Astronet > AO tutorial 5: multi-conjugate adaptive optics

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

VVERH: Vvedenie

5. Mul'ti-sopryazhennaya adaptivnaya optika

MCAO general idea

5.1. Pochemu MCAO?

Mul'ti-sopryazhennaya adaptivnaya optika (MCAO) - eto dal'neishee razvitie pervonachal'noi koncepcii adaptivnoi optiki. Ee osnovnaya ideya - ispravlenie turbulentnosti v treh izmereniyah s pomosh'yu neskol'kih deformiruemyh zerkal. Kazhdoe zerkalo (sm. risunok) opticheski sopryazheno s nekotorym rasstoyaniem ot teleskopa. My nazyvaem eto vysotoi sopryazheniya, hotya bolee pravil'nym bylo by ispol'zovat' termin diapazon. Preimushestvo MCAO - umen'shenie anizoplanatizma, sledovatel'no, uvelichenie razmera skompensirovannogo polya zreniya.

Chtoby izbezhat' vin'etirovaniya, sproecirovannyi diametr deformiruemogo zerkala dolzhen byt' raven $D + 2 \Theta H$ , gde $\Theta$ - radius polya zreniya i H - vysota sopryazheniya. Sledovatel'no, verhnie zerkala dolzhny byt' bol'she zrachka teleskopa, oni nazyvayutsya meta-zrachkami. Luchi ot ob'ektov issledovaniya i opornyh zvezd ne ohvatyvayut celikom meta-zrachok, no ostavlyayut men'shie sledy.

Vopros: Kakov diametr meta-zrachka dlya 8-m teleskopa s deformiruemym zerkalom 2, sopryazhennym s vysotoi 8 km, i diametrom polya zreniya 2 minuty? Kakov diametr sleda puchka dlya natrievoi lazernoi opornoi zvezdy?

Signaly, upravlyayushie etimi deformiruemymi zerkalami, prihodyat ot neskol'kih datchikov volnovogo fronta, kazhdyi nablyudaet svoyu opornuyu zvezdu. Informaciya ot datchikov obrabatyvaetsya rekonstruktorom, chtoby opredelit' momental'noe znachenie trehmernyh vozmushenii volnovogo fronta, kak v medicinskoi tomografii, gde trehmernaya struktura ob'ekta opredelyaetsya iz rassmotreniya ego pod raznymi uglami. V nashem sluchae eta procedura nazyvaetsya tomografiei turbulentnosti, vosstanovlenie osushestvlyaetsya s pomosh'yu umnozheniya matric.

AO, tomography, and MCAO

Tomografiya polezna dazhe dlya sistemy s odnim deformiruemym zerkalom, tak kak ona pozvolyaet opredelit' kompensiruyushii signal dlya ob'ekta, nahodyashegosya na bol'shom uglovom rasstoyanii ot opornyh zvezd. Takim obrazom dostigaetsya luchshee kachestvo kompensacii po sravneniyu s sistemoi s odnoi opornoi zvezdoi, i pokrytie neba sistemoi adaptivnoi optiki s estestvennymi opornymi zvezdami uluchshaetsya. Tomografiya pozvolyaet umen'shit' effekt konusa pri rabote s lazernymi zvezdami: obrabatyvaya signaly ot neskol'kih opornyh zvezd, mozhno nahodit' resheniya dlya neskol'kih sloev turbulentnosti. Ih korrektnoe ob'edinenie (bez rastyazheniya i propushennyh uchastkov) pozvolyaet dobit'sya luchshei kompensacii dlya vydelennogo ob'ekta. Takim obrazom, tomografiya mozhet ispol'zovat'sya bez MCAO, no MCAO ne smozhet rabotat' bez tomografii.

Uvelichivayushiisya v nastoyashee vremya interes k tomografii i MCAO pryamo svyazan s vozmozhnost'yu ispravleniya turbulentnosti na bol'shih teleskopah i budushih ochen' bol'shih teleskopah vo vsem opticheskom i infrakrasnom diapazone. Sootvetstvuyushie soobrazheniya pokazany na etoi sheme i perechisleny nizhe:

My videli, chto estestvennye opornye zvezdy ne dayut vozmozhnosti osushestvit' korrekciyu po vsemu nebu v vidimom sveta (pokrytie neba prakticheski nulevoe). Sledovatel'no, nuzhny lazernye opornye zvezdy.
Iz-za effekta konusa lazernye zvezdy neprimenimy na bol'shih teleskopah v vidimom diapazone, a na ochen' bol'shih teleskopah - i v infrakrasnom. Sledovatel'no, neobhodimo neskol'ko lazernyh zvezd i tomografiya.
Dazhe s lazernymi zvezdami problema pokrytiya neba ostaetsya iz-za neobhodimosti korrekcii naklona . Sledovatel'no, ispravlennoe pole zreniya dolzhno byt' uvelicheno s pomosh'yu MCAO, chtoby uvelichit' pokrytie neba.
Odnorodnost' ispravlenii i razmer polya zreniya s MCAO budut gorazdo luchshe, chto uvelichit effektivnost' sistem adaptivnoi optiki i ih pol'zu dlya astronomii. Kak eto ni stranno, etot argument (kachestvo nauchnyh rezul'tatov) obychno - poslednii v spiske.

