La óptica adaptante es una tecnología para mejorar el funcionamiento de los sistemas ópticos reduciendo los efectos de la distorsión óptica rápidamente cambiante. Es de uso general en los telescopios astronómicos quitar los efectos de la distorsión atmosférica, o el que ve astronómico. La óptica adaptante trabaja midiendo la distorsión y rápido compensándola que usa los espejos deformables o el material con las características refractivas variables. Mientras que la técnica era entendida teóricamente por algún tiempo, era solamente avances en tecnología de la computadora durante los años 90 que finalmente hicieron la técnica práctica. La óptica adaptante no se debe confundir con la óptica activa, que trabaja en un calendario más largo para corregir la geometría primaria sí mismo del espejo. La forma más simple de la óptica adaptante es inclinar-inclina la corrección de, que corresponde a la corrección de las inclinaciones del frente de onda en dos dimensiones (equivalentes a la corrección de la posición compensa para la imagen). Esto se realiza usar rápido una mudanza inclinar-inclina el espejo que hace pequeñas rotaciones alrededor de dos de sus hachas. Una fracción significativa de la aberración introducida por la atmósfera se puede quitar de esta manera. Inclinar-inclinar los espejos son ampliamente utilizado en la noche y los telescopios solares corregir la aberración introducida por la atmósfera en la trayectoria ligera y mejorar calidad de la imagen sobre cuál sería posible según el atmosférico que ve . Inclinar-inclinar los espejos son espejos adaptantes con eficacia divididos en segmentos de la óptica que tienen solamente un segmento que pueda inclinar e inclinar, algo que teniendo un arsenal de los segmentos múltiples que pueden inclinar e inclinar independiente.
Introducción
Cuando el ligero de una estrella o de otro objeto astronómico incorpora la atmósfera de tierra, la turbulencia (introducido, por ejemplo, por diversas capas de la temperatura y diversas velocidades del viento que obran recíprocamente) tuerce y mueve la imagen de varias maneras (véase el que ve astronómico para una discusión completa). Las imágenes produjeron por cualquier telescopio más grande que algunos centímetros son empañados por estas distorsiones. Por ejemplo, un telescopio de 8-10 m (como el VLT o el Keck ) puede producir imágenes AO-corregidas con una resolución angular de la resolución del Arcsecond (mas) del milli- 30-60 en las longitudes de onda infrarrojas, mientras que la resolución sin la corrección está de la orden de 1 Arcsecond .
Un sistema adaptante de la óptica intenta corregir estas distorsiones, usar un sensor del frente de onda que tome algo de la luz astronómica, de un espejo deformable que mienta en la trayectoria óptica, y de una computadora que reciba la entrada del detector. El sensor del frente de onda mide las distorsiones que la atmósfera ha introducido en el calendario de algunos milisegundos; la computadora calcula la forma óptima del espejo para corregir las distorsiones y la superficie del espejo deformable se forma de nuevo por consiguiente.
Para realizar la corrección adaptante de la óptica, la forma de los frentes de onda entrantes se debe medir en función de la posición en el plano de la abertura del telescopio. La abertura circular del telescopio se divide típicamente en un arsenal de los pixeles en un sensor del frente de onda, usando un arsenal de los pequeños Lenslets (un sensor de la Cabaña-Hartmann ), o usando un sensor de la curvatura o de la pirámide que funcione encendido las imágenes de la abertura del telescopio. La perturbación mala del frente de onda en cada pixel se calcula. Este mapa pixellated de los frentes de onda se alimenta en el espejo deformable y se utiliza para corregir los errores del frente de onda introducidos por la atmósfera. No es necesario para la forma o el tamaño del objeto astronómico que se sabrá - incluso el que los objetos de la Sistema Solar que no están punto-como se pueden utilizar en un sensor del frente de onda de la Cabaña-Hartmann, y estructura de tiempo variable en la superficie del Sun es de uso general para la óptica adaptante en los telescopios solares. El espejo deformable corrige la luz entrante de modo que las imágenes aparezcan agudas. Porque una blanco de la ciencia es a menudo demasiado débil ser utilizada como estrella de la referencia para medir la forma de los frentes de onda ópticos, una estrella más brillante próxima de la guía se puede utilizar en lugar de otro. La luz de la blanco de la ciencia ha pasado con aproximadamente la misma turbulencia atmosférica que la luz de la estrella de la referencia y su imagen también se corrige tan, aunque generalmente a una exactitud más baja.
