OTTICA ADATTIVA, branca dell'ottica che si occupa dello sviluppo di metodi e mezzi per controllare la forma del fronte d'onda (WF) al fine di eliminare le distorsioni (aberrazioni) che si verificano quando un fascio luminoso si propaga in un mezzo otticamente disomogeneo (ad esempio , un'atmosfera turbolenta) o a causa di imperfezioni negli elementi del sistema ottico.

Lo scopo della correzione adattativa è aumentare la risoluzione degli strumenti ottici, aumentare la concentrazione della radiazione nel ricevitore, ottenere la focalizzazione più acuta del raggio luminoso sul bersaglio o ottenere una determinata distribuzione dell'intensità della radiazione. La possibilità di utilizzare metodi attivi in ​​ottica cominciò a essere discussa dall'inizio degli anni '50 in connessione con il problema di aumentare la risoluzione dei telescopi terrestri, ma lo sviluppo intensivo dell'ottica adattiva iniziò dopo la creazione di correttori sufficientemente efficaci (specchi controllati) e misuratori WF (sensori). Il sistema adattivo più semplice contiene uno specchio piatto, la cui inclinazione può essere modificata, eliminando così il “jitter” dell'immagine durante l'osservazione in un'atmosfera turbolenta. I sistemi più complessi utilizzano correttori con un gran numero di gradi di libertà per compensare le aberrazioni di ordine superiore. Uno schema tipico per organizzare il controllo in un sistema adattivo (figura) si basa sul principio del feedback. Dopo il correttore, parte del flusso luminoso si dirama e va al sensore WF, dove vengono misurate le aberrazioni residue. Queste informazioni vengono utilizzate per generare segnali nell'unità di controllo che influenzano il correttore e riducono le aberrazioni residue. Diventano minimi e la qualità dell'immagine migliora.

Esistono sistemi che non richiedono l'uso di sensori VF. In questo caso, la minimizzazione delle distorsioni viene effettuata introducendo deliberatamente disturbi di prova nel WF (metodo di sondaggio dell'apertura). Successivamente nell'unità di controllo viene analizzata l'influenza dei disturbi di prova sulla qualità del funzionamento del sistema, dopodiché vengono generati segnali di controllo che ottimizzano la WF. I sistemi di rilevamento dell'apertura richiedono molto tempo per impostare il correttore, poiché il processo viene ripetuto più volte per ridurre notevolmente la distorsione.

L'efficacia di un sistema ottico adattivo è in gran parte determinata dalla perfezione del correttore utilizzato. Inizialmente venivano utilizzati principalmente specchi compositi (segmentati), costituiti da diversi segmenti che potevano essere spostati l'uno rispetto all'altro utilizzando attuatori piezoelettrici o in altro modo. Successivamente si diffusero gli specchi flessibili (“a membrana”) con una superficie continuamente deformabile. All’inizio del 21° secolo, la tecnica per correggere la FV era notevolmente migliorata. Oltre a specchi controllati di vario tipo, vengono utilizzati modulatori di fase a cristalli liquidi, che possono funzionare sia in riflessione (come gli specchi) che in trasmissione. Numerosi progetti consentono la loro miniaturizzazione e la creazione di dispositivi integrati in un'unica unità con elettronica di controllo, il che consente di creare sistemi adattivi compatti e relativamente economici. Tuttavia, nonostante lo sviluppo di una nuova generazione di correttori di fase, gli specchi flessibili tradizionali mantengono la loro importanza grazie alle basse perdite di flusso luminoso e al design relativamente semplice. Nei sistemi laser vengono utilizzati anche metodi di correzione della distorsione ottica non lineare basati sul fenomeno dell'inversione del fronte d'onda. Questo approccio è talvolta chiamato ottica adattiva non lineare.

Lett.: Vorontsov M. A., Shmalgauzen V. I. Principi di ottica adattiva. M., 1985; Taranenko V. G., Shanin O. I. Ottica adattiva. M., 1990; Lukin V.P., Fortes B.V. Formazione adattiva di raggi e immagini nell'atmosfera. Novosibirsk, 1999.

V. I. Shmalgauzen.

Sezione preparata da Nikolay Nosyrev e Oleg Vilkov

Ottica adattiva(AO) - una branca dell'ottica che si occupa dello sviluppo di sistemi ottici con controllo dinamico della forma del fronte d'onda per compensare i disturbi casuali e aumentare il limite di risoluzione degli strumenti di osservazione, il grado di concentrazione della radiazione nel ricevitore o bersaglio.

Il problema principale che può essere risolto da un sistema di ottica adattiva è quello di eliminare i disturbi del fronte d'onda causati da influenze casuali incontrollate. I sistemi più famosi di questo tipo includono:

· telescopi terrestri, a causa dell'eterogeneità dell'atmosfera terrestre, la risoluzione di questi sistemi è ridotta

sistemi per formare e focalizzare la radiazione laser

sistemi di misurazione laser operanti nell'atmosfera

· sistemi ottici di laser ad alta potenza.

L'implementazione dei sistemi ottici adattivi è determinata dalla gamma specifica di problemi che risolve. Tuttavia, i principi generali per la costruzione di tali sistemi sono gli stessi.

Esistono sistemi con onda uscente, in cui viene corretto il fronte d'onda della sorgente luminosa, e sistemi con onda ricevuta, in cui viene corretto il campo luminoso proveniente dall'oggetto osservato. A loro volta, entrambi possono essere implementati secondo i principi della coniugazione di fase e del rilevamento dell'apertura.

In un sistema a coniugazione di fase, un fascio di luce viene riflesso da una piccola area di un oggetto (bersaglio), formando un'onda sferica che ripercorre il percorso della luce e subisce le stesse distorsioni dell'onda emessa. L'onda riflessa in entrata entra nel sensore del fronte d'onda, dove vengono rilevate le distorsioni sul percorso. Il dispositivo di elaborazione dati calcola la necessaria correzione del fronte d'onda, che viene eseguita dal dispositivo di influenza del fronte d'onda.

