: « Одамна ме интересира како функционира ласерскиот систем за стабилизација на сликата на телескопите. Телескопите со таков систем изгледаат многу убаво на фотографиите“.
Ајде да се обидеме да го сфатиме сега.
Атмосферата, неопходна за луѓето и другите форми на живот на Земјата, е речиси општо проколната од астрономите. Одличен е за дишење, но кога станува збор за астрономски набљудувања на слаби предмети, атмосферата постојано има тенденција да ја уништи сликата.
Овој проблем му бил познат на Исак Њутн, во 1704 година сфатил дека атмосферските турбуленции влијаат на формирањето на сликата. Исто како што топлотните бранови кои лебдат над загреана површина на земјата можат да ни го уништат погледот кон неа, сликата на телескопот на далечен објект е искривена од температурните промени во слојот на атмосферата што не разделува. Затоа, светлината што влегува во телескопот допира до него по различни траектории и удира во различни точки на влезната бленда. Големината и квалитетот на сликата зависат од статистичка карактеристика на просторната фреквенција на турбуленцијата наречена должина на кохерентност, или r0, обично еднаква на 10 cm на добра локација. Затоа, дури и за добра локација, резолуцијата на голем телескоп (со дијаметар од 4 или 8 метри) е споредлива со онаа на телескоп од 10 cm; сликата нема да биде поостра отколку што дозволува атмосферата.
Атмосферските турбуленции делуваат како една голема бленда на телескопот да е заменета со многу мали отвори на телескопот со големина r0 и секој телескоп бил затресен независно од другите и така што поединечните точки на сликата речиси никогаш нема да се поклопат. Степенот на ова тресење се одредува со друг статистички параметар - времето на кохерентност, кое обично е од редот на 1 ms.
Како резултат на тоа, сликата станува матна поради тресење, слично на тресењето на раката, но со фреквенција која достигнува илјада херци!
Па што треба да правиме?
Едно решение за овој проблем, предложено од Њутн, било да се постават телескопи што е можно повисоко. Ова решение објаснува зошто современите астрономски телескопи се поставени на планински врвови, поставени на балони со топол воздух и авиони или, како вселенскиот телескоп Хабл, сместени во ниска орбита на Земјата. Бидејќи вселенскиот телескоп се наоѓа надвор од
во атмосферата на Земјата, ја сфаќа целосната моќ на разрешување на нејзината бленда од 2,4 метри и овозможува да се добијат револуционерни резултати во астрофизиката. Сепак, постои само еден таков телескоп и тој дозволува само ограничен број на набљудувања. Ако може да се реализира моќта на разрешување на толку големи отвори, тоа би било голем напредок во астрономијата. За среќа, постои технологија која ви овозможува да го направите тоа.
Во 1953 година, Хорас Бабкок предложи инструмент кој може да ги мери атмосферските нарушувања во реално време и да ги коригира со помош на брзо приспособливи оптички компоненти кои ја менуваат формата. Технологиите достапни во тоа време не дозволуваа да се реши овој проблем, но основниот предложен концепт, поддржан од современи технологии, со текот на времето еволуираше во она што сега е предмет на адаптивна оптика.
Адаптивна оптика е автоматски оптичко-механички систем дизајниран да ги коригира во реално време атмосферските нарушувања на сликата произведена од телескоп. Системите за адаптивна оптика се користат во копнените оптички и инфрацрвени телескопи за да се подобри јасноста на сликата. Тие се неопходни и за работа на астрономски интерферометри, кои се користат за мерење на големини на ѕвездите и пребарување на нивните блиски сателити, особено планети. Системите за адаптивна оптика имаат и неастрономски примени: на пример, кога е неопходно да се набљудува обликот на вештачките сателити на Земјата за да се идентификуваат. Развојот на адаптивни оптички системи започна во 1970-тите и доби на интензитет во 1980-тите во врска со програмата Star Wars, која вклучуваше развој на копнено ласерско антисателитско оружје. Првите стандардни активни оптички системи почнаа да работат на големи астрономски телескопи околу 2000 година.
