אופטיקה אדפטיבית

אופטיקה מסתגלת, או בשמה הלועזי אופטיקה אדפטיבית היא מערכה המתאימה את עצמה כדי לפצות על אפקטים אופטיים המוכנסים על ידי התווך בין האובייקט לתמונתו. טכניקה זו משמשת בטלסקופים אסטרונומיים ובמערכות תקשורת לייזר כדי להסיר את ההשפעות של עיוות אטמוספירי, ובמיקרוסקופיה, בייצור זיכרון אופטי, בנגני DVD ובמערכות הדמיה של הרשתית להפחתת אברציות אופטיות הנגרמות במעבר בתווך שאינו האטמוספירה. אופטיקה אדפטיבית פועלת על ידי מדידת העיוותים בחזית הגל ופיצוי עליהם בזמן אמת באמצעות מכשיר המתקן את השגיאות הללו כגון שינוי גאומטרית פני השטח של מראה גמישה (אנ'). אין לבלבל בין אופטיקה מסתגלת לבין אופטיקה אקטיבית (אופטיקה פעילה), שמשמשת גם היא לתיקון הגאומטריה של מראת טלסקופ אך פועלת בקבועי זמן ארוכים יותר ומתקנת מקורות שגיאה איטיים יותר כמו רוח וטמפרטורה. הרעיון של אופטיקה אדפטיבית נחזה לראשונה על ידי הוראס וו. בבקוק ב-1953, והיה בשימוש גם בספרי מדע בדיוני, כמו ברומן טאו אפס של פול אנדרסון (1970), אך הוא לא נכנס לשימוש נפוץ עד שההתקדמות בטכנולוגיית המחשבים במהלך שנות ה-90 הפכה את הטכניקה למעשית. הפיתוח הראשוני בנושא אופטיקה אדפטיבית נעשה על ידי הצבא האמריקאי (דארפה) במהלך המלחמה הקרה בשנות ה־70 וה 80 של המאה העשרים ונועד לשימוש בטלסקופים קרקעיים למעקב אחר טילים ולוויינים סובייטים. רעיון נוסף שנבחן אך לא הגיע למימוש באותה תקופה היה שימוש הפוך: ככלי הגנתי כנגד טילים. כמו שאופטיקה מסתגלת יכולה לתקן עיוותי אור המגיעים לקרקע מכוכב רחוק, אפשר לעוות ולפזר את קרן הלייזר הנורית מהקרקע אל המטרה כך שעיוותי האטמוספירה ירכזו אותה למיקוד מדויק, ותתאפשר צפיפות אנרגיה גבוהה מספיק לשימוש כנשק לירוט טילים. המערכת האסטרונומית הראשונה נבנתה באירופה ב־1989 וכללה תיקונים מסדר נמוך עם מראה גמישה בעלת 19 אקטואטורים (התקנים אלקטרומכניים לשליטה בצורת המראה), חיישן חזית גל ע"ש Shack-Hartmann (אנ') בעל 20 תתי-מפתחים וחיישן בתת-אדום קרוב, בעל 32X32 פיקסלים שהגיע למגבלת עקיפה של טלסקופ NIR במפתח של 1.5 מטר. הסיווג הביטחוני של מרבית הפרויקטים הצבאיים האמריקאים הוסר ב־1991, דבר שהאיץ מאוד את הפיתוח האזרחי של טלסקופים עם אופטיקה אדפטיבית. כיום כל טלסקופ מדעי גדול נבנה עם יכולות של אופטיקה מסתגלת ומגיע למגבלת עקיפה (diffraction limit). התרומה הבולטת ביותר לאסטרונומיה היא היכולת לצלם כוכבי לכת מחוץ למערכת השמש. מערכות מיקרו-אלקטרו-מכניות (MEMS), מראות גמישות ומראות גמישות מבוססות מגנטיות הן כיום הטכנולוגיה הנפוצה ביותר בישומי עיצוב חזית גל עבור אופטיקה אדפטיבית, בגלל המגוון שלהן, טווח התנועה, בשלות הטכנולוגיה ויכולתן לתקן את חזית הגל ברזולוציה גבוהה. מראות MEMS, אפילו אם הן מצופות בציפוי מתאים, אינן מתאימות לליזר CW בצפיפות הספק גבוהה מכקילווט לסנטימטר מרובע. לשימושים אלו יש פתרונות אחרים כמו מראות פיאזו אלקטריות גמישות. נכון ל-2019, מראה גמישה יכולה להיות מורכבת מאלפי אקטואטורים (נקודות שליטה בצורת המראה). הצפיפות הנוכחית