Il principio dell'aperture sensing si basa sulla possibilità di introdurre disturbi di test nel fronte d'onda, che vengono trasformati in disturbi di ampiezza del segnale. Analizzando i cambiamenti nell'intensità della luce riflessa dal bersaglio, si giunge ad una conclusione sul segno del cambiamento di fase e il fronte d'onda viene deformato fino a ottimizzare la messa a fuoco dell'oggetto.

I sistemi di onde ricevute funzionano in modo simile. Nei sistemi ad accoppiamento di fase, una porzione della luce ricevuta con un fronte d'onda distorto viene diretta ad un sensore del fronte d'onda. Le informazioni ottenute vengono utilizzate per creare un effetto di compensazione sul fronte d'onda ricevuto. Di conseguenza, sul ricevitore si forma idealmente un'immagine limitata solo dalla diffrazione.

Nei sistemi di rilevamento dell'apertura, i disturbi di prova vengono introdotti nel fronte d'onda ricevuto e la loro influenza viene valutata utilizzando un ricevitore situato nel piano dell'immagine.

Università nazionale di ricerca sulle tecnologie dell'informazione, meccanica e ottica di San Pietroburgo

Facoltà di Fotonica e Optoinformatica

Dipartimento di Fotonica Informatica e Videoinformatica

nella disciplina della Teoria dei Sistemi e dell'Analisi dei Sistemi

« REVISIONE ANALITICA DELLE CARATTERISTICHE DEI COMPONENTI MODERNI DEI SISTEMI OTTICI ADATTIVI»

Studente: Romanov I.E.

Gruppo: 4352

Insegnante: Gurov I.P.

San Pietroburgo

Introduzione…………………………….……….2

Sistema ottico adattivo………………………3

Sensori del fronte d’onda……………..………..5

Correttori del fronte d'onda……………….………..9

1) Specchi segmentati............................................ ..............................10

2) Specchi con superficie solida…………...11

2.1) Specchi bimorfi……………….....12

2.2) Specchi a membrana………………….14

3) MOEMS (tecnologia del silicio)………………..………………...14

Conclusione………………………………………..………………...15

Riferimenti………………………………………...16

Ulteriori fonti di informazione………..17

introduzione

L'ottica adattiva (AO) è una branca dell'ottica che si occupa dello sviluppo di sistemi ottici con controllo dinamico della forma del fronte d'onda per compensare i disturbi casuali e aumentare il limite di risoluzione degli strumenti di osservazione, il grado di concentrazione della radiazione nel ricevitore o bersaglio. L'ottica adattiva iniziò a svilupparsi intensamente negli anni '50. in connessione con il compito di compensare le distorsioni frontali causate dalla turbolenza atmosferica e di imporre la principale limitazione alla risoluzione dei telescopi terrestri. Successivamente si aggiunsero i problemi della realizzazione di telescopi orbitali e potenti emettitori laser, soggetti ad altri tipi di interferenze.

L'ottica adattiva trova applicazione in vari campi della scienza e della tecnologia. Ad esempio, nella progettazione di telescopi astronomici terrestri, nei sistemi di comunicazione ottica, nella tecnologia laser industriale, in medicina, ecc., dove consente, rispettivamente, di compensare le distorsioni atmosferiche e le aberrazioni dei sistemi ottici, compresi gli elementi ottici dell'occhio umano.

Lo scopo di questo lavoro è studiare i sistemi ottici adattivi, nonché condurre una revisione analitica delle caratteristiche dei loro componenti.

Sistema ottico adattivo

La possibilità di correggere le distorsioni dell'immagine atmosferica utilizzando uno specchio deformabile fu segnalata per la prima volta nel 1953 dall'astronomo americano Horace H.W Babcock. Ha proposto la creazione di uno strumento in grado di misurare le distorsioni atmosferiche dinamiche in tempo reale e di correggerle utilizzando elementi ottici che cambiano forma rapidamente sintonizzabili. Tuttavia, a quel tempo non era possibile realizzare le sue idee a causa della tecnologia limitata.

Il problema principale che può essere risolto da un sistema di ottica adattiva è quello di eliminare i disturbi del fronte d'onda causati da influenze casuali incontrollate. I sistemi più famosi di questo tipo includono:

Nei telescopi terrestri, a causa dell'eterogeneità dell'atmosfera terrestre, la risoluzione di questi sistemi è ridotta.

Sistemi per formare e focalizzare la radiazione laser.

Sistemi di misurazione laser operanti nell'atmosfera.

Sistemi ottici di laser ad alta potenza.

L'implementazione dei sistemi ottici adattivi è determinata dalla gamma specifica di problemi che risolve. Tuttavia, i principi generali per la costruzione di tali sistemi sono gli stessi. Strutturalmente, un sistema ottico adattivo è solitamente costituito da un sensore che misura la distorsione (sensore del fronte d'onda), un correttore del fronte d'onda e un sistema di controllo che comunica tra il sensore e il correttore. Lo schema generale del progetto ottico adattivo è mostrato in Fig. 1. .

Riso. 1. Schema generale di un sistema ottico adattivo

Sensori del fronte d'onda

Il sensore del fronte d'onda (WFS) è uno degli elementi del sistema adattivo per la correzione della radiazione laser. Il suo compito è misurare la curvatura del fronte d'onda e trasmettere queste misurazioni al dispositivo di elaborazione (Fig. 2).

Riso. 2. Immagine di un fronte d'onda distorto ottenuto utilizzando una serie di microlenti.

Le ragioni principali della curvatura del fronte d’onda sono:

Turbolenza atmosferica.

Forme non ideali degli elementi ottici del sistema.

Errori durante la regolazione del sistema, ecc.

Oggi esiste un'ampia varietà di DVF. Tuttavia, il più comune si basa sullo schema Shack-Hartmann (Fig. 3.).

Riso. 3. Tipico circuito del sensore Hartmann

La storia di un tale sensore risale al 1900, quando il fisico e astronomo tedesco Johannes Franz Hartmann decise di utilizzare molte piccole aperture per tracciare il percorso dei singoli raggi luminosi attraverso un grande telescopio, permettendogli di verificare la qualità dell'immagine. Successivamente, negli anni '60, Roland Schuck e Ben Platt modificarono questa tecnologia sostituendo le aperture con lenti multiple (lens raster).

