бленда на телескопа се заменя със слепи бленди на малки телескопи с размер r0 и телескопът на кожата изпитва трептене независимо от другите и така че около точката на изображението може да няма Бих отишъл. Степента на разклащане се определя от друг статистически параметър - часът на кохерентност, който е от порядъка на 1 ms.

В резултат на това изображението става размито и триизмерно, подобно на тритонни ръце, но с честота, която достига хиляди херца!

Защо да сте плахи?

Едно решение на този проблем, предложено от Нютон, е инсталирането на телескопи в по-голямо пространство. Това решение обяснява защо съвременните астрономически телескопи са инсталирани на върховете на планините, разположени на въздушни охладители и флаери, или например космическият телескоп Хъбъл, разположен в околоземна орбита. Така че, тъй като космическият телескоп се разширява отвъд между-
от земната атмосфера, той реализира новата функционалност на своята 2,4-метрова апертура и прави възможно постигането на революционни резултати в астрофизиката. Има обаче само един такъв телескоп и той позволява ограничена предпазливост. Ако беше възможно да се реализира отделната конструкция на такива големи отвори, това би било голям успех в астрономията. За щастие има технология, която ви позволява да печелите пари.

През 1953 г. Хорас Бабкок изобретява инструмент, който може да симулира атмосферно производство в реално време и да коригира техните оптични компоненти, които вероятно ще претоварят. Наличните по онова време технологии не позволиха концепцията да бъде реализирана, но основната концепция беше подкрепена от съвременни технологии, които се развиват с времето, тези, които също са обект на адаптивната оптика.

Адаптивната оптика е автоматична оптико-механична система, предназначена да коригира действителните атмосферни условия на изображението, създадено от телескоп. Адаптивните оптични системи са инсталирани в оптични и наземни инфрачервени телескопи за подобряване на яснотата на изображението. Те са необходими и за работата на астрономически интерферометри, които се използват за измерване на размера на звездите и търсене на техните близки спътници, особено планети. Адаптивните оптични системи могат да се използват и с неастрономически програми: например, ако е необходимо да се наблюдава формата на изкуствените спътници на Земята въз основа на техните знания. Развитието на адаптивни оптични системи започва през 70-те години на миналия век и достига особен мащаб през 80-те години във връзка с програмата за „ранна война“, която включва разработването на наземна лазерна просателитна броня. Първите стандартни активни оптични системи започнаха да се използват на големи астрономически телескопи около 2000 г.

В замяна на светлината, която идва от космическите струи, преминавайки през разнородната атмосфера на Земята, ние разпознаваме силни ефекти. Например, светлинният фронт на светлината, който идва от далечно огледало (което може да се види в безкрайно отдалечена точка), приема идеално плоска форма на текущата граница на атмосферата. След като премине през турбулентната обвивка и достигне повърхността на Земята, плоският ръбест фронт губи формата си и става подобен на ръбестата повърхност на морето. Това води до точката, в която изображението на окото се превръща от „петнисто“ в непрекъснато триъгълно и се появява замъгляване. Когато се пазим от незащитено око, ние възприемаме мигането и високите честоти на звезда като швед. Когато гледате внимателно телескопа, заменете „точковото“ огледало с триизмерна плазма, която блести; образите на близките един по един се ядосват и стават неописуеми; разширените обекти - Луната и Слънцето, планетите, мъглявините и галактиките - губят острота, губят други детайли.

На снимки, направени с телескопи, размерът на най-детайлните части става 2-3І; при най-късите обсерватории понякога става 0,5I. Важно е да се отбележи, че в зависимост от атмосферните условия телескоп с обектив с диаметър 1 m дава разделителна способност приблизително 0,1I, а с обектив 5 m дава разделителна способност 0,02I. Всъщност такава висока яркост на изображението в основните наземни телескопи никога не се реализира чрез атмосферен приток.

Пасивен метод за борба с атмосферното замърсяване се крие във факта, че обсерваториите ще бъдат разположени на върховете на планините, обикновено на надморска височина от 2-3 km, което води до ясна и спокойна атмосфера (разделение ASTROCLIMATE). Би било практически невъзможно да има обсерватории и да работи на надморска височина над 4,5 км. Следователно в най-високите обсерватории на голяма надморска височина по-голямата част от атмосферата все още се прехвърля към телескопа и изображенията са напълно празни.

Ролята на астронома-монитор. Очевидната цел „да се заснемат изображения по-красиво, предвид атмосферата“ в астрономията работи по различни начини. Исторически, поради необходимостта от визуална грижа в телескопа, астрономите са се научили внимателно да улавят моментите на ярки изображения. Поради внезапния характер на атмосферните условия ефектите от вонята стават незначителни и в изображението се появяват други детайли. Най-пълните и старателни наблюдения се провеждат от години и са успели да нарисуват дори най-фините детайли на повърхността на Луната и планетите, както и да се появяват и изчезват още повече и звезди. Но изключителната липса на обективност на този метод беше ясно разкрита от историята на марсианските канали: някои наблюдатели ги видяха, други не.

Използването на фотографски плаки в астрономията позволи да се разкрие липсата на нови обекти, недостъпни за окото поради ниската им яркост. Въпреки това, фотоемулсията със слабо изсветляване има много малка чувствителност към светлина, така че 20 супени лъжици на кочан. астрономическата фотография изисква голямо разнообразие от експозиции. През този час атмосферната температура значително намалява яркостта на изображението до същото ниво като визуалното.