Entuziazm otnositel'no MCAO i neskol'ko oshibochnyh statei sozdali vpechatlenie, chto eto - volshebnoe reshenie dlya polnogo ustraneniya vliyaniya turbulentnosti. Nizhe my dadim neskol'ko realistichnyh ocenok bol'shogo (hotya i konechnogo) vyigrysha, davaemogo MCAO, i svyazannyh s nei problem.

5.2. Ispravlennoe pole zreniya

Predpolozhim, chto kakim-to obrazom nam izvestny momental'nye vozmusheniya vo vseh atmosfernyh sloyah, i chto v nashem rasporyazhenii imeetsya konechnoe chislo M ideal'nyh deformiruemyh zerkal. Kak veliko pole zreniya, kotoroe mozhno ispravit'? Otvechaya na etot vopros, my opredelim razmer ogranichennogo ispravleniem polya zreniya.

Bylo pokazano (JOSA, V. A17, P. 1819, 2000), chto dlya predel'nogo sluchaya ochen' bol'shogo teleskopa ostatochnaya dispersiya fazy iz-za anizoplanatizma $\langle \epsilon_{\rm aniso}^2 \rangle$ , opredelyaetsya znakomym vyrazheniem

$\begin{displaymath} \langle \epsilon_{\rm aniso}^2 \rangle = \left( \frac{\theta}{\theta_M} \right)^{5/3}, \end{displaymath}$

(1)

gde $\theta$ - uglovoe rasstoyanie ob'ekta ot centra polya zreniya (v kotorom ispravlenie ideal'no). Novyi parametr $\theta_M$ zamenyaet klassicheskii izoplanaticheskii ugol $\theta_0$ , vyigrysh v razmere polya zreniya raven otnosheniyu etih uglov. Zavisimost' ot dliny volny ostaetsya prezhnei $\theta_M \propto \lambda^{6/5}$ .

Weighting functions Dlya togo chtoby vychislit' $\theta_M$ , neobhodimo znat' vysotnyi profil' turublentnosti . Etot profil' neobhodimo umnozhit' na nekotoruyu vesovuyu funkciyu F(h) i prointegrirovat' po vysote, chtoby poluchit' ostatochnuyu oshibku fazy, a sledovatel'no, opredelit' $\theta_M$ . Vesovaya funkciya obrashaetsya v nul' na vysotah, sopryazhennyh s deformiruemymi zerkalami (sootvetstvuyushie urovni ideal'no ispravlyayutsya etimi ideal'nymi zerkalami), i polozhitel'na na promezhutochnyh vysotah. Na risunke pokazany eti funkcii dlya klassicheskoi adaptivnoi optiki (F0 - odno zerkalo, sopryazhennoe s nulevoi vysotoi), dlya sluchaya odnogo zerkala, sopryazhennogo s vysotoi 5 km (F1), kak v sisteme adaptivnoi optiki Gemini-N Altair , i dlya MCAO s dvumya zerkalami (F2), sopryazhennymi s vysotami 2 km i 10 km.

Krivaya dlya dvuh zerkal byla poluchena pri predpolozhenii, chto kazhdyi promezhutochnyi sloi ispravlyaetsya obeimi zerkalami, i korrekciya delitsya mezhdu zerkalami v optimal'nom sootnoshenii. Eta strategiya daet luchshie rezul'taty, chem prostoe "prikreplenie" turbulentnyh sloev k blizhaishim zerkalam, hotya ocenku razmera polya zreniya po poryadku velichiny mozhno poluchit', prosto summiruya anizoplanaticheskie effekty vo vseh sloyah. Takaya zhe strategiya optimal'no raspredelennyh popravok primenyaetsya i dlya chisla zerkal, bol'shego dvuh.

Dlya lyubogo mozhno naiti vysoty sopryazheniya deformiruemyh zerkal, kotorye dadut naibol'shee pole zreniya. Kogda v atmosfere est' sloi s sil'noi turbulentnost'yu, luchshe sopryagat' zerkala s etimi sloyami. Odnako v lyubom sluchae znachitel'naya chast' turbulentnosti raspredelena nepreryvno po vsei vysote (smotri profil'), poetomu vyigrysh v effektivnosti, davaemyi "sloistym" profilem, mal po sravneniyu s nepreryvnym profilem s tem zhe $\theta_0$ . Optimal'nye vysoty sopryazheniya dlya 1, 2 i 3 zerkal pokazany zdes' dlya zadannogo profilya. Kachestvo kompensacii lish' slabo zavisit ot tochnyh znachenii vysot sopryazheniya deformiruemyh zerkal.

