Optica în astronomie. „probleme moderne ale opticii adaptive”

Secțiune pregătită de Nikolay Nosyrev și Oleg Vilkov

Optică adaptivă (AO) - o ramură a opticii care se ocupă cu dezvoltarea sistemelor optice cu control dinamic al formei frontului de undă pentru a compensa perturbările aleatorii și a crește limita de rezoluție a instrumentelor de observație, gradul de concentrație a radiației la receptor sau țintă.

Principala problemă care poate fi rezolvată de un sistem de optică adaptivă este eliminarea perturbațiilor frontului de undă cauzate de influențe aleatorii necontrolate. Cele mai cunoscute sisteme de acest tip includ:

· telescoape terestre, datorită eterogenității atmosferei terestre, rezoluția acestor sisteme este redusă

sisteme de formare și focalizare a radiațiilor laser

· sisteme de măsurare cu laser care funcționează în atmosferă

· sisteme optice de lasere de mare putere.

Implementarea sistemelor optice adaptive este determinată de gama specifică de probleme pe care le rezolvă. Cu toate acestea principii generale construcția unor astfel de sisteme este aceeași.

Există sisteme cu o undă de ieșire, în care frontul de undă al sursei de lumină este corectat, și sisteme cu o undă recepționată, în care se corectează câmpul luminos provenit de la obiectul observat. La rândul lor, ambele pot fi implementate pe principiile conjugării de fază și detecție a deschiderii.

Într-un sistem de conjugare de fază, un fascicul de lumină este reflectat dintr-o zonă mică a unui obiect (țintă), formând o undă sferică care se deplasează înapoi pe calea luminii și suferă aceleași distorsiuni ca și unda emisă. Unda reflectată de intrare intră în senzorul frontului de undă, unde sunt detectate distorsiuni pe cale. Dispozitivul de procesare a datelor calculează corecția necesară a frontului de undă, care este efectuată de dispozitivul de influență a frontului de undă.

Principiul de detectare a diafragmei se bazează pe posibilitatea de a introduce perturbări de testare în frontul de undă, care sunt transformate în perturbări de amplitudine ale semnalului. Analizând modificările intensității luminii reflectate de țintă, se face o concluzie despre semnul schimbării de fază și frontul de undă este deformat până la optimizarea focalizării asupra obiectului.

Sistemele de unde recepționate funcționează într-un mod similar. În sistemele de cuplare de fază, o porțiune a luminii recepționate cu un front de undă distorsionat este direcționată către un senzor de front de undă. Informațiile obținute sunt folosite pentru a crea un efect de compensare asupra frontului de undă recepționat. Ca rezultat, la receptor se formează în mod ideal o imagine limitată doar de difracție.

În sistemele de detectare a deschiderii, perturbațiile de testare sunt introduse în frontul de undă recepționat, iar influența lor este evaluată folosind un receptor plasat în planul imaginii.

Într-un mediu eterogen, folosind elemente optice controlate. Sarcinile principale ale opticii adaptive sunt creșterea limitei de rezoluție a instrumentelor de observație, concentrarea radiației optice pe receptor sau țintă etc.

Optica adaptivă este utilizată în proiectarea telescoapelor astronomice la sol, în sistemele de comunicații optice, în tehnologia laser industrial, în oftalmologie etc., unde permite, respectiv, compensarea distorsiunilor și aberațiilor atmosferice ale sistemelor optice, inclusiv cele optice. elemente ale ochiului uman.

YouTube enciclopedic

• 1 / 5

  Din punct de vedere structural, un sistem optic adaptiv constă de obicei dintr-un senzor care măsoară distorsiunea (senzor de front de undă), un corector de front de undă și un sistem de control care comunică între senzor și corector.

  Senzori de front de undă

  Există o varietate de metode care permit atât evaluarea calitativă, cât și măsurarea cantitativă a profilului frontului de undă. Cei mai populari senzori in prezent sunt de tip interferenta si de tip Shack-Hartmann.

  Funcționarea senzorilor de interferență se bazează pe adăugarea coerentă a două unde luminoase și formarea unui model de interferență cu o intensitate în funcție de frontul de undă măsurat. În acest caz, o undă obținută din radiația studiată prin filtrare spațială poate fi folosită ca a doua undă luminoasă (de referință).

  Un senzor de tip Shack-Hartmann constă dintr-o serie de microlentile și un fotodetector situat în planul lor focal. Fiecare lentilă măsoară de obicei 1 mm sau mai puțin. Lentilele senzorului împart frontul de undă studiat în sub-apertura (apertura unui microlentil), formând un set de puncte focale în planul focal. Poziția fiecărui punct depinde de înclinarea locală a frontului de undă al fasciculului care ajunge la intrarea senzorului. Măsurând deplasările transversale ale punctelor focale, este posibil să se calculeze unghiurile medii de înclinare a frontului de undă în cadrul fiecărei sub-apertura. Din aceste valori, profilul frontului de undă este calculat pe întreaga deschidere a senzorului.

  Corectori de front de undă

  Oglindă adaptivă (deformabilă). (engleză) este cel mai popular instrument pentru controlul frontului de undă și corectarea aberației optice. Ideea corectării frontului de undă cu o oglindă compozită a fost propusă de V.P. Linnik în 1957. Posibilitatea creării unui astfel de sistem a apărut încă de la mijlocul anilor 1990 în legătură cu dezvoltarea tehnologiei și posibilitatea controlului și monitorizării computerizate precise.

  În special, oglinzile unimorfe (semi-pasive-bimorfe) au devenit larg răspândite. O astfel de oglindă constă dintr-o placă subțire din material piezoelectric, pe care electrozii sunt aranjați într-un mod special. Placa este atașată la un substrat, pe suprafața frontală a căruia se formează o suprafață optică. Când se aplică tensiune electrozilor, placa piezoelectrică se contractă (sau se extinde), ceea ce face ca suprafața optică a oglinzii să se îndoaie. Dispunerea spațială specială a electrozilor permite formarea unor reliefuri complexe de suprafață.

  Viteza de control al formei oglinzii adaptive permite utilizarea acesteia pentru a compensa aberațiile dinamice în timp real.

  În aplicațiile astronomice, sistemele de optică adaptivă necesită o sursă de referință care să servească drept standard de luminozitate pentru a corecta distorsiunile create de turbulențele atmosferice și ar trebui să fie situată la o distanță unghiulară suficient de apropiată de regiunea cerului studiată. Unele sisteme folosesc o „stea artificială” ca atare sursă, creată de atomi de sodiu excitați la o altitudine de 90 km deasupra suprafeței Pământului cu un laser de la sol.

  O împrăștiere de stele, parcă ar face cu ochiul la observator, arată foarte romantic. Dar pentru astronomi, acest sclipire frumos nu trezește deloc admirație, ci sentimente complet opuse. Din fericire, există o modalitate de a remedia situația.