Tale sensore viene spesso utilizzato nei sistemi di correzione del fronte d'onda per i suoi vantaggi. Uno dei principali vantaggi del sensore Shack-Hartmann è la sua capacità di misurare un'ampia gamma di pendenze del fronte d'onda quando la distorsione non può essere misurata con altri metodi (ad esempio, l'interferenza). Un tale sensore può essere utilizzato per determinare le aberrazioni nel profilo di un raggio laser non collimato. Inoltre, ha una bassa sensibilità alle vibrazioni meccaniche e può funzionare con impulsi ad alta potenza e durate di femtosecondi.

Un sensore di tipo Shack-Hartmann è costituito da una serie di microlenti e un fotorilevatore situato nel loro piano focale. Ciascuna lente misura in genere 1 mm o meno. Le lenti del sensore dividono il fronte d'onda studiato in sottoaperture (l'apertura di una microlente), formando un insieme di punti focali sul piano focale. La posizione di ciascuno spot dipende dall'inclinazione locale del fronte d'onda del fascio che arriva all'ingresso del sensore. Misurando gli spostamenti trasversali delle macchie focali, è possibile calcolare gli angoli medi di inclinazione del fronte d'onda all'interno di ciascuna sottoapertura. Da questi valori viene calcolato il profilo del fronte d'onda sull'intera apertura del sensore.

Riso. 4. Principio di funzionamento del sensore del fronte d'onda

Quando il fronte d'onda in ingresso è piatto, tutte le immagini sono disposte in una griglia regolare determinata dalla geometria del sistema di lenti. Una volta che il fronte d'onda viene distorto, le immagini vengono spostate dalle loro posizioni nominali. Gli spostamenti dei centroidi dell'immagine in due direzioni ortogonali sono proporzionali alle pendenze medie del fronte d'onda in queste direzioni lungo le sotto-aperture. Pertanto, lo Shack-Hartmann WF (Sh-H WF) misura le pendenze del fronte d'onda. Il fronte d'onda stesso viene ricostruito (ripristinato) da una serie di pendenze misurate precise rispetto a una costante, che non ha alcun ruolo per l'immagine.

Caratteristiche del DWF Shack-Harman:

L'ampiezza delle aberrazioni misurate arriva fino a 15 micron.

Precisione di misurazione - λ/100 (RMS).

Il diametro della radiazione in ingresso è 8...100 mm.

Tuttavia, i WEF Shack-Hartmann presentano uno svantaggio significativo: la diafonia sulle matrici CCD. Si presentano quando un fronte d'onda sufficientemente distorto cade sulla matrice, poiché con forti deviazioni può andare oltre i limiti del suo sottoarray e finire su una matrice vicina. Questo crea un falso punto.

Ma oggi gli errori dovuti alla diafonia vengono eliminati utilizzando algoritmi complessi. Ti consentono di tracciare e visualizzare con precisione la vera posizione dello spot. Lo sviluppo moderno di algoritmi e la precisione di produzione consentono di ampliare il campo di applicazione di questi sensori. Oggi hanno trovato applicazione in vari sistemi di verifica delle immagini.

Correttori del fronte d'onda

Uno specchio adattivo è un elemento attivo esecutivo di un sistema ottico adattivo che presenta una superficie riflettente con profilo deformabile. Gli specchi deformabili sono lo strumento più conveniente per il controllo del fronte d'onda e la correzione delle aberrazioni ottiche.

Principali caratteristiche degli specchi adattivi:

Gamma di movimenti (caratterizzata dalla sensibilità dell'azionamento come parte dello specchio (solitamente la sensibilità è espressa in movimenti superficiali in micrometri quando la tensione di controllo aumenta di 1 V)).

Area di deformazione locale (riflette il numero di gradi di libertà dello specchio (può essere specificata dalla larghezza effettiva della deformazione di un'ampiezza unitaria causata dall'azione di un azionamento; la funzione che descrive questa deformazione è chiamata funzione di risposta) ).

Larghezza di banda di frequenza (determinata dalla velocità dell'azionamento utilizzato (limitata sopra dalle risonanze meccaniche del design dello specchio stesso)).

Strutturalmente, gli specchi adattivi possono essere divisi in due grandi gruppi:

1) Specchi segmentati.

2) Specchi con superficie solida.

Negli specchi segmentati, ogni singola sezione permette di essere spostata e inclinata (o semplicemente spostata). Uno specchio solido subisce deformazioni complesse sotto l'influenza di azionamenti speciali.

La scelta di un design o di un altro è determinata dalle specifiche del sistema in cui verrà utilizzato. I principali fattori presi in considerazione in questo caso includono le dimensioni complessive, il peso e la qualità della superficie dello specchio.

Specchi segmentati

Gli specchi segmentati sono costituiti da segmenti singoli e indipendenti di specchi piani. Ciascun segmento può essere spostato per una breve distanza e indietro per regolare il valore medio del fronte d'onda.

Gli specchi adattivi sezionati con movimento traslatorio delle sezioni (Fig. 5, a) consentono di modificare solo le relazioni di fase temporanee tra i segnali delle singole sezioni (la lunghezza del percorso ottico) e gli specchi con movimento e inclinazione delle sezioni (Fig. 5 , b) consentire anche la fase spaziale .

Riso. 5. Specchi adattivi sezionati: a) con movimento traslatorio delle sezioni, b) con movimento e inclinazione delle sezioni

Svantaggi significativi degli specchi sezionati sono la necessità di controllare la posizione di una sezione separata e lo stato della sua superficie, nonché la complessità dell'implementazione di un sistema di stabilizzazione termica per tali specchi.

1) Numero di attuatori - 100 – 1500.

2) Gli spazi tra gli attuatori sono 2-10 mm.

3) La forma degli elettrodi è rettangolare o esagonale.