היא 5 עד 10 למטר מרובע, עם תוכניות עתידיות לעד 25 אקטואטורים למטר מרובע. קצב מדידה אופייני הוא אלף פעמים בשנייה. לעיתים מנגנון התיקון אינו באמצעות מראה גמישה אלא באמצעות רכיב של גבישים נוזליים (LCD), אולם הם דורשים תחום אורך גל מצומצם וקבועי הזמן שלהם ארוכים. הצורה הפשוטה ביותר של אופטיקה אדפטיבית היא תיקון הטיה (tip-tilt), שהיא תיקון הטיות של חזית הגל בשני ממדים (תיקון שווה ערך לתיקון המיקום של חלקי התמונה). תיקון זה מבוצע בשילוב של מראות המוטות בזויות קטנות בשני צירים ניצבים עם מראה גמישה. בדרך זו ניתן לתקן חלק ניכר מהאברציות האופטיות שנגרמות על ידי האטמוספירה. מראות תיקון הטיה הן למעשה מערך מראות שיש לו רק קטע אחד שיכול לשנות זווית (להבדיל ממערך של מראות רבות שיכולות כולן לשנות זוויות באופן בלתי תלוי זו בזו). בשל הפשטות היחסית של מראות כאלה והיותן בעלות תחום תנועה גדול, כלומר בעלות כוח תיקון גדול, רוב מערכות האופטיקה האדפטיבית משתמשות בהן כשלב ראשון, כדי לתקן אברציות מסדר נמוך. לאחר מכן ניתן לתקן אברציות מסדר גבוה באמצעות מראות גמישות. מטרתה המקורית של האופטיקה האדפטיבית הייתה לבטל את ההשפעות של ראייה אסטרונומית לתצפית אסטרונומית מפני כדור הארץ. כאשר אור מכוכב או מעצם אסטרונומי אחר מגיע לאטמוספירה של כדור הארץ, מערבולות אטמוספיריות (שמקורן, למשל, באינטראקציה בין שכבות אויר בטמפרטורות שונות ובמהירויות רוח שונות) עלולה לעוות ולהזיז את התמונה בדרכים שונות. עיוות התמונה נגרם כתוצאה מכך שקרני האור מוסטות באופן שונה בעברן בתווך בעל מקדם שבירה שונה, ומקדם השבירה תלוי בטמפרטורה המקומית של האטמוספירה, כך ששינויים קטנים ומקומיים בטמפרטורה גורמים לשינויים בכיוון קרני האור, לטישטוש ולפגיעה ביכולת ההפרדה הזוויתית של הטלסקופ. עיוותים אלה משמעותיים לאיכותן של תמונות המופקות על ידי כל טלסקופ שקוטרו גדול מ 20 סנטימטרים (0.20 מטרים; 7.9 אינץ'). שיטות אחרות להשגת כושר הפרדה העולה על המגבלה שנכפית על ידי העיוות האטמוספירי הן הדמיית כתמים (אנ'), סינטזת צמצם (אנ') והדמייה ממוזלת (אנ'), או על ידי הוצאת הטלסקופ אל מחוץ לאטמוספירה עם טלסקופי חלל, כגון טלסקופ החלל האבל. התיקון המבוצע באמצעות אופטיקה אדפטיבית טוב כמעט כמו תצפית מחוץ לאטמוספירה. יש לציין שלמרות איכות התיקון, גורמים כמו בליעה באטמוספירה באורכי גל מסוימים, קרינת רקע מהסביבה, הפרעות מזג אויר, הפרעות סיסמיות ואחרות אינם ניתנים, כמובן, לתיקון באמצעות אופטיקה מסתגלת ונותרים כיתרון יחסי של טלסקופי חלל. מערכת אופטיקה מסתגלת לשימושים אסטרונומים עובדת בזמן אמת וקצב תיקון אופייני של פני המראה הוא עד 1000 פעם בשנייה. מערכות אלו עובדות באינפרא אדום ובארכי גל ארוכים יותר. מערכת אופטיקה אדפטיבית מנסה לתקן את העיוותים בחזית הגל באמצעות מערכת שכוללת חיישן חזית גל שמנצל חלק מהאור המגיע, מראה גמישה (שניתנת לעיוות ונמצאת בנתיב האופטי), ומחשב שמקבל קלט מהגלאי. אורך הגל של מערכת החישה יכול להיות שונה מאורך הגל המשמש לצילום (או צפייה) בטלסקופ. חיישן חזית הגל מודד