  Alexey Levin

  Experimentul care a inspirat noua viataîn știința spațială, nu a fost realizat într-un observator celebru sau pe un telescop gigant. Experții au aflat despre asta din articolul Teste de succes ale opticii adaptive, publicat în jurnalul astronomic The Messenger în 1989. Acolo au fost prezentate rezultatele testelor sistemului electro-optic Come-On, conceput pentru a corecta distorsiunile atmosferice ale luminii din surse cosmice. Acestea au fost efectuate în perioada 12-23 octombrie pe reflectorul de 152 cm al observatorului francez OHP (Observatoire de Haute-Province). Sistemul a funcționat atât de bine încât autorii au început articolul afirmând că „un vis de lungă durată al astronomilor care lucrează cu telescoape de la sol s-a împlinit în sfârșit datorită creării unei noi tehnologii de observare optică – optica adaptivă”.

  
  

  Câțiva ani mai târziu, sistemele de optică adaptivă (AO) au început să fie instalate pe instrumente mari. În 1993, au fost echipați cu telescopul de 360 ​​cm al Observatorului European de Sud (ESO) din Chile, puțin mai târziu - același instrument în Hawaii, și apoi telescoape de 8-10 metri. Datorită AO, instrumentele de la sol pot observa corpuri de iluminat în lumină vizibilă cu o rezoluție care a fost doar provincia telescopului spațial Hubble și în raze infraroșii cu o rezoluție și mai mare. De exemplu, în regiunea astronomică foarte utilă a lungimii de undă în infraroșu apropiat de 1 μm, Hubble oferă o rezoluție de 110 arcms, iar telescoapele de 8 metri ale ESO oferă până la 30 ms.

  De fapt, când astronomii francezi își testau sistemul AO, dispozitive similare existau deja în Statele Unite. Dar nu au fost create pentru nevoile astronomiei. Clientul acestor dezvoltări a fost Pentagonul.

  
  Senzorul Scheck-Hartmann funcționează astfel: după ce părăsește sistemul optic al telescopului, lumina trece printr-o serie de lentile mici care o direcționează către o matrice CCD. Dacă radiația de la o sursă cosmică sau o stea artificială s-ar propaga în vid sau într-o atmosferă ideal de calmă, atunci toate mini-lentilele ar focaliza-o strict în centrul pixelilor alocați acestora. Datorită turbulenței atmosferice, punctele de convergență ale razelor „merg” de-a lungul suprafeței matricei, ceea ce face posibilă reconstituirea perturbațiilor în sine.

  Când aerul este o problemă

  Dacă observați printr-un telescop două stele situate foarte aproape una de alta pe cer, imaginile lor se vor contopi într-un singur punct luminos. Distanța unghiulară minimă dintre astfel de stele, datorită naturii ondulatorii a luminii (limita de difracție), este rezoluția dispozitivului și este direct proporțională cu lungimea de undă a luminii și invers proporțională cu diametrul (apertura) telescopului. Deci, pentru un reflector de trei metri când se observă în lumină verde, această limită este de aproximativ 40 ms unghiular, iar pentru unul de 10 metri - puțin mai mult de 10 ms (la acest unghi, o monedă mică este vizibilă de la o distanță de 2000 km).

  Cu toate acestea, aceste estimări sunt valabile doar pentru observații în vid. În atmosfera terestră apar în mod constant zone de turbulență locală, care modifică densitatea și temperatura aerului și, în consecință, indicele de refracție al acestuia de câteva sute de ori pe secundă. Prin urmare, în atmosferă, frontul unei unde de lumină dintr-o sursă cosmică se extinde inevitabil. Ca rezultat, rezoluția reală a telescoapelor convenționale în cel mai bun scenariu este de 0,5−1 secundă de arc și este mult sub limita de difracție.

  
  Anterior, dimensiunea zonelor cerului corectate era limitată la celule cu o latură de 15 arce. În martie 2007, optica adaptivă multi-cuplată (MCAO) a fost testată pentru prima dată pe unul dintre telescoapele ESO. Sondează turbulențele la diferite altitudini, ceea ce a făcut posibilă creșterea dimensiunii câmpului vizual corectat la două sau mai multe minute de arc. „Capacitățile AO s-au extins foarte mult în acest secol”, a declarat pentru PM Claire Max, profesor de astronomie și astrofizică și director al Centrului pentru Optică adaptivă de la Universitatea din California, Santa Cruz. — Telescoapele mari au sisteme cu două și trei oglinzi deformabile, care includ MCAO. Au apărut noi senzori de front de undă și programe de calculator mai puternice. Au fost create oglinzi cu actuatoare microelectromecanice care fac posibilă modificarea formei suprafeței reflectorizante mai bine și mai rapid decât actuatoarele piezoelectrice. ÎN ultimii ani Au fost dezvoltate și testate sisteme experimentale de optică adaptivă multi-obiect (MOAO), cu ajutorul cărora puteți urmări simultan până la zece sau mai multe surse într-un câmp vizual cu un diametru de 5-10 minute arc. Acestea vor fi instalate pe următoarea generație de telescoape care vor începe să funcționeze în următorul deceniu.”

  Stele călăuzitoare

  Să ne imaginăm un dispozitiv care analizează undele luminoase care trec printr-un telescop de sute de ori pe secundă pentru a identifica urmele de turbulență atmosferică și, pe baza acestor date, schimbă forma unei oglinzi deformabile plasate în focarul telescopului pentru a neutraliza interferența atmosferică. și, în mod ideal, faceți imaginea obiectului „vacuum”. În acest caz, rezoluția telescopului este limitată numai de limita de difracție.

  Cu toate acestea, există o subtilitate. De obicei, lumina de la stelele și galaxiile îndepărtate este prea slabă pentru o reconstrucție fiabilă a frontului de undă. Este o altă problemă dacă există o sursă strălucitoare în apropierea obiectului observat, razele de la care merg către telescop aproape pe aceeași cale - pot fi folosite pentru a citi interferența atmosferică. Tocmai această schemă (într-o formă ușor redusă) a fost testată de astronomii francezi în 1989. Au selectat mai multe stele strălucitoare (Deneb, Capella și altele) și, folosind optica adaptivă, și-au îmbunătățit într-adevăr calitatea imaginilor atunci când sunt observate în lumină infraroșie. Curând, astfel de sisteme, folosind stele ghid pe cerul pământului, au început să fie folosite pe telescoape mari pentru observații reale.

  
  

  Dar există puține stele strălucitoare pe cerul pământului, așa că această tehnică este potrivită pentru observarea a doar 10% din sfera cerească. Dar dacă natura nu a creat o stea potrivită în locul potrivit, puteți crea o stea artificială - folosiți un laser pentru a apela mare altitudine strălucirea atmosferică, care va deveni sursa de lumină de referință pentru sistemul de compensare.

