в чем состоит задача системы адаптивной оптики телескопа
Адаптивная оптика
Адаптивная оптика — раздел физической оптики, изучающий методы устранения нерегулярных искажений, возникающих при распространении света в неоднородной среде, с помощью управляемых оптических элементов. Основные задачи адаптивной оптики — это повышение предела разрешения наблюдательных приборов, концентрация оптического излучения на приемнике или мишени и т.п.
Адаптивная оптика находит применение в конструировании наземных астрономических телескопов, в системах оптической коммуникации, в промышленной лазерной технике, в офтальмологии и пр., где позволяет компенсировать, соответственно, атмосферные искажения, аберрации оптических систем, в том числе оптических элементов глаза человека.
Содержание
Адаптивная оптическая система
Конструктивно адаптивная оптическая система обычно состоит из датчика, измеряющего искажения (датчик волнового фронта), корректора волнового фронта и системы управления, реализующей связь между датчиком и корректором.
Датчики волнового фронта
Существуют разнообразные методы, позволяющие как оценивать качественно, так и измерять профиль волнового фронта. Наиболее популярными в настоящее время являются датчики интерференционного типа и типа Шака-Гартмана. Действие интерференционных датчиков основано на когерентном сложении двух световых волн и формировании интерференционной картины с зависящей от измеряемого волнового фронта интенсивностью. При этом, в качестве второй (опорной) световой волны может использоваться волна, полученная из исследуемого излучения путем пространственной фильтрации.
Датчик типа Шака-Гартмана состоит из матрицы микролинз и расположенного в их фокальной плоскости фотоприёмника. Каждая линза обычно имеет размеры от 1 мм и меньше. Линзы датчика разделяют исследуемый волновой фронт на субапертуры (апертура одной микролинзы), формируя в фокальной плоскости совокупность фокальных пятен. Положение каждого из пятен зависит от локального наклона волнового фронта пучка, пришедшего на вход датчика. Измеряя поперечные смещения фокальных пятен, можно вычислить средние углы наклонов волнового фронта в пределах каждой из субапертур. По этим величинам вычисляется профиль волнового фронта на всей апертуре датчика.
Корректоры волнового фронта
Скорость управления формой адаптивного зеркала позволяет их использование для компенсации динамических аберраций в режиме реального времени.
В чем состоит задача системы адаптивной оптики телескопа
Применение в астрономии фотопластинок позволило выявить множество новых объектов, недоступных глазу из-за их низкой яркости. Однако фотоэмульсия при слабой освещенности имеет очень малую чувствительность к свету, поэтому в начале 20 в. при астрономическом фотографировании требовались многочасовые экспозиции. За это время атмосферное дрожание заметно снижает качество изображения по сравнению визуальным.
Некоторые астрономы пытались бороться с этим явлением, самостоятельно исполняя роль активной и отчасти адаптивной оптических систем. Так, американские астрономы Дж.Э.Килер (Keeler J.E., 18571900) и В.Бааде (Baade W., 18931960) регулировали во время экспозиции фокус телескопа, наблюдая с очень большим увеличением (около 3000 раз) форму комы звезды на краю поля зрения. А известный конструктор телескопов Дж.У.Ричи (Ritchey G.W., 18641945) разработал особую фотокассету на подвижной платформе так называемую «кассету Ричи»; с ее помощью можно быстро выводить фотопластинку из фокуса телескопа, заменяя ее фокусировочным прибором (нож Фуко), а затем возвращать кассету точно в прежнее положение. Во время экспозиции Ричи несколько раз отодвигал кассету, когда чувствовал, что нужно поправить фокус. К тому же, наблюдая за качеством изображения и его положением в окуляр, размещенный рядом с кассетой, Ричи постоянно поправлял положение кассеты и научился быстро закрывать затвор, когда изображения становились плохими. Эта работа требовала от астронома очень высокого напряжения, но зато сам Ричи получил таким способом великолепные фотографии спиральных галактик, на которых впервые стали видны отдельные звезды; эти прекрасные снимки воспроизводились во всех учебниках 20 в. Однако широкого применения кассета Ричи не получила ввиду большой сложности работы с ней.