את העיוותים שהאטמוספירה גרמה, בקבוע זמן של אלפיות השניה; המחשב מחשב את צורת המראה האופטימלית כדי לתקן את העיוותים ושולח את הפקודות לעיצוב הדרוש של פני השטח של המראה הגמישה. לדוגמה, טלסקופ שקוטרו 8–10 מטרים (800–1,000 סנטימטרים; 310–390 אינץ') כמו VLT או Keck, יכול לייצר תמונות מתוקנות ברזולוציה זוויתית של 30–60 אלפיות של שנייות-קשת (mas), באורכי גל באינפרא אדום, בעוד שהרזולוציה ללא תיקון היא בסדר גודל של שניית קשת. על מנת לבצע תיקון אופטיקה מסתגלת, יש למדוד את חזית הגל הנכנסת כפונקציה של המיקום במישור הצמצם של הטלסקופ. בדרך כלל צמצם הטלסקופ העגול מחולק למערך של פיקסלים בחיישן חזית הגל, בין אם באמצעות מערך של עדשות קטנות (חיישן חזית גל ע"ש Shack-Hartmann (אנ'), או באמצעות חיישן עקמומיות או פירמידה הפועלים על תמונות של צמצם הטלסקופ. המערכת מחשבת את הפרעה הממוצעת של חזית הגל בכל פיקסל. לדוגמה, החיישן במערכת NFIRAOS עובד באורך גל של 0.6-1.0 מיקרון, דוגם את חזית הגל כל 0.31 מטר בתדר של 800 הרץ עם חיישן CCD של 256X256 פיקסלים. ערכי חזיתות הגלים בכל פיקסל מוזנים אל המראה הגמישה וזו משמשת לתיקון שגיאות חזית הגל אותן יצרה האטמוספירה. אין צורך בידע מוקדם על הצורה או הגודל של העצם האסטרונומי - אפילו עצמים במערכת השמש שאינם נקודתיים יכולים להשתמש בחיישן חזית הגל של Shack-Hartmann, ותופעות דינאמיות על פני השמש נצפות בדרך כלל בטלסקופים סולאריים תוך שימוש באופטיקה אדפטיבית. המראה הגמישה מתקנת את האור הנכנס לטלסקופ כך שהתמונות נראות חדות. מכיוון שלעיתים קרובות מטרת מחקר מדעי היא קלושה מדי מכדי לשמש ככוכב ייחוס למדידת צורת חזיתות הגלים האופטיות, ניתן להשתמש במקום זאת בכוכב מנחה בהיר יותר המצוי בקרבת מקום. האור מהמטרה המדעית עובר בערך דרך אותה מערבולת אטמוספירית כמו האור של כוכב הייחוס ולכן גם תמונתו מתוקנת, אם כי בדרך כלל בדיוק נמוך יותר מאשר האור מכוכב היחוס. הצורך בכוכב ייחוס משמעו שמערכת אופטיקה מסתגלת לא יכולה לעבוד בכל אזור בשמיים, אלא רק במקום בו ניתן למצוא כוכב מנחה שעוצמת הבהירות שלו מספקת (עבור מערכות עכשוויות, מדובר בערך בבהירות נראית של 12–15), הנמצא קרוב מאוד למושא התצפית. אילוץ זה מגביל מאוד את יישום הטכניקה לתצפיות אסטרונומיות. מגבלה מהותית נוספת היא שדה הראייה הקטן עבורו תיקון האופטיקה האדפטיבית נחשב טוב. ככל שהמרחק הזוויתי מהכוכב המנחה גדל, איכות התמונה יורדת. טכניקה המכונה "אופטיקה אדפטיבית מרובת צימודים" ("multiconjugate adaptive optics") משתמשת במספר גלאים ומספר מראות גמישות כדי להשיג שדה ראייה גדול יותר (יותר מדקת קשת אחת). ב-1985הוצגה חלופה לכוכב בהיר מספיק המצוי קרוב מספיק למושא המחקר: החזר מקרן לייזר היוצר מקור אור ייחוס מלאכותי. הטלסקופ הראשון שהשתמש בשיטה זו נחנך ב-1995. ישנם שני סוגים של כוכבים מנחים: כוכב מנחה מבוסס פיזור ריילי וכוכב מנחה מבוסס נתרן. כוכב מנחה מבוסס פיזור ריילי פועלים על ידי מדידת פיזור הלייזר בגבהים שבין 15–25 ק"מ (49,000–82,000 ft), בדרך כלל באורכי גל