  Această metodă a fost propusă în 1985 de astronomii francezi Renaud Foix și Antoine Labeyrie. Cam în același timp, colegii lor din SUA Edward Kibblewhite și Laird Thomson au ajuns la concluzii similare. La mijlocul anilor 1990, emițătoarele laser asociate cu echipamente JSC au apărut pe telescoapele de dimensiuni medii la Observatorul Lick din SUA și la Observatorul Calar Alto din Spania. Cu toate acestea, a fost nevoie de aproximativ zece ani pentru ca această tehnică să găsească aplicație pe telescoapele de 8-10 metri.

  
  Elementul de acţionare al unui sistem de optică adaptivă este o oglindă deformabilă care este îndoită folosind actuatoare piezoelectrice sau electromecanice (actuatoare) conform comenzilor unui sistem de control care primeşte şi analizează datele de distorsiune de la senzorii frontului de undă.

  Interes militar

  Istoria opticii adaptive nu are doar o latură evidentă, ci și o latură secretă. În ianuarie 1958, Pentagonul a înființat o nouă structură, Agenția de Apărare Avansată a Apărării. proiecte de cercetare- Advanced Research Projects Agency, ARPA (acum DARPA), responsabilă cu dezvoltarea tehnologiilor pentru noile generații de arme. Acest departament a jucat un rol primordial în crearea opticii adaptive: pentru a observa vehiculele orbitale sovietice, au fost necesare telescoape cu cea mai mare rezoluție posibilă, insensibile la interferențele atmosferice, iar în viitor a fost luată în considerare sarcina de a crea arme cu laser pentru a distruge rachetele balistice.

  La mijlocul anilor 1960, sub controlul ARPA, a fost lansat un program de studiere a perturbațiilor atmosferice și a interacțiunii radiațiilor laser cu aerul. Acest lucru a fost realizat la centrul de cercetare RADC (Rome Air Development Center) situat la Baza Aeriană Griffis din statul New York. Ca sursă de lumină de referință au fost folosite reflectoare puternice montate pe bombardierele care zburau deasupra locului de testare și a fost atât de impresionant încât locuitorii înspăimântați au contactat uneori poliția!

  
  

  În primăvara anului 1973, ARPA și RADC au contractat corporația privată Itec Optical Systems pentru a participa la dezvoltarea de dispozitive care compensează împrăștierea luminii sub influența perturbațiilor atmosferice, ca parte a programului RTAC (Real-Time Atmospheric Compensation). Angajații Itec au creat toate cele trei componente principale ale AO - un interferometru pentru a analiza perturbațiile frontale ale luminii, o oglindă deformabilă pentru a le corecta și un sistem de control. Prima lor oglindă, de doi centimetri în diametru, a fost făcută din sticlă acoperită cu o peliculă reflectorizantă de aluminiu. În placa suport au fost încorporate actuatoare piezoelectrice (21 de piese), capabile să se contracte și să se prelungească cu 10 microni sub influența impulsurilor electrice. Deja primele teste de laborator efectuate în același an au indicat succes. Și vara viitoare noua serie testele au demonstrat că echipamentele experimentale pot corecta un fascicul laser deja la distanțe de câteva sute de metri.

  Aceste experimente pur științifice nu au fost încă clasificate. Cu toate acestea, în 1975, programul închis CIS (Compensating Imaging System) a fost aprobat pentru dezvoltarea JSC în interesul Pentagonului. În conformitate cu acesta, au fost creați senzori de front de undă mai avansați și oglinzi deformabile cu sute de actuatoare. Acest echipament a fost instalat pe un telescop de 1,6 metri situat pe vârful Muntelui Haleakala de pe insula Hawaii Maui. În iunie 1982, cu ajutorul acestuia, a fost posibil pentru prima dată să se obțină fotografii ale unui satelit artificial Pământesc de o calitate acceptabilă.

  
  

  Cu vizor laser

  Deși experimentele de pe Maui au continuat încă câțiva ani, centrul de dezvoltare s-a mutat într-o zonă specială a bazei aeriene Kirtland din New Mexico, în domeniul secret Sandia Optical Range (SOR), unde lucrau de mult timp la arme cu laser. În 1983, un grup condus de Robert Fugate a început experimente în care urmau să studieze scanarea laser a neomogenităților atmosferice. Această idee a fost prezentată de fizicianul american Julius Feinleib în 1981, iar acum trebuia testată în practică. Feinleib a propus utilizarea împrăștierii elastice (Rayleigh) a cuantelor de lumină asupra neomogenităților atmosferice în sistemele AO. Unii dintre fotonii împrăștiați se întorc în punctul din care au plecat, iar în partea corespunzătoare a cerului apare o strălucire caracteristică a unei surse aproape punctuale - o stea artificială. Fugate și colegii săi au înregistrat distorsiuni în frontul de undă al radiației reflectate în drumul său către Pământ și le-au comparat cu perturbări similare în lumina stelelor provenind din aceeași parte a cerului. Perturbațiile s-au dovedit a fi aproape identice, ceea ce a confirmat posibilitatea utilizării laserelor pentru a rezolva problemele AO.

  Aceste măsurători nu necesitau optică complexă – sistemele simple de oglindă erau suficiente. Cu toate acestea, pentru rezultate mai fiabile, acestea au trebuit să fie repetate pe un telescop bun, care a fost instalat la SOR în 1987. Fugate și asistenții săi au efectuat experimente pe ea, în timpul cărora s-a născut optica adaptivă cu stele create de om. În februarie 1992, a fost obținută prima imagine îmbunătățită semnificativ a unui corp ceresc, Betelgeuse (cel mai strălucitor luminator din constelația Orion). Curând, capacitățile metodei au fost demonstrate în fotografiile unui număr de alte stele, inelele lui Saturn și alte obiecte.

  
  

  Echipa lui Fugate a aprins stele artificiale cu lasere puternice cu vapori de cupru care au generat 5.000 de impulsuri pe secundă. O frecvență atât de mare de bliț face posibilă scanarea chiar și a celor mai scurte turbulențe. Senzorii de front de undă interferometrici au fost înlocuiți cu senzorul Scheck-Hartmann mai avansat, inventat la începutul anilor 1970 (apropo, comandat tot de Pentagon). Oglinda cu 241 de actuatoare, furnizată de Itec, și-ar putea schimba forma de 1664 de ori pe secundă.