Развитие фото- и видеотехники позволило быстро фиксировать изображение объекта в режиме киносъемки с последующим отбором наиболее удачных изображений. Были разработаны и более тонкие методы апостериорного анализа изображений, например, методы спекл-интерферометрии, позволяющие выявлять в размытом атмосферой пятне расположение и яркость объектов с заранее известными свойствами, таких как «точечные» звезды. Математические методы восстановления изображений также позволяют повышать контраст и выявлять мелкие детали. Но указанные методы неприменимы в процессе наблюдения.
Задача адаптивной оптики состоит в нейтрализации в реальном времени искажений, вносимых атмосферой в изображение космического объекта. Обычно адаптивная система работает совместно с системой активной оптики, поддерживающей конструкцию и оптические элементы телескопа в «идеальном» состоянии. Действуя совместно, системы активной и адаптивной оптики приближают качество изображения к предельно высокому, определяемому принципиальными физическими эффектами (в основном аберрацией света на объективе телескопа).
В принципе системы активной и адаптивной оптики подобны друг другу. Обе они содержат три основных элемента: 1) анализатор изображения, 2) компьютер с программой, вырабатывающей сигналы коррекции и 3) исполняющие механизмы, изменяющие оптическую систему телескопа так, чтобы изображение стало «идеальным». Количественное различие между этими системами состоит в том, что коррекцию недостатков самого телескопа (активная оптика) можно проводить сравнительно редко с интервалом от нескольких секунд до 1 минуты; но исправлять помехи, вносимые атмосферой (адаптивная оптика), необходимо значительно чаще от нескольких десятков до тысячи раз в секунду. Поэтому система адаптивной оптики не может изменять форму массивного главного зеркала телескопа и вынуждена управлять формой специального дополнительного «легкого и мягкого» зеркала, установленного у выходного зрачка телескопа.
У телескопов большого диаметра (D) на площади объектива укладывается порядка (D/r 0 ) 2 квазиплоских элементов волнового фронта. Этим числом и определяется сложность конструкции компенсирующего зеркала, т.е. количество пьезоэлементов, которые, сжимаясь и расширяясь под действием управляющих сигналов с высокой частотой (до сотен герц), изменяют форму «мягкого» зеркала. Нетрудно оценить, что на крупном телескопе (D = 810 м) полное исправление формы волнового фронта в оптическом диапазоне потребует корректирующего зеркала с (10 м / 10 см) 2 = 10 000 управляемыми элементами. При нынешнем развитии систем адаптивной оптики это практически невыполнимо. Однако в близком инфракрасном диапазоне, где значение r 0 = 1 м, корректирующее зеркало должно содержать около 100 элементов, что вполне достижимо. Например, система адаптивной оптики интерферометра Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили имеет корректирующее зеркало из 60-ти управляемых элементов.
Для выработки сигналов, управляющих формой корректирующего зеркала, обычно анализируется мгновенное изображение яркой одиночной звезды. В качестве приемника используется анализатор волнового фронта, размещенный у выходного зрачка телескопа. Через матрицу из множества небольших линз свет звезды попадает на ПЗС-матрицу, сигналы которой оцифровываются и анализируются компьютером. Управляющая программа, изменяя форму корректирующего зеркала, добивается того, чтобы изображение звезды имело идеально «точечный» вид.
Эксперименты с системами адаптивной оптики начались в конце 1980-х, а к середине 1990-х уже были получены весьма обнадеживающие результаты. С 2000 практически на всех крупных телескопах используются такие системы, позволяющие довести угловую разрешающую способность телескопа до его физического (дифракционного) предела. В конце ноября 2001 система адаптивной оптики начала работать на 8,2-метровом телескопе Йепун (Yepun), входящем в состав Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили. Это существенно улучшило качество наблюдаемой картины: теперь угловой диаметр изображений звезд составляет 0,07 І в диапазоне K (2,2 мкм) и 0,04 І в диапазоне J (1,2 мкм).
