Астронет > AO tutorial 5: multi-conjugate adaptive optics

Астронет: А. А. Токовинин/ESO Пособие по адаптивной оптике обсерватории Серро-Тололо
http://variable-stars.ru/db/msg/1205112/part5/mcao.html

ВВЕРХ: Введение

5. Мульти-сопряженная адаптивная оптика

MCAO general idea

5.1. Почему MCAO?

Мульти-сопряженная адаптивная оптика (MCAO) - это дальнейшее развитие первоначальной концепции адаптивной оптики. Ее основная идея - исправление турбулентности в трех измерениях с помощью нескольких деформируемых зеркал. Каждое зеркало (см. рисунок) оптически сопряжено с некоторым расстоянием от телескопа. Мы называем это высотой сопряжения, хотя более правильным было бы использовать термин диапазон. Преимущество MCAO - уменьшение анизопланатизма, следовательно, увеличение размера скомпенсированного поля зрения.

Чтобы избежать виньетирования, спроецированный диаметр деформируемого зеркала должен быть равен $D + 2 \Theta H$ , где $\Theta$ - радиус поля зрения и H - высота сопряжения. Следовательно, верхние зеркала должны быть больше зрачка телескопа, они называются мета-зрачками. Лучи от объектов исследования и опорных звезд не охватывают целиком мета-зрачок, но оставляют меньшие следы.

Вопрос: Каков диаметр мета-зрачка для 8-м телескопа с деформируемым зеркалом 2, сопряженным с высотой 8 км, и диаметром поля зрения 2 минуты? Каков диаметр следа пучка для натриевой лазерной опорной звезды?

Сигналы, управляющие этими деформируемыми зеркалами, приходят от нескольких датчиков волнового фронта, каждый наблюдает свою опорную звезду. Информация от датчиков обрабатывается реконструктором, чтобы определить моментальное значение трехмерных возмущений волнового фронта, как в медицинской томографии, где трехмерная структура объекта определяется из рассмотрения его под разными углами. В нашем случае эта процедура называется томографией турбулентности, восстановление осуществляется с помощью умножения матриц.

AO, tomography, and MCAO

Томография полезна даже для системы с одним деформируемым зеркалом, так как она позволяет определить компенсирующий сигнал для объекта, находящегося на большом угловом расстоянии от опорных звезд. Таким образом достигается лучшее качество компенсации по сравнению с системой с одной опорной звездой, и покрытие неба системой адаптивной оптики с естественными опорными звездами улучшается. Томография позволяет уменьшить эффект конуса при работе с лазерными звездами: обрабатывая сигналы от нескольких опорных звезд, можно находить решения для нескольких слоев турбулентности. Их корректное объединение (без растяжения и пропущенных участков) позволяет добиться лучшей компенсации для выделенного объекта. Таким образом, томография может использоваться без MCAO, но MCAO не сможет работать без томографии.

Увеличивающийся в настоящее время интерес к томографии и MCAO прямо связан с возможностью исправления турбулентности на больших телескопах и будущих очень больших телескопах во всем оптическом и инфракрасном диапазоне. Соответствующие соображения показаны на этой схеме и перечислены ниже:

Мы видели, что естественные опорные звезды не дают возможности осуществить коррекцию по всему небу в видимом света (покрытие неба практически нулевое). Следовательно, нужны лазерные опорные звезды.
Из-за эффекта конуса лазерные звезды неприменимы на больших телескопах в видимом диапазоне, а на очень больших телескопах - и в инфракрасном. Следовательно, необходимо несколько лазерных звезд и томография.
Даже с лазерными звездами проблема покрытия неба остается из-за необходимости коррекции наклона . Следовательно, исправленное поле зрения должно быть увеличено с помощью MCAO, чтобы увеличить покрытие неба.
Однородность исправлений и размер поля зрения с MCAO будут гораздо лучше, что увеличит эффективность систем адаптивной оптики и их пользу для астрономии. Как это ни странно, этот аргумент (качество научных результатов) обычно - последний в списке.