Няколко астрономи са се опитали да се борят с това явление, като независимо отчитат ролята на активните и частично адаптивни оптични системи. Така се случи, американските астрономи J.E. Кийлър (J.E. Keeler, 1857-1900) и У. Бааде (Baade W., 1893-1960) регулират фокуса на телескопа по време на часа на експозиция, следейки за много големи увеличения (около 3000 пъти) във формата на кома на ръба на зрителното поле. А известният конструктор на телескопи Дж. Ричи (Ritchey G.W., 1864-1945) разделя специална касета за снимки върху платформа rokhomiy - така наречената „касета Ritchey“; С това можете бързо да преместите фотографската плака извън фокуса на телескопа, като я замените с фокусиращо устройство (долно Фуко), след което завъртете касетата точно в предна позиция. По време на часа на експониране Рича извади лентата няколко пъти, когато почувства нужда да коригира фокуса. Освен това, внимавайки за точността на изображението и позицията му в окуляра, поставяйки ръката от касетата, Ричи постепенно коригира позицията на касетата и се научи бързо да затваря затвора, когато изображенията се замърсят. Този робот упражни много високо напрежение върху астронома, след което самият Ричи отне от този метод чудодейните снимки на спирални галактики и краищата на огледалото станаха видими; Тези чудотворни изображения са били виждани сред всички последователи на 20-ти век. Въпреки това, широката компактност на касетата Richa не е премахната поради голямата сгъваемост на работата с нея.

Развитието на фотографските и видео технологии направи възможно бързото заснемане на изображения на обект във филмов режим с по-нататъшен избор на най-отдалечените изображения. Съществуват и по-фини методи за апостериорен анализ, например методи на спекъл интерферометрия, които позволяват да се открие разтварянето и яркостта на обекти отдалече в нарушена атмосфера, като "точкови" огледала. Математическите техники за изобразяване също правят възможно подобряването на контраста и разкриването на фини детайли. Але посочените методи не остават в застой в процеса на предпазливост

Принципи на адаптивната оптика.

Изстрелване в орбита през 1990 г. Оптичният телескоп "Хъбъл" с диаметър 2,4 м и неговият изключително ефективен робот вече изведоха на преден план големите възможности на телескопите, които не са обременени от атмосферното замърсяване. С високото ниво на напредък в развитието и работата на космическия телескоп, астрономите се опитват да разберат как да компенсират атмосферните промени в светлината на Земята. Появата на високоскоростни компютри и, не на последно място, желанието на военните да създадат система за космическа броня с наземни лазери, създаде нова система за компенсиране на атмосферните смущения на изображението в реално време. Системата за адаптивна оптика ви позволява да проверите и стабилизирате вълновия фронт на разпространението, преминал през атмосферата, което прави възможно не само премахването на ясно изображение на космически обект от фокуса на телескопа, но и показването му от земята към космоса, лазерите са рязко фокусирани. За съжаление военни устройства от този тип не са внедрени, но конструкцията на този директен робот значително помогна на астрономите да приложат напълно теоретичните параметри на големите телескопи зад оста на изображението. Преди това развитието на активната оптика направи възможно разработването на наземни оптични интерферометри, базирани на телескопи с голям диаметър: след преминаване през атмосферата кохерентността на светлината стана по-малка от 10 cm, наземен интерферометър без адаптивен ops система Не мога да практикувам тикове.

Целта на адаптивната оптика е да неутрализира смущенията в реално време, въведени от атмосферата в изображението на космически обект. Адаптивната система работи едновременно с активна оптична система, която поддържа дизайна и оптичните елементи на телескопа в „идеално“ състояние. Работейки заедно, активните и адаптивните оптични системи довеждат яркостта на изображението до изключително високо ниво, което се показва от фундаментални физически ефекти (най-важното, аберацията на светлината върху лещата на телескопа). Принципите на активните и адаптивните оптични системи са сходни. Офанзива Три основни елемента: 1) анализатор Zyutzhennya, 2) comp'yuter іz знаци, той сигнализира сигналите на ядрото tu 3) Vikonomich механизиран, оптичната система на телескопа е така, Zytalnnya Schob стана „odeal“. Има голяма разлика между тези системи, поради факта, че коригиране на недостатъците на самия телескоп (активна оптика) може да се извърши много рядко - на интервали от няколко секунди до 1 седмица; За да се коригират грешките, въведени от атмосферата (адаптивна оптика), е необходимо по-често от десетки до хиляди пъти в секунда. Следователно адаптивната оптична система не може да промени формата на масивното огледало на главата на телескопа и се обърква от формата на специално „леко и меко“ огледало, инсталирано в изходната точка на телескопа.

РеализацииI адаптивна оптика

През 1953 г. американският астроном Хорас Бабкок (Babcock H.W., р. 1912 г.) пръв посочва възможността за коригиране на атмосферните смущения в изображенията с помощта на деформирано огледало. За да се компенсира влошаването на вените, околността на леката смес се запълва с маслена стопилка, чиято повърхност се деформира от електростатични сили. Днес за подобни цели се използват огледала от тънки влакна с електростатично управление, но по-популярният е механизмът с копчета и пиезоелементи с огледална повърхност.

Плосък фронт на светлинна вълна, преминавайки през атмосферата, се появява и образува сгъваема структура близо до телескопа. За да характеризирате кохерентността, задайте використичния параметър r0 - радиуса на кохерентност на фронта на вълната, който се определя като точката, в която средната квадратична фазова разлика достига 0,4 пъти линията. Във видимия диапазон, до 500 nm, най-важните капки r0 се намират в интервала от 2 до 20 cm; Umovi, ако r0 = 10 cm, често се считат за типични. Това е отделна сграда на страхотен наземен телескоп, който работи през турбулентна атмосфера с дълга експозиция, подобна отделна сграда на идеален телескоп с диаметър r0, който работи през атмосферата. В резултат на това стойността на r0 нараства приблизително пропорционално до края на фазата на вибрация (r0 µ l6/5), атмосферното производство в инфрачервения диапазон е значително по-малко, по-ниско от очевидното.