Зраците на светлината кои доаѓаат од космичките извори, минувајќи низ хетерогената атмосфера на Земјата, доживуваат силни нарушувања. На пример, брановиот фронт на светлината што доаѓа од далечна ѕвезда (која може да се смета за точка во бесконечност) има совршено рамна форма на надворешната граница на атмосферата. Но, откако ќе помине низ турбулентната воздушна обвивка и ќе дојде до површината на Земјата, рамниот брановиден фронт ја губи својата форма и станува како брановидна морска површина. Ова води до фактот дека сликата на ѕвездата се претвора од „точка“ во постојано треперење и зовривање дамка. Кога се набљудува со голо око, тоа го доживуваме како брзо трепкање и тресење на ѕвездите. Кога набљудуваме преку телескоп, наместо ѕвезда „точка“, гледаме треперлива и блескава точка; сликите на ѕвездите блиску една до друга се спојуваат и стануваат неразлични поединечно; продолжените објекти - Месечината и Сонцето, планетите, маглините и галаксиите - ја губат острината, нивните мали детали исчезнуваат.
Вообичаено, на фотографиите направени со телескопи, аголната големина на најмалите детали е 2-3I; кај најдобрите опсерватории повремено е 0,5I. Треба да се има на ум дека во отсуство на атмосферски нарушувања, телескопот со леќа со дијаметар од 1 m дава аголна резолуција од околу 0,1I, а со леќа од 5 m дава резолуција од 0,02I. Всушност, таков висок квалитет на сликата никогаш не се реализира со конвенционалните телескопи на земја поради атмосферските влијанија.
Пасивен метод за борба против атмосферските нарушувања е тоа што опсерваториите се градат на планински врвови, обично на надморска височина од 2-3 km, избирајќи места со најпроѕирна и најмирна атмосфера (види АСТРОКЛИМА). Но, речиси е невозможно да се изградат опсерватории и да се работи на надморска височина од повеќе од 4,5 километри. Затоа, дури и во најдобрите опсерватории на висока надморска височина, поголемиот дел од атмосферата се уште се наоѓа над телескопот и значително ги расипува сликите.
Улогата на астроном-набљудувач. Општо земено, проблемот со „добивање слика подобра отколку што дава атмосферата“ се решава во астрономијата со различни средства. Историски гледано, во ерата на визуелно набљудување преку телескоп, астрономите научиле внимателно да доловуваат моменти од добри слики. Поради случајната природа на атмосферските нарушувања, во некои моменти тие стануваат безначајни, а на сликата се појавуваат фини детали. Најискусните и најупорните набљудувачи поминаа часови гледајќи ги овие моменти и на тој начин можеа да скицираат многу фини детали за површината на Месечината и планетите, како и да детектираат и измерат многу блиски двојни ѕвезди. Но, екстремната пристрасност на овој метод беше јасно покажана во приказната за каналите на Марс: некои набљудувачи ги видоа, други не.
Употребата на фотографски плочи во астрономијата овозможи да се идентификуваат многу нови објекти кои се недостапни за окото поради нивната мала осветленост. Сепак, фотографската емулзија при слаба осветленост има многу ниска чувствителност на светлина, така што на почетокот на 20 век. астрономската фотографија бараше многу часови изложеност. За тоа време, атмосферскиот треперење значително го намалува квалитетот на сликата во споредба со визуелниот.
Некои астрономи се обидоа да се борат со овој феномен со независно играње на улогата на активни и делумно адаптивни оптички системи. Така, американските астрономи Џ.Е. Килер (Keeler J.E., 1857-1900) и W. Baade (Baade W., 1893-1960) го приспособувале фокусот на телескопот за време на експозицијата, набљудувајќи го со многу големо зголемување (околу 3000 пати) обликот на комата на ѕвездата. на работ на видното поле. И познатиот дизајнер на телескопи Џ.В. Ричи Г.В., 1864-1945 разви специјална фотографска касета на подвижна платформа - таканаречената „касета Ричи“; со негова помош, можете брзо да ја отстраните фотографската плоча од фокусот на телескопот, заменувајќи ја со уред за фокусирање (нож Фуко), а потоа вратете ја касетата точно на претходната положба. За време на експозицијата, Ричи ја преместуваше лентата неколку пати наназад кога почувствува дека треба да го прилагоди фокусот. Дополнително, со набљудување на квалитетот на сликата и нејзината положба преку окуларот поставен до касетата, Ричи постојано ја прилагодуваше положбата на касетата и научи брзо да го затвора блендата кога сликите стануваат слаби. Ова дело барало многу висок напон од астрономот, но самиот Ричи на овој начин добил прекрасни фотографии од спирални галаксии, на кои поединечни ѕвезди станале видливи за прв пат; Овие прекрасни фотографии беа репродуцирани во сите учебници од 20 век. Сепак, касетата Ричи не беше широко користена поради големата сложеност на работата со неа.
