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Lexikon der Physik: Adaptive Optik

Adaptive Optik

Andreas Faulstich, Oberkochen

Unter adaptiver Optik versteht man allgemein ein abbildendes optisches System, welches sich an optisch wirksame Veränderungen in seinem Strahlengang anpassen, "adaptieren" kann.

Anwendungsgebiete sind vor allem die Astronomie, aber seit kurzem auch die Lasertechnologie in der Materialbearbeitung, die medizinische Optik, die Mikroskopie und alle weiteren Gebiete, bei denen eine beugungsbegrenzte Abbildung angestrebt wird. Das Prinzip der adaptiven Optik baut dabei auf einer gemeinsamen Eigenschaft aller abbildenden optischen Systeme auf: der Korrespondenz zwischen dem Punktbild (Punktverwaschungsfunktion) in einer Bildebene und der Phasenfunktion oder auch "Wellenfront" in einer Pupille des Systems.

Aufbau und Funktion

Adaptive optische Systeme sind aus drei Komponenten aufgebaut ( Abb. 1 ): Dem Wellenfrontsensor, einem Rekonstruktionsrechner und dem aktiven optischen Element, einem räumlich auflösenden Phasenmodulator. Der Wellenfrontsensor mißt die Phasenfunktion des abbildenden Systems, der Rekonstruktionsrechner errechnet daraus die erforderlichen Phasenkorrekturen, und der Phasenmodulator addiert diese Phasenfunktion zur zuvor gemessenen Wellenfront. Sensor und Modulator müssen dazu jeweils in einer Pupille des Systems angeordnet sein. Durch den Rekonstruktionsrechner wird die Regelschleife geschlossen, sofern der Phasenmodulator im Strahlengang vor dem Sensor angeordnet ist.

Wellenfrontsensor

Der Wellenfrontsensor arbeitet heute in den meisten Fällen nach dem Shack-Hartmann-Prinzip ( Abb. 2 ). Die Wellenfront fällt dabei auf ein regelmäßiges Array von Mikrolinsen gleicher Brennweite. In der Brennebene dieser Linsen nimmt eine CCD-Kamera (CCD-Bildsensor) die Lichtverteilung auf. Diese besteht aus einer regelmäßigen Verteilung heller Lichtflecken, deren Schwerpunkte im Rekonstruktionsrechner numerisch bestimmt werden. Dabei erreicht man Genauigkeiten im Bereich von wenigen Hundertstel der Pixelgröße der Kamera. Die jeweilige laterale Abweichung des Lichtschwerpunktes von der zu erwartenden Sollage (i.a. der geometrische Mittelpunkt der Mikrolinse) geht zurück auf die mittlere Neigung der Wellenfront über der Mikrolinse, auch als Subapertur bezeichnet, die in genauer Kenntnis der optischen Weglänge zwischen Linsenarray und Kameraoberfläche errechnet werden kann. Für alle Mikrolinsen des Arrays durchgeführt, bestimmt das Verfahren somit das Gradientenfeld der Wellenfront, und aus diesem integriert dann der Rekonstruktionsrechner die Wellenfront selbst.

Neben diesem Prinzip wurde auch die interferometrische Vermessung der Wellenfront, z.B. durch Shearing-Interferometrie und Point-Diffraction-Interferometrie, realisiert. Allerdings konnten sich diese Techniken wegen des höheren Aufwandes und den Anforderungen an die Kohärenz des Lichtes nicht durchsetzen. Der Shack-Hartmann-Sensor basiert dagegen auf einem rein geometrischen Prinzip, ist darüber hinaus achromatisch und arbeitet daher auch mit weißem Licht.

