Адаптивна оптика - История на лазера
Сега ще опишем няколко приложения, които на пръв поглед може да изглеждат като научна фантастика. Един от тях е т.нар. адаптивна оптика.
Адаптивната оптика подобрява качеството на изображението в големи телескопи, като компенсира изкривяването, причинено от атмосферата, т.е. изкривяване на светлинните лъчи при преминаването им през атмосферата. Такива изкривявания могат лесно да се видят, ако например в горещ ден се наблюдава пейзаж със залязващо слънце. Изображението изглежда нестабилно (замъглено). Адаптивната оптика компенсира тези изкривявания и затова понякога се нарича "техника, която спира мигането на звездите". Това определение може да предизвика възмутена реакция: „Но това е ужасно и трябва да бъде забранено!“
Да видим какво всъщност ще се случи. Звездите са разположени толкова далеч от Земята, че тяхната светлина достига до нас под формата на плоски вълни (плосък вълнов фронт). На теория телескопът е оборудван с перфектна оптика, която концентрира светлината в малък ярък кръг, чиито размери са ограничени само от дифракционни явления, т.е. действието на диаметъра на основната леща или огледало върху падащата върху него вълна. Две близки звезди могат да се видят ясно отделени, ако ъгълът, под който се гледат през телескоп, е по-голям от минималния ъгъл, при който двете ярки петна, всяко от които е произведено от звезда, се сливат в едно петно. Този минимален ъгъл се нарича ъглова разделителна способност. Лорд Rayleigh даде критерий за определяне на тази стойност. Ъгловата разделителна способност на телескопа от порядъка на дъгови секунди се определя от постоянството на времето на вълновия фронт за вълна, преобразувана от входната апертура на телескопа. Така че космическият телескоп Хъбъл в орбита около Земята има диаметър на телескопа от 2,4 m и ъглова разделителна способност, близка до 0,05 дъгови секунди. На Земята същият 2,4-метров телескоп има ъгловрезолюцията е 20 пъти по-лоша поради изкривяване в атмосферата.
Телескопите са изградени с големи отвори, т.е. с огледала с голям диаметър (до няколко метра), с повърхност, обработена с висока точност (до части от дължината на вълната). Гигантските колектори на светлина правят възможно откриването и изучаването на свойствата на много слаби (отдалечени) обекти, точно защото техните огромни входни отвори могат да събират слабата светлина, излъчвана от обекта. Освен това, телескопите с висока разделителна способност ви позволяват да видите повече подробности за наблюдаваните обекти. За съжаление, малките колебания в атмосферната температура причиняват колебания в индекса на пречупване на въздуха. Това от своя страна кара различни части от оригиналния фронт на вълната да се движат по малко по-различни пътища и изображението в телескопа е съответно замъглено. Вече говорихме за подобни аберации. Изображение на диска на звезда, получено с телескоп с диаметър 4 m, монтиран на земята, обикновено е 40 пъти по-голямо от оптималния размер, който трябва да се получи според теорията на дифракцията. Технически това се нарича кохерентен диаметър на атмосферата и стойността му обикновено е 10-20 см. Фактът, че фотоните от отдалечен обект са разпръснати върху петно, което е 40 пъти по-голямо от границата на дифракция, означава, че интензитетът на изображението е 402 пъти по-малък. Така че, въпреки че по-големите телескопи с отвори, по-големи от кохерентния диаметър на атмосферата, могат да събират повече фотони, това не прави нищо по отношение на увеличената разделителна способност. Критиците може да тълкуват този факт като твърдение, че най-големите телескопи в света са надценени.
Исак Нютон пише през 1730 г. в книгата си Opticks:
„Ако теорията за производството на телескопи може да бъде продължена в практиката, то дори и в товаВ този случай ще има някои граници, които не могат да бъдат преминавани при производството на телескопи. Въздухът, през който гледаме Звездите, е в състояние на вечно трептене; тъй като можем да видим треперещото движение на сенките, хвърлени от високите кули и блещукането на звездите. Но тези звезди не блестят, когато се наблюдават през телескопи с големи отвори. Лъчите на светлината, които попадат върху различни части на блендата, трептят сами, с различни и понякога противоположни ефекти. Те попадат едновременно на различни места на ретината, а треперещите им движения са твърде бързи и смесени и не се възприемат отделно. И всички тези осветени Точки създават една широка светла Точка, съставена от тези много трептящи Точки, объркани и неразличимо смесени една с друга поради много кратки и бързи Трептения. Поради това Звездата изглежда по-широка, отколкото е в действителност, и изобщо не трепти. Дългите телескопи могат да направят обект по-ярък и по-голям от това, което могат да направят късите телескопи, но също така не могат да премахнат замъгляването на лъчите, причинено от атмосферно трептене. Единственото лекарство е чистият и спокоен въздух, какъвто може би може да се намери по върховете на най-високите планини, над най-високите облаци.