אולטרה סגול קרוב. כוכב מנחה מבוסס נתרן משתמשים בקרינת לייזר באורך גל של 589 ננומטר כדי לעורר תהודה אטומית באטומי נתרן המצויים בשכבה אטמוספירית גבוהה יותר, בגובה של כ-90 ק"מ, שנראים אז "זוהרים" באותו אורך גל. הרעיון החל כחלק מתוכנית "מלחמת הכוכבים" לתצפיות על לוויינים רוסיים: כאשר יאירו בעזרת ליזר כתם בקוטר של כמטר אחד בשכבת הנתרן, בגובה 90 ק"מ, בקו הראיה אליו צפוי הלווין להגיע, אטומי הנתרן המעוררים ישמשו ככוכב מנחה מלאכותי. במהרה הבינו שיש קושי טכנולוגי לישם את השיטה ללוויינים, כיוון שמהירותם הזוויתית גדולה, אבל אז עלתה התובנה שכוכבים וגלקסיות הם אפליקציה קלה יותר למימוש וכך נולד הרעיון לשלב כוכב מנחה מלאכותי בתצפית אסטרונומית. הניסוים הראשונים ליצירת כוכב מנחה מבוסס נתרן ולשימוש בו נעשו בליברמור שבקליפורניה, באמצעות ליזר בעצמה של כקילוואט, שנראה למרחוק. הכוכב המנחה יכול לשמש למדידת השינוי בחזית הגל באותו אופן כמו כוכב מדריך טבעי – אלא שכוכבי ייחוס טבעיים (שיכולים להיות הרבה יותר חלשים) עדיין נדרשים עבור רכיב התיקון של ההטיה (tip/tilt), זאת כיוון שעיוותי האטמוספירה משפיעים על הליזר גם בדרכו מעלה וגם בהחזרה. מסיבה זו, גם באמצעות כוכבים מנחים מלאכותיים, אי אפשר להגיע לכיסוי מלא של השמיים. לעיתים קרובות משתמשים בליזר פולסים, כאשר מדידת האטמוספירה מוגבלת לחלון זמן של כמה מיקרו-שניות לאחר הפעלת הפולס. שיטה זו מאפשרת למערכת להתעלם מרוב האור המפוזר בגובה הקרקע; רק אור שעבר במשך כמה מיקרו-שניות אל רום האטמוספירה ובחזרה מזוהה על ידי המערכת. עם השנים התפתחו שיטות שונות ומגוונות למימוש כוכבים מנחים מלאכותיים ולעיתים משתמשים ביותר מכוכב מנחה מלאכותי אחד בו זמנית. תיקוני אופטיקה אדפטיבית באינפרא אדום (IR) הם בדרך כלל איכותיים יותר ופחות מאתגרים מבחינה טכנית מאשר בתחום הנראה. הפרמטרים המאפיינים טורבולנציה אטמוספירית: קבוע הזמן של הטורבולנציה, רדיוס פרייד (אנ') והזווית האיזופלנטית תלויים באורך הגל בחזקת שש-חמישיות (ערכם גדל כשאורך הגל גדל). בנוסף, מספר תתי-המפתחים שדורשים תיקון הוא פרופורציונלי למפתח חלקי רדיוס פרייד בריבוע, לכן גם צפיפות האקטואטורים הנדרשת לטלסקופ בתחום הנראה גדולה משמעותית מזו הנדרשת באורכי גל ארוכים יותר. בנוסף, כמות הפוטונים הנידרשת למימוש תיקון באורכי גל קצרים יותר גדולה בהרבה מזו הנדרשת לארכי גל ארוכים יותר, לפי יחס ארכי הגל בחזקת 23.5-, מה שמאתגר את השימוש בכוכבים מנחים מלאכותיים לתצפית באורכי גל קצרים כמו אור נראה. כתוצאה מכך, האתגרים הטכנולוגיים לתיקון חזית הגל באיכות הדרושה פשוטים יותר לניהול בתחום התת-אדום הקרוב מאשר בתחום הנראה. אף על פי שלטלסקופ חלל אין מגבלה של אטמוספירה, מערכת אופטישה אדפטיבית יכולה לעזור לאיכות התמונה על ידי תיקון אברציות שנגרמות מעיוותי במראת הטלסקופ. תיקונים אלו יוכלו להיות איטיים מהתיקונים הנחוצים לטלסקופ קרקעי אך הטכנולוגיות הנדרשות (MEMS וכו') חופפות ברובן לאלו הנמצאות בשימוש או המפותחות עבור טלסקופים קרקעיים. אברציות של העין הן עיוותים בחזית