Vopros: Kakim budet razmer ispravlennogo polya zreniya rassmotrennoi zdes' ideal'noi sistemy MCAO s dvumya zerkalami, esli vsya turbulentnost' sosredotochena v dvuh tonkih sloyah?

Real'nyi vyigrysh v razmere polya zreniya, dostigaemyi za schet uvelicheniya chisla deformiruemyh zerkal, byl vychislen dlya 12 profilei v Serro Paranal: 4-5 raz dlya 2-h zerkal, 7-10 raz dlya 3-h zerkal. Dal'neishee uvelichenie chisla zerkal daet men'shii vyigrysh, i dlya bol'shogo M poluchim $\theta_m \propto M$ . Etot rezul'tat intuitivno yasen dlya nepreryvno raspredelennoi turbulentnosti: tolshina sloev, sopryazhennyh s kazhdym zerkalom, obratno proporcional'na M (vspomnim, chto ispravlenie pervyh mod Zernike daet samyi bol'shoi vyigrysh, zdes' situaciya v chem-to shodnaya). Takim obrazom, chtoby ispravit' bol'shoe pole zreniya s diametrom 2 $\Theta$ s razmerom subapertury d, nam potrebuetsya, ochen' grubo, $M =2 \Theta H/d$ deformiruemyh zerkal.

Vopros: Predpolozhiv, chto ispol'zovanie dvuh zerkal vmesto odnogo uvelichivaet pole zreniya v 5 raz, ocenite diametr polya zreniya na 0.5 i 2.2 mikronah, esli $\theta_0$ na 0.5 mikronov raven 2.5 sekund.

5.3. Tomografiya turbulentnosti

V pervyh rabotah po tomografii turbulentnosti osushestvlyalos' modelirovanie turbulentnoi atmosfery v vide neskol'ko tonkih sloev i predprinimalis' popytki opredelit' vozmusheniya fazy v etih sloyah na osnovanii signalov, poluchennyh ot neskol'kih opornyh zvezd (reshaya sistemu lineinyh uravnenii). Chtoby osushestvit' eto, chislo neizvestnyh dolzhno byt' men'she ili ravno chislu izmerenii, chto znachit, chto na kazhdyi sloi dolzhna prihodit'sya po krainei mere odna opornaya zvezda. Sloi, razumeetsya, identificirovalis' s deformiruemymi zerkalami.

V deistvitel'nosti v atmosfere beskonechnoe kolichestvo turbulentnyh sloev, i dannye WFS soderzhat shum. Sledovatel'no, nuzhny statisticheskie metody, naprimer, optimal'naya fil'traciya. Deistvitel'no neobhodima ne rekonstrukciya vsego ob'ema s turbulentnost'yu, a nailuchshaya vozmozhnaya ocenka kompensiruyushih signalov ishodya iz informacii, dostupnoi ot opornyh zvezd. Etot podhod takzhe nazyvaetsya tomografiei, on byl prodemonstrirovan v eksperimente (Nature, V. 403, P. 54, 2000).

Tomographic solution for 2 layers and 2 GSs Predpolozhim opyat', chto teleskop ochen' bol'shoi, i chto ispol'zuyutsya tol'ko estestvennye opornye zvezdy (net rastyazheniya volnovogo fronta). Togda zadachu mozhno rassmotret' s pomosh'yu metodov Fur'e. Kazhdyi spektral'nyi komponent distorsii volnovogo fronta (sinusoidal'noe vozmushenie) izmeryaetsya i ispravlyaetsya otdel'no. Kak vidno na risunke, otnositel'nyi prostranstvennyi sdvig signalov ot dvuh istochnikov, razdelennyh uglom $\Theta$ , raven $\Theta H$ , gde H - rasstoyanie mezhdu sloyami. Dlya komponenta Fur'e s prostranstvennoi chastotoi f sdvig fazy sostavit $2\pi f \Theta H$ . WFS izmeryaet ob'edinennoe deistvie (summu) obeih sloev, kotoroe otlichaetsya dlya dvuh opornyh zvezd iz-za sdviga fazy. Dva signala pozvolyayut vosstanovit' dva sloya, reshaya algebraicheskuyu sistemu dvuh uravnenii. Odnako, kogda sdvig fazy tochno raven $2 \pi$ , dva signala stanovyatsya identichnymi i sistema ne mozhet byt' reshena. Eto proishodit pri kriticheskoi chastote $f_c = 1/\Theta H$ .

Esli imeetsya turbulentnost' mezhdu sloyami, situaciya ostaetsya kachestvenno shodnoi. Dlya sdvigov fazy bolee 1 radiana korrelyaciya Fur'e- komponent ot raznyh opornyh zvezd propadaet, i dostizhimaya stepen' kompensacii turbulentnosti umen'shaetsya. Eto znachit, chto dlya ispravleniya vozmushenii s malym masshtabom (bol'shaya f), rasstoyanie mezhdu opornymi zvezdami $\Theta$ (t.e. razmer polya zreniya) dolzhno stat' men'she. Kogda vsya atmosfera stanovitsya ton'she (men'shaya H), ispravlennoe pole zreniya uvelichivaetsya.

