Текст книги "История лазера. Научное издание"
Автор книги: Марио Бертолотти
Жанр:
Физика
сообщить о нарушении
Текущая страница: 49 (всего у книги 52 страниц)
Адаптивная оптика
Мы теперь опишем несколько применений, которые, на первый взгляд, могут показаться из научной фантастики. Одно из них т.н. адаптивная оптика.
Адаптивная оптика улучшает качество изображения РІ больших телескопах путем компенсации искажений, вызываемых атмосферой, С‚.Рµ. искажений световых пучков РїСЂРё РёС… прохождении через атмосферу. Такие искажения можно легко видеть, если, например, РІ жаркий день наблюдать пейзаж РїСЂРё заходящем солнце. Р�зображение кажется дрожащим (марево). Адаптивная оптика компенсирует эти искажения, Рё поэтому ее РёРЅРѕРіРґР° называют методикой, которая останавливает мерцание звезд. Рто определение может вызвать возмущенную реакцию: РќРѕ это ужасно, Рё должно быть запрещено!
Давайте посмотрим, что получается РЅР° самом деле. Звезды расположены настолько далеко РѕС‚ Земли, что РёС… свет РїСЂРёС…РѕРґРёС‚ Рє нам РІ РІРёРґРµ плоских волн (плоский волновой фронт). Р’ теории телескоп снабжен совершенной оптикой, которая концентрирует свет РІ маленький, СЏСЂРєРёР№ кружок, размеры которого ограничены лишь явлениями дифракции, С‚.Рµ. действием диаметра главного объектива или зеркала РЅР° падающую РЅР° него волну. Две близкие звезды можно видеть отчетливо раздельными, если СѓРіРѕР», РїРѕРґ которым РѕРЅРё РІРёРґРЅС‹ РІ телескоп, больше минимального значения угла, РїСЂРё котором РѕР±Р° СЏСЂРєРёС… пятна, каждый РёР· которых производится звездой, сливаются РІ РѕРґРЅРѕ пятно. Ртот минимальный СѓРіРѕР» называется угловым разрешением. Лорд Рэлей дал критерий, определяющий эту величину. Угловое разрешение телескопа РїРѕСЂСЏРґРєР° угловых секунд определяется постоянством времени волнового фронта для волны, преобразуемой РІС…РѕРґРЅРѕР№ апертурой телескопа. Так космический телескоп Хаббл РЅР° орбите РІРѕРєСЂСѓРі Земли имеет диаметр телескопа 2,4 Рј, Рё угловое разрешение, близкое Рє 0,05 угловых секунд. РќР° Земле такой же 2,4 Рј телескоп имеет угловое разрешение РІ 20 раз хуже РёР·-Р·Р° искажений РІ атмосфере.
Телескопы строятся СЃ большими апертурами, С‚.Рµ. СЃ зеркалами большого диаметра (РґРѕ нескольких метров), СЃ поверхностью, обработанной СЃ высокой точностью (РґРѕ долей длины волны). Гигантские собиратели света дают возможность обнаруживать Рё изучать свойства очень слабых (удаленных) объектов, именно РёР·-Р·Р° того, что РёС… огромные входные апертуры могли собрать слабый свет, испускаемый объектом. Более того, телескопы СЃ высоким разрешением позволяют разглядеть больше деталей наблюдаемых объектов. Рљ сожалению, малые флуктуации температуры атмосферы вызывают флуктуации коэффициента преломления РІРѕР·РґСѓС…Р°. Рто, РІ СЃРІРѕСЋ очередь, РїСЂРёРІРѕРґРёС‚ Рє тому, что разные части первоначального волнового фронта РїСЂРѕС…РѕРґСЏС‚ несколько различные пути, Рё изображение РІ телескопе, соответственно, размывается. Рћ таких аберрациях РјС‹ уже говорили. Р�зображение РґРёСЃРєР° звезды, получаемого СЃ помощью телескопа СЃ диаметром 4 Рј, установленного РЅР° земле типично РІ 40 раз больше того оптимального размера, который должен был Р±С‹ получаться согласно теории дифракции. Технически это обозначается, как когерентный диаметр атмосферы, Рё его значение обычно составляет 1020 СЃРј. РўРѕС‚ факт, что фотоны РѕС‚ далекого объекта разбрасываются РїРѕ пятну РІ 40 раз большего, чем дифракционный предел, означает, что интенсивность изображения РІ 402 раз меньше. Поэтому даже хотя большие телескопы СЃ апертурой, большей, чем когерентный диаметр атмосферы, РјРѕРіСѓС‚ собрать больше фотонов, это ничего РЅРµ дает РІ смысле увеличения разрешения. Критики РјРѕРіСѓС‚ интерпретировать этот факт как то, что величайшие телескопы РјРёСЂР° имеют чрезмерную стоимость.
�саак Ньютон писал в 1730 г. в своей книге Opticks:
Если Теорию изготовления Телескопов можно было бы продолжить к Практике, то даже и в этом случае были бы некоторые Пределы, которые нельзя перейти при изготовлении Телескопов. Воздух, через который мы смотрим на Звезды, находится в состоянии вечного Дрожания; как мы можем видеть дрожащее движение Теней, отбрасываемых высокими Башнями, и мерцанием Звезд. Но эти Звезды не мерцают, когда их наблюдают через Телескопы с большими апертурами. Лучи Света, которые попадают на разные части апертуры, дрожат сами по себе, с разным и иногда противоположным действием. Они падают в одно и то же время на разные места сетчатки глаза, и их дрожащие Движения слишком быстры и смешиваются, а не воспринимаются раздельно. � все эти освещаемые Точки создают одну широкую яркую Точку, составленную из этих многих дрожащих Точек, спутано и неразличимо смешанных друг с другом за счет очень коротких и быстрых Дрожаний. �з-за этого Звезда кажется более широкой, чем на самом деле, и совсем без дрожания. Длинные Телескопы могут сделать объект более ярким и большим, в отличие от того, что могут сделать короткие телескопы, но и они не могут устранить размытия Лучей, которые вызываются Дрожанием в Атмосфере. Единственным Средством является прозрачный и спокойный Воздух, такой, который, пожалуй, может быть найден на вершинах высочайших Гор, выше высочайших Облаков.
Очевидно, что необходимы какие-РЅРёР±СѓРґСЊ системы, чтобы исправить эффекты возмущения атмосферой, известные СЃРѕ времен Ньютона. Такой системой является адаптивная оптика. Р�сторически можно сослаться РЅР° первый пример использования адаптивной оптики Архимедом РІ 215 Рі. РґРѕ РЅ. СЌ. для уничтожения СЂРёРјСЃРєРѕРіРѕ флота. РљРѕРіРґР° СЂРёРјСЃРєРёР№ флот приблизился Рє Сиракузам, солдаты, выстроенные РІ линию, смогли сфокусировать РЅР° корабли солнечный свет, используя СЃРІРѕРё щиты РІ качестве зеркал. Таким СЃРїРѕСЃРѕР±РѕРј сотни пучков солнечного света направлялись РЅР° малую область корабля. Р�нтенсивность была достаточной, чтобы поджечь его. Таким образом, как гласит легенда, удалось предотвратить атаку вражеским флотом. Рта оригинальная идея вошла РІ легенду как сжигающее зеркало Архимеда.
Р’ 1953 Рі. Бабкок, который РІ то время был директором астрономической обсерватории Маунт Вилсон РІ Калифорнии, предложил использовать деформируемые оптические элементы, управляемые датчиками волнового фронта, для компенсации искажений изображений РІ телескопе, которые вызываются атмосферой. Рто, РїРѕ-РІРёРґРёРјРѕРјСѓ, самое первое научное предложение использовать адаптивную оптику.
Большинство пионерских работ РїРѕ адаптивной оптике были выполнены американскими военными РІ 1970-С… Рё 1980-С… РіРі. РћРЅРё были заинтересованы РІ применениях, связанных СЃ распространением лазерных пучков РІ атмосфере, для лучшего определения положений спутников Рё для лучшего управления полетом ракет. Рти исследования были строго засекречены. Первая система адаптивной оптики была РІ 1982 Рі. установлена (Рё РґРѕ СЃРёС… РїРѕСЂ работает) Военно-Воздушными Силами РЅР° Гавайях.
В астрономии экспериментальные системы адаптивной оптики начали развиваться с начала 1980-х гг., когда большинство военных работ было все еще засекречено. Две исследовательские программы, одна, включающая астрономов, и другая, относящаяся к военным, развивались параллельно, без взаимного обмена информацией. Первоначально был скептицизм относительно полезности этой техники, и было трудно получить финансирование. В 1991 г. ситуация изменилась. Большинство материалов было рассекречено, и телескопы стали давать более четкие изображения в результате адаптивной оптики. С тех пор военные и академические работники действовали сообща.
Рис. 65 показывает общую схему телескопа, в котором используется адаптивная оптика. Датчик волнового фронта фиксирует волновой фронт приходящей волны для того, чтобы измерить величины нужных локальных деформаций. Система обработки информации превращает ее в сигнал, который сразу же можно использовать для коррекции волнового фронта.
Рис. 65. Схема системы адаптивной оптики. Свет, направляющийся в телескоп, сперва попадает на подвижное зеркало M1, которое корректирует наклон волнового фронта. Затем оставшиеся аберрации исправляются деформируемым зеркалом М2, и исправленная волна направляется на приемник С. Часть света собирается наклонными зеркалами S1 и S2 для получения сигналов, нужных для управления зеркалами M1 и M2
Коррекция, РІ реальном времени, должна произвести искажение, равное Рё противоположное РїРѕ знаку тому, которое вызывается атмосферой. Рта операция должна быть повторяемой СЃ той же быстротой, СЃ какой РїСЂРѕРёСЃС…РѕРґСЏС‚ изменения РІ атмосфере, типично между 10 Рё 1000 раз РІ секунду. Р’ реальной системе такая коррекция делается СЃ помощью деформируемого зеркала, представляющего СЃРѕР±РѕР№ тонкую мембрану, форма которой контролируется набором пьезоэлектрических толкателей, прикрепленной Рє задней стороне.
Р�нформация РѕР± искажении волнового фронта можно получить РѕС‚ самого объекта (цели), если РѕРЅ является точечным источником (звезда) Рё достаточно СЏСЂРѕРє ярче звезды шестой величины (самая слабая звезда, различимая невооруженным глазом). Однако РјРЅРѕРіРёРµ объекты, интересные для астрономов, РЅРµ являются точечными источниками, Р° представляют СЃРѕР±РѕР№ протяженные объекты (такие, как планеты или туманности), более чем РІ тысячи раз слабея звезды шестой величины. Р’ этих случаях можно использовать ближайшую звезду, чтобы определить опорный волновой фронт, РЅРѕ свет должен проходить через тот же участок атмосферы, через который РїСЂРѕС…РѕРґРёС‚ свет РѕС‚ изучаемого объекта. Рто означает, что такая опорная звезда должна быть внутри угла около 2 угловых секунд. Рто соответствует очень малой части неба, РІ которой трудно найти достаточно СЏСЂРєСѓСЋ звезду. Таким образом, остается единственная альтернатива: искусственно создать путеводную звезду (маяк), ярче шестой величины.
Здесь лазер вступает в действие. Такой искусственный источник получается путем освещения мощным лазером некоторой области в верхних слоях атмосферы, где имеются вещества, которые при освещении их способны переизлучить свет. Натрий, который присутствует в достаточной концентрации в атмосфере между 80 и 100 км, можно использовать с этой целью. Для возбуждения натрия (D-линия) используется лазер с длиной волны 5890 А. Системы с такими опорными звездами были, например, построены в обсерваториях в Альбукерке (Нью Мексика, США), в Калар Альто (�спания), и в Ликской обсерватории (Калифорния, США).
Р’СЃРєРѕСЂРµ астрономы СЃРјРѕРіСѓС‚ измерять диаметры звезд ярче, чем десятой величины; наблюдать пятна РЅР° РёС… поверхности Рё измерять изменения РІ положении, позволяющих судить Рѕ наличии планет РІРѕРєСЂСѓРі РёС…. Огромный достигнутый прогресс позволяет нам верить, что удастся также увидеть планеты вблизи удаленных звезд. Рти планеты нужно увидеть РЅР° фоне рассеянного света самой звезды, РІРѕРєСЂСѓРі которой РѕРЅРё вращаются (различие РІ яркостях 109). РЎ РґСЂСѓРіРѕР№ стороны, РІ исследованиях РїРѕ РїРѕРёСЃРєСѓ планет можно использовать саму звезду РІ качестве РѕРїРѕСЂРЅРѕРіРѕ источника. Следующее поколение наземных телескопов даст возможность обнаружить планеты, вращающиеся РІРѕРєСЂСѓРі некоторых РёР· ближайших Рє нам звезд.
Спектроскопия
Если РјС‹ теперь обратимся Рє более фундаментальным применениям, нам следует упомянуть спектроскопию. РљРѕРіРґР° были изобретены лазеры РЅР° красителях Рё стало очевидным, что РёС… длины волн можно широко изменять РІ некотором заданном диапазоне, сразу же было осознано, что РѕРЅРё являются идеальными источниками для спектроскопии. Рти лазеры обеспечили новые СѓСЂРѕРІРЅРё чувствительности Рё разрешения. Взрыв использования лазеров РІ спектроскопии произошел РІ 1970-С… РіРі. Например, лазер может испарить мельчайшее количество вещества исследуемого образца, обеспечивая исключительно прецизионный микроанализ. Р СЏРґ очень квалифицированных исследователей использовали лазеры для спектроскопии; среди РЅРёС… Шавлов, который РІ 1981 Рі. получил Нобелевскую премию РїРѕ физике Р·Р° разработку лазерной спектроскопии.
Спустя некоторое время было показано, что можно обнаруживать, контролировать и манипулировать отдельными атомами. В одном из экспериментов одиночный атом цезия был зарегистрирован и идентифицирован из сосуда, содержащего 1018 других атомов. Атомы с помощью лазеров можно охладить до температур, которые выше абсолютного нуля лишь на одну миллионную градуса. С помощью ультракоротких импульсов лазерного излучения можно изучить детали событий, происходящие при химических реакциях молекул, с точность до времени, с которым электрон обращается вокруг атомного ядра. В 1997 г. Нобелевскую премию по физике получили К. Коен-Таннуджи, С. Чу и В.Д. Филипс за их вклад в разработку методов охлаждения и захвата атомов в ловушки с использованием лазеров, отмечая их мастерство в использовании спектроскопических методов для достижения их результатов.