5) L'ampiezza del movimento è di diversi micron.

6) Frequenza di risonanza: diversi kilohertz.

7) Costo: alto.

Specchi a superficie solida

Gli specchi con azionamenti discreti (Fig. 6.) sono formati sulla superficie anteriore di una sottile membrana deformabile. La forma della piastra è controllata da una serie di attuatori separati fissati alla sua parete posteriore. La forma dello specchio dipende da una combinazione di forze che agiscono sul pannello frontale, dalle condizioni al contorno (come la piastra è fissata allo specchio) e dalla geometria e dal materiale della piastra.

Questi specchi consentono una regolazione fluida del fronte d'onda con un numero molto elevato (fino a diverse migliaia) di gradi di libertà.

Riso. 6. Schema di uno specchio con unità discrete.

Specchi bimorfi

Uno specchio bimorfo (Fig. 7.) è costituito da due piastre piezoelettriche fissate insieme e polarizzate in direzioni opposte (parallele agli assi). Tra queste piastre c'è una serie di elettrodi. Le superfici anteriore e posteriore sono messe a terra. Il lato anteriore dello specchio viene utilizzato come superficie riflettente.

Fig.7. Schema di uno specchio bimorfo.

Nel momento in cui viene applicata la tensione all'elettrodo, una delle piastre viene compressa e quella opposta viene allungata, il che porta alla curvatura locale. La curvatura locale dello specchio è proporzionale alla tensione applicata, quindi questi specchi deformabili sono anche chiamati specchi di curvatura.

Parametri tipici degli specchi deformabili segmentati:

1) Numero di attuatori – 18 - 35

2) Gli spazi tra gli attuatori sono 30-200 mm.

3) La forma degli elettrodi è radiale.

5) Frequenza di risonanza – più di 500 Hz.

6) Costo: moderato.

Specchi a membrana.

La deformazione della membrana di questi specchi è ottenuta grazie all'azione di un campo magnetico. Una serie di magneti è fissata alla membrana direttamente di fronte ai solenoidi. Quando la corrente scorre attraverso i solenoidi, si creano le forze di Laplace che deformano la membrana.

MOEMS (tecnologia del silicio)

MOEMS (Fig. 8.) - sistemi micro-opto-elettro-meccanici. Tali specchi adattivi sono realizzati utilizzando la microlitografia, come i chip elettronici, la deflessione di piccoli elementi dello specchio viene effettuata da forze elettrostatiche. Gli svantaggi del MOEMS sono i movimenti insufficienti e le dimensioni ridotte degli elementi dello specchio.

Fig.8. Principio di funzionamento dello specchio MOEMS

Un altro metodo per controllare la fase della luce è l'uso di cristalli liquidi, come nei monitor, che hanno fino a un milione di elementi controllabili. Fino a poco tempo fa i cristalli liquidi erano molto lenti, ma oggi questa limitazione è stata superata. Anche se lo sfasamento introdotto dai cristalli liquidi rimane molto piccolo e, inoltre, non bisogna dimenticare che dipende dalla lunghezza d'onda.

Conclusione

Dopo aver studiato nel corso di questo lavoro la struttura e le caratteristiche dei componenti dei sistemi ottici adattivi, possiamo concludere che lo sviluppo di nuovi tipi di componenti AOS non si ferma. Nuovi sviluppi nella fotonica e nei materiali ottici stanno rendendo possibile la creazione di componenti di sistemi adattivi più avanzati con prestazioni migliori rispetto ai loro predecessori.

Bibliografia:

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Alikhanov A.N., Berchenko E.A., Kiselev V.Yu., Kuleshov V.N., Kurchanov M.S., Narusbek E.A., Otsechkin A.G., Prilepsky B.V., Son V. .G., Filatov A.S., Specchi deformabili per sistemi laser di potenza e informazione //Laser-ottico sistemi e tecnologie, FSUE "ASTROFISICA NPO", M., 2009, pp. 54–58

Vorontsov M.A., Shmalgauzen V.I., Principi di ottica adattiva, //Mosca, Scienza, (1985), pp. 336.

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Krasheninnikov V. R. Stima dei parametri di trasformazione geometrica delle immagini mediante il metodo del punto fisso / V. R. Krasheninnikov, M. A. Potapov // Riconoscimento di pattern e analisi delle immagini. – 2012. –Vol. 22, n. 2. – P. 303 –317.

Ulteriori fonti di informazione:

Portale laser: http://www.laserportal.ru//

Wikipedia: https://en.wikipedia.org/wiki/Adaptive_optics

Astronet: http://www.astronet.ru/db/msg/1205112/part2/dm.html#SEC2.2

Durata:

Ascoltatori:

Studenti del 5° anno del Dipartimento di Fisica e Fisica, Facoltà di Fisica, Università Statale di Mosca. M.V. Lomonosov (circa 15 studenti)

Descrizione:

Il corso introduce i principi di base dell'ottica adattiva, compresi i problemi di trasmissione della luce attraverso un mezzo distorcente, la correzione di fase e l'analisi statistica delle distorsioni di fase. Viene inoltre considerato il problema dell'anisoplanatismo in ottica adattiva. Il corso introduce gli studenti alle basi delle misure di fase e delle tecniche di correzione di fase in ottica adattiva, nonché ad alcune delle sue applicazioni.

Programma del corso:

1. Problemi di controllo dei parametri di un sistema ottico.
Aumento della risoluzione angolare dei telescopi astronomici e limitazioni introdotte dalla turbolenza atmosferica. Messa in fase dei telescopi multi-specchio. Interferometro stellare di Michelson. Focalizzazione di un raggio laser attraverso un'atmosfera turbolenta. Inversione del fronte d'onda e coniugazione di fase. Problema delle macchioline. Compensazione delle disomogeneità ottiche intracavità nei laser e problema della formazione di fasci limitati dalla diffrazione.