Vopros: Ocenite maksimal'noe pole zreniya, kotoroe mozhno ispravit' s subaperturami 1 m dlya tolshiny turbulentnosti H=5 km.

Vopros: Dlya ravnomernogo raspredeleniya turbulentnosti s tolshinoi H=5 km ocenite chislo zerkal i opornyh zvezd, neobhodimyh dlya ispravleniya polya zreniya diametrom 5 minut v vidimom svete (razmer subapertury d=0.3 m).

Eti soobrazheniya privodyat k formule (JOSA V. A18, P. 873, 2001), vyrazhayushei ostatochnuyu oshibku volnovogo fronta nekotorogo ob'ekta, kotoryi mozhet byt' vosstanovlen s ispol'zovaniem gruppy iz K yarkih opornyh zvezd na nekotorom radiuse $\Theta$ vokrug ob'ekta:

$\begin{displaymath} \langle \epsilon_{\rm tom}^2 \rangle = \left( \frac{\Theta}{\gamma_K} \right)^{5/3}. \end{displaymath}$

(2)

Zdes' $\gamma_K$ - razmer tomograficheskogo pyatna, kotoryi vychislyaetsya iz

profilya. Zavisimost' ot dliny volny takaya zhe, kak dlya $\theta_0$ . V deistvitel'nosti, $\gamma_K$ mozhno zapisat' kak $\gamma_K = r_0/\delta_K$ , gde ekvivalentnaya tolshina atmosfery $\delta_K$ pohozha na ekvivalentnuyu vysotu $\bar{h}$ v klassicheskoi formule dlya $\theta_0= r_0/\bar{h}$ .

Ispol'zuya bol'she opornyh zvezd, my umen'shaem effektivnuyu "tolshinu" atmosfery i uvelichivaet tomograficheskoe pole zreniya. Vyigrysh v razmere polya zreniya raven $\gamma_K/\theta_0 = \bar{h}/\delta_K$ . Dlya tipichnyh profilei turbulentnosti i 3-5 opornyh zvezd on mozhet dostich' 10-20.

Eta teoriya - ochen' obshaya i ne uchityvaet, naprimer, diametr teleskopa. V deistvitel'nosti perekrytie sledov puchkov ot opornyh zvezd na sloyah s bol'shoi vysotoi budet nepolnym, nekotorye chasti sloev ne mogut byt' issledovany i ostanutsya neizmerennymi. Eti effekty pri nekotoryh usloviyah (4-m teleskop, infrakrasnyi diapazon) mogut dominirovat' v obshei tomograficheskoi oshibke, odnako v drugih sluchayah (8-m teleskop v opticheskom diapazone ili Ochen' bol'shoi teleskop) mogut byt' nesushestvenny. Razmer tomograficheskogo pyatna $\gamma_K$ daet nezavisimyi ot sistemy nizhnii predel oshibki vosstanovleniya fazy.

Ispol'zuya neskol'ko opornyh zvezd, my sobiraem bol'she fotonov. Oznachaet li eto, chto zavisimost' ot yarkosti opornyh zvezd mozhet byt' umen'shena i dlya tomografii mozhno ispol'zovat' bolee slabye zvezdy, chem dlya klassicheskoi adaptivnoi optiki? Otvet zavisit ot razmera ispravlyaemogo polya zreniya. Esli pole zreniya namnogo men'she $\gamma_K$ , signaly ot opornyh zvezd korreliruyut i, deistvitel'no, individual'nye opornye zvezdy mogut byt' slabee, chem edinstvennaya opornaya zvezda. S drugoi storony, esli my hotim ispol'zovat' preimushestva polnogo tomograficheskogo polya zreniya, opornye zvezdy dolzhny byt' po krainei mere takimi zhe yarkimi (ili dazhe eshe yarche), chem edinstvennaya opornaya zvezda v klassicheskoi adaptivnoi optike, tak kak reshenie tomograficheskoi zadachi privodit k usileniyu shuma (kak i v drugih obratnyh zadachah).

Dlya tomografii estestvennyh opornyh zvezd mozhet byt' nedostatochno, osobenno dlya korotkih dlin voln. Bolee togo, datchik volnovogo fronta dolzhen imet' svoyu konfiguraciyu dlya kazhdogo polozheniya teleskopa, i sootvetstvenno dolzhna izmenyat'sya upravlyayushaya matrica MCAO. Yasno, chto lazernye opornye zvezdy budut luchshim resheniem dlya MCAO (smotri sistemu MCAO teleskopa Dzhemini). Odnako, uchityvaya problemy lazernyh opornyh zvezd, nekotorye issledovateli dumayut ob ispol'zovanii neskol'kih estestvennyh opornyh zvezd i tomografii dlya ispravleniya izobrazheniya ob'ekta, dazhe s odnim deformiruemym zerkalom. F.Rigo predlagaet ispravlyat' tol'ko nizhnie sloi atmosfery. Poluchennye izobrazheniya budut znachitel'no huzhe ogranichennyh difrakciei, no uluchshenie kachestva izobrazhenii na bol'shom pole zreniya mozhet byt' ochen' vygodno dlya nablyudenii v vidimom svete. E.Gendron predlagaet postroit' mnogoob'ektnyi spektrometr, v kotorom kazhdyi ob'ekt budet ispravlyat'sya miniatyurnoi sistemoi adaptivnoi optiki, ispol'zuya signaly ot neskol'kih okruzhayushih estestvennyh opornyh zvezd i tomograficheskuyu rekonstrukciyu.