  Ridicați-l mai sus

  Imprăștirea Rayleigh este destul de slabă, deci este excitată în intervalul de altitudine de 10-20 km. Razele de la steaua artificială de referință diverg, în timp ce razele de la o sursă cosmică mult mai îndepărtată sunt strict paralele. Prin urmare, fronturile lor de undă nu sunt la fel de distorsionate în stratul turbulent, ceea ce afectează calitatea imaginii corectate. Este mai bine să iluminați stelele far la o altitudine mai mare, dar mecanismul Rayleigh este nepotrivit aici.

  În primăvara anului 1991, Pentagonul a decis să declasifice cea mai mare parte a lucrărilor privind optica adaptivă. Rezultatele desecretizate din anii 1980 au devenit proprietatea astronomilor.

  Această problemă a fost rezolvată în 1982 de profesorul de la Universitatea Princeton, Will Harper. El a propus să profite de faptul că în mezosferă la o altitudine de aproximativ 90 km există mulți atomi de sodiu acumulați acolo datorită arderii micrometeoriților. Harper a propus să excite strălucirea rezonantă a acestor atomi folosind impulsuri laser. Intensitatea unei astfel de străluciri la putere laser egală este cu patru ordine de mărime mai mare decât intensitatea luminii în timpul împrăștierii Rayleigh. A fost doar o teorie. Implementarea sa practică a devenit posibilă datorită eforturilor personalului Laboratorului Lincoln, situat la Baza Forțelor Aeriene Hanscom din Massachusetts. În vara anului 1988, au primit primele imagini cu stele realizate cu ajutorul balizelor mezosferice. Cu toate acestea, calitatea fotografiilor nu a fost ridicată, iar implementarea metodei lui Harper a necesitat mulți ani de lustruire.

  
  În 2013, a fost testat cu succes dispozitivul unic Gemini Planet Imager pentru fotografiarea și spectrografia exoplanetelor, conceput pentru telescoape Gemini de opt metri. Permite utilizarea AO pentru a observa planete a căror luminozitate aparentă este de milioane de ori mai mică decât luminozitatea stelelor în jurul cărora orbitează.

  În primăvara anului 1991, Pentagonul a decis să declasifice cea mai mare parte a lucrărilor privind optica adaptivă. Primele rapoarte despre aceasta au fost făcute în mai la conferința Asociației Americane de Astronomie din Seattle. Au urmat curând publicațiile de reviste. Deși armata americană a continuat să lucreze la optică adaptivă, rezultatele desecretizate din anii 1980 au devenit disponibile astronomilor.

  Marele Nivelator

  „AO a făcut posibil pentru prima dată telescoapele de la sol să obțină date despre structura galaxiilor foarte îndepărtate”, spune profesorul de astronomie și astrofizică Claire Max de la Universitatea din Santa Cruz. — Înainte de apariția erei AO, acestea puteau fi observate în domeniul optic numai din spațiu. Toate observațiile de la sol ale mișcării stelelor din apropierea găurii negre supermasive din centrul galaxiei sunt, de asemenea, efectuate folosind AO.

  
  

  AO a dat mult pentru studiu sistem solar. Cu ajutorul acestuia, au fost obținute informații extinse despre centura de asteroizi - în special despre sistemele de asteroizi binari. JSC a îmbogățit cunoștințele despre atmosferele planetelor Sistemului Solar și a sateliților acestora. Datorită acesteia, de cincisprezece ani au fost efectuate observații ale învelișului gazos al Titanului, cel mai mare satelit al lui Saturn, făcând posibilă urmărirea schimbărilor zilnice și sezoniere ale atmosferei sale. Deci, a fost deja acumulată o gamă largă de date despre condițiile meteorologice planetele exterioareși sateliții lor.

  Într-un anumit sens, optica adaptivă a egalat capacitățile astronomiei terestre și spațiale. Datorită acestei tehnologii, cele mai mari telescoape staționare cu oglinzile lor gigantice oferă o rezoluție mult mai bună decât Hubble sau telescopul IR James Webb, care nu a fost încă lansat. Pe lângă asta instrumente de măsurare pentru observatoarele de la sol nu au restricții stricte de greutate și dimensiuni, care sunt supuse proiectării echipamentelor spațiale. Deci nu ar fi o exagerare să spunem”, a concluzionat profesorul Max, „că optica adaptivă a transformat radical multe ramuri. stiinta moderna despre Univers.”

  Conținutul articolului

  OPTICĂ ADAPTIVĂ,în astronomie, un sistem automat optic-mecanic conceput pentru a corecta în timp real distorsiunile atmosferice din imaginea produsă de un telescop. Sistemele de optică adaptivă sunt utilizate în telescoapele optice și în infraroșu de la sol pentru a îmbunătăți claritatea imaginii. Ele sunt, de asemenea, necesare pentru funcționarea interferometrelor astronomice, utilizate pentru măsurarea dimensiunilor stelelor și căutarea sateliților lor apropiați, în special a planetelor. Sistemele de optică adaptivă au și aplicații non-astronomice: de exemplu, atunci când este necesară observarea formei sateliți artificiali Pământuri în scopul identificării lor. Dezvoltarea sistemelor de optică adaptivă a început în anii 1970 și a câștigat un impuls deosebit în anii 1980 în legătură cu " razboiul stelelor„, care a inclus dezvoltarea de arme laser anti-satelit la sol. Primele sisteme optice active standard au început să funcționeze pe telescoape astronomice mari în jurul anului 2000.

  Atmosferice.

  Razele de lumină care provin din surse cosmice, care trec prin atmosfera eterogenă a Pământului, experimentează distorsiuni puternice. De exemplu, frontul de undă al luminii care vine de la o stea îndepărtată (care poate fi considerat un punct la infinit) are o formă perfect plată la limita exterioară a atmosferei. Dar după ce a trecut prin învelișul de aer turbulent și a ajuns la suprafața Pământului, frontul plat de undă își pierde forma și devine ca o suprafață ondulată a mării. Acest lucru duce la faptul că imaginea stelei se transformă dintr-un „punct” într-o pată care tremură și clocotește continuu. Când este observată cu ochiul liber, percepem aceasta ca clipirea rapidă și tremuratul stelelor. Când observăm printr-un telescop, în loc de o stea „punctivă”, vedem o pată tremurândă și irizată; imaginile stelelor apropiate unele de altele se îmbină și devin indistinguibile individual; obiectele extinse - Luna și Soarele, planetele, nebuloasele și galaxiile - își pierd claritatea, dispar mici detalii.

  De obicei, în fotografiile realizate cu telescoape, dimensiunea unghiulară a celor mai mici detalii este de 2–3І; la cele mai bune observatoare este ocazional 0,5I. Trebuie avut în vedere faptul că, în absența distorsiunilor atmosferice, un telescop cu o lentilă cu diametrul de 1 m oferă o rezoluție unghiulară de aproximativ 0,1I, iar cu o lentilă de 5 m dă o rezoluție de 0,02I. De fapt, o calitate atât de ridicată a imaginii nu este niciodată realizată cu telescoapele convenționale de la sol datorită influenței atmosferei.

  O metodă pasivă de combatere a distorsiunii atmosferice este aceea că observatoarele sunt construite pe vârfuri de munți, de obicei la o altitudine de 2–3 km, alegând locuri cu cea mai transparentă și calmă atmosferă ( cm. ASTROCLIM). Dar este aproape imposibil să construiești observatoare și să funcționezi la o altitudine de peste 4,5 km. Prin urmare, chiar și la cele mai bune observatoare de mare altitudine, cea mai mare parte a atmosferei este încă situată deasupra telescopului și strică semnificativ imaginile.

  Rolul astronomului-observator.

  În general, problema „obținerii unei imagini mai bune decât o oferă atmosfera” este rezolvată în astronomie prin diferite mijloace. Din punct de vedere istoric, în era observației vizuale prin telescop, astronomii au învățat să surprindă cu atenție momente de imagini bune. Datorită naturii aleatorii a distorsiunilor atmosferice, în unele momente acestea devin nesemnificative, iar în imagine apar detalii fine. Cei mai experimentați și perseverenți observatori au petrecut ore întregi urmărind aceste momente și au putut astfel să schițeze detalii foarte fine ale suprafeței Lunii și a planetelor, precum și să detecteze și să măsoare stelele duble foarte apropiate. Dar părtinirea extremă a acestei metode a fost clar demonstrată în povestea canalelor marțiane: unii observatori le-au văzut, alții nu.

  Utilizarea plăcilor fotografice în astronomie a făcut posibilă identificarea multor obiecte noi care sunt inaccesibile ochiului din cauza luminozității lor scăzute. Cu toate acestea, emulsia fotografică în lumină slabă are o sensibilitate foarte scăzută la lumină, deci la începutul secolului XX. fotografia astronomică a necesitat multe ore de expunere. În acest timp, fluctuația atmosferică reduce considerabil calitatea imaginii în comparație cu cea vizuală.

  Unii astronomi au încercat să combată acest fenomen jucând în mod independent rolul sistemelor optice active și parțial adaptive. Astfel, astronomii americani J.E. Keeler (J.E. Keeler, 1857–1900) și W. Baade (W. Baade, 1893–1960) au ajustat focalizarea telescopului în timpul expunerii, observând cu o mărire foarte mare (de aproximativ 3000 de ori) forma a comei stelei la marginea câmpului vizual. O designer celebru telescoapele G.W. Ritchey (Ritchey G.W., 1864–1945) a dezvoltat o casetă foto specială pe o platformă mobilă - așa-numita „casetă Ritchey”; cu ajutorul ei, puteți scoate rapid placa fotografică din focalizarea telescopului, înlocuind-o cu un dispozitiv de focalizare (cuțit Foucault), apoi readuceți caseta exact în poziția anterioară. În timpul expunerii, Ritchie a mutat banda înapoi de mai multe ori când a simțit că trebuie să ajusteze focalizarea. În plus, observând calitatea imaginii și poziția acesteia printr-un ocular plasat lângă casetă, Ritchie a reglat constant poziția casetei și a învățat să închidă rapid obturatorul atunci când imaginile deveneau slabe. Această lucrare a necesitat o tensiune foarte mare din partea astronomului, dar Ritchie însuși a obținut în acest fel fotografii magnifice ale galaxiilor spirale, în care stele individuale au devenit vizibile pentru prima dată; Aceste fotografii frumoase au fost reproduse în toate manualele secolului al XX-lea. Cu toate acestea, caseta Ritchie nu a fost utilizată pe scară largă din cauza complexității mari a lucrului cu ea.

  Dezvoltarea tehnologiei fotografice și video a făcut posibilă capturarea rapidă a unei imagini a unui obiect în modul filmare, urmată de selectarea celor mai reușite imagini. De asemenea, au fost dezvoltate metode mai subtile de analiză a imaginii a posteriori, de exemplu, metodele de interferometrie cu speckle, care fac posibilă identificarea locației și luminozității obiectelor cu proprietăți cunoscute anterior, cum ar fi stelele „punctuale”, într-un loc neclar de atmosferă. Tehnicile matematice de restaurare a imaginii pot, de asemenea, să sporească contrastul și să dezvăluie detalii fine. Dar aceste metode nu sunt aplicabile în procesul de observare.

  Principiile opticii adaptive.

  Lansarea pe orbită a telescopului optic Hubble cu diametrul de 2,4 m în 1990 și funcționarea sa extrem de eficientă în anii următori au dovedit marile capacități ale telescoapelor neîngrădite de distorsiunile atmosferice. Dar costul ridicat al creării și exploatării Telescopului Spațial i-a forțat pe astronomi să caute modalități de a compensa interferențele atmosferice din apropierea suprafeței Pământului. Apariția computerelor de mare viteză și, nu în ultimul rând, dorința armatei de a crea un sistem de arme spațiale cu lasere la sol au făcut să se lucreze urgent la compensarea distorsiunilor imaginii atmosferice în timp real. Sistemul de optică adaptivă face posibilă alinierea și stabilizarea frontului de undă al radiației care trece prin atmosferă, făcând posibilă nu numai obținerea unei imagini clare a unui obiect spațial la focalizarea unui telescop, ci și lansarea unui fascicul laser cu focalizare clară. de la Pământ în spațiu. Din fericire, dispozitivele militare de acest tip nu au fost realizate, dar munca depusă în această direcție i-a ajutat enorm pe astronomi să realizeze aproape complet parametrii teoretici ai telescoapelor mari în ceea ce privește calitatea imaginii. În plus, dezvoltarea opticii active a făcut posibilă construirea de interferometre optice la sol bazate pe telescoape cu diametru mare: deoarece lungimea de coerență a luminii după trecerea prin atmosferă este de numai aproximativ 10 cm, un interferometru de la sol nu poate funcționa. fără un sistem de optică adaptivă.

  Sarcina opticii adaptive este de a neutraliza în timp real distorsiunile introduse de atmosferă în imaginea unui obiect spațial. De obicei, sistemul adaptiv funcționează împreună cu un sistem optic activ pentru a menține structura telescopului și elementele optice în stare „perfectă”. Lucrând împreună, sistemele optice active și adaptive aduc calitatea imaginii mai aproape de extrem de ridicată, determinată de efecte fizice fundamentale (în principal de difracția luminii pe lentila telescopului).

  În principiu, sistemele optice active și adaptive sunt similare între ele. Ambele conțin trei elemente principale: 1) un analizor de imagini, 2) un computer cu un program care generează semnale de corecție și 3) mecanisme de execuție care modifică sistemul optic al telescopului astfel încât imaginea să devină „ideală”. Diferența cantitativă dintre aceste sisteme este că corectarea deficiențelor telescopului în sine (optica activă) poate fi efectuată relativ rar - cu un interval de câteva secunde până la 1 minut; dar este necesar să se corecteze interferențele introduse de atmosferă (optica adaptivă) mult mai des - de la câteva zeci la o mie de ori pe secundă. Prin urmare, sistemul de optică adaptivă nu poate schimba forma oglinzii principale masive a telescopului și este forțat să controleze forma unei oglinzi speciale „luminoase și moale” instalate la pupila de ieșire a telescopului.

  Implementarea opticii adaptive.

  Posibilitatea de a corecta distorsiunile imaginii atmosferice cu ajutorul unei oglinzi deformabile a fost semnalata pentru prima data in 1953 de astronomul american Horace Babcock (Babcock H.W., n. 1912). Pentru a compensa distorsiunile, el a propus utilizarea reflectării luminii dintr-un film de ulei, a cărui suprafață este deformată de forțele electrostatice. Oglinzile cu peliculă subțire controlate electrostatic sunt dezvoltate în scopuri similare astăzi, deși elementele piezoelectrice cu suprafața oglinzii sunt cel mai popular dispozitiv de acționare.

  Frontul plat al unei unde de lumină, care trece prin atmosferă, este distorsionat, iar lângă telescop are o structură destul de complexă. Pentru a caracteriza distorsiunea, se folosește de obicei parametrul r 0 - raza de coerență a frontului de undă, definită ca distanța la care diferența de fază pătrată medie atinge 0,4 lungimi de undă. În domeniul vizibil, la o lungime de undă de 500 nm, în marea majoritate a cazurilor r 0 se află în intervalul de la 2 la 20 cm; condițiile când r 0 = 10 cm sunt adesea considerate tipice. Rezoluția unghiulară a unui telescop mare de la sol care funcționează într-o atmosferă turbulentă cu o expunere lungă este egală cu rezoluția unui telescop ideal cu diametrul r 0 care funcționează în afara atmosferei. Deoarece valoarea lui r 0 crește aproximativ proporțional cu lungimea de undă a radiației (r 0 µ l 6/5), distorsiunile atmosferice în domeniul infraroșu sunt semnificativ mai mici decât în ​​vizibil.

  Pentru telescoapele mici de la sol, al căror diametru este comparabil cu r 0, putem presupune că în interiorul lentilei frontul de undă este plat și în fiecare moment de timp este înclinat aleatoriu la un anumit unghi. Panta frontului corespunde unei deplasări a imaginii în planul focal sau, așa cum o numesc astronomii, fluctuațiilor (în fizica atmosferică este acceptat termenul „fluctuații unghiului de sosire”). Pentru a compensa fluctuația în astfel de telescoape, este suficient să introduceți o oglindă plată controlată care se înclină de-a lungul a două axe reciproc perpendiculare. Experiența arată că un astfel de actuator simplu în sistemul de optică adaptivă al unui telescop mic îmbunătățește semnificativ calitatea imaginii în timpul expunerilor lungi.

  Pentru telescoapele cu diametru mare (D), aproximativ (D/r 0) 2 elemente de front de undă cvasiplane sunt plasate pe zona lentilei. Acest număr determină complexitatea designului oglinzii compensatoare, de ex. numărul de piezoelemente, care, comprimându-se și extinzându-se sub influența semnalelor de control de înaltă frecvență (până la sute de herți), schimbă forma oglinzii „moale”. Este ușor de estimat că la un telescop mare (D = 8–10 m), corectarea completă a formei frontului de undă în domeniul optic va necesita o oglindă de corecție cu (10 m / 10 cm) 2 = 10.000 de elemente controlate. Odată cu dezvoltarea actuală a sistemelor optice adaptive, acest lucru este practic imposibil. Cu toate acestea, în domeniul infraroșu apropiat, unde valoarea lui r 0 = 1 m, oglinda de corectare ar trebui să conțină aproximativ 100 de elemente, ceea ce este destul de realizabil. De exemplu, sistemul de optică adaptivă al interferometrului Very Large Telescope (VLT) de la Observatorul European de Sud din Chile are o oglindă de corecție de 60 de elemente controlabile.

  Pentru a genera semnale care controlează forma oglinzii de corectare, este de obicei analizată o imagine instantanee a unei singure stele strălucitoare. Un analizor de front de undă situat la pupila de ieșire a telescopului este folosit ca receptor. Printr-o matrice de multe lentile mici, lumina de la stea lovește o matrice CCD, ale cărei semnale sunt digitizate și analizate de un computer. Programul de control, schimbând forma oglinzii de corectare, asigură că imaginea stelei are un aspect perfect „punctual”.

  Experimentele cu sisteme optice adaptive au început la sfârșitul anilor 1980, iar la mijlocul anilor 1990 au fost deja obținute rezultate foarte încurajatoare. Din 2000, aproape toate telescoapele mari au folosit astfel de sisteme, permițând ca rezoluția unghiulară a telescopului să fie adusă la limita sa fizică (difracție). La sfârșitul lunii noiembrie 2001, sistemul de optică adaptivă a început să funcționeze pe telescopul Yepun de 8,2 metri, parte a Very Large Telescope (VLT) al Observatorului European de Sud din Chile. Acest lucru a îmbunătățit semnificativ calitatea imaginii observate: acum diametrul unghiular al imaginilor stele este de 0,07 І în banda K (2,2 μm) și 0,04 І în banda J (1,2 μm).

  Steaua artificială.

  Pentru a analiza rapid o imagine, un sistem de optică adaptivă folosește o stea de referință, care trebuie să fie foarte strălucitoare deoarece lumina sa este împărțită în sute de canale de către analizorul de front de undă și înregistrată la o frecvență de aproximativ 1 kHz în fiecare dintre ele. În plus, o stea de referință strălucitoare ar trebui să fie localizată pe cer în apropierea obiectului studiat. Cu toate acestea, stele potrivite nu se găsesc întotdeauna în câmpul vizual al unui telescop: nu există multe stele strălucitoare pe cer, așa că până de curând sistemele de optică adaptivă puteau observa doar 1% din cer. Pentru a elimina această limitare, s-a propus să se utilizeze un „far artificial” care să fie situat în apropierea obiectului studiat și să ajute la sondarea atmosferei. Experimentele au arătat că pentru funcționarea opticii active este foarte convenabil să se folosească un laser special pentru a crea o „stea artificială” (LGS = Laser Guide Star) în straturile superioare ale atmosferei - un mic punct luminos care este prezent în mod constant în câmpul vizual al telescopului. De regulă, pentru aceasta se folosește un laser cu undă continuă cu o putere de ieșire de câțiva wați, reglat la frecvența liniei de rezonanță a sodiului (de exemplu, linia D 2 Na). Fasciculul său este focalizat în atmosferă la o altitudine de aproximativ 90 km, unde există un strat natural de aer îmbogățit cu sodiu, a cărui strălucire este tocmai excitată de fasciculul laser. Mărimea fizică a zonei luminoase este de aproximativ 1 m, care de la o distanță de 100 km este percepută ca un obiect cu un diametru unghiular de aproximativ 1I.