Развојот на фотографската и видео технологијата овозможи брзо снимање на слика на објект во режим на снимање со последователен избор на најуспешните слики. Развиени се и посуптилни методи на задна анализа на сликата, на пример, методи за интерферометрија на дамки, кои овозможуваат да се идентификува локацијата и осветленоста на објектите со претходно познати својства, како што се ѕвездите „точкести“, во место заматено од атмосфера. Техниките за обновување на математичката слика може исто така да го подобрат контрастот и да откријат фини детали. Но, овие методи не се применливи во процесот на набљудување.
Принципи на адаптивна оптика.
Лансирањето на оптичкиот телескоп Хабл со дијаметар од 2,4 m во орбитата во 1990 година и неговата исклучително ефикасна работа во следните години ги докажаа големите способности на телескопите неоптоварени со атмосферски нарушувања. Но, високата цена на создавањето и работењето на Вселенскиот телескоп ги принуди астрономите да бараат начини да ги компензираат атмосферските пречки во близина на површината на Земјата. Појавата на компјутери со голема брзина и, последно, но не и најмалку важно, желбата на војската да создаде систем за вселенско оружје со ласери од земја, направи итно да се работи на компензирање на нарушувањата на атмосферската слика во реално време. Адаптивниот оптички систем овозможува порамнување и стабилизирање на брановиот фрон на зрачењето што минува низ атмосферата, што овозможува не само да се добие јасна слика на вселенски објект во фокусот на телескопот, туку и да се лансира остро фокусиран ласерски зрак. од Земјата во вселената. За среќа, воените уреди од овој тип не беа реализирани, но работата направена во оваа насока енормно им помогна на астрономите речиси целосно да ги реализираат теоретските параметри на големите телескопи во однос на квалитетот на сликата. Покрај тоа, развојот на активната оптика овозможи да се изградат копнени оптички интерферометри врз основа на телескопи со голем дијаметар: бидејќи должината на кохерентноста на светлината по минување низ атмосферата е само околу 10 см, интерферометар на земја не може да работи. без адаптивен оптички систем.
Задачата на адаптивната оптика е да ги неутрализира во реално време изобличувањата што ги внесува атмосферата во сликата на вселенски објект. Вообичаено, адаптивниот систем работи во врска со активен оптички систем за да ја одржува структурата на телескопот и оптичките елементи во „совршена“ состојба. Работејќи заедно, активните и адаптивните оптички системи го доближуваат квалитетот на сликата до екстремно високиот, определен од основните физички ефекти (главно аберацијата на светлината на леќата на телескопот). Во принцип, активните и адаптивните оптички системи се слични едни на други. Двата од нив содржат три главни елементи: 1) анализатор на слики, 2) компјутер со програма што генерира сигнали за корекција и 3) механизми за извршување кои го менуваат оптичкиот систем на телескопот така што сликата станува „идеална“. Квантитативната разлика помеѓу овие системи е во тоа што корекција на недостатоците на самиот телескоп (активна оптика) може да се изврши релативно ретко - со интервал од неколку секунди до 1 минута; но неопходно е многу почесто да се коригираат пречките воведени од атмосферата (адаптивна оптика) - од неколку десетици до илјада пати во секунда. Затоа, адаптивниот оптички систем не може да го промени обликот на масивното главно огледало на телескопот и е принуден да го контролира обликот на специјалното дополнително „лесно и меко“ огледало инсталирано на излезната зеница од телескопот.
Имплементацијајас адаптивна оптика
Можноста за коригирање на изобличувањата на атмосферската слика со помош на деформирачко огледало првпат беше истакната во 1953 година од американскиот астроном Хорас Бабкок (Babcock H.W., b. 1912). За да ги компензира изобличувањата, тој предложи да се користи рефлексијата на светлината од маслениот филм, чија површина е деформирана од електростатските сили. Електростатски контролирани ретровизори со тенок слој се развиваат за слични цели денес, иако пиезоелектричните елементи со површина на огледалото се попопуларниот погон.
Рамниот преден дел на светлосниот бран, кој минува низ атмосферата, е искривен и во близина на телескопот има прилично сложена структура. За да се карактеризира изобличувањето, обично се користи параметарот r0 - радиус на кохерентност на брановиот фронт, дефиниран како растојание на кое фазната разлика корен-средна квадратура достигнува 0,4 бранови должини. Во видливиот опсег, на бранова должина од 500 nm, во огромното мнозинство на случаи r0 лежи во опсег од 2 до 20 cm; условите кога r0 = 10 cm често се сметаат за типични. Аголната резолуција на голем телескоп од земја што работи низ турбулентна атмосфера со долга експозиција е еднаква на онаа на идеален телескоп со дијаметар r0 кој работи надвор од атмосферата. Бидејќи вредноста на r0 се зголемува приближно пропорционално со брановата должина на зрачењето (r0 µl6/5), атмосферските изобличувања во инфрацрвениот опсег се значително помали отколку кај видливите.
За мали земјени телескопи, чиј дијаметар е споредлив со r0, можеме да претпоставиме дека во рамките на леќата брановиот фронт е рамен и во секој момент од времето е случаен наклон за одреден агол. Наклонот на предниот дел одговара на поместување на сликата во фокусната рамнина или, како што го нарекуваат астрономите, треперење (во атмосферската физика е прифатен терминот „флуктуации на аголот на пристигнување“). За да се компензира нервозата кај таквите телескопи, доволно е да се воведе рамно контролирано огледало кое се навалува по две меѓусебно нормални оски. Искуството покажува дека толку едноставен активирач во адаптивниот оптички систем на мал телескоп значително го подобрува квалитетот на сликата при долга експозиција.
За телескопите со голем дијаметар (D), областа на објективот содржи околу (D/r0)2 квази-рамнини брановидни елементи. Овој број ја одредува сложеноста на дизајнот на компензирачкото огледало, т.е. бројот на пиезоелементи, кои, компресирани и проширување под влијание на високофреквентни контролни сигнали (до стотици херци), го менуваат обликот на „мекото“ огледало. Лесно е да се процени дека на голем телескоп (D = 8-10 m), за целосна корекција на обликот на брановиот фронт во оптичкиот опсег ќе биде потребно коректорско огледало со (10 m / 10 cm) 2 = 10.000 контролирани елементи. Со сегашниот развој на адаптивни оптички системи, тоа е практично невозможно. Меѓутоа, во блискиот инфрацрвен опсег, каде што вредноста на r0 = 1 m, огледалото за корекција треба да содржи околу 100 елементи, што е сосема остварливо. На пример, адаптивниот оптички систем на интерферометарот Very Large Telescope (VLT) на Европската јужна опсерваторија во Чиле има корекционо огледало од 60 контролирани елементи.
Ѕвездени слики направени од 10-тиот телескоп Кек со вклучена и исклучена корекција на турбуленции.
За да се генерираат сигнали кои го контролираат обликот на корекционото огледало, обично се анализира моментална слика на светла единечна ѕвезда. Како приемник се користи анализатор на брановидни фронтови лоцирани на излезната зеница од телескопот. Преку матрица од многу мали леќи, светлината од ѕвездата удира во матрица CCD, чии сигнали се дигитализираат и анализираат со компјутер. Контролната програма, менувајќи го обликот на поправачкото огледало, осигурува дека сликата на ѕвездата има совршено „точкаст“ изглед.
Експериментите со адаптивни оптички системи започнаа кон крајот на 1980-тите, а до средината на 1990-тите веќе беа добиени многу охрабрувачки резултати. Од 2000 година, речиси сите големи телескопи користат такви системи, што овозможува аголната резолуција на телескопот да се доведе до неговата физичка (дифракција) граница. На крајот на ноември 2001 година, адаптивниот оптички систем започна да работи на 8,2-метарскиот телескоп Јепун, дел од Многу големиот телескоп (VLT) на Европската јужна опсерваторија во Чиле. Ова значително го подобри квалитетот на набљудуваната слика: сега аголниот дијаметар на сликите на ѕвездите е 0,07І во опсегот K (2,2 μm) и 0,04І во опсегот J (1,2 μm).