За малки наземни телескопи, чийто диаметър може да се изравни с r0, е важно предната част на обектива да е плоска между лещите и кожата да е покрита със заоблен ръб. Напредването на фронта предполага звука на изображението във фокалната равнина или, както смятат астрономите, три трети (в атмосферната физика се приема терминът „флуктуации около времето на пристигане“). За да се компенсира триизмерността в такива телескопи, е необходимо да се монтира плоско керамично огледало, което се простира по две взаимно перпендикулярни оси. Доказателствата показват, че това най-просто, най-ново устройство в адаптивната оптична система на малък телескоп може ефективно да подобри яркостта на изображението при трудни експозиции.

За телескопи с голям диаметър (D) равнината на лещата се вписва в порядъка на (D/r0)2 квазиравнинни елементи на предната част на гръбнака. Това число показва възможността за сгъване на дизайна на компенсиращото огледало. Редица положителни елементи, които се свиват и разширяват под въздействието на сигнали, се контролират с висока честота (до стотици херца), променяйки формата на "мекото" огледало. Важно е да се оцени, че при голям телескоп (D = 8-10 m) външно коригираната форма на гофрираната предна част в оптичния диапазон на вимагатима на коригуалното огледало с (10 m/10 cm)2 = 10 000 керамични елемента . При сегашното ниво на развитие на адаптивните оптични системи това е практически невъзможно. Но в близкия инфрачервен диапазон, където стойността r0 = 1 m, огледалото, което се регулира, трябва да побере около 100 елемента, което е напълно възможно. Например адаптивната оптична интерферометърна система на Големия телескоп (VLT) на Европейската обсерватория в Чили има огледало, което е направено от 60 керамични елемента.

Изображения на звезди, направени от 10-метровия телескоп Keck с повишена и намалена турбулентност.

За да вибрира сигналите, които оформят огледалото, което се настройва, първо анализирайте изображението на яркото единично огледало. За да използвате використ, предният анализатор на шпиндела е разположен в изходната зона на телескопа. Чрез матрица от малки лещи светлината от огледалото се предава на CCD матрица, чиито сигнали се дигитализират и анализират от компютър. Програмата, която променя формата на огледалото, което се модифицира, има за цел да гарантира, че изображението на огледалото има перфектен вид на „точко“.

Експериментите с адаптивни оптични системи започват в края на 80-те години и до средата на 90-те години са получени много обнадеждаващи резултати. От 2000 г. почти всички големи телескопи са оборудвани с такива системи, които позволяват отделната част на телескопа да се доближи до неговата физическа (дифракционна) граница. След падането на листата през 2001 г. адаптивната оптична система започна да работи на 8,2-метровия телескоп Yepun, който се намира на мястото на VLT на Европейската наземна обсерватория в Чили. Това подобри яркостта на картината, което е важно да се отбележи: сега граничният диаметър на изображението става 0,07º в диапазона K (2,2 µm) и 0,04º в диапазона J (1,2 µm).

Огледало на парче. За бърз анализ на изображението в системата за адаптивна оптика се използва референтно огледало, което може да бъде много ярко, чиито фрагменти се разделят леко от гръбначния преден анализатор на стотици канали и често се регистрират в кожата Това е близо до 1 kHz. Дотогава ярката референтна звезда трябва да се появи в небето близо до обекта, който се движи. Зрителното поле на телескопа обаче не винаги става по-рязко: в небето няма толкова много ярки звезди, така че доскоро адаптивните оптични системи успяваха да открият по-малко от 1% от небето. За да се разбере това ограничение, беше решено да се инсталира „парче маяк“, който ще бъде поставен близо до обекта, който се открива, и ще помогне за изследване на атмосферата. Експериментите показват, че за активната оптика е лесно да създаде „парче огледало“ (LGS = Laser Guide Star) в горните слоеве на атмосферата с помощта на специален лазер - малък ярък пламък, който постоянно присъства в зрителното поле на телескопа. Като правило, за което се използва лазер за продължителна работа с изходно напрежение от няколко вата, настроено към честотата на натриевия резонанс (например към линията D2 Na). Този лазер е фокусиран в атмосферата на надморска височина от приблизително 90 km, където има естествена топка от вятър, богата на натрий, която се задейства от лазерния обмен. Физическият размер на зоната, която свети, става приблизително 1 m, която от разстояние 100 km се компресира като обект с кожен диаметър приблизително 1I.

Например системата ALFA (Адаптивна оптика с лазер за астрономия), подразделение на Института по земна физика и Института по астрономия на партньорството im. Макс Планк (Германия) и пуснат в пълна експлоатация през 1998 г., аргонов лазер с изпомпваща мощност от 25 W произвежда лазер върху барний с изходна мощност от 4,25 W, което дава тласък в D2 линията натрий Това устройство създава огледало от една част с визуален отблясък 9-10. Въпреки това, появата на аерозол в атмосферата или предпазливостта на големите противовъздушни станции значително ще намалят яркостта и яркостта на огледалото.

Фрагменти от мощния лазер от ранната нощ ослепиха пилота, астрономите преживяха мерки за безопасност. Видеокамера със зрително поле 200 минава през същия телескоп зад зоната на небето близо до огледалото и когато се появи някакъв обект, изпраща команда на затвора, който блокира пътя на лазера.

Създаването е около 20 век. адаптивните оптични системи откриха нови перспективи за наземната астрономия: сегашният обхват на големите наземни телескопи във видимия диапазон се доближи до възможностите на космическия телескоп Хъбъл, а в близкия инфрачервен диапазон shchiv их. Адаптивната оптика скоро ще позволи въвеждането на страхотна оптична интерферометрия, данни, наблюдение и наблюдение на планети в други звезди.

В планината Хопкинс в Аризона лъч от пет лазерни лъча е насочен към небето, за да подобри изображението на 6,5-метровия многоогледален телескоп (MMT).