2. Aberrazioni dei sistemi ottici.
Sistemi ottici lineari e metodi per la loro descrizione. Trasformazione complessa di ampiezza. Risposta all'impulso e funzione di trasferimento. Contabilizzazione delle aberrazioni. Principio di Huygens-Fresnel generalizzato Funzione di trasferimento di un sistema ottico con aberrazioni. Sistemi incoerenti. Funzione di trasferimento ottico (OTF) e caratteristiche di contrasto di frequenza del sistema di imaging. Numero di Strehl e risoluzione normalizzata del sistema, loro dipendenza dall'intensità delle aberrazioni.

3. Scomposizione delle aberrazioni in funzioni ortogonali.
Proprietà dei sistemi di funzioni ortonormali. Polinomi di Zernike [vedi Polinomi di Zernike]. Coefficienti di aberrazione. Aberrazioni casuali e modi per descriverle. Matrice di correlazione dei coefficienti di aberrazione. Caratteristiche medie del sistema ottico. Errore quadratico medio di fase. Espressioni approssimate per risoluzione del sistema e numero di Strehl.

4. Aberrazioni atmosferiche.
Fluttuazioni dell'indice di rifrazione in un'atmosfera turbolenta. Funzione di struttura delle fluttuazioni di fase. Raggio di correlazione (raggio fritto). OPF e numero di Strehl nel caso di fluttuazioni di fase. Correlazione dei coefficienti di aberrazione nell'atmosfera. Espressione dei coefficienti di correlazione attraverso la funzione di struttura di fase. Dipendenza del coefficiente di dispersione dalla dimensione dell'apertura e dal raggio di correlazione.

5. Compensazione delle aberrazioni con correttori di fase controllati.
Tipi di correttori e schemi per il loro utilizzo. Sistemi ottici adattivi. Correttore VF modale ideale. Potenziale efficacia di un correttore modale nel compensare le distorsioni atmosferiche. Espressione dell'errore quadratico residuo. Distribuzione dell'errore residuo sull'apertura in funzione del numero di gradi di libertà del correttore.

6. Metodi per il controllo del correttore nei sistemi adattivi.
Schemi tipici dei sistemi adattivi. Sistemi a coniugazione di fase e di apertura. Struttura di controllo per sistemi con sensore VF. Fonti di errore e loro contributo all'errore residuo totale. Organizzazione della ricerca massima nei sistemi di rilevamento dell'apertura. Selezione di un criterio di qualità. Il problema degli estremi locali. Vantaggi e svantaggi dei sistemi di rilevamento dell'apertura.

7. Anisoplanatismo dei sistemi adattativi.
Angolo di isoplanatismo di un sistema adattativo ideale in atmosfera turbolenta. Influenza delle fluttuazioni di fase medie e delle pendenze del WF. Anisoplanatismo con correzione modale. Immagini a lunga esposizione e a breve esposizione. Metodi per espandere il campo visivo di un sistema adattivo. Metodi per migliorare la qualità delle immagini registrate.

8. Fluttuazioni di ampiezza nei sistemi adattativi.
Fluttuazioni di intensità nell'atmosfera. Speckles e caratteristiche dei campi speckle. Deboli fluttuazioni di ampiezza e loro descrizione. Funzione di struttura d'onda. Influenza delle fluttuazioni di ampiezza sull'OPF e sul numero di Strehl. Errore residuo e accuratezza delle misure di fase in presenza di fluttuazioni di ampiezza.

9. Misurazione della distorsione della forma d'onda nell'ottica adattiva 1.
Misurazione delle pendenze locali. Limitazioni fondamentali: rumore dello sparo di fotoni, rumore del fotorivelatore. Interferometri a taglio: reticoli di diffrazione rotanti, schemi a due canali e combinati; valutazioni di sensibilità.

10. Misurazione della distorsione della forma d'onda nell'ottica adattiva 2.
Interferometro a taglio trasversale con filtro olografico; Interferometro a taglio radiale. Sensore Shark-Hartmann. Caratteristiche posizionali; stime di accuratezza e sensibilità. Sensore di curvatura VF. Caratteristiche dei moderni circuiti dei sensori VF.

11. Ricostruzione della WF da pendenze locali misurate.
Ricostruzione del profilo WF utilizzando il metodo dei minimi quadrati. Calcolo dei coefficienti di aberrazione; espansione in termini di funzioni di risposta correttiva. Ricostruzione della WF tenendo conto delle statistiche delle distorsioni di fase (approccio bayesiano).

12. Metodi di correzione di fase ad alta risoluzione.
Modulatori di fase spaziale a cristalli liquidi e sistemi adattativi con feedback ottico. Equazione base del sistema; restrizioni fondamentali. Metodi per visualizzare le distorsioni di fase: defocalizzazione e propagazione libera; Trasformata di Hilbert; interferometro a taglio trasversale e filtro olografico; Interferometro a taglio radiale.

13. Il problema di una fonte di riferimento in astronomia.
Metodi per creare sorgenti artificiali di riferimento: diffusione di Rayleigh nell'atmosfera; l'utilizzo di strati di sodio eccitati dalla radiazione laser. Il problema della misurazione delle pendenze medie. Anisoplanatismo delle misurazioni WF utilizzando una fonte di riferimento artificiale. Sistemi con molte fonti di riferimento.

14. Applicazioni moderne dell'ottica adattiva.
Correzione delle distorsioni di fase dei raggi laser in problemi LTS e sistemi per la generazione di impulsi laser a femtosecondi; sistemi per la correzione intracavità delle aberrazioni termiche in elementi attivi di laser tecnologici di media potenza. Formazione di una determinata distribuzione di intensità in un raggio laser tecnologico a CO2. Utilizzo dell'ottica adattiva in oftalmologia: misurazione delle aberrazioni dell'occhio umano; aumentare la risoluzione delle immagini retiniche in retinoscopia; retinoscopia multispettrale.

Lezioni:

· N. 1. Introduttivo.
· N. 2. Sistemi di imaging con lente.
· N. 3. Sistemi incoerenti.
· N. 4. Misura della distorsione della forma d'onda nell'ottica adattiva. Parte I.
· N. 5. Misura della distorsione della forma d'onda nell'ottica adattiva. Seconda parte.
· N. 6. Misura della distorsione della forma d'onda nell'ottica adattiva. Parte III.

Una manciata di stelle, come se strizzasse l'occhio all'osservatore, sembra molto romantica. Ma per gli astronomi questo bellissimo scintillio non suscita affatto ammirazione, ma sentimenti completamente opposti. Fortunatamente esiste un modo per porre rimedio alla situazione.

Alexey Levin

L'esperimento che ha dato nuova vita alla scienza spaziale non è stato condotto in un famoso osservatorio o su un telescopio gigante. Gli esperti lo hanno appreso dall'articolo Successful Tests of Adaptive Optics, pubblicato sulla rivista astronomica The Messenger nel 1989. Lì sono stati presentati i risultati dei test del sistema elettro-ottico Come-On, progettato per correggere le distorsioni atmosferiche della luce proveniente da fonti cosmiche. Sono stati effettuati dal 12 al 23 ottobre sul riflettore da 152 cm dell'osservatorio francese OHP (Observatoire de Haute-Province). Il sistema ha funzionato così bene che gli autori hanno iniziato l’articolo affermando che “un sogno di lunga data degli astronomi che lavorano con i telescopi terrestri si è finalmente avverato grazie alla creazione di una nuova tecnologia di osservazione ottica: l’ottica adattiva”.

Alcuni anni dopo, i sistemi di ottica adattiva (AO) iniziarono ad essere installati su strumenti di grandi dimensioni. Nel 1993 furono equipaggiati con il telescopio da 360 cm dell'Osservatorio Europeo Australe (ESO) in Cile, poco dopo - lo stesso strumento alle Hawaii, e poi telescopi da 8-10 metri. Grazie all’AO, gli strumenti a terra possono osservare i luminari nella luce visibile con una risoluzione che era solo di competenza del telescopio spaziale Hubble, e nei raggi infrarossi con una risoluzione ancora più elevata. Ad esempio, nella regione astronomica molto utile della lunghezza d'onda del vicino infrarosso di 1 μm, Hubble fornisce una risoluzione di 110 arcms e i telescopi da 8 metri dell'ESO forniscono fino a 30 ms.

In effetti, quando gli astronomi francesi stavano testando il loro sistema AO, dispositivi simili esistevano già negli Stati Uniti. Ma non sono stati creati per le esigenze dell'astronomia. Il cliente di questi sviluppi è stato il Pentagono.

Il sensore Scheck-Hartmann funziona così: dopo aver lasciato il sistema ottico del telescopio, la luce passa attraverso una serie di piccole lenti che la dirigono verso una matrice CCD. Se la radiazione proveniente da una sorgente cosmica o da una stella artificiale si propagasse nel vuoto o in un'atmosfera idealmente calma, allora tutti i mini-obiettivi la focalizzerebbero rigorosamente al centro dei pixel a loro assegnati. A causa delle turbolenze atmosferiche, i punti di convergenza dei raggi “camminano” lungo la superficie della matrice, e questo permette di ricostruire le perturbazioni stesse.

Quando l'aria è un problema

Se osservi al telescopio due stelle situate molto vicine l'una all'altra nel cielo, le loro immagini si fonderanno in un unico punto luminoso. La distanza angolare minima tra tali stelle, dovuta alla natura ondulatoria della luce (limite di diffrazione), è la risoluzione del dispositivo, ed è direttamente proporzionale alla lunghezza d'onda della luce e inversamente proporzionale al diametro (apertura) del telescopio. Quindi, per un riflettore di tre metri quando si osserva in luce verde, questo limite è di circa 40 ms angolari e per un riflettore di 10 metri - poco più di 10 ms (a questo angolo, una piccola moneta è visibile da una distanza di 2000 chilometri).

Tuttavia, queste stime sono valide solo per osservazioni nel vuoto. Nell'atmosfera terrestre compaiono costantemente aree di turbolenza locale che modificano la densità e la temperatura dell'aria e, di conseguenza, il suo indice di rifrazione diverse centinaia di volte al secondo. Pertanto, nell'atmosfera, il fronte di un'onda luminosa proveniente da una sorgente cosmica si allarga inevitabilmente. Di conseguenza, la risoluzione reale dei telescopi convenzionali è nella migliore delle ipotesi di 0,5−1 secondo d’arco ed è molto al di sotto del limite di diffrazione.

In precedenza, la dimensione delle zone di cielo corrette era limitata alle celle con un lato di 15 archi. Nel marzo 2007, l'ottica adattiva multiaccoppiata (MCAO) è stata testata per la prima volta su uno dei telescopi dell'ESO. Sonda la turbolenza a diverse altitudini, il che ha permesso di aumentare la dimensione del campo visivo corretto a due o più minuti d'arco. "Le capacità dell'AO si sono ampliate notevolmente in questo secolo", dice a PM Claire Max, professoressa di astronomia e astrofisica e direttrice del Center for Adaptive Optics presso l'Università della California, a Santa Cruz. — I grandi telescopi hanno sistemi con due e tre specchi deformabili, che includono MCAO. Sono comparsi nuovi sensori del fronte d'onda e programmi per computer più potenti. Sono stati realizzati specchi con attuatori microelettromeccanici che permettono di modificare meglio e più velocemente la forma della superficie riflettente rispetto agli attuatori piezoelettrici. Negli ultimi anni sono stati sviluppati e testati sistemi sperimentali di ottica adattiva multi-oggetto (MOAO), con l'aiuto dei quali è possibile tracciare simultaneamente fino a dieci o più sorgenti in un campo visivo con un diametro di 5-10 minuti d'arco. Saranno installati sulla prossima generazione di telescopi che entreranno in funzione nel prossimo decennio”.

Stelle guida

Immaginiamo un dispositivo che analizzi le onde luminose che passano attraverso un telescopio centinaia di volte al secondo per individuare tracce di turbolenza atmosferica e, sulla base di questi dati, modifica la forma di uno specchio deformabile posto al fuoco del telescopio per neutralizzare le interferenze atmosferiche e, idealmente, rendere “vuoto” l’immagine dell’oggetto. In questo caso la risoluzione del telescopio è limitata esclusivamente dal limite di diffrazione.