5.4. Problema naklona v MCAO

Null modes in MCAO Naklony volnovyh frontov ostayutsya neopredelennymi pri ispol'zovanii neskol'kih lazernyh opornyh zvezd, po tem zhe prichinam, chto i dlya sistem adaptivnoi optiki s odnoi lazernoi opornoi zvezdoi. Vsledstvie etogo informaciya, kotoruyu dayut lazernye zvezdy, okazyvaetsya nedostatochnoi dlya polnogo resheniya zadachi tomografii. V dopolnenie k obshim naklonam, poyavlyayutsya eshe po krainei mere 3 dopolnitel'nye neopredelennye mody (ili nulevye mody). Oni sootvetstvuyut differencial'nomu astigmatizmu i rasfokusirovke mezhdu dvumya deformiruemymi zerkalami (sm. risunok). Eti mody ne vliyayut na kachestvo vneosevyh izobrazhenii, no skoree sozdayut differencial'nyi naklon mezhdu raznymi chastyami polya zreniya, ili anizoplanatizm naklona (poetomu ih i nel'zya izmerit' s pomosh'yu lazernyh zvezd). Modelirovanie pokazyvaet, chto esli anizoplanatizm naklona ostavit' neispravlennym, zvezdy v pole zreniya budut sdvigat'sya otnositel'no drug druga, kak budto vse pole zreniya iskrivleno sluchainym obrazom.

GS layout Vopros: Narisuite otnositel'noe smeshenie 5 opornyh zvezd, raspolozhennyh v pole zreniya kak pokazano zdes', vyzvannye modami Zernike 4, 5, 6, primenennymi k verhnemu deformiruemomu zerkalu.

Tri dopolnitel'nye mody mogut byt' izmereny s pomosh'yu dvuh dopolnitel'nyh estestvennyh opornyh zvezd, chto dovodit ih obshee chislo do treh. Differencial'nye naklony mezhdu estestvennymi opornymi zvezdami ogranichivayut eti mody. Kak al'ternativa, odna estestvennaya zvezda mozhet ispol'zovat'sya dlya izmereniya mod Zernike ot 2 do 6 (radial'nye poryadki 1 i 2). Dlya etogo, konechno, nuzhna bolee yarkaya zvezda. Pervoe reshenie, po-vidimomu, daet bolee effektivnuyu rabotu i bol'shee pokrytie neba, i poetomu predpochtitel'nee.

Chto sluchitsya, esli datchiki naklonov treh estestvennyh zvezd raspolozheny s nebol'shimi oshibkami? Sistema MCAO skompensiruet eti oshibki v zamknutom cikle, sledovatel'no, pole zreniya budet iskazheno! Naprimer, masshtab izobrazheniya (chislo sekund na piksel) izmenitsya, esli verhnee deformiruemoe zerkalo imeet postoyannuyu rasfokusirovku. Neobhodimo primenyat' special'nye metody, chtoby udostoverit'sya, chto eti oshibki ne vliyayut na astrometricheskie kachestva sistemy MCAO (naprimer, uploshenie verhnego zerkala pered tem, kak cikl zamknetsya).

Sposobnost' MCAO ispravlyat' anizoplanatizm naklona vedet k predlozheniyu ispol'zovat' 3 estestvennye opornye zvezdy dazhe dlya "standartnoi" korrekcii naklonov. Esli v dopolnenie k naklonam, mody 4-6 ispravlyayutsya zerkalom, sopryazhennym s nekotoroi vysotoi, bol'shaya chast' anizoplanatizma naklona ischeznet. Eto oznachaet, chto uluchshenie kachestva izobrazhenii budet dostignuto ne tol'ko vblizi opornyh zvezd, no v bol'shem pole zreniya. Vtoroe preimushestvo ispol'zovaniya treh zvezd dlya korrekcii naklonov - to, chto anizoplanatizm naklona mozhno izmerit' dazhe bez dobavleniya deformiruemogo zerkala nizkogo poryadka. Sledovatel'no, mozhno dobit'sya luchshego ispravleniya ob'ekta, naprimer, v sistemah adaptivnoi optiki s lazernymi zvezdami. Ocenki pokrytiya neba pokazyvayut, chto neobhodimost' ispol'zovaniya 3 zvezd vmesto odnoi perekryvaetsya uvelicheniem polya zreniya, v kotorom mogut nahodit'sya eti zvezdy. Sledovatel'no, "tomografiya naklona" mozhet obespechit' uvelichenie pokrytiya neba dazhe dlya odno-sopryazhennyh sistem adaptivnoi optiki s lazernymi zvezdami.