La necesidad de una estrella de la referencia significa que un sistema adaptante de la óptica no puede trabajar por todas partes en el cielo, pero solamente donde una estrella de la guía de la suficiente luminosidad (para los sistemas actuales, sobre la magnitud 12-15) se puede encontrar muy cerca al objeto de la observación. Esto limita seriamente el uso de la técnica para las observaciones astronómicas. Otra limitación importante es el pequeño campo visual sobre el cual la corrección adaptante de la óptica es buena. Mientras que la distancia de la estrella de la guía aumenta, la calidad de la imagen degrada. Una técnica conocida como " optics" adaptante del multiconjugate; utiliza varios espejos deformables para alcanzar un mayor campo visual.
Una alternativa es el uso de un de rayo láser de generar una fuente de luz de la referencia (una estrella, LGS de la guía del laser) en la atmósfera. LGSs viene en dos sabores: Las estrellas de la guía de Rayleigh y el sodio dirigen las estrellas. Las estrellas de la guía de Rayleigh trabajan propagando un laser, generalmente en las longitudes de onda ultravioletas cercanas, y la detección del retrodifusor del aire en las altitudes entre 15-25 kilómetros. Las estrellas de la guía del sodio utilizan la luz laser en 589 el nanómetro para excitar los átomos del sodio en el Mesosphere y el Thermosphere, que entonces aparecen al " glow". El LGS se puede entonces utilizar como referencia del frente de onda de la misma forma que una estrella natural de la guía - salvo que (mucho más débil) las estrellas naturales de la referencia todavía se requieren para la información de la posición de imagen (extremidad/inclinación). Se han lanzado los lasers se pulsan a menudo, con la medida de la atmósfera que es limitada a una ventana que ocurre algunos microsegundos después del pulso. Esto permite que el sistema no haga caso de la mayoría de la luz dispersada en el nivel del suelo; solamente la luz que ha viajado por varios microsegundos altos para arriba en la atmósfera y la parte posterior se detecta realmente.
Otros acercamientos que pueden rendir la energía de resolución que excede los límites de considerar atmosférico incluyen la proyección de imagen del punto, la síntesis de la abertura, la proyección de imagen afortunada y los telescopios espaciales tal como telescopio espacial de Hubble de s de la NASA el '.
Aplicaciones de las óptica adaptantes
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Además de su uso obvio para mejorar proyección de imagen astronómica de la noche, la tecnología adaptante de la óptica también se ha utilizado recientemente a los fotorreceptores individuales del cono de la imagen en el ojo vivo, humano . La óptica adaptante se utiliza para la astronomía solar en los observatorios tales como el telescopio solar sueco .
También se espera que desempeñe un papel militar permitiendo terrestre y las armas aerotransportadas del laser para alcanzar y para destruir blancos en una distancia incluyendo los satélites en mueven en órbita alrededor de . El programa aerotransportado del laser de Boeing es el ejemplo principal de esto.
La óptica adaptante se ha utilizado para realzar el funcionamiento de los sistemas de la comunicación óptica del espacio libre. Los usos médicos incluyen la proyección de imagen de la retina, donde se ha combinado con la tomografía óptica de la coherencia. El desarrollo de un microscopio de exploración adaptante de la óptica (ASOM) fue anunciado por el Thorlabs en abril de 2007. Las óptica activas adaptantes y también se están desarrollando para el uso en vidrios de alcanzar mejor de 20/20 visión, inicialmente para los usos militares.
Estabilización de la viga
Un ejemplo algo simple es la estabilización de la posición y de la dirección de rayo láser entre los módulos en un sistema de comunicación óptica grande del espacio libre. La óptica de Fourier se utiliza para controlar la dirección y la posición. La viga real es medida por los diodos de la foto que esta señal se alimenta en algunos convertidores de analógico a digital y un microcontrolador funciona con un algoritmo del regulador del PID. El regulador conduce algunos convertidores de digital a analógico que conduzcan los motores de pasos atados a los montajes del espejoSi se va la viga a ser centrada sobre los diodos de 4 cuadrantes, no hay convertidor de analógico a digital necesario. Los amplificadores operacionales son suficientes.
Ver también
la óptica activa
La óptica no linear: Conjugación óptica de la fase
Frente de onda
Sensor del frente de onda
Espejo deformable
Olografía: Olografía en tiempo real
Estabilización de la imagen
Diámetro angular
Tamaño angular
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