Tuttavia, c'è una sottigliezza. In genere, la luce proveniente da stelle e galassie distanti è troppo debole per una ricostruzione affidabile del fronte d’onda. Un'altra questione è se c'è una sorgente luminosa vicino all'oggetto osservato, i cui raggi vanno al telescopio quasi lungo lo stesso percorso: possono essere utilizzati per leggere le interferenze atmosferiche. Fu proprio questo schema (in forma leggermente ridotta) che gli astronomi francesi testarono nel 1989. Hanno selezionato diverse stelle luminose (Deneb, Capella e altre) e, utilizzando l'ottica adattiva, hanno migliorato notevolmente la qualità delle loro immagini quando osservate nella luce infrarossa. Ben presto tali sistemi, che utilizzavano stelle guida nel cielo terrestre, iniziarono ad essere utilizzati su grandi telescopi per osservazioni reali.

Ma nel cielo terrestre ci sono poche stelle luminose, quindi questa tecnica è adatta per osservare solo il 10% della sfera celeste. Ma se la natura non ha creato una stella adatta nel posto giusto, puoi creare una stella artificiale, utilizzando un laser per provocare un bagliore nell'atmosfera ad alta quota, che diventerà una fonte di luce di riferimento per il sistema di compensazione.

Questo metodo è stato proposto nel 1985 dagli astronomi francesi Renaud Foix e Antoine Labeyrie. Più o meno nello stesso periodo, i loro colleghi statunitensi Edward Kibblewhite e Laird Thomson giunsero a conclusioni simili. A metà degli anni '90, emettitori laser abbinati ad apparecchiature JSC apparvero sui telescopi di medie dimensioni dell'Osservatorio di Lick negli Stati Uniti e dell'Osservatorio di Calar Alto in Spagna. Tuttavia ci sono voluti circa dieci anni perché questa tecnica trovasse applicazione sui telescopi di 8-10 metri.

L'elemento attuatore di un sistema di ottica adattiva è uno specchio deformabile che viene piegato utilizzando attuatori piezoelettrici o elettromeccanici (attuatori) secondo i comandi di un sistema di controllo che riceve e analizza i dati di distorsione dai sensori del fronte d'onda.

Interesse militare

La storia dell'ottica adattiva non ha solo un lato ovvio, ma anche un lato segreto. Nel gennaio 1958, il Pentagono istituì una nuova struttura, l’Agenzia per i progetti di ricerca avanzata, ARPA (ora DARPA), responsabile dello sviluppo di tecnologie per le nuove generazioni di armi. Questo dipartimento ha svolto un ruolo primario nella creazione dell'ottica adattiva: per osservare i veicoli orbitali sovietici erano necessari telescopi con la massima risoluzione possibile insensibili alle interferenze atmosferiche, e in futuro è stato preso in considerazione il compito di creare armi laser per distruggere i missili balistici.

A metà degli anni '60, sotto il controllo dell'ARPA, fu lanciato un programma per studiare le perturbazioni atmosferiche e l'interazione della radiazione laser con l'aria. Ciò è stato fatto presso il centro di ricerca RADC (Rome Air Development Center) situato presso la base aeronautica di Griffis nello Stato di New York. Come fonte di luce di riferimento sono stati utilizzati potenti fari montati sui bombardieri che sorvolavano il sito del test, ed era così impressionante che i residenti spaventati a volte contattavano la polizia!

Nella primavera del 1973, ARPA e RADC hanno incaricato la società privata Itec Optical Systems di partecipare allo sviluppo di dispositivi che compensano la diffusione della luce sotto l'influenza dei disturbi atmosferici nell'ambito del programma RTAC (Real-Time Atmospheric Compensation). I dipendenti Itec hanno creato tutti e tre i componenti principali dell'AO: un interferometro per analizzare i disturbi del fronte luminoso, uno specchio deformabile per correggerli e un sistema di controllo. Il loro primo specchio, di due pollici di diametro, era fatto di vetro rivestito con una pellicola riflettente di alluminio. Nella piastra di supporto sono stati integrati attuatori piezoelettrici (21 pezzi), in grado di contrarsi e allungarsi di 10 micron sotto l'influenza di impulsi elettrici. Già i primi test di laboratorio effettuati nello stesso anno indicavano il successo. E l’estate successiva, una nuova serie di test dimostrò che le apparecchiature sperimentali potevano correggere un raggio laser a distanze di diverse centinaia di metri.

Questi esperimenti puramente scientifici non erano ancora classificati. Tuttavia, nel 1975, il programma chiuso CIS (Compensating Imaging System) fu approvato per lo sviluppo di JSC nell'interesse del Pentagono. In conformità con esso, sono stati creati sensori del fronte d'onda più avanzati e specchi deformabili con centinaia di attuatori. Questa attrezzatura è stata installata su un telescopio di 1,6 metri situato sulla cima del monte Haleakala sull'isola hawaiana di Maui. Nel giugno 1982, con il suo aiuto, è stato possibile ottenere per la prima volta fotografie di un satellite terrestre artificiale di qualità accettabile.

Con mirino laser

Sebbene gli esperimenti su Maui continuarono per molti altri anni, il centro di sviluppo si trasferì in un'area speciale della base aeronautica di Kirtland nel Nuovo Messico, nel segreto Sandia Optical Range (SOR), dove avevano lavorato a lungo sulle armi laser. Nel 1983, un gruppo guidato da Robert Fugate iniziò esperimenti in cui dovevano studiare la scansione laser delle disomogeneità atmosferiche. Questa idea fu avanzata dal fisico americano Julius Feinleib nel 1981, e ora doveva essere testata nella pratica. Feinleib ha proposto di utilizzare la diffusione elastica (Rayleigh) dei quanti di luce sulle disomogeneità atmosferiche nei sistemi AO. Alcuni dei fotoni dispersi ritornano al punto da cui sono partiti, e nella parte corrispondente del cielo appare un bagliore caratteristico di una sorgente quasi puntiforme: una stella artificiale. Fugate e i suoi colleghi hanno registrato le distorsioni nel fronte d’onda della radiazione riflessa nel suo percorso verso la Terra e le hanno confrontate con disturbi simili nella luce stellare proveniente dalla stessa parte del cielo. I disturbi si sono rivelati quasi identici, il che ha confermato la possibilità di utilizzare i laser per risolvere i problemi di AO.