Энтузиазм относительно MCAO и несколько ошибочных статей создали впечатление, что это - волшебное решение для полного устранения влияния турбулентности. Ниже мы дадим несколько реалистичных оценок большого (хотя и конечного) выигрыша, даваемого MCAO, и связанных с ней проблем.

5.2. Исправленное поле зрения

Предположим, что каким-то образом нам известны моментальные возмущения во всех атмосферных слоях, и что в нашем распоряжении имеется конечное число M идеальных деформируемых зеркал. Как велико поле зрения, которое можно исправить? Отвечая на этот вопрос, мы определим размер ограниченного исправлением поля зрения.

Было показано (JOSA, V. A17, P. 1819, 2000), что для предельного случая очень большого телескопа остаточная дисперсия фазы из-за анизопланатизма $\langle \epsilon_{\rm aniso}^2 \rangle$ , определяется знакомым выражением

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

(1)

где $\theta$ - угловое расстояние объекта от центра поля зрения (в котором исправление идеально). Новый параметр $\theta_M$ заменяет классический изопланатический угол $\theta_0$ , выигрыш в размере поля зрения равен отношению этих углов. Зависимость от длины волны остается прежней $\theta_M \propto \lambda^{6/5}$ .

Weighting functions Для того чтобы вычислить $\theta_M$ , необходимо знать высотный профиль турублентности . Этот профиль необходимо умножить на некоторую весовую функцию F(h) и проинтегрировать по высоте, чтобы получить остаточную ошибку фазы, а следовательно, определить $\theta_M$ . Весовая функция обращается в нуль на высотах, сопряженных с деформируемыми зеркалами (соответствующие уровни идеально исправляются этими идеальными зеркалами), и положительна на промежуточных высотах. На рисунке показаны эти функции для классической адаптивной оптики (F0 - одно зеркало, сопряженное с нулевой высотой), для случая одного зеркала, сопряженного с высотой 5 км (F1), как в системе адаптивной оптики Gemini-N Altair , и для MCAO с двумя зеркалами (F2), сопряженными с высотами 2 км и 10 км.

Кривая для двух зеркал была получена при предположении, что каждый промежуточный слой исправляется обеими зеркалами, и коррекция делится между зеркалами в оптимальном соотношении. Эта стратегия дает лучшие результаты, чем простое "прикрепление" турбулентных слоев к ближайшим зеркалам, хотя оценку размера поля зрения по порядку величины можно получить, просто суммируя анизопланатические эффекты во всех слоях. Такая же стратегия оптимально распределенных поправок применяется и для числа зеркал, большего двух.

Для любого можно найти высоты сопряжения деформируемых зеркал, которые дадут наибольшее поле зрения. Когда в атмосфере есть слои с сильной турбулентностью, лучше сопрягать зеркала с этими слоями. Однако в любом случае значительная часть турбулентности распределена непрерывно по всей высоте (смотри профиль), поэтому выигрыш в эффективности, даваемый "слоистым" профилем, мал по сравнению с непрерывным профилем с тем же $\theta_0$ . Оптимальные высоты сопряжения для 1, 2 и 3 зеркал показаны здесь для заданного профиля. Качество компенсации лишь слабо зависит от точных значений высот сопряжения деформируемых зеркал.

Вопрос: Каким будет размер исправленного поля зрения рассмотренной здесь идеальной системы MCAO с двумя зеркалами, если вся турбулентность сосредоточена в двух тонких слоях?

Реальный выигрыш в размере поля зрения, достигаемый за счет увеличения числа деформируемых зеркал, был вычислен для 12 профилей в Серро Паранал: 4-5 раз для 2-х зеркал, 7-10 раз для 3-х зеркал. Дальнейшее увеличение числа зеркал дает меньший выигрыш, и для большого M получим $\theta_m \propto M$ . Этот результат интуитивно ясен для непрерывно распределенной турбулентности: толщина слоев, сопряженных с каждым зеркалом, обратно пропорциональна M (вспомним, что исправление первых мод Зернике дает самый большой выигрыш, здесь ситуация в чем-то сходная). Таким образом, чтобы исправить большое поле зрения с диаметром 2 $\Theta$ с размером субапертуры d, нам потребуется, очень грубо, $M =2 \Theta H/d$ деформируемых зеркал.

Вопрос: Предположив, что использование двух зеркал вместо одного увеличивает поле зрения в 5 раз, оцените диаметр поля зрения на 0.5 и 2.2 микронах, если $\theta_0$ на 0.5 микронов равен 2.5 секунд.

5.3. Томография турбулентности

В первых работах по томографии турбулентности осуществлялось моделирование турбулентной атмосферы в виде несколько тонких слоев и предпринимались попытки определить возмущения фазы в этих слоях на основании сигналов, полученных от нескольких опорных звезд (решая систему линейных уравнений). Чтобы осуществить это, число неизвестных должно быть меньше или равно числу измерений, что значит, что на каждый слой должна приходиться по крайней мере одна опорная звезда. Слои, разумеется, идентифицировались с деформируемыми зеркалами.

В действительности в атмосфере бесконечное количество турбулентных слоев, и данные WFS содержат шум. Следовательно, нужны статистические методы, например, оптимальная фильтрация. Действительно необходима не реконструкция всего объема с турбулентностью, а наилучшая возможная оценка компенсирующих сигналов исходя из информации, доступной от опорных звезд. Этот подход также называется томографией, он был продемонстрирован в эксперименте (Nature, V. 403, P. 54, 2000).

Tomographic solution for 2 layers and 2 GSs Предположим опять, что телескоп очень большой, и что используются только естественные опорные звезды (нет растяжения волнового фронта). Тогда задачу можно рассмотреть с помощью методов Фурье. Каждый спектральный компонент дисторсии волнового фронта (синусоидальное возмущение) измеряется и исправляется отдельно. Как видно на рисунке, относительный пространственный сдвиг сигналов от двух источников, разделенных углом $\Theta$ , равен $\Theta H$ , где H - расстояние между слоями. Для компонента Фурье с пространственной частотой f сдвиг фазы составит $2\pi f \Theta H$ . WFS измеряет объединенное действие (сумму) обеих слоев, которое отличается для двух опорных звезд из-за сдвига фазы. Два сигнала позволяют восстановить два слоя, решая алгебраическую систему двух уравнений. Однако, когда сдвиг фазы точно равен $2 \pi$ , два сигнала становятся идентичными и система не может быть решена. Это происходит при критической частоте $f_c = 1/\Theta H$ .

Если имеется турбулентность между слоями, ситуация остается качественно сходной. Для сдвигов фазы более 1 радиана корреляция Фурье- компонент от разных опорных звезд пропадает, и достижимая степень компенсации турбулентности уменьшается. Это значит, что для исправления возмущений с малым масштабом (большая f), расстояние между опорными звездами $\Theta$ (т.е. размер поля зрения) должно стать меньше. Когда вся атмосфера становится тоньше (меньшая H), исправленное поле зрения увеличивается.

Вопрос: Оцените максимальное поле зрения, которое можно исправить с субапертурами 1 м для толщины турбулентности H=5 км.

Вопрос: Для равномерного распределения турбулентности с толщиной H=5 км оцените число зеркал и опорных звезд, необходимых для исправления поля зрения диаметром 5 минут в видимом свете (размер субапертуры d=0.3 м).

Эти соображения приводят к формуле (JOSA V. A18, P. 873, 2001), выражающей остаточную ошибку волнового фронта некоторого объекта, который может быть восстановлен с использованием группы из K ярких опорных звезд на некотором радиусе $\Theta$ вокруг объекта:

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

(2)

Здесь $\gamma_K$ - размер томографического пятна, который вычисляется из

профиля. Зависимость от длины волны такая же, как для $\theta_0$ . В действительности, $\gamma_K$ можно записать как $\gamma_K = r_0/\delta_K$ , где эквивалентная толщина атмосферы $\delta_K$ похожа на эквивалентную высоту $\bar{h}$ в классической формуле для $\theta_0= r_0/\bar{h}$ .

Используя больше опорных звезд, мы уменьшаем эффективную "толщину" атмосферы и увеличивает томографическое поле зрения. Выигрыш в размере поля зрения равен $\gamma_K/\theta_0 = \bar{h}/\delta_K$ . Для типичных профилей турбулентности и 3-5 опорных звезд он может достичь 10-20.

Эта теория - очень общая и не учитывает, например, диаметр телескопа. В действительности перекрытие следов пучков от опорных звезд на слоях с большой высотой будет неполным, некоторые части слоев не могут быть исследованы и останутся неизмеренными. Эти эффекты при некоторых условиях (4-м телескоп, инфракрасный диапазон) могут доминировать в общей томографической ошибке, однако в других случаях (8-м телескоп в оптическом диапазоне или Очень большой телескоп) могут быть несущественны. Размер томографического пятна $\gamma_K$ дает независимый от системы нижний предел ошибки восстановления фазы.

Используя несколько опорных звезд, мы собираем больше фотонов. Означает ли это, что зависимость от яркости опорных звезд может быть уменьшена и для томографии можно использовать более слабые звезды, чем для классической адаптивной оптики? Ответ зависит от размера исправляемого поля зрения. Если поле зрения намного меньше $\gamma_K$ , сигналы от опорных звезд коррелируют и, действительно, индивидуальные опорные звезды могут быть слабее, чем единственная опорная звезда. С другой стороны, если мы хотим использовать преимущества полного томографического поля зрения, опорные звезды должны быть по крайней мере такими же яркими (или даже еще ярче), чем единственная опорная звезда в классической адаптивной оптике, так как решение томографической задачи приводит к усилению шума (как и в других обратных задачах).

Для томографии естественных опорных звезд может быть недостаточно, особенно для коротких длин волн. Более того, датчик волнового фронта должен иметь свою конфигурацию для каждого положения телескопа, и соответственно должна изменяться управляющая матрица MCAO. Ясно, что лазерные опорные звезды будут лучшим решением для MCAO (смотри систему MCAO телескопа Джемини). Однако, учитывая проблемы лазерных опорных звезд, некоторые исследователи думают об использовании нескольких естественных опорных звезд и томографии для исправления изображения объекта, даже с одним деформируемым зеркалом. Ф.Риго предлагает исправлять только нижние слои атмосферы. Полученные изображения будут значительно хуже ограниченных дифракцией, но улучшение качества изображений на большом поле зрения может быть очень выгодно для наблюдений в видимом свете. Е.Гендрон предлагает построить многообъектный спектрометр, в котором каждый объект будет исправляться миниатюрной системой адаптивной оптики, используя сигналы от нескольких окружающих естественных опорных звезд и томографическую реконструкцию.

5.4. Проблема наклона в MCAO

Null modes in MCAO Наклоны волновых фронтов остаются неопределенными при использовании нескольких лазерных опорных звезд, по тем же причинам, что и для систем адаптивной оптики с одной лазерной опорной звездой. Вследствие этого информация, которую дают лазерные звезды, оказывается недостаточной для полного решения задачи томографии. В дополнение к общим наклонам, появляются еще по крайней мере 3 дополнительные неопределенные моды (или нулевые моды). Они соответствуют дифференциальному астигматизму и расфокусировке между двумя деформируемыми зеркалами (см. рисунок). Эти моды не влияют на качество внеосевых изображений, но скорее создают дифференциальный наклон между разными частями поля зрения, или анизопланатизм наклона (поэтому их и нельзя измерить с помощью лазерных звезд). Моделирование показывает, что если анизопланатизм наклона оставить неисправленным, звезды в поле зрения будут сдвигаться относительно друг друга, как будто все поле зрения искривлено случайным образом.

GS layout Вопрос: Нарисуйте относительное смещение 5 опорных звезд, расположенных в поле зрения как показано здесь, вызванные модами Зернике 4, 5, 6, примененными к верхнему деформируемому зеркалу.

Три дополнительные моды могут быть измерены с помощью двух дополнительных естественных опорных звезд, что доводит их общее число до трех. Дифференциальные наклоны между естественными опорными звездами ограничивают эти моды. Как альтернатива, одна естественная звезда может использоваться для измерения мод Зернике от 2 до 6 (радиальные порядки 1 и 2). Для этого, конечно, нужна более яркая звезда. Первое решение, по-видимому, дает более эффективную работу и большее покрытие неба, и поэтому предпочтительнее.

Что случится, если датчики наклонов трех естественных звезд расположены с небольшими ошибками? Система MCAO скомпенсирует эти ошибки в замкнутом цикле, следовательно, поле зрения будет искажено! Например, масштаб изображения (число секунд на пиксел) изменится, если верхнее деформируемое зеркало имеет постоянную расфокусировку. Необходимо применять специальные методы, чтобы удостовериться, что эти ошибки не влияют на астрометрические качества системы MCAO (например, уплощение верхнего зеркала перед тем, как цикл замкнется).

Способность MCAO исправлять анизопланатизм наклона ведет к предложению использовать 3 естественные опорные звезды даже для "стандартной" коррекции наклонов. Если в дополнение к наклонам, моды 4-6 исправляются зеркалом, сопряженным с некоторой высотой, большая часть анизопланатизма наклона исчезнет. Это означает, что улучшение качества изображений будет достигнуто не только вблизи опорных звезд, но в большем поле зрения. Второе преимущество использования трех звезд для коррекции наклонов - то, что анизопланатизм наклона можно измерить даже без добавления деформируемого зеркала низкого порядка. Следовательно, можно добиться лучшего исправления объекта, например, в системах адаптивной оптики с лазерными звездами. Оценки покрытия неба показывают, что необходимость использования 3 звезд вместо одной перекрывается увеличением поля зрения, в котором могут находиться эти звезды. Следовательно, "томография наклона" может обеспечить увеличение покрытия неба даже для одно-сопряженных систем адаптивной оптики с лазерными звездами.

5.5. Модальные системы MCAO

Общая схема системы MCAO показана на рисунке в разделе 5.1 . Датчики волновых фронтов дают информацию о некотором количестве параметров волнового фронта, например, измеряют несколько мод Зернике. Этот вектор данных умножается на управляющую матрицу (см. реконструкторы), чтобы получить корректирующий сигнал, поступающий на деформируемые зеркала. Эти сигналы могут обозначать моды Зернике, поэтому мы называем систему модальной MCAO.

Задача оптимизации управляющей матрицы рассматривалась в ряде работ. Если принимать во внимание статистику шумов и турбулентности, то мы получим что-то похожее на фильтр Винера. Обычно критерий оптимизации - это минимум взвешенной остаточной дисперсии фазы по полю зрения (или в некоторых определенных местах поля зрения). Более простой и традиционный метод - создание матрицы взаимодействия и ее обращение для получения управляющей матрицы. Однако оптимизация дает намного лучшие результаты (см. ниже).

Работа системы MCAO может быть исследована, используя полное компьютерное моделирование методом Монте-Карло. Это требует большого объема вычислений и пригодно для подробного анализа работы MCAO на стадии проектирования. Как альтернатива, оптимизированная управляющая матрица и соответствующая эффективность работы могут быть определены из статистических величин второго порядка, например, ковариаций коэффициентов Зернике (в модальной MCAO) или ковариаций сигналов детектора Шэка-Гартмана и актуаторов деформируемого зеркала (в зональной MCAO). Программы для модальной ковариации в настоящее время самые быстрые.

Modal tomography results Расчеты ковариаций и моделирование методом Монте-Карло затрагивают вопросы, которыми в теории Фурье пренебрегали, а именно перекрытие пучков, эффект конуса (в случае лазерных звезд), конечный порядок коррекции. На рисунке остаточные дисперсии фазы первых 66 мод Зернике для 8-м телескопа показаны для объекта в центре поля зрения (это соответствует томографии, поскольку объект может быть исправлен с одним деформируемым зеркалом). Сплошные линии показывают результаты с 3 и 5 естественными опорными звездами на все больших расстояниях от объекта. Пунктирная линия показываем предельную томографическую ошибку для 3 звезд и бесконечного телескопа; как видно, в действительности ошибки намного больше, так как перекрытие пучка в этом случае является главной причиной томографической ошибки.

Штриховая линия показывает эффективность работы, достижимую с 3 натриевыми LGS, при условии, что наклоны для объекта полностью скомпенсированы. Когда LGS находятся близко к объекту, результаты хуже, чем для естественных звезд из-за эффекта конуса. Когда радиус, на котором находятся LGS, достигает 9 секунд, их расстояние от оси телескопа - 4 м; в этом случае эффект конуса частично устраняется томографией, остаточная ошибка меньше 1 квадратного радиана на длине волны 0.5 микрона (внимание: необходимо рассмотреть высшие моды, чтобы утверждать, что эффект конуса преодолен и возможна коррекция с помощью LGS в видимом свете).

Может показаться странным, что при больших удалениях 3 LGS дают лучшие результаты, чем 3 NGS; причина этого парадокса - компенсация наклонов, которая считается идеальной для LGS. Штрих-пунктирная линия показывает случай, когда LGS заменены на NGS с идеальной компенсацией наклонов, она демонстрирует, что видимый выигрыш в действительности связан с этим предположением.

Расчеты ковариаций и моделирование Монте-Карло показывают, что качество скопменсированных изображений, даваемое MCAO, гораздо более однородно по полю зрения, чем для классической адаптивной оптики. Например, изменение числа Штреля (на длине волны 2.2 микрона) по полю зрения в 2 минуты показано для MCAO с двумя зеркалами и тремя естественными опорными звездами (сплошная линия). Каждое зеркало исправляет 66 мод Зернике. Для сравнения, показана работа MCAO с обращенной управляющей матрицей (штриховая линия) и классической адаптивной оптики (пунктирная линия). Положения опорных звезд и пробных точек показаны на врезке.

PSF variation in AO PSF variation in MCAO

Изменения формы PSF по полю зрения моделировались Р.Конаном для классической адаптивной оптики, компенсирующей 66 мод Зернике на 8-м телескопе (слева) и для MCAO с 3 DM и 3 NGS (справа). Размер поля зрения 4х4 минуты, опорные звезды (отмечены красными точками) - естественные звезды от 14 до 15 величины около планетарной туманности NGC 2346. Длина волны 2.2 микрона.

Другой неожиданный результат моделирования - то, что для MCAO с двумя зеркалами изменение в широких пределах высоты сопряжения второго зеркала не влияет на эффективность работы. Это очень полезно: расстояние между телескопом и турбулентными слоями изменяется со временем и, дополнительно, зависит от зенитного расстояния. Эти изменения можно учесть реоптимизацией управляющей матрицы, без изменения оптического сопряжения.

5.6. Послойные MCAO

Концепция послойной MCAO развивается Р.Рагаццони и его коллегами. Она близка к первоначальной идее MCAO Дж.Бекерса и к ранним вариантам медицинской томографии, в которой слои в трехмерных объектах выделялись "фокусировкой" на них при освещении объекта с разных углов.

Layer-oriented MCAO Предположим, что мы измеряем волновые фронты, используя много естественных опорных звезд. Если датчики волновых фронтов оптически сопряжены с некоторой высотой H, сигналы всех NGS, соответствующие этому слою, будут идентичны. Однако другой слой на высоте h будет наблюдаться с различными относительными сдвигами. Если все сигналы усреднить, это не скажется на измеряемом слое, однако другие слои будут сглажены с типичной длиной $\Theta$ (H-h), где $\Theta$ - радиус поля зрения. В общем, вклад нашего избранного слоя усилится по сравнению с другими слоями.

В послойной системе (LOS), усреднение сигналов от многих звезд производится не в компьютере, а путем сложения их света на одном приемнике (это можно осуществить с помощью WFS с несколькими пирамидами). Объединенный сигнал подается на DM, сопряженное с той же высотой. Часть звездного света используется другим WFS, сопряженным с другой высотой, который управляет вторым DM. Конечно, слои не являются полностью независимыми: WFS на некотором слое H "видит" сглаженные волновые фронты от всех других слоев, и сглаженные исправления, поступившие на другие DM. Но система работает в замкнутом цикле, стараясь подстроиться и свести к нулю сигналы во всех слоях. Есть надежда, что можно будет в конечном счете извлечь вклады отдельных слоев. Моделирование и теория показывают, что при некоторых условиях это действительно возможно.

Вопрос: Для послойной системы MCAO с двумя парами DM-WFS, разделенными на 5 км и диаметром поля зрения 5 минут, оцените размер возмущений, которые останутся нескомпенсированными в промежуточном турбулентном слое. Для тех же условий оцените, на каких пространственных масштабах будет наблюдаться сильное взаимодействие между слоями.

Milti-pyramid WFS Послойная MCAO может рассматриваться как попытка решить задачу томографии с помощью аппаратных средств. Система не может быть оптимизирована по яркости отдельных звезд, профилю турбулентности, и т.д. Ожидается, что при равных условиях она будет работать несколько хуже оптимизированной модальной MCAO. С другой стороны, концепция LOS имеет несколько преимуществ: упрощение вычислений (цикл адаптивной оптики независимо замкнут в каждом слое), возможность использовать много очень слабых опорных звезд (для преодоления влияния шума считывания детектора) и возможность отслеживать создаваемую ветром турбулентность в индивидуальных слоях с большими экспозициями. Не все проблемы применения этой концепции на практике пока решены.

Вопрос: Как изменится фотонный шум, если число слоев в LOS увеличить вдвое?

5.7. MCAO: близкое будущее

Группа Джемини взялась за создание системы MCAO для телескопа Джемини-Юг. В настоящее время (2001 год) проект прошел стадию концептуального проектирования. Цель - добиться однородной компенсации турбулентности в близких инфракрасных полосах J,H,K на поле зрения 1 минута.

Хотя параметры системы могут измениться, ее основные свойства приведены в таблице.

Сопряженные высоты DM	0, 4.5 и 9 км
Порядки DM	16, 16 и 8 актуаторов по зрачку
Число опорных звезд	5 натриевых лазерных и 3 естественных
Геометрия LGS	Центр и 4 угла квадрата со стороной 42.5 секунды
Порядки WFS	S-H, 16 на 16 (LGS); наклон (NGS)
Мощность лазера LGS	10 Вт на пучок
Проецирующий телескоп	За вторичным зеркалом, 45 см
Величины NGS	3 по 19 (для 50% уменьшения числа Штреля в H)
Ширины полос управления	33 Гц (LGS); 0-90 Гц (NGS)

Исправленное поле зрения будет квадратным со стороной по крайней мере 1 минута ( до 2 минут для частичной компенсации в полосе K), изменение числа Штреля по полю ограничены несколькими процентами. Подробное описание характеристик можно найти на сайте Джемини.

Европейская Южная обсерватория (в сотрудничестве с несколькими европейскими институтами ) планирует построить образец MCAO для 8-м телескопа VLT, который будет использовать NGS. Цель этого проекта - показать возможность осуществления MCAO, что рассматривается как ступень в проекте ELT (телескопы ELT без MCAO можно считать бесполезными).

Работы по MCAO ведутся также в Лундской обсерватории, в Дурхаме (Великобритания) и в Паломарской обсерватории.

Выводы. С помощью мульти-сопряженной адаптивной оптики будут предприняты попытки исправить трехмерную турбулентность, увеличив доступное поле зрения и улучшив другие параметры адаптивной оптики, особенно с использованием лазерных опорных звезд. Она основана на томографии турбулентности - методе определения оптимальных корректирующих сигналов для нескольких слоев, измеряя несколько опорных звезд. Используя 2-3 деформируемых зеркала и 3-5 опорных звезд, поле зрения можно увеличить в 5-10 раз, в зависимости от вертикального профиля турбулентности. Томография может улучшить работу даже системы адаптивной оптики с одним деформируемым зеркалом (исправление эффекта конуса; лучшая коррекция наклонов; большее покрытие неба).

ВВЕРХ: Введение