Adaptiivinen optiikka
Adaptiivinen optiikka (AO) on tekniikka, jolla voidaan parantaa optisten järjestelmien toimintaa vähentämällä aaltorintaman vääristymien vaikutusta. Sitä käytetään esimerkiksi suurissa optisissa teleskoopeissa korjaamaan ilmakehän aiheuttamia häiriöitä ja retinan valokuvaamisessa kompensoimaan silmän kudosten optista vaikutusta. Adaptiviinen optiikka perustuu aaltorintaman muodon mittaamiseen ja sen kompensoimiseen vaihetta moduloivalla laitteella kuten mukautuvalla peilillä tai nestekiteellä. Tekniikkaa ideoitiin ensimmäisen kerran 1950-luvulla, mutta vasta tietotekniikan kehittyminen mahdollisti adaptiivisen optiikan laajamittaisen käytön siviilisovelluksissa 1990-luvulla.
Tähtitieteessä optiikan kehittyminen alkoi kaukoputken keksimisellä 1600-luvulla ja 1900-luvulle tultaessa saavutettiin tilanne, jossa ilmakehän turbulenssi oli suurin tähtitieteellistä kuvanlaatua rajoittava tekijä. Kaukoputken halkaisijan kasvattaminen 20 cm suuremmaksi ei enää parantanut kuvien erotuskykyä. Tästä huolimatta isompia kaukoputkia pyrittiin rakentamaan, jotta valoa voitiin kerätä enemmän himmeämpien tähtien havainnoimiseksi. Siten optisten teleskooppien koko jatkoi kasvamistaan, ja 1940-luvulle tultaessa saavutettiin neljän metrin halkaisija.
Perinteinen peilikaukoputkien rakennustekniikka käytti kuvanlaadun varmistamiseksi massaa. Siten rakenteista saatiin tarpeeksi jäykkiä häiritsevien värähtelyjen poistamiseksi. Järjestelmien koon kasvaessa tämä oli kuitenkin epäkäytännöllistä, ja tilalle tuli aktiivinen optiikka. Kaukoputken pääpeilistä ei tehty enää raskasta, vaan sen pinnan alle sijoitettiin mekaanisesti liikuteltavia osia. Näin peilin muoto voitiin dynaamisesti säätää optimaaliseksi korjaamaan hitaasti muuttuvien tekijöiden kuten painovoiman, tuulen, lämpötila- ja paine-erojen vaikutus.
Aktiivisessa optiikassa peilin muotoa voidaan korjata vain noin kerran sekunnissa, mikä on liian hidasta ilmakehän turbulenssin reaaliaikaiselle kompensoimiselle. Siitä huolimatta juuri tähän pyrkivää adaptiivista optiikkaa ehdotettiin ensimmäisen kerran jo 1950-luvulla. Sen aikainen tekniikka oli kuitenkin liian kypsymätöntä niin äärimmäisiin vaatimuksiin.
AO-tutkimus sai vauhtia vasta 1970-luvulla sotateknologian tarpeista. Motivaationa toimivat ensi sijassa vieraiden valtioiden salaisten satelliittien vakoileminen ja lasersäteiden tarkka kohdistaminen kaukokohteiseen. 1970-luvun loppuun mennessä useita AO-järjestelmiä käytettiin säännöllisesti puolustuskäytössä. Tällä välin tähtitieteilijät keskittyivät kompensoimaan ilmakehän aiheuttamia häiröitä jälkikäsittelymenetelmillä kuten täpläinterferometrialla.
AO-tekniikan menestys sotilaskäytössä herätti myös tähtitieteilijöiden kiinnostuksen. Soveltaminen tähtitieteessä oli kuitenkin huomattavasti vaikeampaa, sillä useimmat mielenkiintoiset kohteet ovat huomattavasti keinotekoisia satelliitteja himmeämpiä. Mutta 1990-luvun puolivälistä lähtien AO on ollut säännöllisessä käytössä useimmilla maailman suurimmista tähtikaukoputkista.