Например, в системе ALFA (Adaptive o ptics with Laser For Astronomy), разработанной в Институте внеземной физики и Институте астрономии Общества им. Макса Планка (Германия) и пущенной в опытную эксплуатацию в 1998, аргоновый лазер накачки мощностью 25 Вт возбуждает лазер на красителях выходной мощность 4,25 Вт, который и дает излучение в линии D 2 натрия. Это устройство создает искусственную звезду с визуальным блеском 9 10. Правда, появление в атмосфере аэрозоля или наблюдение на больших зенитных расстояниях существенно снижают блеск и качество искусственной звезды.
Поскольку луч мощного лазера способен ночью ослепить пилота самолета, астрономы предпринимают меры безопасности. Видеокамера с полем зрения 20 0 следит через тот же телескоп за областью неба вокруг искусственной звезды и при появлении любого объекта выдает команду на заслонку, перекрывающую лазерный луч.
Адаптивная оптика
Адаптивная оптика
Адаптивная оптика (АО) разработана специально для исследований в астрономии. С ее помощью можно снизить аберрации в изображении, которые формируются в результате прохождения света через земную атмосферу. Однако АО объединила множество дисциплин: физику, химию, электронику и компьютерные науки, где системы адаптивной оптики используются для коррекции формы волнового фронта. Исследования в астрономии привели к постановке задачи о способе устранения аберраций из-за атмосферной турбулентности без потерь качества визуализации. Повышение резкости изображений подчеркнуло потребность в высококонтрастной картине, чтобы наблюдать астрономические объекты слабой видимости. Пока одни предпринимали попытки преодолеть размытость изображения от атмосферной турбулентности, другие искали способы подтверждения суждения о том, что фотоны высокомощных лазеров могут разрушать стратегические объекты. Далее, вследствие продвижения в изучении и упрощении компонентов АО, разработчики стали применять эти системы для заполнения разрывов в форме фемтосекундных импульсов, а также в микроскопии, лазерной коммуникации и коррекции зрения. Несмотря на совершенно разные области исследований, применение АО позволило совершить общий научный прорыв благодаря оптимизации длительности экспериментов.
В основном системы АО состоят из трех компонентов: (1) датчик волнового фронта, регистрирующий искажения, (2) деформируемое зеркало с настраиваемой формой, (3) управляющее ПО, собирающее и обрабатывающее информацию с сенсора, чтобы в дальнейшем вычислить точную форму пучка для коррекции искажений. Сочетание этих компонентов образует закрытую систему, где любые изменения внутри системы могут быть обнаружены самой системой. Фундаментальные принципы закрытых систем просты: измерение фазы представляется функцией положения оптического фронта, при наблюдении обнаруживаются аберрации и подбираются способы коррекции, зеркало меняет форму, анализируется точность коррекции. При необходимости процесс повторяется снова и снова, если фазовая аберрация не устранена полностью. Через эти операции система АО позволяет повышать оптическое разрешение изображения путем устранения аберраций.
Датчики волнового фронта
Роль датчика волнового фронта в системе АО состоит в измерении отклонений формы исследуемого волнового фронта от опорной формы. Существует три базовых конфигурации датчиков: Шака-Гартмана, интерферометры сдвига и сенсоры кривизны. Каждый обладает собственными преимуществами в уровне шума, точности, чувствительности и простоте в эксплуатации с ПО и деформируемыми зеркалами.
Среди всех перечисленных выше самым распространенным видом является датчик Шака-Гартмана. В таком датчике установлен массив микролинз, разделяющий падающий пучок на множество пучков, каждый из которых регистрируется ПЗС-камерой, расположенной в фокальной плоскости микролинз. Если однородная плоская волна падает на датчик волнового фронта (рис. 1), фокальное пятно формируется по направлению оптической оси каждой микролинзы. Все эти пятна формируют сетку в фокальной плоскости. Однако, если волновой фронт неоднороден (любая неплоская волна), фокальные пятна будут смещены от оптической оси каждой микролинзы.