5.5. Modal'nye sistemy MCAO

Obshaya shema sistemy MCAO pokazana na risunke v razdele 5.1 . Datchiki volnovyh frontov dayut informaciyu o nekotorom kolichestve parametrov volnovogo fronta, naprimer, izmeryayut neskol'ko mod Zernike. Etot vektor dannyh umnozhaetsya na upravlyayushuyu matricu (sm. rekonstruktory), chtoby poluchit' korrektiruyushii signal, postupayushii na deformiruemye zerkala. Eti signaly mogut oboznachat' mody Zernike, poetomu my nazyvaem sistemu modal'noi MCAO.

Zadacha optimizacii upravlyayushei matricy rassmatrivalas' v ryade rabot. Esli prinimat' vo vnimanie statistiku shumov i turbulentnosti, to my poluchim chto-to pohozhee na fil'tr Vinera. Obychno kriterii optimizacii - eto minimum vzveshennoi ostatochnoi dispersii fazy po polyu zreniya (ili v nekotoryh opredelennyh mestah polya zreniya). Bolee prostoi i tradicionnyi metod - sozdanie matricy vzaimodeistviya i ee obrashenie dlya polucheniya upravlyayushei matricy. Odnako optimizaciya daet namnogo luchshie rezul'taty (sm. nizhe).

Rabota sistemy MCAO mozhet byt' issledovana, ispol'zuya polnoe komp'yuternoe modelirovanie metodom Monte-Karlo. Eto trebuet bol'shogo ob'ema vychislenii i prigodno dlya podrobnogo analiza raboty MCAO na stadii proektirovaniya. Kak al'ternativa, optimizirovannaya upravlyayushaya matrica i sootvetstvuyushaya effektivnost' raboty mogut byt' opredeleny iz statisticheskih velichin vtorogo poryadka, naprimer, kovariacii koefficientov Zernike (v modal'noi MCAO) ili kovariacii signalov detektora Sheka-Gartmana i aktuatorov deformiruemogo zerkala (v zonal'noi MCAO). Programmy dlya modal'noi kovariacii v nastoyashee vremya samye bystrye.

Modal tomography results Raschety kovariacii i modelirovanie metodom Monte-Karlo zatragivayut voprosy, kotorymi v teorii Fur'e prenebregali, a imenno perekrytie puchkov, effekt konusa (v sluchae lazernyh zvezd), konechnyi poryadok korrekcii. Na risunke ostatochnye dispersii fazy pervyh 66 mod Zernike dlya 8-m teleskopa pokazany dlya ob'ekta v centre polya zreniya (eto sootvetstvuet tomografii, poskol'ku ob'ekt mozhet byt' ispravlen s odnim deformiruemym zerkalom). Sploshnye linii pokazyvayut rezul'taty s 3 i 5 estestvennymi opornymi zvezdami na vse bol'shih rasstoyaniyah ot ob'ekta. Punktirnaya liniya pokazyvaem predel'nuyu tomograficheskuyu oshibku dlya 3 zvezd i beskonechnogo teleskopa; kak vidno, v deistvitel'nosti oshibki namnogo bol'she, tak kak perekrytie puchka v etom sluchae yavlyaetsya glavnoi prichinoi tomograficheskoi oshibki.

Shtrihovaya liniya pokazyvaet effektivnost' raboty, dostizhimuyu s 3 natrievymi LGS, pri uslovii, chto naklony dlya ob'ekta polnost'yu skompensirovany. Kogda LGS nahodyatsya blizko k ob'ektu, rezul'taty huzhe, chem dlya estestvennyh zvezd iz-za effekta konusa. Kogda radius, na kotorom nahodyatsya LGS, dostigaet 9 sekund, ih rasstoyanie ot osi teleskopa - 4 m; v etom sluchae effekt konusa chastichno ustranyaetsya tomografiei, ostatochnaya oshibka men'she 1 kvadratnogo radiana na dline volny 0.5 mikrona (vnimanie: neobhodimo rassmotret' vysshie mody, chtoby utverzhdat', chto effekt konusa preodolen i vozmozhna korrekciya s pomosh'yu LGS v vidimom svete).

Mozhet pokazat'sya strannym, chto pri bol'shih udaleniyah 3 LGS dayut luchshie rezul'taty, chem 3 NGS; prichina etogo paradoksa - kompensaciya naklonov, kotoraya schitaetsya ideal'noi dlya LGS. Shtrih-punktirnaya liniya pokazyvaet sluchai, kogda LGS zameneny na NGS s ideal'noi kompensaciei naklonov, ona demonstriruet, chto vidimyi vyigrysh v deistvitel'nosti svyazan s etim predpolozheniem.