Perinteistä ensimmäisen sukupolven AO-järjestelmää on havainnollistettu oheisessa kuvassa. Kaukaisesta kohteesta tuleva aaltorintama olisi ideaalitilanteessa, ilman ilmakehän aiheuttamia häiröitä, täysin tasainen. Nämä häiriöt korjataan tavallisesti iteratiivisesti.
Järjestelmään saapuva valo ohjetaan ensin mukautuvalle peilille, josta se heijastetaan eteenpäin säteenjakajalle. Peilin muoto muuttaa aaltorintamaa, ja säteenjakaja jakaa valon erityisen aaltorintama-anturin ja tieteellisen kameran kesken. Aaltorintama-anturin mittausten perusteella nopea reaaliaikainen tietokone laskee, millainen korjaus mukautuvan peilin tarvitsee tehdä virheettömän aaltorintaman aikaansaamiseksi. Muutamien iteraatioiden jälkeen peili on saatu muotoon, joka korjaa huomattavan osan ilmakehän aiheuttamista virheistä.
Tähtitieteellisessä käytössä rajoittava tekijä on yleensä tarkkailtavan kohteen kirkkaus. Vain harvat tähdet ovat riittävän valomaisia, jotta niistä tuleva valo riittää luotettavien aaltorintamamittausten laskemiseen. Mittaukset täytyy tehdä vähintään sata kertaa sekunnissa, jotta turbulenssin korjaaminen olisi mielekästä, ja mitä tiheämmin mukautuvan peilin muotoa halutaan korjata, sitä enemmän fotoneita AO tarvitsee. Käytännössä tähdestä saapuvat fotonit täytyy myös jakaa AO-järjestelmän ja tieteellisen kameran kesken. Useimmat järjestelmät käyttävät säteenjakajaa, joka erottelee valon aallonpituuden mukaan. Siten aaltorintamamittaukset voidaan tehdä näkyvällä valolla, ja tieteellinen kamera toimii lähi-infrapuna-alueella, joka kärsii ilmakehän turbulenssista lyhyitä aallonpituuksia vähemmän.
Kun riittävän isolla teleskoopilla otetaan tähdestä kuva lyhyellä valotusajalla, ilmakehän aiheuttamat aaltorintamahäiriöt muuttavat tähden rikkonaiseksi täpläkuvioksi. Tällaisessa kuviossa yksittäisen täplän halkaisija riippuu teleskoopin erottelukyvystä (aallonpituus jaettuna aukon halkaisijalla), ja turbulenssin hetkittäinen tilanne määrää täplien keskinäisen sijainnin. Kun katsotaan animaatiota peräkkäisiä täpläkuvista, nähdään hidasta kehittymistä tuulen kuljettaessa eri tavoin pyörteilevää ilmaa teleskoopin yli. Kun riittävän tehokas AO-järjestelmä otetaan käyttöön, täpläkuvio käytännössä häviää, ja tähdestä saadaan huomattavasti tiiviimpi kuva.
Kun valotusaika on pitkä, ilman AO-korjausta saatu täpläkuvio sumentuu yhdeksi isoksi kiekoksi. Tällaista kuvaa sanotaan seeing-rajoitetuksi, ja sen laadun määrää ilmakehän rauhallisuus. AO-korjausta käytettäessä pitkäkään valotusaika ei sumenna kuvaa samalla tavoin, vaan hyvissä olosuhteissa voidaan päästä jopa pelkästään teleskoopin halkaisijasta ja käytetyn valon aallonpituudesta riippuvaan diffraktio-rajoitettuun kuvanlaatuun. Siten parhaat maan päällä toimivat optiset teleskoopit ovatkin jo vuosia voittaneet esimerkiksiHubble-teleskoopin infrapuna-alueella otettujen kuvien erotuskyvyssä.