Rekonstruktionsrechner

Die rekonstruierte Wellenfront wird im Rekonstruktionsrechner zur Berechnung der erforderlichen Korrektureinstellung des aktiven Elementes verwendet. Dazu muß zunächst die Influenzfunktion jedes einzelnen Aktuators bestimmt werden. Man erhält so eine Matrix, deren Spalten die jeweiligen Influenzfunktionen darstellen. Bei gegebenem Ansteuervektor der Aktuatoren liefert die Matrix die Form der Wellenfront – je nach Darstellung – in zonaler oder modaler Basis. Die Inverse dieser Matrix liefert dann umgekehrt den Ansteuervektor für die Aktuatoren bei gegebener Wellenfront bzw. Spiegelform.

Die Inversion der Matrix stellt dabei ein gewisses Problem dar, da die Anzahl der Aktuatoren und Wellenfrontzonen nicht immer identisch und die Matrix daher nicht quadratisch ist. Für eine ausreichende Korrektur der Wellenfront muß der Wellenfrontsensor im Vergleich zum aktiven eine höhere räumliche Auflösung Element haben.

Aktives Element

Als aktives Element kommen derzeit in Reflexion Membranspiegel und in Transmission Flüssigkristallmodulatoren (LCM) zum Einsatz. Bei den Membranspiegeln wird eine dünne, hochflexible Membran aus Silicium, Quarz oder aus Mylarfolie durch darunter angebrachte Stapel aus Piezoelementen oder durch elektrostatische Kräfte verformt. In einer weiteren Variante besteht die Membran selbst aus bimorphen Piezoelementen als Segmente des deformierbaren Spiegels.

Im Gegensatz dazu sind die Flüssigkristallmodulatoren transmittierende Elemente, was die Integration in den optischen Strahlengang erleichtert. Allerdings sind LCMs wesentlich langsamer, haben eine hohe Absorption und arbeiten nur mit einer Polarisationsrichtung des Lichtes. Nicht zuletzt deshalb sind sie in der Astronomie bisher nicht zum Einsatz gekommen.

Für den Einsatz mit Lasern bieten sich wegen der hohen verfügbaren Intensität auch nichtlineare Effekte wie Vierwellenmischung, stimulierte Brillouin-Streuung oder Effekte zur Phasenkonjugation und damit Kompensation von Störeinflüssen an. Dabei durchläuft die deformierte Lichtwelle einen nichtlinearen Kristall, der die Phase der Welle invertiert. Die Welle wird also mit ihren Störungen in sich zurückgeworfen. Durchläuft die so präparierte Welle das verzerrende Medium ein zweites Mal, so kompensieren sich die Aberrationen gerade.

Anwendungen

Die älteste Anwendung adaptiver Optik ist die Eliminierung atmosphärischer Störeinflüsse in der terrestrischen Astronomie. Große Teleskope mit einem Primärspiegeldurchmesser von einigen Metern liefern aufgrund von atmosphärischen Turbulenzen keine beugungsbegrenzten Abbildungen, sondern sind in ihrer Auflösung zu erheblich kleineren Teleskopen äquivalent. Kenngröße für diese Begrenzung ist die Friedsche Kohärenzlänge, die typischerweise im Bereich unter einem Meter liegt und stark von der Beobachtungswellenlänge abhängt (Seeing). Die Anwendung adaptiver Optik in der Astronomie ist häufig durch die geringe zur Verfügung stehende Lichtintensität begrenzt.

Die zur Ausregelung der Störungen erforderliche hohe räumliche und zeitliche Auflösung von Sensor und Korrektursystem stellt hohe Anforderungen an die technische Ausführung der optischen Komponenten bzw. an die Verarbeitungskapazität des Rechners. Erst mit der Entwicklung schneller Computer wurde der Einsatz adaptiver Optik mit ausreichender räumlicher Auflösung in geregelten Systemen möglich. So wurden die ersten Großteleskope erst im Laufe der achtziger Jahre mit adaptiver Optik ausgerüstet. Das am weitesten fortgeschrittene System findet man am New Technology Telescope (NTT) der ESO. Ein Prototyp mit einem 19-Aktuatoren-Spiegel ging 1990 in Betrieb, eine verbesserte Version mit 52 Aktuatoren im Jahre 1992, und derzeit arbeitet man an der erweiterten Version mit 250 Aktuatoren. Alle Systeme arbeiten bei einer Wellenlänge von 2μm.

Was die adaptive Optik zu leisten vermag, zeigen die Abbildungen des astronomischen Objekts R136, aufgenommen mit dem 3,6-m-Teleskop der ESO. Abb. 3a zeigt den Bereich mit dem 3,6-m-Teleskop in klassischer Aufnahme ohne, Abb. 3b mit zugeschalteter adaptiver Optik. Wo sich ohne adaptive Optik gerade vier Objekte auflösen lassen, sind mit adaptiver Optik ca. 30 Objekte unterscheidbar. Zum Vergleich zeigt Abb. 3c eine Aufnahme desselben Bereichs mit dem Hubble Space Telescope, welches außerhalb der Erdatmosphäre ohne adaptive Optik auskommt. Man erkennt, daß mit adaptiver Optik auf der Erde eine zum Weltraumteleskop vergleichbare Auflösung erreicht werden kann.



Adaptive Optik 1: Anwendungen in der Astronomie. Die durch turbulenten Luftraum deformierte Wellenfront eines fernen astronomischen Objektes wird teilweise von einem Strahlteiler auf einen Wellenfrontsensor geleitet. Der Rekonstruktionsrechner bestimmt aus den Daten die erforderliche Korrektureinstellung des adaptiven Spiegels. In der Bildebene (Kamera) entsteht so ein beuungsbegrenztes Bild.



Adaptive Optik 2: Arbeitsweise eines Shack-Hartmann-Wellenfrontsensors. Die hier stark deformiert gezeichnete Wellenfront wird durch das Linsenarray auf die CCD-Kamera fokussiert. Die lokale Neigung der Wellenfront bewirkt eine laterale Verschiebung der Spots, die vom Rekonstruktionsrechner ausgewertet wird.

a



b



c



Adaptive Optik 3: Infrarot-Bilder des Objektes R136, aufgenommen mit dem 3,6m-Teleskop der ESO. a) ohne adaptive Optik; b) mit eingeschalteter adaptiver Optik; c) der gleiche Himmelsbereich zum Vergleich mit dem Hubble Space Telescope aufgenommen.

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Dr. Angelika Fallert-Müller, Groß-Zimmern [AFM] (A) (16, 26)
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Dr. Thomas Fuhrmann, Mannheim [TF1] (A) (14)
Christian Fulda, Hannover [CF] (A) (07)
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Andrea Greiner, Heidelberg [AG1] (A) (06)
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Dr. Nikolaus Nestle, Leipzig [NN] (A, B) (05, 20; Essays Molekularstrahlepitaxie, Ober- und Grenzflächenphysik und Rastersondenmikroskopie)
Dr. Thomas Otto, Genf [TO] (A) (06)
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Christof Pflumm, Karlsruhe [CP] (A) (06, 08)
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Rolf vom Stein, Köln [RVS] (A) (29)
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Steffen Bauer, Karlsruhe [SB2] (A) (20, 22)
Dr. Günther Beikert, Viernheim [GB1] (A) (04, 10, 25)
Prof. Dr. Hans Berckhemer, Frankfurt [HB1] (A, B) (29; Essay Seismologie)
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Dr. Roger Erb, Kassel [RE1] (A) (33)
Dr. Angelika Fallert-Müller, Groß-Zimmern [AFM] (A) (16, 26)
Stephan Fichtner, Heidelberg [SF] (A) (31)
Dr. Thomas Filk, Freiburg [TF3] (A) (10, 15)
Natalie Fischer, Walldorf [NF] (A) (32)
Dr. Thomas Fuhrmann, Mannheim [TF1] (A) (14)
Christian Fulda, Hannover [CF] (A) (07)
Frank Gabler, Frankfurt [FG1] (A) (22)
Dr. Harald Genz, Darmstadt [HG1] (A) (18)
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Dr. Michael Gerding, Potsdam [MG2] (A) (13)
Andrea Greiner, Heidelberg [AG1] (A) (06)
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Priv.-Doz. Dr. Dieter Hoffmann, Berlin [DH2] (A, B) (02)
Dr. Gert Jacobi, Hamburg [GJ] (B) (09)
Renate Jerecic, Heidelberg [RJ] (A) (28)
Prof. Dr. Josef Kallrath, Ludwigshafen [JK] (A) (04)
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Marita Milde, Dresden [MM2] (A) (12)
Prof. Dr. Andreas Müller, Trier [AM2] (A) (33)
Prof. Dr. Karl Otto Münnich, Heidelberg (A) (Essay Umweltphysik)
Dr. Nikolaus Nestle, Leipzig [NN] (A, B) (05, 20)
Dr. Thomas Otto, Genf [TO] (A) (06)
Priv.-Doz. Dr. Ulrich Parlitz, Göttingen [UP1] (A) (11)
Christof Pflumm, Karlsruhe [CP] (A) (06, 08)
Dr. Oliver Probst, Monterrey, Mexico [OP] (A) (30)
Dr. Roland Andreas Puntigam, München [RAP] (A) (14)
Dr. Gunnar Radons, Mannheim [GR1] (A) (01, 02, 32)
Dr. Max Rauner, Weinheim [MR3] (A) (15)
Robert Raussendorf, München [RR1] (A) (19)
Ingrid Reiser, Manhattan, USA [IR] (A) (16)
Dr. Uwe Renner, Leipzig [UR] (A) (10)
Dr. Ursula Resch-Esser, Berlin [URE] (A) (21)
Dr. Peter Oliver Roll, Ingelheim [OR1] (A, B) (15)
Hans-Jörg Rutsch, Walldorf [HJR] (A) (29)
Rolf Sauermost, Waldkirch [RS1] (A) (02)
Matthias Schemmel, Berlin [MS4] (A) (02)
Prof. Dr. Erhard Scholz, Wuppertal [ES] (A) (02)
Dr. Martin Schön, Konstanz [MS] (A) (14; Essay Spezielle Relativitätstheorie)
Dr. Erwin Schuberth, Garching [ES4] (A) (23)
Jörg Schuler, Taunusstein [JS1] (A) (06, 08)
Dr. Joachim Schüller, Dossenheim [JS2] (A) (10)
Richard Schwalbach, Mainz [RS2] (A) (17)
Prof. Dr. Klaus Stierstadt, München [KS] (B)
Dr. Siegmund Stintzing, München [SS1] (A) (22)
Dr. Berthold Suchan, Gießen [BS] (A) (Essay Wissenschaftsphilosophie)
Cornelius Suchy, Brüssel [CS2] (A) (20)
Dr. Volker Theileis, München [VT] (A) (20)
Prof. Dr. Stefan Theisen, München (A) (Essay Stringtheorie)
Dr. Annette Vogt, Berlin [AV] (A) (02)
Dr. Thomas Volkmann, Köln [TV] (A) (20)
Rolf vom Stein, Köln [RVS] (A) (29)
Dr. Patrick Voss-de Haan, Mainz [PVDH] (A) (17)
Dr. Thomas Wagner, Heidelberg [TW2] (A) (29)
Manfred Weber, Frankfurt [MW1] (A) (28)
Dr. Martin Werner, Hamburg [MW] (A) (29)
Dr. Achim Wixforth, München [AW1] (A) (20)
Dr. Steffen Wolf, Berkeley, USA [SW] (A) (16)
Dr. Stefan L. Wolff, München [SW1] (A) (02)
Priv.-Doz. Dr. Jochen Wosnitza, Karlsruhe [JW] (A) (23)
Dr. Kai Zuber, Dortmund [KZ] (A) (19)
Dr. Werner Zwerger, München [WZ] (A) (20)

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