Рисунок 1. Вычисление формы волнового фронта
Когда плоский волновой фронт падает на матрицу микролинз, свет отображается в виде набора фокальных пятен. Если волновой фронт содержит аберрации, отдельные пятна могут быть смещены от оптической оси каждой микролинзы. Если смещение достаточно большое, некоторые фокальные пятна могут быть потеряны. Эта информация используется для вычисления формы волнового фронта, падающего на массив микролинз.
Величина сдвига центра каждого пятна пропорциональна отклонению волнового фронта от положения конкретной микролинзы. Фаза волнового фронта может быть восстановлена на основе информации о постоянном смещении микролинзы (рис. 2). На снимках представлены: поле фокальных пятен (слева), и рассчитанный волновой фронт, основанный на информации поля пятен (справа).
Рисунок 2. Информация о форме волнового фронта
Четыре параметра, влияющие на качество сенсора, – это количество микролинз в массиве (важен диаметр линзы, обычно 100-600 мкм), динамический диапазон, возможность измерения чувствительности и фокусное расстояние массива микролинз (типичные значения в диапазоне от нескольких миллиметров до 30 мм). Число микролинз ограничено наибольшим порядком полинома Цернике, коэффициенты при полиномах выступают в роли критерия отъюстированности системы. Исследования показали, что максимальное количество коэффициентов, которые можно использовать для представления исходного волнового фронта, приблизительно равно количеству линз. Когда требуется вычислить количество необходимых линз, необходимо учесть количество моделируемых деформаций (то есть сколько коэффициентов Цернике необходимо для описания аберрации). Присутствуют особенности в случае измерения конкурирующих характеристик: чувствительности θmin и динамического диапазона θmax (рис. 3). Первый определяет минимальную фазу, которая может быть обнаружена датчиком, в то время как динамический диапазон определяет максимальную фазу. – конкурирующие свойства датчика волнового фронта.
На рис. 3 f, Δy и d обозначают фокусное расстояние микролинзы, смещение пятна и диаметр линзы, соответственно. Соотношения, с помощью которых рассчитывается чувствительность θmin и динамический диапазон θmax, получены с учетом аппроксимации малых углов. θmin – минимальный уклон волнового фронта, который может зарегистрировать сенсор. Наименее различимые смещения фокусных пятен Δymin зависят от размера пикселей фотодетектора, точности алгоритма определения центра, а также от соотношения сигнал/шум. θmax – максимальный уклон волнового фронта, который может зарегистрировать сенсор, соотносится со смещением пятна Δymax как половина диаметра линзы. Поэтому повышение чувствительности вызывает снижение динамического диапазона и наоборот.
Рисунок 3. Динамический диапазон и измерение чувствительности
Точность датчика Шака-Гартмана (минимальный наклон волнового фронта) зависит от способности прибора проводить точные измерения смещения сфокусированного пятна относительно опорной точки, расположенной на оптической оси микролинзы. Стандартный алгоритм не позволяет контролировать центр световых пятен, если они перекрыты или выходят за пределы области датчика. Для решения этой задачи можно применять особые алгоритмы, но они ограничивают динамический диапазон датчика. Расширить его можно путем использования микролинз большего диаметра и с меньшим фокусным расстоянием. Так как диаметр микролинзы связан с числом коэффициентов полинома Цернике, остается один способ – сокращение фокусного расстояния микролинзы с понижением чувствительности. Для наилучшего результата рекомендуется выбирать объектив с наибольшим доступным фокусным расстоянием, соответствующим как динамическому диапазону, так и требованиям к чувствительности измерений.
Датчик Шака-Гартмана также подходит для получения информации о профиле распределения интенсивности. На рис. 4 слева проиллюстрирован профиль распределения интенсивности, справа – профиль волнового фронта этой волны. Возможно восстановление одного и того же профиля распределения интенсивности по различным волновым функциям.