Queste misurazioni non richiedevano ottiche complesse: erano sufficienti semplici sistemi di specchi. Tuttavia, per ottenere risultati più affidabili, dovevano essere ripetuti su un buon telescopio, installato al SOR nel 1987. Fugate e i suoi assistenti hanno condotto esperimenti su di esso, durante i quali è nata l'ottica adattiva con stelle artificiali. Nel febbraio 1992 è stata ottenuta la prima immagine significativamente migliorata di un corpo celeste, Betelgeuse (il luminare più luminoso della costellazione di Orione). Ben presto, le potenzialità del metodo furono dimostrate nelle fotografie di numerose altre stelle, degli anelli di Saturno e di altri oggetti.

Il team di Fugate ha illuminato le stelle artificiali con potenti laser a vapori di rame che generavano 5.000 impulsi al secondo. Una frequenza di flash così elevata consente di scansionare anche le turbolenze di breve durata. I sensori interferometrici del fronte d'onda furono sostituiti dal più avanzato sensore Scheck-Hartmann, inventato all'inizio degli anni '70 (tra l'altro, anch'esso commissionato dal Pentagono). Lo specchio con 241 attuatori, fornito da Itec, potrebbe cambiare forma 1664 volte al secondo.

Alzalo più in alto

Lo scattering di Rayleigh è piuttosto debole, quindi è eccitato nell'intervallo di altitudine di 10-20 km. I raggi provenienti dalla stella artificiale di riferimento divergono, mentre i raggi provenienti da una sorgente cosmica molto più distante sono strettamente paralleli. Pertanto nello strato turbolento i loro fronti d'onda non vengono distorti in modo uniforme, il che influisce sulla qualità dell'immagine corretta. È meglio accendere le stelle faro ad un'altitudine più elevata, ma qui il meccanismo di Rayleigh non è adatto.

Nella primavera del 1991, il Pentagono decise di declassificare la maggior parte del lavoro sull’ottica adattiva. I risultati declassificati degli anni '80 divennero proprietà degli astronomi.

Questo problema fu risolto nel 1982 dal professore dell'Università di Princeton Will Harper. Ha proposto di sfruttare il fatto che nella mesosfera ad un'altitudine di circa 90 km ci sono molti atomi di sodio lì accumulati a causa della combustione di micrometeoriti. Harper propose di eccitare il bagliore risonante di questi atomi utilizzando impulsi laser. L'intensità di un tale bagliore a parità di potenza laser è quattro ordini di grandezza superiore all'intensità della luce durante la diffusione di Rayleigh. Era solo una teoria. La sua implementazione pratica è diventata possibile grazie agli sforzi dello staff del Lincoln Laboratory, situato presso la base aeronautica Hanscom nel Massachusetts. Nell'estate del 1988 ricevettero le prime immagini di stelle scattate utilizzando fari mesosferici. Tuttavia, la qualità delle fotografie non era elevata e l'implementazione del metodo Harper richiedeva molti anni di perfezionamento.

Nel 2013, l'esclusivo dispositivo Gemini Planet Imager per fotografare e spettrografare esopianeti, progettato per i telescopi Gemini di otto metri, è stato testato con successo. Permette di utilizzare l'AO per osservare pianeti la cui luminosità apparente è milioni di volte inferiore alla luminosità delle stelle attorno alle quali orbitano.

Nella primavera del 1991, il Pentagono decise di declassificare la maggior parte del lavoro sull’ottica adattiva. I primi resoconti al riguardo sono stati fatti a maggio alla conferenza dell'American Astronomical Association a Seattle. Presto seguirono le pubblicazioni su riviste. Sebbene l’esercito americano continuasse a lavorare sull’ottica adattiva, i risultati declassificati degli anni ’80 divennero disponibili agli astronomi.

Il Grande Livellatore

"L'AO ha reso possibile per la prima volta ai telescopi terrestri di ottenere dati sulla struttura di galassie molto distanti", afferma la professoressa di astronomia e astrofisica Claire Max dell'Università di Santa Cruz. — Prima dell’avvento dell’era AO, potevano essere osservati nel campo ottico solo dallo spazio. Anche tutte le osservazioni da terra del movimento delle stelle vicino al buco nero supermassiccio al centro della Galassia vengono effettuate utilizzando l'AO.

JSC ha anche contribuito molto allo studio del Sistema Solare. Con il suo aiuto, sono state ottenute ampie informazioni sulla cintura degli asteroidi, in particolare sui sistemi binari di asteroidi. JSC ha arricchito la conoscenza sulle atmosfere dei pianeti del Sistema Solare e dei loro satelliti. Grazie ad esso, ormai da quindici anni si effettuano osservazioni dell'involucro gassoso di Titano, il più grande satellite di Saturno, che consentono di seguire i cambiamenti giornalieri e stagionali della sua atmosfera. Quindi è già stata accumulata una grande quantità di dati sulle condizioni meteorologiche dei pianeti esterni e dei loro satelliti.

In un certo senso, l'ottica adattiva ha eguagliato le capacità dell'astronomia terrestre e spaziale. Grazie a questa tecnologia, i più grandi telescopi stazionari con i loro specchi giganti forniscono una risoluzione molto migliore rispetto a Hubble o al telescopio IR James Webb, ancora da lanciare. Inoltre, gli strumenti di misura per gli osservatori a terra non hanno le rigide restrizioni di peso e dimensioni che si applicano alla progettazione delle apparecchiature spaziali. Quindi non sarebbe un’esagerazione affermare – ha concluso il professor Max – che l’ottica adattiva ha trasformato radicalmente molti rami della scienza moderna sull’Universo”.