Adaptiv optikk er teknologi i bakkebaserte teleskoper som korrigerer for optiske forstyrrelser i atmosfæren.
Uten adaptiv optikk vil teleskoper på bakken med speildiametere på flere meter ikke kunne gi bildekvalitet utover hva tilsvarende teleskoper med speil på 20–30 centimeter kan gi. Med adaptiv optikk kan bakkebaserte teleskoper oppnå en bildeskarphet tilsvarende romteleskoper med samme speildiameter.
Astronomiske observasjoner med teleskoper på bakken forstyrres av turbulens i atmosfæren som består av kaotiske luftvirvler med varierende temperatur og tetthet. Atmosfærens turbulens oppstår i luftstrømmer over kupert terreng og luft som stiger opp fra oppvarmede områder på overflaten. For å unngå de kraftigste luftvirvlene som oppstår nær bakken er lysåpningen til astronomiske teleskoper vanligvis montert i høye tårnbygninger.
Atmosfærens optiske forstyrrelser skyldes at luftvirvler med varierende tetthet endrer lysets retning slik som optiske prismer. Stråling fra et astronomisk objektet som observeres fra bakken må passere en rekke luftvirvler på vei gjennom atmosfæren og dermed endre retning. Forskjellige områder av teleskopets åpning (apertur) mottar stråling som er optisk forstyrret av ulike atmosfæriske virvler. Det innebærer at bølgefronten forstyrres tilsvarende variert. Hvert enkelt avvik i bølgefronten gir separate avbildninger av kilden, sentrert om dens egentlige posisjon. Siden luftvirvlene endres og beveger seg hurtig gjennom lysgangen inn til teleskopet, forandres bølgefronten tilsvarende raskt. Korte eksponeringer viser mange enkeltbilder av en lyskilde mens en lang eksponering gir et utvisket bilde. En uforstyrret, plan bølgefront gir en bildeskarphet som er gitt av teleskopets aperturstørrelse.
Adaptiv optikk dreier seg om å (1) registrere bølgefrontens avvik fra plan flate og (2) bringe bølgefronten tilbake til sin opprinnelige flate form via en hurtig deformerbar speilflate. Velfungerende teknisk løsninger tilpasses forskjellige teleskoper.
Hartmann-Shacks metode illustrerer hvordan lokale avvik i bølgefronten kan registreres via en rekke tett plasserte bildedannende linser. Hver enkelt linse danner et bilde av laserkilden som viser dens tilsynelatende retning og dermed bølgefrontens avvik. Registreringene gjøres via en kopi av teleskopets apertur.
Bølgefrontforstyrrelser kan registreres fra objektet som observeres når lysstyrken er tilstrekkelig høy. Den svært kraftige strålingen fra Solen gjør det mulig og praktisk for solteleskoper å registrere bølgefronten ved å benytte en mindre andel av strålingen fra området på Solen som blir observert.
Det er avgjørende viktig at en alternativ lyskilde for bølgefrontregistrering befinner seg så nær objektet som observeres at lysgangen gjennom atmosfæren ned til teleskopet blir den samme for de to. I den øvre delen av mesosfæren, mellom 80 og 105 kilometer over bakken, samler det seg betydelige mengder støvpartikler og gass fra meteoritter og kometer som blant annet inneholder natrium-atomer i gassform. Laserlys med bølgelengde 589,2 nanometer rettet inn i dette området får natriumgassen til å stråle og danne en lyssterk kunstig stjerne (Laser Guide Star) som er vel egnet til registrering av bølgefrontforstyrrelser. Laserstrålen styres fra observatoriet på bakken til ønsket posisjon i forhold til objektet som blir observert.
Det deformerbare, tynne speilet i et adaptiv optikk-system festes på jevnt fordelte stempler som kan skyves frem og tilbake og derved påvirke speilets overflate. Med informasjon om bølgefrontens avvik, aktiveres stemplene og gir speiloverflaten en form som er motsatt av bølgefrontens. Den reflekterte lysstrålen får dermed en vesentlig flatere bølgefront som gir skarpere bilder i fokus.
Siden forstyrrelsen i bølgefronten endres flere hundre ganger i sekundet, må registrering og korreksjon gjennomføres tilsvarende hurtig.
Adaptiv optikk har hatt en revolusjonerende betydning for astronomiske teleskoper på bakken. Dette har resultert i omfattende utvikling og bruk av ulike løsninger ved forskjellige observatorier.
Den britiske fysikeren Raymond N. Wilson (1928–2018) ledet utviklingen av adaptiv optikk ved European Southern Observatory. Denne nye teknologien var avgjørende for etableringen av New Technology Telescope (NTT) på La Silla i Chile som ble ferdigstilt i 1989. Adaptiv optikk ble deretter standardutstyr i store bakkebaserte teleskoper, som blant annet ESOs Very Large Telescope (VLT, består av fire identiske 8,2 meter teleskoper) på fjellet Cerro Parana i Chile, det japanske Subaru-teleskopet (8,2 meter) på Mauna Kea på Hawaii, samt de to Keck-teleskopene (10 meter) også på Mauna Kea.
Adaptiv optikk er et avgjørende element i det fremtidige kjempeteleskopet Extremely Large Telescope (ELT, 39,3 meter) som er under konstruksjon av ESO på Cerro Amazones (3060 moh.) i Chile. Det nyeste adaptive optikksystemet ved VLT, som ble klart til bruk i 2018, tar nå bilder som i skarphet overgår romteleskopene Hubble og JWST.
Adaptiv optikk for solteleskoper ble utviklet under ledelse av den amerikanske solfysikeren Richard B. Dunn (1927–2005). En velfungerende løsning ble i 1990-årene utviklet i det store tårnteleskopet ved Sacramento Peak Observatory. Adaptiv optikk ble etter hvert introdusert og tatt i bruk ved en rekke solobservatorier ellers i Verden. Det svenske solobservatoriet på La Palma har bidratt betydelig i utvikling av adaptiv optikk for solteleskoper. Med 4,2 meter diameter aperturer og velfungerende adaptiv optikk kan Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) oppnå en betydelig høyere bildeskarphet enn øvrige nåværende solteleskoper på bakken.
Kommentarer
Kommentarer til artikkelen blir synlig for alle. Ikke skriv inn sensitive opplysninger, for eksempel helseopplysninger. Fagansvarlig eller redaktør svarer når de kan. Det kan ta tid før du får svar.
Du må være logget inn for å kommentere.