הגל העוברת דרך אישון העין. אברציות אופטיות אלו פוגעות באיכות התמונה הנוצרת על הרשתית, ולעיתים מחייבות הרכבת משקפיים או עדשות מגע. במקרה של הדמיית רשתית, חזית הגל המוחזרת מהרשתית סובלת מעיוותים דומים, מה שמוביל לחוסר יכולת להבחין במבנה המיקרוסקופי (תאים ונימים) של הרשתית. משקפיים ועדשות מגע מתקנים "סטיות מסדר נמוך", כגון חוסר מיקוד ואסטיגמציה, אשר נוטים להיות קבועים לפרקי זמן ארוכים (חודשים או שנים). בעוד שתיקון של אלה מספיק לתפקוד ראייה תקין, הוא בדרך כלל אינו מספיק כדי להשיג רזולוציה מיקרוסקופית. בנוסף, כדי להשיג רזולוציה מיקרוסקופית, יש לתקן גם אברציות מסדר גבוה, כגון שביט (קומה), אברציה כדורית וטרפויל. אברציות מסדר גבוה, שלא כמו אברציות מסדר נמוך, אינן יציבות לאורך זמן, ועשויות להשתנות בקבועי זמן של 0.1 שניות עד 0.01 שניות. תיקון הסטיות הללו דורש מדידה ופיצוי מתמשכים בתדר גבוה. אברציות של העין נמדדות בדרך כלל באמצעות חיישן חזית גל, והסוג הנפוץ ביותר של חיישן חזית הגל הוא Shack-Hartmann. אברציות של העין נגרמות מאי אחידות בפאזה המרחבית של חזית הגל המוחזרת מהעין. בחיישן חזית גל של Shack-Hartmann, אברציות אלו נמדדות על ידי הצבת מערך דו־ממדי של עדשות קטנות במישור המצומד לאישון העין, ושבב CCD במישור המוקד האחורי של העדשות. העדשות גורמות למיקוד כתמים על ה-CCD, ואלגוריתם מחשב את מיקום מרכזי הכתמים. מיקומי הכתמים הללו מושווים למיקומם של כתמי הייחוס, והתזוזות בין השניים משמשות לקביעת העקמומיות המקומית של חזית הגל, מה שמאפשר לשחזר את חזית הגל ולקבל אומדן של אי אחידות הפאזה הגורמת לאברציה. לאחר ששגיאות הפאזה המקומיות בחזית הגל נמדדו, ניתן לתקן אותן על ידי הצבת מאפנן פאזה (לדוגמה: מראה גמישה) במישור נוסף המצומד גם הוא לאישון העין. ניתן להשתמש בשגיאות הפאזה כדי לשחזר את חזית הגל, מידע בו ניתן להשתמש כדי לשלוט במראה הגמישה. לחלופין, ניתן להשתמש בשגיאות הפאזה המקומיות ישירות כדי לחשב את הוראות התיקון למראה הגמישה. כאשר שגיאת חזית הגל נמדדת לפני שתוקנה על ידי הרכיב המתקן את חזית הגל, אזי הפעולה היא בחוג פתוח. כאשר שגיאת חזית הגל נמדדת לאחר שתוקנה על ידי מתקן חזית הגל, אזי הפעולה נעשית בחוג סגור. תיקון בחוג סגור מאפשר שגיאות קטנות יותר במדידת חזית הגל, ויש סיכוי גבוה יותר שטעויות במדידה ובתיקון יוסרו. תיקון בחוג סגור הוא הנורמה. אופטיקה אדפטיבית יושמה לראשונה בהדמיית רשתית בהארת הצפה (flood-illumination) כדי לייצר תמונות של תאי קונוס בודדים בעין האנושית. טכניקה זו גם שימשה בשילוב עם סריקת לייזר אופטלמוסקופית כדי להפיק בנוסף לתמונות של קונוסים בודדים גם את התמונות הראשונות של מיקרו-וסקולטורה ברשתית, זרימת דם ותאי אפיתל פיגמנט ברשתית. אופטיקה אדפטיבית בשילוב עם טומוגרפיה קוהרנטית אופטית אפשרה לאסוף את התמונות התלת־ממדיות הראשונות של קולטני אור בתאי קונוס חיים. במקרה זה קצב הדגימה והעדכון נמוך מאשר בטלסקופים, והוא כ-12 פעמים בשנייה. חקר רקמות ביולוגיות מערים קשיים רבים שאינם בנמצא באסטרונומיה: קרני