Ясно е, че е необходима някаква система за коригиране на ефектите на атмосферни смущения, известни от времето на Нютон. Такава система е адаптивна оптика. В исторически план може да се посочи първият пример за използване на адаптивна оптика от Архимед през 215 г. пр.н.е. д. да унищожи римската флота. Когато римската флота наближи Сиракуза, войниците, строени в редица, успяха да фокусират слънчевата светлина върху корабите, като използват щитовете си като огледала. По този начин стотици снопове слънчева светлина бяха изпратени към малкитезона на кораба. Интензивността беше достатъчна, за да го подпали. Така, както се казва в легендата, беше възможно да се предотврати нападение от вражеския флот. Тази оригинална идея е останала в легендите като "горящото огледало" на Архимед.
През 1953 г. Бабкок, тогавашен директор на астрономическата обсерватория Маунт Уилсън в Калифорния, предложи използването на деформируеми оптични елементи, контролирани от сензори на вълновия фронт, за компенсиране на изкривяванията в изображенията на телескопа, причинени от атмосферата. Това изглежда е първото научно предложение за използване на адаптивна оптика.
По-голямата част от пионерската работа по адаптивната оптика е извършена от американската армия през 70-те и 80-те години на миналия век. Те се интересуваха от приложения, свързани с разпространението на лазерни лъчи в атмосферата, за по-добро определяне на позициите на сателитите и за по-добро управление на полета на ракети. Тези изследвания са строго класифицирани. Първата адаптивна оптична система е инсталирана през 1982 г. (и все още работи) от военновъздушните сили на Хаваите.
В астрономията експерименталните адаптивни оптични системи са разработени от началото на 80-те години на миналия век, когато повечето военни работи все още бяха класифицирани. Две изследователски програми, едната включваща астрономи, а другата свързана с военните, разработени паралелно, без взаимен обмен на информация. Първоначално имаше скептицизъм относно полезността на тази техника и беше трудно да се получи финансиране. През 1991 г. ситуацията се промени. По-голямата част от материала беше разсекретен и телескопите започнаха да произвеждат по-ясни изображения в резултат на адаптивната оптика. Оттогава военните и академиците работят заедно.
Ориз. 65 показва общ план на телескоп, който използва адаптивна оптика.Сензорът за фронта на вълната улавя фронта на вълната на входящата вълна, за да измери големината на желаните локални деформации. Системата за обработка на информация го превръща в сигнал, който може незабавно да се използва за коригиране на вълновия фронт.
Ориз. 65. Схема на системата за адаптивна оптика. Светлината, влизаща в телескопа, първо удря подвижно огледало M 1 , което коригира наклона на вълновия фронт. След това останалите аберации се коригират от деформируемото огледало M 2 и коригираната вълна се изпраща към приемника C. Част от светлината се събира чрез накланящи се огледала S 1 и S 2, за да се получат сигналите, необходими за управление на огледалата M 1 и M 2
Корекцията в реално време трябва да доведе до изкривяване, равно и противоположно по знак на това, причинено от атмосферата. Тази операция трябва да се повтаря със същата скорост, с която настъпват атмосферните промени, обикновено между 10 и 1000 пъти в секунда. В реална система тази корекция се извършва с помощта на деформируемо огледало, което е тънка мембрана, чиято форма се контролира от набор от пиезоелектрични тласкачи, прикрепени към гърба.
Информация за изкривяване на вълновия фронт може да бъде получена от самия обект (мишена), ако той е точков източник (звезда) и е достатъчно ярък - по-ярък от звезда с шеста величина (най-слабата звезда, видима с просто око). Въпреки това много обекти, представляващи интерес за астрономите, не са точкови източници, а са разширени обекти (като планети или мъглявини), които са повече от хиляда пъти по-бледи от звездите от шеста величина. В тези случаи може да се използва близка звезда за определяне на еталонния вълнов фронт, но светлината трябва да премине през същата област на атмосферата като светлината отобект на изследване. Това означава, че такава референтна звезда трябва да бъде вътре в ъгъла за около 2 дъгови секунди. Това съответства на много малка част от небето, в която е трудно да се намери достатъчно ярка звезда. Така остава единствената алтернатива: изкуствено да се създаде пътеводна звезда (маяк), по-ярка от шеста величина.
Тук лазерът влиза в действие. Такъв изкуствен източник се получава чрез осветяване с мощен лазер на определен участък в горните слоеве на атмосферата, където има вещества, които при осветяване са в състояние да преизлъчват светлина. За тази цел може да се използва натрий, който присъства в достатъчна концентрация в атмосферата между 80 и 100 km. За възбуждане на натрий (D-линия) се използва лазер с дължина на вълната 5890 A. Системи с такива референтни звезди са построени например в обсерваториите в Албакърки (Ню Мексико, САЩ), Калар Алто (Испания) и в обсерваторията Лик (Калифорния, САЩ).
Скоро астрономите ще могат да измерват диаметрите на звезди, по-ярки от една десета величина; да наблюдават петна по тяхната повърхност и да измерват промените в позицията, което прави възможно преценката за присъствието на планети около тях. Постигнатият огромен напредък ни позволява да вярваме, че ще бъде възможно да се видят и планети близо до далечни звезди. Тези планети трябва да се видят на фона на разсеяната светлина на самата звезда, около която се въртят (разлика в яркостта 109). От друга страна, планетарните изследвания могат да използват самата звезда като референтен източник. Следващото поколение наземни телескопи ще направи възможно откриването на планети, обикалящи около някои от най-близките до нас звезди.