Raschety kovariacii i modelirovanie Monte-Karlo pokazyvayut, chto kachestvo skopmensirovannyh izobrazhenii, davaemoe MCAO, gorazdo bolee odnorodno po polyu zreniya, chem dlya klassicheskoi adaptivnoi optiki. Naprimer, izmenenie chisla Shtrelya (na dline volny 2.2 mikrona) po polyu zreniya v 2 minuty pokazano dlya MCAO s dvumya zerkalami i tremya estestvennymi opornymi zvezdami (sploshnaya liniya). Kazhdoe zerkalo ispravlyaet 66 mod Zernike. Dlya sravneniya, pokazana rabota MCAO s obrashennoi upravlyayushei matricei (shtrihovaya liniya) i klassicheskoi adaptivnoi optiki (punktirnaya liniya). Polozheniya opornyh zvezd i probnyh tochek pokazany na vrezke.

PSF variation in AO PSF variation in MCAO

Izmeneniya formy PSF po polyu zreniya modelirovalis' R.Konanom dlya klassicheskoi adaptivnoi optiki, kompensiruyushei 66 mod Zernike na 8-m teleskope (sleva) i dlya MCAO s 3 DM i 3 NGS (sprava). Razmer polya zreniya 4h4 minuty, opornye zvezdy (otmecheny krasnymi tochkami) - estestvennye zvezdy ot 14 do 15 velichiny okolo planetarnoi tumannosti NGC 2346. Dlina volny 2.2 mikrona.

Drugoi neozhidannyi rezul'tat modelirovaniya - to, chto dlya MCAO s dvumya zerkalami izmenenie v shirokih predelah vysoty sopryazheniya vtorogo zerkala ne vliyaet na effektivnost' raboty. Eto ochen' polezno: rasstoyanie mezhdu teleskopom i turbulentnymi sloyami izmenyaetsya so vremenem i, dopolnitel'no, zavisit ot zenitnogo rasstoyaniya. Eti izmeneniya mozhno uchest' reoptimizaciei upravlyayushei matricy, bez izmeneniya opticheskogo sopryazheniya.

5.6. Posloinye MCAO

Koncepciya posloinoi MCAO razvivaetsya R.Ragacconi i ego kollegami. Ona blizka k pervonachal'noi idee MCAO Dzh.Bekersa i k rannim variantam medicinskoi tomografii, v kotoroi sloi v trehmernyh ob'ektah vydelyalis' "fokusirovkoi" na nih pri osveshenii ob'ekta s raznyh uglov.

Layer-oriented MCAO Predpolozhim, chto my izmeryaem volnovye fronty, ispol'zuya mnogo estestvennyh opornyh zvezd. Esli datchiki volnovyh frontov opticheski sopryazheny s nekotoroi vysotoi H, signaly vseh NGS, sootvetstvuyushie etomu sloyu, budut identichny. Odnako drugoi sloi na vysote h budet nablyudat'sya s razlichnymi otnositel'nymi sdvigami. Esli vse signaly usrednit', eto ne skazhetsya na izmeryaemom sloe, odnako drugie sloi budut sglazheny s tipichnoi dlinoi $\Theta$ (H-h), gde $\Theta$ - radius polya zreniya. V obshem, vklad nashego izbrannogo sloya usilitsya po sravneniyu s drugimi sloyami.

V posloinoi sisteme (LOS), usrednenie signalov ot mnogih zvezd proizvoditsya ne v komp'yutere, a putem slozheniya ih sveta na odnom priemnike (eto mozhno osushestvit' s pomosh'yu WFS s neskol'kimi piramidami). Ob'edinennyi signal podaetsya na DM, sopryazhennoe s toi zhe vysotoi. Chast' zvezdnogo sveta ispol'zuetsya drugim WFS, sopryazhennym s drugoi vysotoi, kotoryi upravlyaet vtorym DM. Konechno, sloi ne yavlyayutsya polnost'yu nezavisimymi: WFS na nekotorom sloe H "vidit" sglazhennye volnovye fronty ot vseh drugih sloev, i sglazhennye ispravleniya, postupivshie na drugie DM. No sistema rabotaet v zamknutom cikle, starayas' podstroit'sya i svesti k nulyu signaly vo vseh sloyah. Est' nadezhda, chto mozhno budet v konechnom schete izvlech' vklady otdel'nyh sloev. Modelirovanie i teoriya pokazyvayut, chto pri nekotoryh usloviyah eto deistvitel'no vozmozhno.

Vopros: Dlya posloinoi sistemy MCAO s dvumya parami DM-WFS, razdelennymi na 5 km i diametrom polya zreniya 5 minut, ocenite razmer vozmushenii, kotorye ostanutsya neskompensirovannymi v promezhutochnom turbulentnom sloe. Dlya teh zhe uslovii ocenite, na kakih prostranstvennyh masshtabah budet nablyudat'sya sil'noe vzaimodeistvie mezhdu sloyami.

