по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу

Учебное пособие по адаптивной оптике обсерватории Серро Тололо

А.В. Токовинин
^{(Перевод Д.Ю.Цветкова, научное редактирование С.А.Потанина)}

Введение

Цель этого учебного пособия - дать достаточно краткое введение в адаптивную оптику для инженеров и других заинтересованных лиц без углубления в теорию. Будут приведены формулы, полезные для оценки характеристик системы и/или для выбора подходящей конструкции. Будет введена соответствующая терминология.   Будут даны примеры и задачи, помогающие понять основные принципы.

в Южной Европейской обсерватории. в Имперском колледже. в Канадско-французско-гавайской обсерватории (включая обзор систем адаптивной оптики во всем мире)

• F. Roddier (ed), Adaptive optics in astronomy (Cambridge Univ. Press, 1999)
• John W. Hardy, Adaptive optics for astronomical telescopes (New York, NY: Oxford University Press, 1998)
• Tyson, Robert K. Introduction to adaptive optics (Bellingham, WA: SPIE, The International Society for Optical Engineering, 2000).
• Tyson, Robert K. Principles of adaptive optics (Boston, MA: Academic Press, 1998)

0. ВВЕДЕНИЕ. Принципы адаптивной оптики, основные части системы.

1. АТМОСФЕРНАЯ ТУРБУЛЕНТНОСТЬ. Получение изображений в условиях турбулентности: ширина изображения и число Штреля. Основные параметры для описания возмущений фазы и качества изображения. Турбулентность Колмогорова. Временная эволюция и изопланатический угол. Статистические свойства мод Зернике.

2. ИСПРАВЛЕНИЕ ЗА ТУРБУЛЕНТНОСТЬ. Частично исправленные изображения. Деформируемые зеркала, их основные типы и характеристики. Зависимость качества коррекции от числа актуаторов. Характеристики управления: ширина полосы для замкнутых и незамкнутых циклов, частота циклов, стабильность.

3. ДЕТЕКТОРЫ ВОЛНОВОГО ФРОНТА. Принципы и осуществление детекторов Шэка-Гартмана и детекторов искривления. Фотонный шум. Другие типы детекторов ( интерферометр сдвига, пирамидальный и др.).

4. ЛАЗЕРНЫЕ ОПОРНЫЕ ЗВЕЗДЫ. Два типа лазерных опорных звезд (рэлеевские и натриевые). Эффект конуса. Невозможность определения наклона и решения проблемы. Лазеры для натриевых опорных звезд. Эксплуатационные трудности.

5. МУЛЬТИ-СОПРЯЖЕННАЯ АДАПТИВНАЯ ОПТИКА (MCAO) (дополнительный материал). Выигрыш в исправлении поля зрения с несколькими деформируемыми зеркалами. Атмосферная томография. Методы исследования мульти-сопряженной адаптивной оптики. Проект MCAO для телескопов Джемини.

Принципиальная схема системы адаптивной оптики (AO) показана на рисунке (предоставлен Имперским колледжем). Турбулентность исправляется "резиновым зеркалом" (или деформируемым зеркалом (DM)), находящимся в параллельном пучке около выходного зрачка телескопа. Сигналы для управления DM приходят от датчика волнового фронта (WFS), который в реальном времени измеряет оптические аберрации, остающиеся после исправлений. Серво-система стремится свести аберрации к нуля, постоянно подстраивая форму DM.

Свет, используемый для исследования аберраций, дает опорная звезда (GS), ей может быть настоящая звезда (например, исследуемый объект) или искусственная лазерная опорная звезда. Свет от изучаемого объекта также исправляется DM, но затем направляется в научный прибор (например, камеру). Часто свет разделяется по длине волны: красная часть спектра направляется в WFS, инфракрасная - в научный прибор.

• Время реакции: 1 миллисекунда
• Размер корректирующих элементов: от 10 см до 1 м
• Количество корректирующих элементов: от 13 до 300 и более...
• Величина опорной звезды: ярче 17

Изображения звезд, полученные на 10-м телескопе Кека с включенным и выключенным исправлением турбулентности.

ДАЛЕЕ: Турбулентность

Версия для печати