Рисунок 4. Информация, полученная с помощью датчика Шака-Гартмана об общей мощности каждой микролинзы, и рассчитанное распределение волнового фронта (слева – профиль распределения интенсивности, справа – соответствующий волновой фронт)
Деформируемые зеркала
Деформируемое зеркало используется для коррекции фазовых искажений, вызванных аберрациями. Аберрации регистрирует датчик Шака-Гартмана. Общие принципы корректировки таковы: зеркало будет принимать форму поверхности, соответствующую профилю аберрации (рис. 5). Во многих случаях профиль поверхности контролируется приводами, которые перемещаются внутрь и наружу в ответ на приложенное напряжение.
Рисунок 5. Возможности коррекции аберраций плоских и микроэлектромеханических деформируемых зеркал: а) если неискаженный волновой фронт падает на плоскую поверхность зеркала, отраженный фронт останется неискаженным; b) плоское зеркало не позволяет корректировать все аберрации волнового фронта, следовательно, падающий волновой фронт с сильными аберрациями сохранит их при отражении, c) деформируемое зеркало способно изменять профиль своей поверхности для компенсации аберраций; зеркало принимает соответствующую форму и модифицирует падающий волновой фронт
Деформируемые зеркала представлены в нескольких вариантах, наиболее популярными считаются сегментированные и непрерывные (рис. 6). Сегментированные зеркала состоят из отдельных плоских фрагментов, которые могут смещаться вниз и вверх, каждый фрагмент контролируется приводом. Также каждый сегмент зеркала может оснащаться тремя приводами. Такие зеркала обычно используются в голографии и для пространственных световых модуляторов.
Рисунок 6. Схема поперечного сечения деформируемых зеркал: непрерывное (слева) и сегментированное (справа)
При производстве зеркал данной конфигурации сегменты имеют малые допуски. Независимое движение сегментов поверхности зеркала увеличивает число степеней свободы. Однако периодические промежутки между сегментами по структуре напоминают дифракционную решетку и, таким образом, вносят дифракционные моды в пучок. В дополнение к этому сегментированные зеркала требуют большего количества приводов, чем непрерывные структуры. Для решения этих проблем изготавливают непрерывные зеркала, состоящие из фронтальных отражающих панелей (включены в наборы AO). Такие приборы имеют более высокий коэффициент заполнения (т. е. процент отражения от поверхности зеркала), чем их сегментированные аналоги. Недостатком непрерывных зеркал является то, что приводы связаны механически. Следовательно, при перемещении привода возникает некоторый конечный отклик по всей поверхности зеркала. Двумерная форма поверхности, полученная при смещении одного привода, называется функцией влияния привода. Как правило, сопряжение приводов непрерывного зеркала смещено на 10-20% высоты срабатывания, этот процент называется захватом привода. Сегментированные зеркала имеют нулевой захват, однако в приложениях, где они применяются, это не имеет большого значения.
Диапазон форм волнового фронта ограничен такими техническими особенностями зеркала, как например, линией движения привода, разрешением, количеством и распределением приводов. Управление моделью волнового фронта также имеет значение. Первые две характеристики – физические свойства зеркала, последние – ограничение управляющего ПО. Амплитуда движения привода также имеет значение для динамического диапазона (наибольшее смещение), в основном это величины порядка нескольких микрометров. Несоответствующий ход привода приводит к снижению производительности и может препятствовать схождению контура управления. Количество приводов определяет число степеней свободы и возможности перестройки зеркала. Были предложены различные варианты матриц: квадратная, треугольная, гексагональная. В основном используется квадратная матрица, с ней легко работать в декартовой системе координат, сопоставляя с квадратной матрицей детектора волнового фронта. Чтобы установить квадратную матрицу на круглую апертуру, угловые приводы иногда снимаются. Хотя большее количество исполнительных механизмов может быть размещено в данной области с использованием некоторых других конфигураций, дополнительная сложность изготовления обычно не гарантирует такой выбор.
На рис. 7 показан скриншот матрицы приводов 12х12. Чтобы получить такую картину, подводится напряжение на два средних ряда и две средние строки матрицы. Таким образом происходит смещение зеркальной мембраны. В дополнение к скриншоту программы справа приведен фактический вид зеркала при деформации. Фото сделано с использованием источника белого цвета.