האור אינן נעות בשכבה מוגדרת היטב, מקדם השבירה שונה מהותית בין רקמות שונות, פיזור האור יכול להיות משמעותי ועוד, ולכן אופטיקה מסתגלת בביולוגיה היא תחום צעיר ומתפתח. במיקרוסקופיה, אופטיקה אדפטיבית משמשת לתיקון אברציות שנגרמו כתוצאה ממעבר אור דרך הדגימה הנבדקת. הודגמה יכולת להדמיה תלת־ממדית של נוירון בודד דרך כשליש מריקמת המוח של עכבר ובעוברים של דגי זברה. תיקון חזית הגל הנדרש נמדד ישירות באמצעות חיישן חזית הגל או מוערך באמצעות טכניקות אופטיקה מסתגלת ללא חיישן. אופטיקה אדפטיבית משמשת בייצור זיכרון אופטי. כאשר כותבים במספר שכבות, האברציות המשפיעות על המיקוד של כל שכבה תלויות בשכבות שמעליה. גם בכתיבת המידע וגם בקריאתו ניתן להשתמש באופטיקה אדפטיבית כדי להשיג מיקוד חד וניצול טוב יותר של נפח האחסון. טכנולוגיה זו גם משמשת בנגני DVD לתיקון עיוותים בדיסק, ביצור של מיליוני יחידות בחודש העלות היא של פחות מדולר אחד. אופטיקה מסתגלת משמשת לאסטרונומיה סולארית במצפי כוכבים כמו טלסקופ השמש השוודי 1-מ' (אנ'), טלסקופ השמש דאן (אנ') ומצפה השמש ביג בר (אנ'). טכנולוגיה זו צפויה לאפשר ריכוז קרן ליזר במעבר דרך אטמוספירה טורבולנטית עבור נשק לייזר קרקעי ואווירי, על מנת להשמיד מטרות ממרחק גדול - כולל לוויינים במסלול. הדוגמה העיקרית לכך היא תוכנית הלייזר המוטס של הסוכנות להגנה מפני טילים. אופטיקה אדפטיבית משמשת כדי לשפר את הביצועים של מערכות תקשורת אופטיות קלאסיות ומערכות קוונטיות בחלל חופשי, וכדי לשלוט על הפלט המרחבי של סיבים אופטיים. אופטיקה אדפטיבית משמשת גם לייצוב קרן ליזר במערכות תיקשורת. לדוגמה, ייצוב המיקום והכיוון של קרן הלייזר בין מודולים במערכת תקשורת אופטית גדולה בחלל חופשי, כאשר התיקון מופעל על תושבות המראה (אנ'). אופטיקה מסתגלת ואופטיקה פעילה מפותחות גם לשימוש במשקפיים כדי להשיג ראייה טובה יותר מ-6-6, טכנולוגיה המתוכננת ליישום ראשוני ביישומים צבאיים. אופטיקה אדפטיבית משמשת גם לשיפור איכות קרן הליזר בישומי חיתוך באמצעות לייזר. אופטיקה מסתגלת משמשת גם במלקחיים אופטיים כדי למקד באופן דינמי את קרני הלייזר המשמשות למיקרו-מניפולציה של דגימות ביולוגיות. אופטיקה פעילה גודל זוויתי חזית גל חלקי הטלסקופ האופטי ומאפייניו הטלסקופ הגדול מאד (VLT) ייצוב תמונה קוטר זוויתי קלייר אלן מקס, חלוצת אופטיקה אדפטיבית מדיה וקבצים בנושא אופטיקה אדפטיבית בוויקישיתוף טלסקופים מבוססי חלל לעומת טלסקופים קרקעיים בעלי אופטיקה אדפטיבית, כולל שיקולים לחישוב מגבלות ביצועים בפרמטרים שונים ופירוט המגבלות של הטכנולוגיות שונות לכוכבים מנחים, 2009, באנגלית סקירה טכנית של טלסקופים המשתמשים באופטיקה אדפטיבית, בדגש על טלסקופים במפתח גדול, 2019, באנגלית סקירה טכנית של שיטות ליצירת כוכבים מנחים מלאכותיים, בפרט "אופטיקה אדפטיבית מרובת צימודים" multiconjugate adaptive optics (MCAO), 2018 באנגלית הרצאה של קלייר מקס לקהל הרחב, בסדרת ההרצאות על אסטרונומיה של עמק הסיליקון, שימוש באופטיקה אדפטיבית (מראות גמישות וכוכבים מנחים) לחקר כוכבי לכת וחקר חורים שחורים בגלקסיות מתמזגות, וכן הדמיית רשתית העין על ידי שימוש באופטיקה אדפטיבית, 2018 (באנגלית) information@eso.org, Improved Adaptive Optics Mirror Delivered - New thin shell mirror for the VLT has remarkable optical quality, www.eso.org (באנגלית) "'Adaptive optics' come into focus". BBC News (באנגלית בריטית). 