Milti-pyramid WFS Posloinaya MCAO mozhet rassmatrivat'sya kak popytka reshit' zadachu tomografii s pomosh'yu apparatnyh sredstv. Sistema ne mozhet byt' optimizirovana po yarkosti otdel'nyh zvezd, profilyu turbulentnosti, i t.d. Ozhidaetsya, chto pri ravnyh usloviyah ona budet rabotat' neskol'ko huzhe optimizirovannoi modal'noi MCAO. S drugoi storony, koncepciya LOS imeet neskol'ko preimushestv: uproshenie vychislenii (cikl adaptivnoi optiki nezavisimo zamknut v kazhdom sloe), vozmozhnost' ispol'zovat' mnogo ochen' slabyh opornyh zvezd (dlya preodoleniya vliyaniya shuma schityvaniya detektora) i vozmozhnost' otslezhivat' sozdavaemuyu vetrom turbulentnost' v individual'nyh sloyah s bol'shimi ekspoziciyami. Ne vse problemy primeneniya etoi koncepcii na praktike poka resheny.

Vopros: Kak izmenitsya fotonnyi shum, esli chislo sloev v LOS uvelichit' vdvoe?

5.7. MCAO: blizkoe budushee

Gruppa Dzhemini vzyalas' za sozdanie sistemy MCAO dlya teleskopa Dzhemini-Yug. V nastoyashee vremya (2001 god) proekt proshel stadiyu konceptual'nogo proektirovaniya. Cel' - dobit'sya odnorodnoi kompensacii turbulentnosti v blizkih infrakrasnyh polosah J,H,K na pole zreniya 1 minuta.

Hotya parametry sistemy mogut izmenit'sya, ee osnovnye svoistva privedeny v tablice.

Sopryazhennye vysoty DM	0, 4.5 i 9 km
Poryadki DM	16, 16 i 8 aktuatorov po zrachku
Chislo opornyh zvezd	5 natrievyh lazernyh i 3 estestvennyh
Geometriya LGS	Centr i 4 ugla kvadrata so storonoi 42.5 sekundy
Poryadki WFS	S-H, 16 na 16 (LGS); naklon (NGS)
Moshnost' lazera LGS	10 Vt na puchok
Proeciruyushii teleskop	Za vtorichnym zerkalom, 45 sm
Velichiny NGS	3 po 19 (dlya 50% umen'sheniya chisla Shtrelya v H)
Shiriny polos upravleniya	33 Gc (LGS); 0-90 Gc (NGS)

Ispravlennoe pole zreniya budet kvadratnym so storonoi po krainei mere 1 minuta ( do 2 minut dlya chastichnoi kompensacii v polose K), izmenenie chisla Shtrelya po polyu ogranicheny neskol'kimi procentami. Podrobnoe opisanie harakteristik mozhno naiti na saite Dzhemini.

Evropeiskaya Yuzhnaya observatoriya (v sotrudnichestve s neskol'kimi evropeiskimi institutami ) planiruet postroit' obrazec MCAO dlya 8-m teleskopa VLT, kotoryi budet ispol'zovat' NGS. Cel' etogo proekta - pokazat' vozmozhnost' osushestvleniya MCAO, chto rassmatrivaetsya kak stupen' v proekte ELT (teleskopy ELT bez MCAO mozhno schitat' bespoleznymi).

Raboty po MCAO vedutsya takzhe v Lundskoi observatorii, v Durhame (Velikobritaniya) i v Palomarskoi observatorii.

Vyvody. S pomosh'yu mul'ti-sopryazhennoi adaptivnoi optiki budut predprinyaty popytki ispravit' trehmernuyu turbulentnost', uvelichiv dostupnoe pole zreniya i uluchshiv drugie parametry adaptivnoi optiki, osobenno s ispol'zovaniem lazernyh opornyh zvezd. Ona osnovana na tomografii turbulentnosti - metode opredeleniya optimal'nyh korrektiruyushih signalov dlya neskol'kih sloev, izmeryaya neskol'ko opornyh zvezd. Ispol'zuya 2-3 deformiruemyh zerkala i 3-5 opornyh zvezd, pole zreniya mozhno uvelichit' v 5-10 raz, v zavisimosti ot vertikal'nogo profilya turbulentnosti. Tomografiya mozhet uluchshit' rabotu dazhe sistemy adaptivnoi optiki s odnim deformiruemym zerkalom (ispravlenie effekta konusa; luchshaya korrekciya naklonov; bol'shee pokrytie neba).

VVERH: Vvedenie

Publikacii s klyuchevymi slovami: adaptivnaya optika - atmosfera - volnovoi front Publikacii so slovami: adaptivnaya optika - atmosfera - volnovoi front
Sm. takzhe: Shveicarskie Al'py, marsianskoe nebo Luchi lazerov pomogayut uspokoit' atmosferu Lazer b'et v centr Galaktiki Ataka lazernoi opornoi zvezdy Tumannost' s lazernymi luchami Oreol s samoletom Mlechnyi Put' i yuzhnoe svechenie atmosfery Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mnenie chitatelya [1]

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce