151942 (Системи адаптивної оптики)

Размещено на http://www.allbest.ru/

Системи адаптивної оптики

1. Адаптивні телескопи

Розвиток техніки астрофізичних досліджень йде по шляху створення нових телескопів оптичного діапазону із збільшеною корисною апертурою. Це диктується в основному двома міркуваннями: підвищенням вирішальної сили і збільшенням світлозбираючій здатності інструменту. Як випливає із законів хвилевої оптики, зображення точкового об'єкту у фокальній площині ідеальної лінзи або дзеркала є картиною Эйрі. Центральний освітлений кружок (диск Эйрі) має радіус

Де — довжина хвилі використовуваного світла, — фокусна відстань дзеркала, — його діаметр. Відповідно кутова роздільна здатність буде

Виходячи з цих співвідношень, зрозуміло прагнення збільшити діаметр головного дзеркала телескопа. Для п'ятиметрового дзеркала одержимо, або 0,02". На практиці, проте, такий дозвіл реалізувати не вдається. Видимий кутовий діаметр зірок, спостережуваний в великих телескопах, складає звичайно величину близько 2". Атмосферні флуктуації суттєво обмежують спроможності наземних спостережень. Застосування адаптивної техніки переслідує ціль ослабити ці обмеження.

Основне наближення геометричної оптики – це наближення коротких довжин хвиль. Це означає, що довжини хвиль вважаються нехтує малими в порівнянні з розмірами неоднорідностей електромагнітного поля і середовища. Тому геометрична оптика не застосовна там, де необхідно досліджувати тонку структуру неоднорідностей, порівнянних з довжиною хвилі.

Оскільки характерний розмір атмосферних неоднорідностей достатньо великий, можна користуватися представленнями геометричної оптики і вважати, що кожен промінь, що потрапляє від зірки на дзеркало, одержить збурення фази . Тому хвилевий фронт, падаючий на дзеркало, не буде плоским. Якщо ми уміємо деформувати дзеркало контрольованим чином, то можна сподіватися компенсувати збурення, надавши дзеркалу належний профіль. Відмітимо, що при цьому умови спостереження інших об'єктів можуть погіршати: збурення хвилевого фронту від іншої зірки матимуть іншу форму і не компенсуватимуться.

Обговоримо на першому етапі можливість компенсації спотворень у разі єдиного об'єкту. Для оцінок необхідно знати статистичні властивості випадкової функції — фази хвилі, що пройшла через турбулентну атмосферу.

Неважко бачити, що для формування зображення несуттєві зрушення фази одночасно по всій апертурі; важливі лише різниці (між її різними точками

–

Дисперсія цієї різниці фаз залежить від відстані між точками спостереження і є найважливішою характеристикою спотвореного хвилевого профілю. Її називають структурною функцією фази:

,

Кутові дужки означають статистичне усереднювання. У колмогорівської моделі турбулентності для функції справедливо вираження.

телескоп адаптація коректор фокусування

,

де — характерний просторовий масштаб флуктуації фази (радіус кореляції).

Флуктуації різниці фаз швидко убувають, якщо відстань стає малою . Для апертур, малих атмосферні флуктуації не суттєві. Тому розмір апертури необхідно вибирати рівний радіусу кореляції.

Для типових умов спостереження складає одиниці сантиметрів, і для досягнення дифракційної якості за допомогою «поршневого» коректора довелося б розбити дзеркало на велике число елементів. При додатковій корекції нахилу кожної субапертури спільне число елементів може бути суттєво зменшено.

При малих апертурах хвилевий фронт добре апроксімируеться лінійною залежністю що відповідає нахилу фронту і не виникає необхідності компенсації нахилів хвилевого фронту

2. Поле зору телескопа і розташування коректора

Якщо вважати атмосферу еквівалентною плоскому фазовому екрану, розташованому на стоянні L від вхідної апертури (малюнок 1), кутова величина поля зору приладу, в якому досягається корекція атмосферних обурень|збурень| залежить від відстані до фазових неоднорідностей:

Для типових значень параметрів і одержимо . Такий малий розмір поля зору являється серйозним недоліком адаптивних телескопів і викликає природне прагнення поліпшити цей параметр.

Насправді неоднорідності розподілені рівномірно в шарі завтовшки 15—20 км, що помітно ускладнює вибір розташування коректора.

Розташовуючи коректор в площині зв'язаної з фазовим екраном, компенсують всі фазові спотворення. Якщо неоднорідності розподілені не рівномірно, то коректор розташовують в площині зв'язаної з серединою обуреної області

Ширина поля зору адаптивного телескопа може бути збільшена вживанням декількох коректорів, що розташовуються в різних плоскості. Проте складність управління такою системою є серйозною перешкодою до її здійснення.

На Північному Кавказі в спеціальній астрофізичній обсерваторії Академії наук СРСР проводили спостереження слабких зірок на 6-метровому телескопі. Із застосуванням адаптивної системи ефективність збільшилася в 6 разів і розмір зображення був близький до дифракційної межі.

Обговоримо обмеження, які мають місце в астрономічній адаптивній оптиці. Головною особливістю адаптивної оптики в астрономії є те, що тут, як правило, мають справу зі слабким джерелом світла.

Бажано, збільшити час накопичення фотоелектронів у фотоприймачі, проте, це обмежено характерним часом зміни неоднорідностей «замороженності атмосфери».

Ще однією особливістю застосування адаптивної оптики в астрономії являється немонохроматичність випромінювання небесних тіл. Тому доводиться використовувати датчики хвилевого фронту, які можуть працювати в білому світі, наприклад датчики локальних нахилів типу датчика Гартмана.

У Гарводськой обсерваторії була розроблена і випробувана система компенсацій атмосферних спотворень по опорній зірці – RTAС. Апертура телескопа 30 см коректор був виконаний на базі монолітно-п'єзоелектричного дзеркала з 21 каналом управління. Крім того, була можливість коректувати загальний нахил хвилевого фронту шляхом нахилу коректора в цілому. Коректор хвилевого фронту розташовується в плоскості зображення атмосферних збурень.

Плоскість другого зображення спотворень після корекції використовувалася як датчик хвилевого фронту, що вимірю залишкову помилку. Як датчик був використаний сдвиговий інтерферометр. Сигнал з датчика хвилевого фронту поступає на аналоговий обчислювальний пристрій, що виробляє сигнали управління коректором. Постійна часу ланцюгів управління складала приблизно 1 мс.

Штриховим контуром обведений сдвиговий інтерферометр, куди відгалужується частина скоректованого світлового пучка. Інша частина пучка використовується для утворення скоректованого зображення джерела.

Для створення крупного адаптивного телескопа, може бути використана схема з двома коректорами хвилевого фронту і відповідні системи управління (мал. 3). Одна система приводів, що впливають безпосередньо на головне дзеркало, призначена для компенсації дефектів його форми і усунення великомасштабних, та порівняно повільних збурень. Другий коректор розташований таким чином, що зображення головного дзеркала поєднується з його поверхнею. Таке розташування спрощує управління двома системами приводів. Другий коректор має порівняно малі розміри, невелику постійну часу і високий дозвіл по фронту. Цей коректор призначений в основному для компенсації швидких, та невеликих по амплітуді варіацій фази. Поділ функцій дозволяє пом'якшити ряд обмежень, що накладаються на конструкцію кожного коректора.

3. Інтерферометри з адаптацією

Серед когерентних адаптивних оптичних систем інтерферометри знаходять менше застосування, ніж системи формування лазерних пучків або корекції зображення. Проте, інтерферометр, на відміну від більшості інших оптичних приладів, реагує безпосередньо на розподіл фази вхідного випромінювання. Вплив на інтерференційну картину фазових спотворень реєстрованого поля і фазової корекції, що вноситься керованим елементом, описується простішими виразами, чим наприклад, вплив аберації телескопа на якість одержуваного зображення.

У класичному варіанті зоряного інтерферометра Майкельсона (приладу високої роздільної здатності для виміру кутових розмірів небесних тіл) на апертуру телескопа накладена маска з двома щілинами.