Екип от астрономи в Университета на Аризона, ръководен от Майкъл Харт, разработи техника, която позволява повърхността на телескоп да бъде калибрирана с много висока точност, което води до заснемане на дори ясни изображения на обекти, които са още по-розмитими.

Лазерната адаптивна оптика е забележително нова техника за подобряване на изображения на наземни телескопи. Прекрасно е да можем да използваме космически телескопи като Хъбъл и в близко бъдеще Джеймс Уеб, но тяхното изстрелване и експлоатация е безумно скъпо. Освен това има голям брой астрономи, които твърдят, че работят върху тези телескопи почти час. Телескопи като Големия телескоп (ESO VLT) в Чили и телескопа Кек в Хавай вече използват лазерна адаптивна оптика за подобряване на яснотата на изображението.

Първоначално адаптивната оптика се фокусира върху най-яркото изображение близо до защитната зона на телескопа, а устройствата в задната част на огледалото бяха бързо преместени от компютъра, за да компенсират атмосферните смущения. Въпреки това, осъществимостта на такава система е да подчертава области от небето близо до ярки звезди.

Лазерната адаптивна оптика е много гъвкава във Vikoristan - технологията Vikorist използва един лазер, за да възбуди атмосферните молекули, за да произведе блясък, който е като „пътуваща звезда“ за калибриране на огледалото, за да компенсира смущенията, вибрациите, буйността на атмосферата. Компютърът анализира светлината от парче "пътуващо огледало" и показва поведението на атмосферата, променяйки формата на повърхността на огледалото, за да компенсира смущенията.

Когато се използва един лазер, адаптивната оптика може да компенсира турбулентността само на едно зрително поле. Новата технология, която беше демонстрирана за първи път на 6,5-метровия мултиогледален телескоп MMT в Аризона, включва не един, а пет лазера за създаване на пет отделни „пътешественика“ в широко зрително поле в два ъгъла. Максималната мощност на телескоп Mensch е по-ниска от тази на система с един лазер, например телескопът Keck или ESO VLT могат да правят снимки от отделен елемент от 30-60 килосекунди, но възможността за повече Изображението в голямото поле е от голямо значение.

Възможността за провеждане на спектрални изследвания на стари тъмни галактики е една от възможните области на растеж за тази технология. С помощта на спектралния анализ вече можем да разберем по-добре физическата структура на космическите обекти. С настоящата технология спектърът от галактики в света има десет милиарда скали и те имат още по-голямо изместване, което може да дойде от повърхността на Земята.

Освен това с високоскоростната лазерна технология е много по-лесно да се структурират свръхмасивни клъстери от звезди, фрагменти, разпространени в продължение на един час фотография от телескоп, позволяват на астрономите да разберат кои звезди са частично заснети и кои независими от гравитацията

И ще ви разкажа за космоса точно сега: познайте и как работя. Сега се разходете Оригиналната статия е достъпна на уебсайта ИнфоОко.рфИзпратено до статията, за която е направено това копие -

Адаптивна оптика

Сега ще опишем редица истории, които на пръв поглед биха могли да се считат за научна фантастика. Един от тях е т.нар адаптивна оптика.

Адаптивната оптика подобрява яркостта на изображенията на големи телескопи, като компенсира шума, причинен от атмосферата. създаването на светлинни лъчи, докато преминават през атмосферата. Такива решения могат лесно да бъдат постигнати, тъй като например в облачен ден внимавайте за пейзажа, когато слънцето е на път да залезе. Изображението изглежда триизмерно (замъглено). Адаптивната оптика компенсира този ефект, който също се нарича „техника, която увеличава дълбочината на огледалото“. Това може да доведе до огромна реакция: „Прекалено жадно е и може да е блокирано!“

Нека се учудим на това, което излиза за истината. Огледалата са разпръснати далеч от Земята, така че вече не е възможно да дойдат при нас под формата на плоски шипове (flat spine front). Теоретично, телескопът е оборудван със сложна оптика, която концентрира светлината в малък, ярък куп, чийто размер е заобиколен само от дифракционни явления. диаметъра на лещата на главата или огледалото на рамката, което пада върху нея. Две близки огледала могат да се видят като ясно разделени, тъй като се виждат през телескоп, по-голям от минималния размер, и в случай на каквото и да е нарушение, кожата на която вибрира от огледалото, се ядосва в едно ламу. Това минимално наказание се нарича пълно разрешение. Лорд Рейли даде критерий, който определя тази стойност. Разстоянието на прекъсване на телескопа, от порядъка на секунди на прекъсване, се определя от часа на фронта на вятъра за вълната, който се трансформира от входната апертура на телескопа. По този начин космическият телескоп Хъбъл в орбита около Земята има диаметър на телескопа от 2,4 m и разделителна способност, близка до 0,05 секунди. На Земята същият 2,4-метров телескоп може да достигне 20 пъти по-високо чрез атмосферна намеса.

Тогава телескопите ще имат големи отвори. с огледала с голям диаметър (до няколко метра), с повърхност, оформена с висока точност (до няколко пъти дебелина). Гигантските селективни светлини осигуряват възможност за откриване и контрол на мощността на дори по-слаби (отдалечени) обекти, чрез тези, чиито големи входни отвори могат да уловят слаба светлина, тъй като изходът е обект. Освен това, телескопите с голямо разстояние на разделяне ви позволяват да видите повече детайли на обекти, от които сте предпазливи. За съжаление, малките колебания в атмосферната температура причиняват колебания в коефициента на прекъсване на вятъра. Това по своята същност води до факта, че различни части от предната част на кочана преминават през редица различни маршрути и изображенията на телескопа следователно се размазват. Вече говорихме за такива аберации. Изображенията на огледалния диск, поддържани от телескоп с диаметър 4 m, поставени на земята, обикновено са 40 пъти по-големи от оптималния размер, което може да е в съответствие с теорията на дифракцията. Технически това се определя като кохерентен диаметър на атмосферата и неговата стойност е определена на 10-20 см. Фактът, че фотоните от отдалечен обект са разпръснати в полето 40 пъти по-голямо, по-ниската дифракция между тях означава изображението. интензитетът е 402 пъти по-малък. Следователно, макар и големи телескопи с апертура, по-голяма от кохерентния диаметър на атмосферата, те могат да събират повече фотони, но нищо не дава в смисъл на повишена разделителна способност. Критиците може да тълкуват този факт като твърдението, че най-големите телескопи в света са свръхестествено мощни.

Исак Нютон пише през 1730 г. във вашата книжка Opticks:

„Ако теорията за подготовката на телескопите може да бъде разширена до практиката, тогава в този момент ще има действия между тях, тъй като не е възможно да се отиде отвъд времето за подготовка на телескопите. Вятърът, през който виждаме Zirki, е на станцията на вечната Tremendity; Как да се отърсим от трепетния рев на Сенките, които се надигат от високите висини и от дълбините на звездите. Но звездите не се движат, ако се наблюдават през телескопи с големи отвори. Променете светлината, която се прилага към различни части на блендата, за да изсъхне сама, с различна степен на продължителност. Вонята пада в един и същи час на различни места, където окото е затворено, и техните три пъти Rukhs трябва да бъдат пометени и смесени, а не притиснати. И всички тези осветени петънца създават една широка светла точка, сгъната от множество тривърхи петънца, преплетени и неясно смесени една след друга в поредица от дори къси и тесни тривърхи. Чрез това Зирката изглежда по-широка, по-малко истинска и без никакво объркване. Dovgí Teleskopi може да бъде нула от ясния I Bilkh, на vidmin на това, мога да видя опорните къси телескопи, Ale I can’t Us the Rosmitti Propenev, yaki viclikas tremens в атмосферата. По един начин има яснота и спокоен вятър, какъвто може би може да се намери по върховете на най-големите планини, преди всичко Тъмнината.

Очевидно са необходими определени системи за коригиране на ефектите от атмосферните бури, дължащи се на часовника на Нютон. Такава система е адаптивна оптика. Исторически погледнато, можете да изпратите първия приклад на експеримента с адаптивна оптика на Архимед за 215 рубли. Звучи тоест за изчерпването на римската флота. Когато римската флота се приближи до Сиракуза, войниците, подредени в редица, успяха да се фокусират леко върху кораба, държейки щитовете си като огледала. С този метод стотици лъчи сънлива светлина бяха насочени към малка част от кораба. Интензивността беше достатъчна, за да го изгори. По този начин, както се казва в легендата, вражеската флота успя да победи атаката. Тази оригинална идея е станала легендарна, като огледалото, което гори, Архимед.

Роден през 1953г Бабкок, който беше и директор на астрономическата обсерватория Маунт Уилсън в Калифорния, въведе силно деформирани оптични елементи, покрити с предни сензори, за да компенсира смущенията на изображението в телескопа, дължащи се на сферата на атмосферните смущения. Това, може би, е първото научно предложение за използване на адаптивна оптика.

Повечето от пионерските роботи с адаптивна оптика са въведени от американската армия през 70-те и 80-те години на миналия век. Вонята беше концентрирана в стагнация, свързана с разширяването на лазерните лъчи в атмосферата, за най-кратката цел за поставяне на сателити и за съкращаване на дъжда от ракети. Това разследване беше строго секретно. Първата адаптивна оптична система е пусната през 1982 г. инсталиран (и все още в ход) от Военно-революционните сили в Хавай.

В астрономията експерименталните адаптивни оптични системи започват да се развиват в началото на 80-те години на миналия век, докато повечето военни роботи все още са класифицирани. Две предишни програми, едната включваща астрономи, а другата включваща военни сили, разработени паралелно, без взаимен обмен на информация. Първоначално имаше скептицизъм относно стойността на тази технология и беше важно да се оттегли финансиране. Роден 1991г ситуацията се промени. Голяма част от материала беше разсекретен и телескопите започнаха да произвеждат ясни изображения благодарение на адаптивната оптика. От този момент нататък военните и академичните лекари работят тихо.

малък 65 е показана основната схема на телескопа, показваща адаптивната оптика. Сензорът на предната част на гръбначния стълб фиксира предната част на гръбначния стълб, за да измери големината на необходимите локални деформации. Системата за обработка на информация го преобразува в сигнал, който може да бъде незабавно обработен, за да коригира предната част на опашката.

малък 65. Схема на системата за адаптивна оптика. Светлината, която идва директно в телескопа, първо се губи върху ръчното огледало M 1, тъй като то коригира крехката предна част. След това аберациите, които са били загубени, се коригират от деформираното огледало M 2 и коригираното колебание се изпраща към входа C. Част от светлината се събира от резервните огледала S 1 и S 2, за да се извлекат сигналите, необходими за управление на огледалата М 1 и М 2

Корекцията в реално време може да предизвика реакция, дори в резултат на знака, че атмосферата реагира. Тази операция може да се повтаря със същата скорост, с която настъпват промени в атмосферата, обикновено между 10 и 1000 пъти в секунда. В една реална система подобна корекция изисква помощта на деформирано огледало, което е тънка мембрана, чиято форма се контролира от набор от пиезоелектрични скоби, прикрепени към задната страна.

Информация за развитието на тънкия фронт може да бъде получена от самия обект (марка), който е точков лазер (огледало) и добавя яркост към яркостта на най-високата стойност (най-слабото огледало, което не е маркирано с окото). Въпреки това има много обекти, които са полезни за астрономите, не точковидни обекти, а разширени обекти (като планети или мъглявини), по-често хиляди пъти по-слаби звезди със същата величина. В тези ситуации можете да изберете най-близкото огледало, за да идентифицирате поддържащия фронт на билото, в противен случай може да преминете през същата част от атмосферата, както светлината преминава през обекта, който се върти. Това означава, че такава референтна звезда остава в средата за около 2 килосекунди. Това показва дори малка част от небето, в която е важно да знаете как да получите ярка звезда. По този начин се губи единствената алтернатива: да се построи част от скъпа сграда (фар), която може да бъде боядисана срещу голяма сума.

Тук лазерът придобива приличие. Такова нещо би се оказало начин за осветяване със силен лазер на активната зона в горните сфери на атмосферата, където казват, че когато сградите са осветени, те отново насърчават светлината. С този метод може да се третира натрий, който е в достатъчна концентрация в атмосферата между 80 и 100 км. За възбуждане на натрий (D-линия) се използва лазер с висока мощност от 5890 А. Системи с такива референтни огледала са инсталирани например в обсерваториите в Албукерса (Ню Мексико, САЩ), Калар Алто (Испания) и. в Люксембург 2-ра обсерватория (Калифорния), САЩ).

Понякога астрономите могат да измерват диаметрите на звезди, по-ярки, под десета величина; внимавайте за петна по повърхността им и вижте промените в позицията, което ви позволява да прецените наличието на планети около тях. Постигнатият голям напредък ни позволява да вярваме, че ще бъде възможно да се открият планети близо до далечни звезди. След това тези планети трябва да бъдат потопени върху листната въшка на розовата светлина на старка, около която воня са обвити (различимост в яркостта 109). От друга страна, при изследванията на планетите, може да се разглежда самата звезда като поддържащо ядро. Следващото поколение наземни телескопи ще направи възможно откриването на планети, които обикалят около някои от най-близките до нас звезди.

Розата на очите, така че да мигат в очите, изглежда дори романтична. Но в астрономите в този случай мерехтиня крещи изобщо не за погребване, а за лягане. За щастие има начин да се подобри ситуацията.

Алексий Левин

Експериментът, който вдъхна нов живот на космическата наука, беше извършен в известната обсерватория и на гигантския телескоп. Учените научиха за новата статия „Успешни тестове на адаптивната оптика“, публикувана в астрономическото списание The Messenger през 1989 г. Там те представиха резултатите от тестването на електрооптичната система Come-On, която е предназначена за регулиране на атмосферните условия на светлина в космически ракети. Те са проведени от 12 до 23 години на 152 cm рефлектор на френската обсерватория OHP (Observatoire de Haute-Province). Системата работи толкова добре, че авторите на статията заявяват, че „дългата история на астрономите, работещи върху наземни телескопи, е довела до разработването на нови оптични техники и адаптивна оптика“.

И след няколко години системите с адаптивна оптика (AT) започнаха да се инсталират на страхотни инструменти. През 1993 г. те оборудваха 360-сантиметровия телескоп на Европейската обсерватория (ESO) в Чили, няколко години по-късно - същия инструмент в Хавай, а след това и 8-10-метрови телескопи. В същото време AT в наземните инструменти могат да се наблюдават във видимата светлина от отделна зона, като космическия телескоп Хъбъл, а в инфрачервените обмени - от по-високо ниво. Например, при много малко разстояние за астрономията, близката инфрачервена зона с голяма дължина от 1 микрон Хъбъл осигурява разстояние на разделяне от 110 kW ms, а 8-метровите телескопи ESO - до 30 ms.

Всъщност, когато френските астрономи изпробваха своята AT система, Съединените щати вече разработваха подобни устройства. Създадени са изцяло за нуждите на астрономията. Zamovnik cikh rozrobok buv Pentagon.

Сензорът Scheck-Hartmann работи по следния начин: след като е лишил оптичната система на телескопа, светлината преминава през малки лещи и я насочва към CZZ матрицата. Сякаш комбинацията от космическа струя и парче стъкло се разширяваше във вакуум и идеално спокойна атмосфера, всички мини-лещи се фокусираха в центъра на въведените от тях пиксели. Чрез атмосферния вихър точките на конвергенция на обмените се „разхождат“ по повърхността на матрицата и това дава възможност да се реконструират самите сондажи.

Когато времето се промени

Когато погледнете две звезди в телескоп, разположени в небето почти точно една след друга, техните изображения се сливат в едно петънце и светят. Минималният прорез между такива звезди се определя от тънкия характер на светлината (граница на дифракция) - това е отделна характеристика на устройството и е право пропорционална на цвета на светлината и е пропорционална на диаметъра (апертура ) на телескопа. Така че, за триметров рефлектор, когато се пази зелена светлина, границата е близо до 40 ms, а за 10-метров рефлектор - малко повече от 10 ms (под такъв разрез може да се види монета от разстояние 2000 км).

Въпреки това, тези оценки са по-малко справедливи за предпазливост във вакуум. Земната атмосфера постоянно развива петна от локална турбулентност, която променя силата и температурата на въздуха стотици пъти в секунда и следователно е нейният индикатор за турбулентност. Освен това в атмосферата неизбежно се разпространява фронтът на светлинния поток от космическата струя. В резултат на това действителното разделяне на първичните телескопи при най-краткото падане става 0,5-1 килосекунди и не достига дифракционната граница.

Преди това размерите на коригираните зони на силуета бяха разделени от стени от страната на 15 ms. През януари 2007 г. мулти-адаптивната оптика (MCAO) беше тествана за първи път на един от телескопите на ESO. Той елиминира турбуленцията на различни височини, което направи възможно увеличаването на размера на зрителното поле до две или повече крила. „Възможностите на AT се разшириха значително през този век“, казва професорът по астрономия и астрофизика Клеър Макс, директор на Центъра за адаптивна оптика в Калифорнийския университет, Санта Круз. — На големите телескопи има монтирани системи с две или три деформирани огледала, до които има и MCAO. Появиха се нови сензори на хардуерния фронт и по-модерни компютърни програми. Създаването на огледало с микроелектромеханични задвижващи механизми, което ви позволява да промените формата на повърхността, което прави задвижващите механизми на пиезоелектрици по-къси и гладки. През последните години са разработени и тествани експериментални системи за многообектна адаптивна оптика (MOAO), с помощта на които е възможно едновременно да се открият до десет или повече очи в зрително поле с диаметър 5-10 кокалчета на пръстите. „Те трябва да бъдат инсталирани на телескопи от ново поколение, което ще даде началото на работата на следващото десетилетие.“

Пътеводни звезди

Очевидно устройство, което стотици пъти в секунда анализира светлинните нишки, преминали през телескопа, за да открие следи от атмосферни вихри и въз основа на тези данни променя формата на деформираното огледало, поставено във фокуса на телескопа, за да неутрализира атмосферен преход и в идеалния случай създава изображение на „вакуумния“ обект. В този случай отделните части на телескопа са заобиколени от дифракционна граница.

Има обаче една тънкост. Отчитането на светлината на далечни звезди и галактики е необходимо за надеждна реконструкция на предната част на вилицата. Другият вдясно, който ви казва да внимавате с обекта, който е от светлата страна, вместо да отидете до телескопа по същия маршрут, е нещо, което можете бързо да използвате, за да прочетете атмосферните промени. Тази схема (по много прост начин) беше тествана от френски астрономи през 1989 г. Те избраха редица ярки звезди (Денеб, Капела и други) и, използвайки допълнителна адаптивна оптика, всъщност оцветиха яркостта на изображенията си, докато наблюдаваха в инфрачервена светлина. Nezabar такива системи, които vikorista направляват звезди на земното небе, започнаха да застояват на големи телескопи за реално наблюдение.

В земното небе няма много ярки звезди, така че тази техника е подходяща за наблюдение на по-малко от 10% от небесната сфера. Ако природата не е създала уникална светлина на необходимото място, можете да създадете персонализирано огледало - с помощта на лазер щракнете върху високата надморска височина на светлинната атмосфера, която ще се превърне в опорно ядро ​​на светлината за системата, която компенсира.

Този метод е въведен за първи път през 1985 г. от френските астрономи Renaud Foix и Antoine Labeyrie. Приблизително подобни констатации са направени от техните колеги в Съединените щати Едуард Кибълуайт и Лейрд Томсън. В средата на 90-те години лазерни вибратори, съчетани с AT оборудване, се появиха на средно големи телескопи в американската обсерватория Lux и в обсерваторията Calar Alto в Испания. Тази технология обаче се нуждаеше от около десет години развитие, преди да остане в застой на 8-10-метровите телескопи.

Крайният елемент на системата за адаптивна оптика е деформирано огледало, което се задвижва от допълнителни пиезоелектрични или електромеханични задвижвания (задвижки), следващи командите на системата за управление, която събира и анализира данни за реакцията на сензорите Khvil отпред.

Военен интерес

Историята на адаптивната оптика е ясна и мрачна. През 1958 г. в Пентагона се ражда нова структура, Агенцията за напреднали изследователски проекти, ARPA (DARPA), която отговаря за разработването на технологии за нови поколения оръжия. Този отдел изигра основна роля в развитието на адаптивната оптика: за наблюдение на орбиталните устройства Radian бяха необходими телескопи, нечувствителни към атмосферни преходни процеси с възможно най-високо разстояние, а в бъдеще се виждаше нова разработка - лазерен щит за намаляване на балистични ракети.

В средата на 60-те години под контрола на ARPA стартира програма за развитие на атмосферно сондиране и взаимодействие на лазерна стимулация с ветрове. Това е направено в центъра за предварително разследване RADC (Rome Air Development Center), разположен във военновъздушната база Грифис в щата Ню Йорк. Подобно на опората на леките, тежки прожектори, монтирани на бомбардировачи, летяха над полигона и беше толкова враждебно, че крещящите жители често се обръщаха към полицията!

През пролетта на 1973 г. ARPA и RADC сключват договор с частната корпорация Itec Optical Systems за участие в разработването на устройства, които компенсират загубата на светлина поради притока на атмосферни бури, в рамките на RTAC (Атмосферна компенсация в реално време ) програми. Учените от Itec създадоха и трите основни компонента на AT - интерферометър за анализ на светлинния фронт, огледало, което се деформира, за да ги коригира и система за управление. Това първо огледало с диаметър два инча беше формовано от стъкло, покрито с алуминиева стопилка. Пезоелектрическите задвижки (21 броя) се вкарват в основната плоча на булето, създават се под действието на електрически импулси и бързо се усещат и компресират с 10 микрона. Още първите лабораторни тестове, проведени в същия дух, отчетоха успех. И това лято нова серия от тестове показа, че експерименталното оборудване може да коригира лазерния лъч дори на разстояние от няколкостотин метра.

Тези научни експерименти все още бяха класифицирани. През 1975 г. обаче програмата CIS (Compensating Imaging System) за разработване на AT в Пентагона е закрита. Очевидно преди това са създадени най-детайлните сензори за предната част на вилицата и деформацията на огледалото със стотици задвижващи механизми. Това оборудване е инсталирано на 1,6-метров телескоп на върха на планината Халеакала на хавайския остров Мауи. В началото на 1982 г. за първи път й беше възможно да направи снимки на изкуствения спътник на Земята с приятна сладост.

С лазерен мерник

Въпреки че експериментите на Мауи включваха още няколко скали, центърът на разработката се премести в специална зона в базата на военновъздушните сили Къртланд в щата Ню Мексико, на тайния тестов полигон Sandia Optical Range (SOR), където те отдавна работеха върху лазерен щит. През 1983 г. група, ръководена от Робърт Фугейт, започва експерименти, включващи лазерно сканиране на атмосферни нехомогенности. Тази идея е предложена през 1981 г. от американския физик Джулиус Файнлайб и сега трябва да бъде тествана на практика. Feinleib въведе vikoristovat в AT spring (Relev) системи разпределението на светлинните кванти върху атмосферните нехомогенности. Редиците от разпръснати фотони се въртят до точката, от която са дошли, а в края на небето има характерна светлина около точката jerle - малко огледало. F'yugate и неговите колеги записаха съвпадението на боровия фронт, който беше победен и повишен по пътя към Земята, и ги сравняваха с подобни бури на зората, която идваше от цената на небесния парцел. Резултатите се оказаха доста идентични, което потвърди способността на заместващите лазери да постигнат висока AT задача.

Тези същества не са използвали сгъваема оптика - използвали са само прости огледални системи. Въпреки това, за по-надеждни резултати, те трябваше да бъдат повторени на добър телескоп, който беше инсталиран в SOR през 1987 г. Фугейт и неговите помощници проведоха нови експерименти, по време на които се роди адаптивна оптика с изкуствени огледала. В жестоката съдба на 1992 г. е премахнато първото значително оцветено изображение на небесното тяло - Бетелгейзе (най-красивото светило на планетата Орион). Практичността на метода беше демонстрирана на снимки от редица огледала, токчета на Сатурн и други предмети.

Екипът на Fugate изстрелва малките огледала с мощни лазери с медни пари, които генерират 5000 импулса в секунда. Такава висока честота на изблици позволява появата на краткотрайна турбулентност. За да замени интерферометричните сензори на предната част на гръбначния стълб, дойде сложен сензор на Scheck-Hartmann, който беше открит в началото на 70-те години (преди речта, също в съгласие с Пентагона). Огледало с 241 задвижващи механизма, доставено от Itec, може да промени формата си 1664 пъти в секунда.

Вдигнете повече

Разпределението на Релей е слабо, така че ще работи в диапазона на надморска височина от 10-20 км. Обменът между еднокомпонентните референтни огледала се разминава, а обменът между много далечните космически струи е много успореден. Следователно техните триизмерни фронтове се появяват в турбулентна топка, но не точно както е посочено в рамката на мащабираното изображение. Огледалата за маяк са по-лесни за стрелба на по-големи височини, в противен случай релейният механизъм е безполезен тук.

През пролетта на 1991 г. Пентагонът реши да премахне класификацията за секретност от по-голямата част от работата с адаптивната оптика. Разсекретените резултати от 80-те години се превърнаха в олицетворение на астрономите.

Този проблем беше обсъден през 1982 г. от професора от Принстънския университет Уил Харпър. Бързо разбрахме, че в мезосферата на надморска височина от около 90 км има много натриеви атоми, които са се натрупали там чрез изгаряне на микрометеорити. Харпър създава резонансната светлина на тези атоми с помощта на лазерни импулси. Интензитетът на такава светлина при равен лазерен интензитет е с порядъци по-висок от интензитета на светлината с дисперсия на Rayleigh. Това е само теория. Тази практическа реализация стана възможна благодарение на усилията на спивробитниците на лабораторията Линкълн, разположена във военновъздушната база Хенски в Масачузетс. През лятото на 1988 г. с помощта на мезосферни маяци са получени първите снимки на звездите. Въпреки това, яснотата на снимките не беше висока и прилагането на метода на Харпър изисква много полиране.

През 2013 г. уникалното устройство Gemini Planet Imager за фотоспектрография на екзопланети беше успешно тествано за осемметрови телескопи Gemini. Vine позволява, с помощта на AT, да внимава за планети, чиято видима яркост в милиони пъти е по-малка от яркостта на огледалата, около които избухва вонята.

През пролетта на 1991 г. Пентагонът реши да премахне класификацията за секретност от по-голямата част от работата с адаптивната оптика. Първата информация за него беше събрана на конференцията на Американската астрономическа асоциация в Сиатъл. Имаше и публикации в списания. Въпреки че американските военни продължиха да работят върху адаптивната оптика, разсекретените резултати от 80-те години се превърнаха във фокуса на астрономите.

Страхотно ниво

„AT за първи път даде възможност на наземни телескопи да извличат данни за структурата дори на далечни галактики“, каза Клеър Макс, професор по астрономия и астрофизика в университета в Санта Круз. — Досега AT можеха да бъдат открити само в оптичния диапазон от космоса. Цялото наземно наблюдение на групата звезди близо до свръхмасивната черна дупка в центъра на Галактиката се извършва с помощта на допълнителен AT.

AT е дал много и имплантиране на системата Sonic. Това ще ви помогне да получите широк спектър от информация за астероидния пояс - като цяло за потопените астероидни системи. AT натрупа богатство от знания за атмосферата на планетите от системата Сонячная и техните спътници. През последните петнадесет години газовата обвивка на Титан, най-големият спътник на Сатурн, беше наблюдавана, за да се съобразят с допълнителните и сезонни промени в атмосферата му. И така, вече е натрупано голямо количество данни за метеорологичните условия на външните планети и техните спътници.

В пеещия смисъл адаптивната оптика сравнява възможностите на земната и космическата астрономия. В днешно време тази технология, най-големите стационарни телескопи с техните гигантски огледала, ще предостави изключително точни данни от Хъбъл и все още неизстреляния IR телескоп Джеймс Уеб. Освен това съществуващите устройства за наземни обсерватории нямат тесните размери и размери, които са необходими за проектирането на космическо оборудване. „Също така не е твърде много да се каже“, завърши професор Макс, „че адаптивната оптика промени радикално голяма част от съвременната наука за Вселената.“