  De exemplu, în sistemul ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), dezvoltat la Institutul de Fizică Extraterestră și Institutul de Astronomie al Societății. Max Planck (Germania) și pus în funcțiune în 1998, un laser cu pompă de argon cu o putere de 25 W excită un laser colorant cu o putere de ieșire de 4,25 W, care produce radiații în linia de sodiu D 2. Acest dispozitiv creează o stea artificială cu o magnitudine vizuală de 9-10. Adevărat, apariția unui aerosol în atmosferă sau observarea la distanțe zenitale mari reduce semnificativ luminozitatea și calitatea unei stele artificiale.

  Deoarece fasciculul unui laser puternic poate orbi un pilot de avion noaptea, astronomii iau măsuri de siguranță. O cameră video cu un câmp vizual de 20 0 monitorizează zona cerului din jurul stelei artificiale prin același telescop și, atunci când apare orice obiect, emite o comandă unui obturator care blochează fasciculul laser.

  Creație la sfârșitul secolului al XX-lea. Sistemele de optică adaptivă au deschis noi perspective pentru astronomia de la sol: rezoluția unghiulară a telescoapelor mari de la sol din domeniul vizibil s-a apropiat foarte mult de capacitățile telescopului spațial Hubble și, în intervalul de infraroșu apropiat, le-a depășit chiar semnificativ. Optica adaptivă va face posibilă, în viitorul foarte apropiat, punerea în funcțiune a interferometre optice mari, capabile, în special, să studieze planetele din jurul altor stele.

  

  Vladimir Surdin

  Optică adaptivă

  Vom descrie acum câteva aplicații care, la prima vedere, pot părea științifico-fantastice. Unul dintre ele este așa-numitul. optică adaptivă.

  Optica adaptivă îmbunătățește calitatea imaginii la telescoapele mari prin compensarea distorsiunilor cauzate de atmosferă, de ex. distorsiuni ale fasciculelor de lumină pe măsură ce acestea trec prin atmosferă. Astfel de distorsiuni pot fi observate cu ușurință dacă, de exemplu, într-o zi fierbinte, observi peisajul cu apusul soarelui. Imaginea pare să tremure (ceată). Optica adaptivă compensează aceste distorsiuni, motiv pentru care este uneori numită „tehnica care oprește stelele să clipească”. Această definiție poate provoca o reacție indignată: „Dar acest lucru este groaznic și ar trebui interzis!”

  Să vedem ce se întâmplă de fapt. Stelele sunt situate atât de departe de Pământ încât lumina lor vine la noi sub formă de unde plane (front de undă plan). În teorie, telescopul este echipat cu o optică perfectă, care concentrează lumina într-un cerc mic, luminos, a cărui dimensiune este limitată doar de fenomenele de difracție, adică. efectul diametrului lentilei sau oglinzii principale asupra undei incidente asupra acesteia. Două stele din apropiere pot fi văzute clar separate dacă unghiul la care sunt vizibile printr-un telescop este mai mare decât unghiul minim la care ambele puncte luminoase produse fiecare de stea se îmbină într-un singur punct. Acest unghi minim se numește rezoluție unghiulară. Lordul Rayleigh a dat un criteriu pentru determinarea acestei valori. Rezoluția unghiulară a telescopului este de ordinul secundelor de arc este determinată de constanța timpului frontului de undă pentru unda convertită de deschiderea de intrare a telescopului. Astfel, telescopul spațial Hubble aflat pe orbită în jurul Pământului are un diametru al telescopului de 2,4 m și o rezoluție unghiulară apropiată de 0,05 secunde de arc. Pe Pământ, același telescop de 2,4 m are o rezoluție unghiulară de 20 de ori mai slabă din cauza distorsiunilor din atmosferă.

  Telescoapele sunt construite cu deschideri mari, de ex. cu oglinzi de diametru mare (până la câțiva metri), cu o suprafață prelucrată cu mare precizie (până la fracții de lungime de undă). Colectoarele gigantice de lumină au făcut posibilă detectarea și studierea proprietăților obiectelor foarte slabe (distante), tocmai pentru că uriașele lor deschideri de intrare puteau colecta lumina slabă emisă de obiect. Mai mult, telescoapele de înaltă rezoluție ne permit să vedem mai multe detalii în obiectele pe care le observăm. Din păcate, micile fluctuații ale temperaturii atmosferice provoacă fluctuații ale indicelui de refracție al aerului. Acest lucru, la rândul său, face ca diferite părți ale frontului de undă original să ia căi ușor diferite, iar imaginea din telescop este în mod corespunzător neclară. Despre astfel de aberații am vorbit deja. Imagine a discului unei stele obtinuta cu un telescop de 4 m diametru montat pe sol, de obicei de 40 de ori mai mare în plus dimensiunea optimă care ar trebui să fie obţinută conform teoriei difracţiei. Din punct de vedere tehnic, acesta este denumit diametrul coerent al atmosferei, iar valoarea sa este de obicei de 10-20 cm Faptul că fotonii de la un obiect îndepărtat sunt împrăștiați într-un punct de 40 de ori mai mare decât limita de difracție înseamnă că intensitatea imaginii este. de 402 ori mai puțin. Deci, chiar dacă telescoapele mari cu o deschidere mai mare decât diametrul coerent al atmosferei pot colecta mai mulți fotoni, acest lucru nu oferă nimic în ceea ce privește rezoluția crescută. Criticii ar putea interpreta acest fapt ca însemnând că cele mai mari telescoape din lume sunt prea scumpe.

  Isaac Newton a scris în 1730 în cartea sa Opticks:

  „Dacă teoria fabricării telescoapelor ar putea fi continuată în practică, atunci chiar și în acest caz ar exista niște limite care nu pot fi depășite în fabricarea telescoapelor. Aerul prin care privim Stelele este într-o stare de Tremur perpetuu; după cum putem vedea mişcarea tremurătoare a Umbrelor aruncate turnuri înalte, și sclipirea Stelelor. Dar aceste stele nu sclipesc atunci când sunt observate prin telescoape cu deschideri mari. Razele de lumină care cad pe diferite părți ale deschiderii tremură de la sine, cu efecte diferite și uneori opuse. Ele cad în același timp pe diferite locuri ale retinei, iar mișcările lor tremurătoare sunt prea rapide și amestecate și nu sunt percepute separat. Și toate aceste Puncte iluminate creează un Punct larg luminos, compus din aceste multe Puncte tremurătoare, confuze și amestecate nediferențiat unele cu altele datorită Tremorurilor foarte scurte și rapide. Acest lucru face ca Steaua să pară mai lată decât este în realitate și fără să tremure deloc. Telescoapele lungi pot face ca un obiect să pară mai luminos și mai mare decât telescoapele scurte, dar nu pot elimina Neclaritatea fasciculului cauzată de fluctuația atmosferică. Singurul remediu este aerul limpede și calm, cum ar fi, poate, pe vârfuri cei mai înalți munți, deasupra celor mai înalți Nori.”

