新型哈特曼波前傳感器研制成功

新型哈特曼波前傳感器研制成功

國內(nèi)首創(chuàng)基于微棱鏡陣列的哈特曼波前傳感器，2004年4月中旬由中科院光電所研制成功。該項技術以二元光學制作的鋸齒形相位光柵陣列（微棱鏡陣列）代替以往的微透鏡陣列，建立了一種新型哈特曼波前傳感器。該項技術已申請在光學檢測、人眼像差測量和脈沖光光束質(zhì)量診斷等應用場合的國家發(fā)明專利，是我國在光束診斷和光學檢驗技術領域的又一項創(chuàng)新突破。

該項研究為中科院光電所領域前沿部署課題項目，目標在于開展波前探測技術領域的創(chuàng)新研究，與原有微透鏡哈特曼傳感器技術比較，本技術創(chuàng)新性地采用鋸齒形相位光柵陣列，建立了基于該微棱鏡陣列的新型哈特曼波前傳感器，完全實現(xiàn)了波前測量功能，從而使光電所在哈特曼波前傳感器創(chuàng)新研制領域擁有了自己的技術專利，將有助于打破國外專利限制，推動產(chǎn)業(yè)化發(fā)展。

目前該技術已開始向產(chǎn)品化試制階段過渡，近期目標為研制適用于車間環(huán)境下的光學鏡面檢測儀器，相對于對環(huán)境敏感的干涉儀和要求經(jīng)驗、無法定量的樣板法檢驗，將為工廠光學檢測提供一種對環(huán)境要求低、使用方便、性價比更為合理的測量產(chǎn)品。

自適應光學系統(tǒng)在matlab怎么仿真

ke多項式的自相關法產(chǎn)生符合大氣統(tǒng)計特性的大氣相位屏,仿真平行 光通過大氣后的瞬時畸變波前相位;采用快速傅里葉變換仿真哈特曼-夏克波前傳感器的成像光斑,根據(jù)實際成像與參考平面波成像的質(zhì)心坐標之差,計算波前傳感 器子

自適應光學的相關

目前探測波前扭曲程度的傳感器主要有兩類：沙克-哈特曼（Shack-Hartmann）波前傳感器，它通過由每一個附屬的圖像探測器產(chǎn)生的參考星星像來探測實際波前的扭曲情況。另一個是曲率探測系統(tǒng)，它的改正是通過雙壓電晶片自適應透鏡來完成的，透鏡由兩個壓電平面組成。對于這兩種方法來說，波前探測的完成都基于引導星，或者說是基于觀測對象本身（當觀測對象足夠亮時其本身就可以被當作一顆引導星）。波前扭曲的測量可以在可見波段進行而在紅外波段應用，如果參考星很暗的話則直接在紅外波段（1 到2 /265m）進行。
自適應光學的控制系統(tǒng)是一臺專門的計算機，它通過分析由波前傳感器采集的數(shù)據(jù)來對鏡面的形狀做出修正。分析必須在極短的時間內(nèi)完成（0.5到1毫秒內(nèi)），不然大氣情況的改變將使系統(tǒng)的改正因延誤而產(chǎn)生錯誤。
等暈角對自適應光學系統(tǒng)的影響很大，當波長為2/265米時等暈角大約為20,但當波長為0.6/265米的時候,等暈角只有5左右，這個時候就很難在如此小的范圍內(nèi)找到足夠亮的引導星。以上所述的情況在紅外波段要比可見波段改善許多：首先大氣湍流對長波的影響較小，從而波前的扭曲較小，找一顆比較暗的引導星往往也能滿足要求；再加上紅外波段的等暈角一般比較大，于是紅外波段的自適應光學改正比可見波段要理想許多。
然而，即使是在2.2微米的波長，適用于自適應光學的天空覆蓋率（相當于在目標天體周圍等暈角的范圍內(nèi)找到一顆引導星的概率）只有百分之0.5到1。于是自適應光學適用的對象一般是那些在視場附近存在比如行星或亮星團的天體。
現(xiàn)在，許多大中型望遠鏡都采用自適應光學系統(tǒng)，舉例來說：第一個自適應光學系統(tǒng)---ADONIS，應用于歐洲南方天文臺（ESO）的3.6米望遠鏡；安裝于8米北半球雙子星（Gemini）望遠鏡的Hokupa'a自適應光學系統(tǒng)；應用于3.6米加拿大-法國-夏威夷望遠鏡 （CFHT）的PUEO自適應光學系統(tǒng)；第一次實現(xiàn)激光引導星（見下文）, 安裝于西班牙卡拉阿托（CalarAlto）天文臺3.5米望遠鏡的ALFA自適應光學系統(tǒng)；雖然曾經(jīng)只利用自然引導星做自適應光學改正，但是很快開始使用激光引導星 ，應用于里克天文臺的（Lick）3.5米沙因（Shane）望遠鏡的LLNL自適應光學系統(tǒng)；還有第一次應用于超大型望遠鏡凱克2號（Keck II）的Keck II 的自適應光學設備（AO facility）。另外有不少望遠鏡正在建設自適應光學系統(tǒng)，包括應用于甚大望遠鏡（VLT）的NAOS和SINFONI自適應光學系統(tǒng)。 為了克服引導星的限制，最有效的方法是人為制造一顆引導星，這也被稱為激光導星（LGS）。大氣中間層的鈉原子或一些其他位于低層大氣的微粒都能夠反射脈動的激光從而造成狹小的光斑。前者反射的光集中在90千米的高度（納共振），后者大概集中在10到20千米（瑞利漫散）。這樣一個人造引導星可以離目標星無限地近，波前傳感器通過測量反射的激光來糾正來自目標星光束的波前的扭曲。
美國的一些簽有軍事合同的實驗室已經(jīng)宣布人造激光引導星在國防部高級研究項目處Maui光學站的60厘米望遠鏡[Defense Advanced Research Projects Agency （DARPA）, Maui Optical Station （AMOS）]和美國空軍星火光學1.5米望遠鏡（U.S. Air Force Starfire Optical Range）上成功應用。他們都取得了大約0.15角秒的分辨率并證明了激光探測的可能。主動戰(zhàn)略防御組織（SDIO）和美國海軍宣布在圣地亞哥的一臺1米望遠鏡上像分辨率提高了近10倍。而對于一些用于天文（非軍事）的系統(tǒng)來說，美國第一次完成了人造引導星的天文觀測，另外還有應用于3.5米ARC望遠鏡的芝加哥自適應光學系統(tǒng)（ChAOS）。
目前激光引導星仍有很多物理上的限制。首先是焦點等暈現(xiàn)象，也被稱為圓錐效應，這個問題在發(fā)展的初級階段就相當明顯。因為人造引導星一般位于較低的高度，散射的光被望遠鏡收集形成錐形光束，但是這樣的光束和來自遙遠觀測對象的星光經(jīng)過的湍流層的路徑并不相同，這將導致相位估計錯誤。解決的方法是在觀測對象周圍同時使用多顆人造引導星。通過鈉共振技術可以減小誤差，最終效果相當于一臺8米望遠鏡利用距離觀測目標10的引導星進行修正后得到的效果。對于2/265米波長9等的觀測對象，這樣的結果還算合理。
更嚴重的是圖像的移動或傾斜。人造星的中心在天空中看來是不動的，但是觀測對象的位置看起來是橫向移動的（也被稱為傾斜）。最簡單的解決方法是給自適應光學系統(tǒng)添加傾斜矯正器，但是這受限于有限的光子數(shù)據(jù)。更復雜的解決方法是使用兩套自適應光學系統(tǒng)，一套用于觀測對象，一套用于人造引導星。光子數(shù)據(jù)將隨著第二個自適應光學系統(tǒng)的應用而大大增加。
通過前面所說的第二項技術，對自然引導星亮度的要求降低了，于是在觀測對象周圍找到一顆自然引導星的概率跟著增大，也就是天空覆蓋率的增大（如果一臺8米望遠鏡在1到2微米波段觀測，天空覆蓋率大約是百分之八十）。很明顯，望遠鏡口徑越大，天空覆蓋率就越大，因為口徑的增大帶來的像分辨率的增大得到了充分利用。另一方面，它暗含著很大的技術難度，因為要求所有的部件都是相同的（可變形透鏡、波前傳感器和人造引導星等）。
應用多色激光器也是解決星像傾斜的一種方法,但這只適用于高度90千米的鈉共振散射。多色激光器激發(fā)位于不同狀態(tài)的鈉原子并利用大氣對不同波長的光折射率的微小差異來做出修正。其主要的不足是由電離層飽和而造成的有限的反射。多色光引導星不需要任何的自然引導星，天空覆蓋率達到了百分之一百，但目前的實驗情況并不十分理想。

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非球面鏡片和表面越來越多地用于現(xiàn)代高品質(zhì)的光學系統(tǒng)。因此，新的測量方法的準確
這些非球面量化也是必要的。目前的辦法，以量化非球面是應用系統(tǒng)，如空
作為一個在干涉空鏡頭部分計算機生成的全息圖。此方法的選擇是夏克- Hartmann波前
傳感器。這種傳感器的動態(tài)范圍可調(diào)節(jié)的應用微透鏡陣列的光學參數(shù)。因此，大波
畸變可以直接測量無空鏡頭。然而，在一個小屋，哈特曼動態(tài)范圍基本限制
傳感器（SHS）的視波前曲率的事件。本文的分析，以確定最強烈的表達
波前曲率，可以用一個自蔓延de3ned的微透鏡陣列測量的派生。它允許計算微透鏡
參數(shù)要求來衡量一個測試透鏡波前。特別是，旋轉(zhuǎn)對稱非球面形狀的波前
自蔓延到了一個動態(tài)范圍進行了研究。之間的干涉和二手煙比較已經(jīng)完成。數(shù)值
解決方案使用標量迪：理論說明了分析預測。 其實有很多單詞都是錯的！?。。。。。。?！

怎么用matlab 仿真光線的變化

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