Вештачка ѕвезда. За брзо анализирање на сликата, адаптивниот оптички систем користи референтна ѕвезда, која мора да биде многу светла бидејќи нејзината светлина е поделена на стотици канали од страна на анализаторот на брановиот фронт и се снима на фреквенција од околу 1 kHz во секој од нив. Покрај тоа, светла референтна ѕвезда треба да се наоѓа на небото во близина на објектот што се проучува. Сепак, соодветните ѕвезди не секогаш се наоѓаат во видното поле на телескопот: нема многу светли ѕвезди на небото, така што до неодамна адаптивните оптички системи можеа да набљудуваат само 1% од небото. За да се отстрани ова ограничување, беше предложено да се користи „вештачки светилник“ кој ќе се наоѓа во близина на објектот што се проучува и ќе помогне да се испита атмосферата. Експериментите покажаа дека за работа на активната оптика е многу погодно да се користи специјален ласер за да се создаде „вештачка ѕвезда“ (LGS = Laser Guide Star) во горните слоеви на атмосферата - мала светла точка која постојано е присутна во видното поле на телескопот. Како по правило, за ова се користи ласер со континуиран бран со излезна моќност од неколку вати, прилагоден на фреквенцијата на линијата за резонанца на натриум (на пример, линијата D2 Na). Неговиот зрак е фокусиран во атмосферата на надморска височина од околу 90 километри, каде што има природен слој на воздух збогатен со натриум, чиј сјај е прецизно возбуден од ласерскиот зрак. Физичката големина на светлечкото подрачје е околу 1 m, што на растојание од 100 km се перцепира како објект со аголен дијаметар од околу 1I.
На пример, во системот ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), развиен во Институтот за вонземска физика и Институтот за астрономија на општеството. Макс Планк (Германија) и пуштен во пробна работа во 1998 година, ласер со аргонска пумпа од 25 W возбудува ласер за боја со излезна моќност од 4,25 W, кој произведува зрачење во линијата на натриум D2. Овој уред создава вештачка ѕвезда со визуелна величина од 9-10. Навистина, појавата на аеросол во атмосферата или набљудувањето на големи зенитски растојанија значително ја намалува осветленоста и квалитетот на вештачката ѕвезда.
Бидејќи зракот на моќниот ласер може да заслепи пилот на авион ноќе, астрономите преземаат безбедносни мерки. Видео камера со видно поле од 200 монитори преку истиот телескоп ја надгледува областа на небото околу вештачката ѕвезда и, кога ќе се појави некој објект, издава команда до блендата што го блокира ласерскиот зрак.
Создавање на крајот на 20 век. адаптивните оптички системи отворија нови перспективи за астрономијата базирана на земја: аголната резолуција на големите телескопи на земјата во видливиот опсег беше многу блиску до можностите на вселенскиот телескоп Хабл, а во блискиот инфрацрвен опсег дури и значително ги надмина. Адаптивната оптика ќе овозможи во многу блиска иднина да се стават во функција големи оптички интерферометри, способни, особено, да проучуваат планети околу други ѕвезди.
На планината Хопкинс во Аризона, зрак од пет ласерски зраци е насочен кон небото за да ја подобри сликата на 6,5-метарскиот мултиогледален телескоп (ММТ).
Тим астрономи од Универзитетот во Аризона, предводени од Мајкл Харт, развиле техника која овозможува да се калибрира површината на телескопот со многу висока прецизност, што резултира со многу јасни слики од објекти кои вообичаено би биле прилично матни.
Ласерската адаптивна оптика е релативно нова техника за подобрување на сликите на копнените телескопи. Прекрасно е да можеш да користиш вселенски телескопи како Хабл и во не толку далечна иднина Џејмс Веб, но тие секако се многу скапи за лансирање и работа. И што е најважно, има огромен број на астрономи кои се борат за многу ограничено време да работат на овие телескопи. Телескопите како што е многу голем телескоп (ESO VLT) во Чиле или телескопот Кек на Хаваи веќе користат ласерска адаптивна оптика за да го подобрат квалитетот на сликата.
Првично, адаптивната оптика се фокусираше на најсветлата ѕвезда блиску до областа за гледање на телескопот, а актуаторите на задниот дел од огледалото беа поместени многу брзо со компјутер за да се компензира атмосферското нарушување. Сепак, можностите на таков систем се ограничени со присуството на области на небото во близина на светли ѕвезди.
Ласерската адаптивна оптика е многу пофлексибилна - технологијата користи еден ласер за да ги возбуди молекулите во атмосферата за да произведе сјај, кој се користи како „ѕвезда водилка“ за калибрирање на огледалото за да се компензира изобличувањето предизвикано од атмосферските турбуленции. Компјутерот ја анализира светлината од вештачката „ѕвезда водилка“ и го одредува однесувањето на атмосферата, менувајќи го обликот на површината на огледалото за да ги компензира изобличувањата.
Кога користите единечен ласер, адаптивната оптика може да компензира само за турбуленции на многу ограничено видно поле. Новата технологија, која за прв пат беше употребена во мултиогледалниот телескоп MMT 6,5 метри во Аризона, користи не еден, туку пет ласери за да создаде пет одделни „ѕвезди водење“ низ широко видно поле од две лачни минути. Аголната резолуција на телескопот е помала од онаа на еден ласерски систем, на пример, телескопот Keck или ESO VLT може да фотографира со аголна резолуција од 30-60 милиаркс секунди, но може да има поостра слика на поголемо поле од погледот има многу предности.
Способноста да се спроведат спектрални студии на стари слаби галаксии е една од можните примени на оваа технологија. Со помош на спектрална анализа, научниците можат подобро да ја разберат структурата и структурата на вселенските објекти. Користејќи ја оваа технологија, изучувањето на спектарот на галаксиите стари десет милијарди години, и тие имаат многу големо црвено поместување, е можно дури и од површината на Земјата.
Исто така, кога се користи ласерска технологија, многу е полесно да се структурираат супермасивни ѕвездени јата, бидејќи телескопските слики распоредени во времето ќе им овозможат на астрономите да разберат кои ѕвезди се дел од јатото, а кои се гравитациски независни.
И сега ќе ве потсетам нешто за вселената: запомнете и како функционира. Сега прошетај наоколу Оригиналниот напис е на веб-страницата InfoGlaz.rfЛинк до статијата од која е направена оваа копија -
Во хетерогена средина, користејќи контролирани оптички елементи. Главните задачи на адаптивната оптика се зголемување на границата на резолуција на инструментите за набљудување, концентрирање на оптичкото зрачење на приемникот или целта итн.
Адаптивната оптика се користи во дизајнот на копнените астрономски телескопи, во оптичките комуникациски системи, во индустриската ласерска технологија, во офталмологијата итн., каде што овозможува, соодветно, да се компензираат атмосферските нарушувања и аберациите на оптичките системи, вклучително и оптичкиот елементи на човечкото око.
Енциклопедиски YouTube
-
1 / 5
Структурно, адаптивниот оптички систем обично се состои од сензор кој го мери изобличувањето (сензор на брановиот фронт), коректор на брановиот фронт и контролен систем кој комуницира помеѓу сензорот и коректорот.
Сензори на брановидни предни
Постојат различни методи кои овозможуваат и квалитативна проценка и квантитативно мерење на профилот на брановиот фронт. Најпопуларните сензори во моментов се типот на пречки и типот Shack-Hartmann.
Работата на сензорите за пречки се заснова на кохерентно додавање на два светлосни бранови и формирање на шема на пречки со интензитет во зависност од измерениот брановиден фронт. Во овој случај, бранот добиен од зрачењето што се проучува со просторно филтрирање може да се користи како втор (референтен) светлосен бран.
Сензорот од типот Shack-Hartmann се состои од низа микролеќи и фотодетектор сместени во нивната фокусна рамнина. Секоја леќа обично мери 1mm или помалку. Сензорските леќи го делат брановиот фронт што се испитува на субпертури (блендата на еден микролеќа), формирајќи збир на фокални точки во фокусната рамнина. Позицијата на секоја точка зависи од локалниот наклон на брановиот фронт на зракот што пристигнува до влезот на сензорот. Со мерење на попречните поместувања на фокусните точки, можно е да се пресметаат просечните агли на наклонетост на брановиот фронт во секоја од подотворите. Од овие вредности, профилот на брановиот фронт се пресметува на целата бленда на сензорот.
Коректори на брановидни предни
Приспособливо (деформирачко) огледало (Англиски)е најпопуларна алатка за контрола на брановидни предни и корекција на оптички аберации. Идејата за корекција на брановиот фронт со композитно огледало беше предложена од V.P. Linnik во 1957 година. Можноста за создавање таков систем се појави уште од средината на 1990-тите во врска со развојот на технологијата и можноста за прецизна компјутерска контрола и следење.
Особено, униморфните (полупасивни-биморфни) огледала станаа широко распространети. Таквото огледало се состои од тенка плоча направена од пиезоелектричен материјал, на која електродите се распоредени на посебен начин. Плочата е прицврстена на подлога, на предната површина на која се формира оптичка површина. Кога се применува напон на електродите, пиезоелектричната плоча се собира (или се шири), што предизвикува свиткување на оптичката површина на огледалото. Специјалниот просторен распоред на електродите овозможува формирање на сложени површински релјефи.