  Evident, este nevoie de un fel de sistem pentru a corecta efectele perturbațiilor atmosferice cunoscute încă de pe vremea lui Newton. Un astfel de sistem este optică adaptivă. Din punct de vedere istoric, se poate face referire la primul exemplu de utilizare a opticii adaptive de către Arhimede în 215 î.Hr. e. să distrugă flota romană. Pe măsură ce flota romană se apropia de Siracuza, soldații aliniați au putut să concentreze lumina soarelui asupra navelor, folosindu-și scuturile ca oglinzi. În acest fel, sute de fascicule de lumină solară au fost direcționate către o zonă mică a navei. Intensitatea a fost suficientă pentru a-i da foc. Astfel, după cum spune legenda, un atac al flotei inamice a fost împiedicat. Această idee originală a devenit legendară ca „oglinda arzătoare” a lui Arhimede.

  În 1953, Babcock, pe atunci director al Observatorului Astronomic Mount Wilson din California, a propus utilizarea unor elemente optice deformabile controlate de senzori de front de undă pentru a compensa distorsiunile din imaginile telescopului cauzate de atmosferă. Aceasta pare a fi prima propunere științifică de utilizare a opticii adaptive.

  Cea mai mare parte a lucrărilor de pionierat privind optica adaptivă a fost realizată de armata americană în anii 1970 și 1980. Au fost interesați de aplicații legate de propagarea fasciculelor laser în atmosferă, pt definiție mai bună poziţiile satelitului şi pentru management mai bun zbor de rachete. Aceste studii au fost strict clasificate. Primul sistem de optică adaptivă a fost instalat în 1982 (și este încă operațional) de către Forțele Aeriene din Hawaii.

  În astronomie, sistemele experimentale de optică adaptivă au început să se dezvolte la începutul anilor 1980, când majoritatea lucrărilor militare erau încă clasificate. Două programe de cercetare, unul care implică astronomi și celălalt care implică militari, s-au dezvoltat în paralel, fără schimb reciproc de informații. A existat inițial scepticism cu privire la utilitatea tehnicii și finanțarea a fost dificil de obținut. În 1991 situația s-a schimbat. Majoritatea materialului a fost desecretizat, iar telescoapele au început să producă imagini mai clare ca urmare a opticii adaptive. De atunci, muncitorii militari și academicieni au acționat împreună.

  Orez. Figura 65 prezintă o diagramă generală a unui telescop care utilizează optică adaptivă. Senzorul frontului de undă detectează frontul de undă al undei de intrare pentru a măsura magnitudinea deformațiilor locale dorite. Sistemul de procesare a informațiilor îl transformă într-un semnal care poate fi folosit imediat pentru a corecta frontul de undă.

  Orez. 65. Diagrama sistemului de optică adaptivă. Lumina direcționată către telescop lovește mai întâi oglinda mobilă M 1, care corectează înclinarea frontului de undă. Apoi aberațiile rămase sunt corectate de oglinda deformabilă M 2, iar unda corectată este trimisă către receptorul C. O parte din lumină este colectată de oglinzile înclinate S 1 și S 2 pentru a obține semnalele necesare controlului oglinzilor M 1 și M 2

  
  

  Corecția, în timp real, ar trebui să producă o distorsiune egală și opusă în semn cu cea cauzată de atmosferă. Această operațiune trebuie să fie repetabilă cât de repede apar modificările atmosferei, de obicei între 10 și 1000 de ori pe secundă. Într-un sistem real, această corecție se face folosind o oglindă deformabilă, care este o membrană subțire a cărei formă este controlată de un set de împingătoare piezoelectrice, atașate la spate.

  Informațiile despre distorsiunea frontului de undă pot fi obținute de la obiectul (țintă) însuși dacă este o sursă punctuală (stea) și suficient de strălucitoare - mai strălucitoare decât o stea de magnitudinea a șasea (cea mai slabă stea vizibilă cu ochiul liber). Cu toate acestea, multe obiecte de interes pentru astronomi nu sunt surse punctuale, ci mai degrabă obiecte extinse (cum ar fi planetele sau nebuloasele) care sunt de peste o mie de ori mai slabe decât o stea de magnitudinea a șasea. În aceste cazuri, o stea din apropiere poate fi folosită pentru a determina frontul de undă de referință, dar lumina trebuie să treacă prin aceeași porțiune a atmosferei prin care trece lumina de la obiectul studiat. Aceasta înseamnă că o astfel de stea de referință trebuie să fie într-un unghi de aproximativ 2 secunde de arc. Aceasta corespunde unei părți foarte mici a cerului în care este dificil să găsești o stea suficient de strălucitoare. Astfel, rămâne singura alternativă: crearea artificială a unei stele de ghidare (far) mai strălucitoare decât magnitudinea a șasea.

  Aici intervine laserul. O astfel de sursă artificială se obține prin iluminarea cu un laser puternic a unei anumite zone din atmosfera superioară unde există substanțe care, atunci când sunt iluminate, sunt capabile să reemită lumină. Sodiul, care este prezent în concentrație suficientă în atmosferă între 80 și 100 km, poate fi folosit în acest scop. Pentru a excita sodiul (linia D), se folosește un laser cu o lungime de undă de 5890 A. Sisteme cu astfel de stele de referință au fost, de exemplu, construite la observatoarele din Albuquerque (New Mexico, SUA), în Calar Alto (Spania) și. la Lick Observatory (California, SUA).

  În curând, astronomii vor putea măsura diametrele stelelor mai strălucitoare decât o zecime de magnitudine; observați pete de pe suprafața lor și măsurați schimbările de poziție, permițând cuiva să judece prezența planetelor în jurul lor. Progresul enorm realizat ne permite să credem că va fi posibil să vedem și planete în apropierea stelelor îndepărtate. Aceste planete trebuie văzute pe fundalul luminii difuze de la stea pe care o orbitează (diferență de luminozitate de 109). Pe de altă parte, studiile de vânătoare de planete pot folosi steaua însăși ca sursă de referință. Următoarea generație de telescoape de la sol va face posibilă detectarea planetelor care orbitează unele dintre cele mai apropiate stele ale noastre.