2011-02-18. נבדק ב-2024-01-02. Adaptive Optics without trouble | Technical articles | Technical documents, www.okotech.com (באנגלית) Stefan Hippler, Adaptive Optics for Extremely Large Telescopes, Journal of Astronomical Instrumentation 08, 2019-06 doi: 10.1142/S2251171719500016 Joe Palca, For Sharpest Views, Scope The Sky With Quick-Change Mirrors, npr.org, ‏24 ביוני 2013 François Rigaut, Benoit Neichel, Multiconjugate Adaptive Optics for Astronomy, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 56, 2018-09-14, עמ' 277–314 doi: 10.1146/annurev-astro-091916-055320 American Institute of Physics, Claire Max, www.aip.org, תמליל ראיון עם פרופ' קלייר אלן מקס, ‏2022-06-30 (באנגלית) Booth, Martin J.; Schwertner, Michael; Wilson, Tony; Nakano, Masaharu; Kawata, Yoshimasa; Nakabayashi, Masahito; Miyata, Sou (1 בינואר 2006). "Predictive aberration correction for multilayer optical data storage" (PDF). Applied Physics Letters. 88 (3): 031109. Bibcode:2006ApPhL..88c1109B. doi:10.1063/1.2166684. אורכב מ-המקור (PDF) ב-26 בספטמבר 2020. נבדק ב-30 בדצמבר 2023. {{cite journal}}: (עזרה) [A Sharper Image: Seeing Colliding Galaxies with Adaptive Optics https://www.youtube.com/watch?v=stAGLke6XDU], youtube, הרצאה של קלייר מקס לקהל הרחב, בסדרת ההרצאות על אסטרונומיה של עמק הסיליקון, חורים שחורים בגלקסיות מתמזגות, 2018 J. Watson, Tip tilt corection for astronomical telescopes using adaptive control, 1997-04-17 Matt Mountain el al, Comparison of optical observational capabilities for the coming decades: ground versus space, nationalacademies.org, Astro2010 Decadal Survey Technology White Paper, ‏24 בספטמבר 2009 information@eso.org, GRAAL on a quest to improve HAWK-I's vision, www.eso.org (באנגלית) Yan Zhang, Barry Cense, Jungtae Rha, Ravi S. Jonnal, Weihua Gao, Robert J. Zawadzki, John S. Werner, Steve Jones, Scot Olivier, Donald T. Miller, High-speed volumetric imaging of cone photoreceptors with adaptive optics spectral-domain optical coherence tomography, Optics express 14, 2006-5, עמ' 4380–4394 doi: 10.1364/OE.14.004380 Marx, Vivien (1 בדצמבר 2017). "Microscopy: hello, adaptive optics". Nature Methods. 14 (12): 1133–1136. doi:10.1038/nmeth.4508. PMID 29190270. {{cite journal}}: (עזרה) "Improved Adaptive Optics Mirror Delivered". ESO Announcement. נבדק ב-30 בדצמבר 2023. {{cite news}}: (עזרה)