Брзината на контрола на обликот на адаптивното огледало овозможува да се користи за да се компензира динамичките аберации во реално време.
Во астрономските апликации, адаптивните оптички системи бараат референтен извор кој би послужил како стандард за осветленост за да се коригираат изобличувањата создадени од атмосферските турбуленции и треба да се наоѓа на доволно блиска аголна оддалеченост од небото што се проучува. Некои системи користат „вештачка ѕвезда“ како таков извор, создадена од возбудливи атоми на натриум на надморска височина од 90 километри над површината на Земјата со ласер од земја.
АДАПТИВНА ОПТИКА
АДАПТИВНА ОПТИКА
Гранка на оптика која се занимава со развој на оптички уреди. системи со динамички контрола на обликот на брановиот фронт за да се компензира за случајни нарушувања и да се зголеми ефикасноста. Забележана е граница на резолуција уреди, степенот на концентрација на зрачење кај примачот или целта, итн. A. o. почна интензивно да се развива во 1950-тите. во врска со задачата за компензирање на предните изобличувања предизвикани од атм. турбуленции и надредени бази. ограничување на резолуцијакопнени телескопи. Подоцна, на ова беа додадени проблемите за создавање орбитални телескопи и моќни ласерски емитери кои се подложни на други видови пречки. Адаптивно оптичко системите се класифицираат според редоследот на брановите аберации (види Аберации на оптички системи),што се способни да го компензираат (односно според степенот на полиномот во чиј облик е претставена фазната корекција над пресекот на снопот).
Наједноставните системи - 1 и 2 ред - го менуваат целокупниот наклон на брановиот фронт и неговата закривеност со едноставно поместување на деловите. оптички елементи со фиксна форма. За системи од повисок ред, како корективни елементи на почетокот најчесто се користеле огледалата, поделени на соодветен број на независно подвижни сегменти. Тие постепено се заменуваат со флексибилни („мембрански“) огледала, чиј облик на површина се контролира или со создавање на моменти на свиткување во самото огледало или со дејство на силите од потпорната конструкција. Често се користат мали деформирачки пиезоелектрични огледала. погони инсталирани во оптички области. системи со умерени димензии на пресекот на светлосниот зрак (недалеку од фокусната рамнина на леќата на телескопот итн.).
Информациите за потребното влијание врз се добиваат со методот на нарушувања на тестот или директно. мерење на обликот на предниот дел. И двата од овие методи се користат за создавање системи за примање и за емитување.
Тест метод на пертурбација (или сондирање на отворот). Тоа вклучува мерење на одговорот на мали, намерни влезови. Контролираниот параметар во овој случај е обично фокусираното место или интензитетот на светлината расфрлана од целта. Ефектите за кои се одговорни различни типови фазни изобличувања се поделени или по фреквенција (т.н. метод на мултивибратор) или по време (т.н. повеќестепен или секвенцијален метод). Во првиот случај, малите хармоници се возбудени. разл. делови од огледалото (или осцилирачкото огледало како целина) со различни фреквенции; добиениот сигнал ви овозможува да ја утврдите големината и насоката на промените во предната форма неопходни за оптимизирање на системот. Во вториот случај на осцилации, одд. деловите или режимите на огледалото се изведуваат последователно во времето.
За тест возбудувања и конечно прилагодување на фазната распределба, обично се користат различни огледала - едното обезбедува мали фазни промени со високи временски фреквенции, второто има многу поголем опсег на промени на обликот и може да биде поинерцијален. Придружната компликација на основните оптички патека во дефиниција степен се компензира со употреба на само еден некохерентен приемник на зрачење.
Форма на фронтот со директен бран. За него се развиени широк спектар на, а понекогаш и многу оригинални методи (главно интерферометриски методи), кои обично се користат во комбинација со методот на компензација на брановиот фронт (за системи за примање) и методот на конјугација на фази (за емитери). Методот на компензација се состои во враќање на брановиот фронт на зрачењето што доаѓа од точкаст објект до идеална сферична форма. форма (изгубена поради влијанието на атмосферските турбуленции и аберациите на леќата на телескопот).
Шема на методот на фазна конјугација. Густата линија е брановиот фронт на оригиналот; тенок - брановиот фрон на референтното зрачење; Стрелките ја покажуваат насоката на ширење на брановите фронтови.
Во методот на фазна конјугација, на брановиот фронт на зрачењето емитирана од моќен извор му се дава облик на конјугат во фаза со предниот дел на референтното зрачење распрскано од целта и пристигнување до изворот (сл.; за прелиминарно осветлување на целта со цел за да се добие референтно зрачење може да се користи и главното и помошното зрачење . извор). Така, таквите изобличувања се надредени на емитираниот бран однапред за да се компензираат последователните изобличувања по патот на неговото ширење; со ова се постигнува макс. радијација зад себецели.
Често на А. о. го вклучува и полето на ласерската технологија поврзана со употребата на фазно-конјугирани бранови за автоматско компензација на изобличувањата на брановиот фронт кај ласерските засилувачи со висока моќност. Во некои случаи тоа е можно директно. претворање на референтен бран во конјугиран бран користејќи нелинеарна оптика и методи на холографија (види. Пресврт на брановиот фронт).
Осветлено.. Hardy J. W., Активна нова техника за контролирање на светлосниот зрак, [прев. од англиски], „TIIER“, 1978, 66, бр. 6, стр. 31; Адаптивна оптика, "J. Opt. Soc. Amer.", 1977, с . 67,№ 3. Ју.А.Анајев.
Физичка енциклопедија. Во 5 тома. - М.: Советска енциклопедија. Главен уредник А.М.Прохоров. 1988 .
Погледнете што е „ADAPTIVE OPTICS“ во другите речници:
Адаптивната оптика е гранка на физичката оптика која ги проучува методите за елиминирање на неправилните изобличувања што се јавуваат кога светлината се шири во нехомогена средина користејќи контролирани оптички елементи. Главните задачи на адаптивната оптика ... ... Википедија
Оптички систем со автоматска корекција на брановиот фронт. Во далечната 1953 година, американскиот астроном Хорас Бабкок предложи да се користи истиот метод што се користи во активните... ... за борба против штетните ефекти на атмосферските турбуленции. Астрономски речник
Делот оптика, во кој се развиваат оптички технологии. системи со динамички контролирање на обликот на брановиот фронт за да се компензира случајните пореметувања и изобличувања добиени од бранот при минување низ нехомогена средина (атмосфера, оптички систем) ... Природна наука. енциклопедиски речник
- (грчки optike наука за визуелните перцепции, од оптос видливи, видливи), гранка на физиката во која се проучува оптичкото зрачење (светлината), процесите на неговото ширење и појавите забележани при влијанието на светлината и во ва. Оптички зрачењето претставува... ... Физичка енциклопедија
Табела „Оптика“ од енциклопедијата од 1728 година За ... Википедија
- (од други грчки ἀστήρ „ѕвезда, светилка“ и φυσικά „природа“) наука на пресекот на астрономијата и физиката, проучувајќи ги физичките процеси во астрономските објекти, како што се ѕвездите, галаксиите итн. Физичките својства на материјата на ... ... Википедија
Оптички оптички дел (од стакло, метал, стакло-керамика или пластика), една од површините има правилна форма, е покриена со рефлективен слој и има грубост не поголема од стотинки од светлосната бранова должина. Во зависност од…… Физичка енциклопедија
Терминот аберација има и други значења, види аберација. Аберации на грешки на оптичките системи, или грешки на сликата во оптички систем, предизвикани од отстапување на зракот од насоката во која треба да оди во ... ... Википедија
За поимот Аберација, видете ги другите значења. Аберација на оптички систем е грешка или грешка на сликата во оптички систем предизвикана од отстапување на зракот од насоката во која треба да оди во идеален оптички ... ... Википедија
Овој термин има и други значења, видете Рефлектор. БТА, САО, Русија Рефлектор е оптички телескоп кој користи огледала како елементи за собирање светлина. Рефлекторот првпат бил изграден од Исак Њутн околу 1670 година. Ова е... ... Википедија
Книги
- Адаптивни оптички системи за корекција на навалување. Резонантна адаптивна оптика, O. I. Shanin, Книгата ги прикажува физичките, пресметковните, теоретските и техничките прашања за дизајнирање на наједноставните, на прв поглед, адаптивни оптички системи - системи за корекција на навалување. Категорија: Радио електроника Издавач: Техносфера, Производител:
Се вчитува...