При цьому у фокальній плоскості спостерігається зображення, зірки, пересічене інтерференційними смугами (розмір зображення визначається дифракцією на кожній щілині, а період смуг — відстанню і між ними). Збільшення розміру джерела наводить до розмиття інтерференційної картини.

Що вирішує здібність інтерферометра Майкельсона по куту рівна (розмір джерела при тому, що граничному розноситься щілин, при якому ще спостерігаються смуги).

Відмінність у вирішуючій силі інтерферометра і телескопа таких же розмірів невелика. Проте база в інтерферометрі легко може бути збільшена за допомогою додаткових дзеркал. Сучасний інтерферометр складається з двох невеликих телескопів, світлові пучки яких поєднуються за допомогою спеціальної оптичної схеми (мал.5). База таких приладів може складати декілька десятків метрів. При спостереженні слабких об'єктів необхідно або компенсувати випадковий набіг фази (що виникає при тривалому спостереженні), або збільшити апертури компонент приладу. Методи адаптивної оптики дозволяють у принципі використовувати обидва шляхи. Проте, із-за обмеженого часу заморіженности атмосфери перший спосіб не перспективний. Другий метод перспективніший. У інтерферометрах з великою базою (більше 100 м) адаптивна компенсація різниці ходу необхідна у зв'язку з обмеженою довжиною когерентності реєстрованого випромінювання.

Окрім астрономічних приладів інтерферометри широко застосовуються і в інших областях, наприклад, для дистанційної реєстрації малих зміщень або періодичних коливань об'єкту, спостережуваного через турбулентне середовище (мал.1). У таких інтерферометрах як джерело когерентного випромінювання, використовують лазер. Задача адаптивної системи в цьому випадку зводиться до компенсації різниці довжин плечей в інтерферометрі.

При створенні систем стабілізації різниці фаз існує принципова трудність: пристрій управління повинен якось відрізняти «корисний» зміщення об'єкту, який ми хочемо виміряти, від «шкідливих» збурень, які повинні бути усунені адаптивною системою. Найчастіше така дискримінація основа, на відмінності характерних постійних часу. При реєстрації коливань звичайно вважається, що рух, що підлягає вимірюванню, є швидким в порівнянні з збуреннями.

Типовими причинами дрейфу різниці плечей є теплове розширення елементів вимірювального пристрою і повільний зміщення об'єкту, що викликається неконтрольованими причинами. Ці збурення мають, звичайно, значну постійну часу близько десятків і сотень секунд) і амплітуду, що значно перевищує довжину світлової хвилі. Збурення атмосферного походження мають характерні частоти нижче 100 Гц; їх амплітуда сильно залежить від довжини і характеру траси у вимірювальному плечі.

Системи стабілізації різниці довжин плечей входять як складова частина і в складніші вимірювальні системи. У інтерферометрі з автоматичною компенсацією кутів нахилу об'єкту для підстроювання середньої фази використаний метод апертурного зондування. Опорному дзеркалу повідомлялися коливання з невеликою амплітудою на частоті, що становить приблизно 10 кГц. При відхиленні різниці довжин плечей від оптимальної в спектрі фотоструму детекторів з'являлася друга гармоніка пробного сигналу, яка виділялася фільтром і синхронним детектором. Сигнал з виходу синхронного детектора поступав на вхід підсилювача, що формував сигнал управління приводом опорного дзеркала. Такий метод управління дозволяє легко розділити сигнали, що управляють, в різних каналах і забезпечити стійку підтримку необхідної різниці ходу. Система нечутлива до змін інтенсивності пучків, що інтерферують, і не вимагає ускладненої оптичної частини приладу. Посилення сигналу розузгодження на частоті дозволяє легше подавити перешкоди і здійснити активне регулювання посилення. Ці особливості є суттєвими перевагами системи стабілізації з пробним збуренням.

4. Системи фокусування випромінювання

Сучасні лазерні системи у принципі здатні передавати світлову енергію на великі відстані (на космічний корабель для організації, наприклад, оптичного зв'язку з ним) або фокусувати пучок в мікронну область при лазерній зварюванні або різке металу.