Quang học thích nghi và hiệu chỉnh hình ảnh
Quang học thích nghi và các kỹ thuật hiệu chỉnh hình ảnh liên quan khắc phục hiện tượng mờ do khí quyển Trái Đất gây ra, cho phép các kính viễn vọng đặt trên mặt đất đạt được hình ảnh sắc nét được thiết lập bởi khẩu độ đầy đủ của chúng.
Definition
Quang học thích nghi là sự hiệu chỉnh theo thời gian thực các biến dạng mặt sóng do khí quyển và thiết bị gây ra bằng cách sử dụng một cảm biến, một hệ thống điều khiển và một phần tử biến dạng, được bổ sung bởi các kỹ thuật hiệu chỉnh hình ảnh phục hồi chi tiết giới hạn nhiễu xạ từ khí quyển nhiễu loạn.
Scope
Lĩnh vực này bao gồm việc đo lường các mặt sóng bị biến dạng, các gương biến dạng và vòng điều khiển hiệu chỉnh chúng theo thời gian thực, các sao dẫn đường laser nhân tạo cung cấp ánh sáng tham chiếu khi không có sao tự nhiên, và các phương pháp xử lý hậu kỳ như speckle và lucky imaging phục hồi độ phân giải từ các phơi sáng ngắn.
Sub-topics
Core questions
- Khí quyển làm suy giảm hình ảnh kính viễn vọng như thế nào?
- Mặt sóng bị biến dạng được đo và hiệu chỉnh theo thời gian thực như thế nào?
- Làm thế nào để có được nguồn tham chiếu khi không có ngôi sao sáng nào ở gần?
- Làm thế nào các phơi sáng ngắn có thể phục hồi độ phân giải cao mà không cần vòng hiệu chỉnh?
Key theories
- Nhiễu loạn khí quyển và hiện tượng nhìn thấy
- Các lớp không khí nhiễu loạn với chỉ số khúc xạ thay đổi làm xáo trộn mặt sóng tới, giới hạn độ phân giải ở mức nhìn thấy chứ không phải giới hạn nhiễu xạ và xác định một thang đo và thang thời gian kết hợp mà quang học thích nghi phải vượt qua.
- Hiệu chỉnh mặt sóng vòng kín
- Một cảm biến mặt sóng đo biến dạng và một gương biến dạng áp dụng hình dạng ngược lại hàng trăm lần mỗi giây trong một vòng phản hồi, khôi phục hình ảnh sắc nét.
- Nguồn tham chiếu và đẳng phẳng
- Hiệu chỉnh cần một tham chiếu sáng trong một góc đẳng phẳng nhỏ, thúc đẩy việc sử dụng các sao dẫn đường laser và các hệ thống đa tham chiếu để mở rộng trường hiệu chỉnh.
Clinical relevance
Quang học thích nghi cho phép các kính viễn vọng mặt đất lớn cạnh tranh hoặc vượt trội so với kính viễn vọng không gian về độ phân giải ở bước sóng cận hồng ngoại, cho phép chụp ảnh sắc nét các vùng hình thành sao, Trung tâm Thiên hà, các ngoại hành tinh và bề mặt của các thiên thể trong hệ mặt trời, và là yếu tố thiết yếu cho các kính viễn vọng cực lớn đang được xây dựng.
History
Babcock đã đề xuất quang học thích nghi vào năm 1953, nhưng nó chỉ trở nên khả thi vào những năm 1980 và 1990 khi các cảm biến mặt sóng nhanh, gương biến dạng và máy tính phát triển, một phần thông qua công việc quốc phòng được giải mật. Các sao dẫn đường laser và các hệ thống ngày càng phức tạp hơn kể từ đó đã làm cho quang học thích nghi trở thành tiêu chuẩn trên các kính viễn vọng lớn.
Key figures
- Horace Babcock
- Francois Roddier
- John Hardy
Related topics
Seminal works
- hardy1998
- roddier1999
Frequently asked questions
- Tại sao các ngôi sao lấp lánh, và quang học thích nghi giúp ích như thế nào?
- Sự lấp lánh và mờ nhòe phát sinh vì không khí nhiễu loạn làm bẻ cong ánh sáng sao với lượng thay đổi liên tục. Quang học thích nghi đo biến dạng này nhiều lần mỗi giây và áp dụng một biến dạng bằng và ngược lại với một gương linh hoạt, loại bỏ hiệu quả tác động của khí quyển và làm sắc nét hình ảnh.
- Quang học thích nghi có làm cho kính viễn vọng không gian trở nên không cần thiết không?
- Nó thu hẹp đáng kể khoảng cách ở các bước sóng cận hồng ngoại, nơi các kính viễn vọng mặt đất lớn với quang học thích nghi có thể sánh hoặc vượt trội so với kính viễn vọng không gian về độ phân giải. Nhưng không gian vẫn rất cần thiết cho các bước sóng mà khí quyển chặn và cho các trường rộng nhất, ổn định nhất, vì vậy các phương pháp tiếp cận vẫn bổ sung cho nhau.