Рисунок 7. Крестообразная картина поверхности деформируемого зеркала
Управляющее ПО
В системах АО управляющее ПО служит связующим звеном между датчиком волнового фронта и деформируемым зеркалом. С помощью программы преобразуются электрические сигналы с датчика, которые пропорциональны смещению волнового фронта, в команды подачи напряжения на каждый привод зеркала. Пропускная способность замкнутого контура системы АО напрямую связана со скоростью и точностью, с которой это вычисление выполняется, но в целом эти вычисления производятся за более короткий временной промежуток.
Компания INSCIENCE помогает своим заказчикам решать любые вопросы и потребности по продукции Thorlabs на территории РФ
Атмосфера не помеха: адаптивная оптика Очень Большого телескопа
Основной телескоп 4 в составе Очень Большого телескопа Европейской Южной обсерватории (ESO) теперь стал полностью адаптивным. Проектирование, изготовление и тестирование новой системы адаптивной оптики AOF (Adaptive Optics Facility) продолжались более десяти лет, и вот состоялись первые наблюдения с ее использованием. При помощи спектроскопического обозревателя MUSE были получены изображения планетарных туманностей и галактик с великолепным разрешением. Сочетание AOF и MUSE образует одну из наиболее совершенных и мощных систем астрономической техники в истории наземной астрономии. Об этом событии рассказывает пресс-релиз ESO.
Очень Большой телескоп построен на горе Серро Параналь в Чили. Он начала работу в 1998 году. Состоит он из четырех основных оптических телескопов с диаметром зеркала 8,2 метра и четырех вспомогательных (1,8 м), объединенных в единую оптическую систему. Основные телескопы получили собственные имена на языке индейцев мапуче: Анту «Солнце», Куйен «Луна», Мелипал «Южный крест» и Йепун «Венера». Телескопы снабжены дополнительными наблюдательными инструментами, например, спектрограф интегрального поля MUSE, который обеспечивает получение данных от исследуемого объекта в 3D-форме: в каждом пикселе изображения содержится весь спектр объекта. Практически это означает, что инструмент одновременно создает тысячи изображений, каждое на своей длине волны, собирая таким образом огромное количество информации.
Система адаптивной оптики AOF – долгосрочный проект, целью которого является обеспечение Очень Большого Телескопа адаптивно-оптическим устройством для приемников, установленных на четвертом основном телескопе, в частности, для спектрографа MUSE Адаптивная оптика позволяет компенсировать размывание изображений в атмосфере Земли, в результате чего приемник MUSE получает гораздо более четкие изображения. Их контраст повышается вдвое, и MUSE может теперь исследовать еще более слабые космические объекты. «Теперь, благодаря AOF, астрономы могут получать изображения высочайшего качества даже если состояние атмосферы не идеально», – говорит Гаральд Кунтшнер (Harald Kuntschner), научный руководитель проекта от ESO.
В результате серии испытаний новой системы группа астрономов и инженеров получила ряд великолепных изображений. Наблюдались планетарные туманности IC 4406 в созвездии Волка и NGC 6369 в Змееносце. Изображения, полученные с приемником MUSE и системой AOF, продемонстрировали резкое увеличение разрешающей силы и выявили в IC 4406 ранее неизвестные оболочечные структуры.
Снимок туманности NGC 6369 без и с использованием системы адаптивной оптики AOF. ESO/P. Weilbacher (AIP)
Система AOF, которая позволила добиться такого успеха, имеет несколько важных составных элементов: четырехлазерное устройство формирования искусственых звезд 4LGSF (Four Laser Guide Star Facility) и очень тонкое деформируемое вторичное зеркало UT4. При диаметре немного более метра, это крупнейшее из всех существующих адаптивное заркало, потребовавшее для своего создания применения самых передовых технологий. Оно было смонтировано на UT4 в 2016 году (ann16078) и заменило собой первоначально установленное на нем обычное вторичное зеркало.
В 4LGSF используются четыре 22-ваттных лазерных пучка, вызывающие свечение атомов натрия в верхней атмосфере. В небе появляются четыре светящихся точки, имитирующие звезды. Датчики адаптивно-оптического модуля GALACSI (Ground Atmospheric Layer Adaptive Corrector for Spectroscopic Imaging) регистрируя световые сигналы от этих «искусственных звезд», определяют параметры их атмосферных искажений.
Компьютерные системы AOF тысячу раз в секунду вычисляют коррекции, которые необходимо внести в форму гибкого вторичного зеркала телескопа для того, чтобы компенсировать атмосферные искажения. В частности, GALACSI корректирует влияние атмосферной турбулентности в слоях атмосферы высотой до одного километра над телескопом. В зависимости от атмосферных условий турбулентность может меняться с высотой, но исследования показали, что большая часть атмосферных возмущений происходит именно в приземном слое воздуха.
Другие части системы, оптимизирующие работу AOF, также разработаны и уже действуют на телескопе. Расширение программного обеспечения мониторинга атмосферы (Astronomical Site Monitor), позволяет определять высоту, на которой имеется турбулентность. Система управления лазерами LTCS (Laser Traffic Control System) предотвращает помехи от лазерных пучков и искусственных звезд, которые могут мешать наблюдениям на других телескопах.
«Использование системы AOF практически экивалентно подъему телескопа VLT еще примерно на 900 метров, что выносит его за пределы наиболее турбулентного слоя в атмосфере, – говорит Робин Арсено (Robin Arsenault), менеджер проекта AOF. – В прошлом, если мы хотели получить более четкие изображения, нам пришлось бы искать лучшее место или использовать космический телескоп. Но теперь, когда у нас есть AOF, мы можем создавать значительно лучшие изображения именно там, где мы находимся – и гораздо дешевле!».
Коррекции, которые с огромной скоростью непрерывно вносит в изображения AOF, улучшают его качество таким образом, что свет концентрируется в меньших по размеру участках приемника: в результате этого MUSE может разрешать более мелкие детали и регистрировать более слабые звезды, чем это было возможно ранее. Сейчас блок GALACSI обеспечивает коррекцию на большом поле зрения. Но это лишь первый шаг в применении адаптивно-оптических методов для MUSE. Сейчас продолжается работа над введением второго режима GALACSI, режима малого поля, первые наблюдения в котором должны состояться в начале 2018 года. Он позволит корректировать турбулентность на любой высоте и получать изображения в малых полях с еще более высоким разрешением.
«Еще шестнадцать лет назад, когда мы предложили построить революционно новый инструмент MUSE, мы уже предполагали сочетать его с другой передовой системой: с AOF, – говорит Ролан Бэкон (Roland Bacon), руководитель проекта MUSE. – Научный потенциал MUSE, и без того огромный, теперь еще повысился. Наша мечта осуществляется».
Одной из главных научных задач новой системы является наблюдение слабых объектов дальней Вселенной при наиболее высоком возможном качестве изображения, что требует длительных многочасовых экспозиций. Жоэль Верне (Joël Vernet), научный руководитель проекта MUSE и GALACSI от ESO, комментирует: «В частности, нас интересуют наблюдения самых слабых и небольших галактик на самых больших расстояниях. Это галактики в процессе их формирования, и их наблюдения дадут нам ключ к пониманию процесса образования галактик».
MUSE – не единственный приемник, качество работы которого улучшится с введением в строй AOF. В скором будущем начнет работать еще одна адаптивно-оптическая система под названием GRAAL, которая повысит разрешение инфракрасного инструмента HAWK-I, на смену которому впоследствии придет мощный новый приемник ERIS.
«ESO непрерывно совершенствует системы адаптивной оптики. AOF прокладывает путь адаптивным системам Чрезвычайно БольшогоТелескопа ESO ELT, – говорит Арсено. “Работа с системой AOF уже дала нам – ученым, инженерам и промышленности – бесценный опыт и сведения, которые мы сможем теперь использовать в создании сверхтелескопа ELT».