La óptica adaptativa ( AO ) es una técnica que consiste en deformar con precisión un espejo para compensar la distorsión de la luz. Se utiliza en telescopios astronómicos [1] y sistemas de comunicación láser para eliminar los efectos de la distorsión atmosférica , en microscopía, [2] fabricación óptica [3] y en sistemas de imágenes de la retina [4] para reducir las aberraciones ópticas . La óptica adaptativa funciona midiendo las distorsiones en un frente de onda y compensándolas con un dispositivo que corrige esos errores, como un espejo deformable o una matriz de cristal líquido .
La óptica adaptativa no debe confundirse con la óptica activa , que trabaja en una escala de tiempo más larga para corregir la geometría del espejo primario.
Otros métodos pueden lograr un poder de resolución que excede el límite impuesto por la distorsión atmosférica, como las imágenes moteadas , la síntesis de apertura y las imágenes afortunadas , o moviéndose fuera de la atmósfera con telescopios espaciales , como el Telescopio Espacial Hubble .
La óptica adaptativa fue imaginada por primera vez por Horace W. Babcock en 1953, [6] [7] y también fue considerada en la ciencia ficción, como en la novela Tau Zero (1970) de Poul Anderson , pero no se volvió de uso común hasta los avances. en tecnología informática durante la década de 1990 hizo que la técnica fuera práctica.
Parte del trabajo de desarrollo inicial de la óptica adaptativa fue realizado por el ejército estadounidense durante la Guerra Fría y estaba destinado a su uso en el seguimiento de satélites soviéticos . [8]
Espejos deformables de sistemas microelectromecánicos (MEMS) y concepto magnético Los espejos deformables son actualmente la tecnología más utilizada en aplicaciones de conformación de frentes de onda para óptica adaptativa dada su versatilidad, carrera, madurez de la tecnología y la corrección del frente de onda de alta resolución que ofrecen.
La forma más simple de óptica adaptativa es la corrección de inclinación de punta , [9] que corresponde a la corrección de las inclinaciones del frente de onda en dos dimensiones (equivalente a la corrección de los desplazamientos de posición de la imagen). Esto se realiza utilizando un espejo de punta e inclinación que se mueve rápidamente y que realiza pequeñas rotaciones alrededor de dos de sus ejes. De esta manera se puede eliminar una fracción importante de la aberración introducida por la atmósfera . [10]
Los espejos de punta e inclinación son espejos efectivamente segmentados que tienen un solo segmento que puede inclinarse e inclinarse, en lugar de tener una serie de múltiples segmentos que pueden inclinarse e inclinarse de forma independiente. Debido a la relativa simplicidad de dichos espejos y a que tienen una carrera grande, lo que significa que tienen un gran poder de corrección, la mayoría de los sistemas AO los utilizan, en primer lugar, para corregir aberraciones de bajo orden. Las aberraciones de orden superior pueden entonces corregirse con espejos deformables. [10]
Cuando la luz de una estrella u otro objeto astronómico ingresa a la atmósfera terrestre, la turbulencia atmosférica (introducida, por ejemplo, por diferentes capas de temperatura y diferentes velocidades del viento que interactúan) puede distorsionar y mover la imagen de varias maneras. [11] Las imágenes visuales producidas por cualquier telescopio de más de aproximadamente 20 centímetros (0,20 m; 7,9 pulgadas) quedan borrosas debido a estas distorsiones.
Un sistema de óptica adaptativa intenta corregir estas distorsiones utilizando un sensor de frente de onda que toma parte de la luz astronómica, un espejo deformable que se encuentra en el camino óptico y una computadora que recibe información del detector. [12] El sensor de frente de onda mide las distorsiones que la atmósfera ha introducido en una escala de tiempo de unos pocos milisegundos ; la computadora calcula la forma óptima del espejo para corregir las distorsiones y la superficie del espejo deformable se reforma en consecuencia. Por ejemplo, un telescopio de 8 a 10 metros (800 a 1000 cm; 310 a 390 pulgadas) (como el VLT o Keck ) puede producir imágenes corregidas por AO con una resolución angular de 30 a 60 milisegundos de arco (mas) en longitudes de onda infrarrojas . , mientras que la resolución sin corrección es del orden de 1 segundo de arco .}
Para realizar la corrección de óptica adaptativa, se debe medir la forma de los frentes de onda entrantes en función de la posición en el plano de apertura del telescopio. Normalmente, la apertura del telescopio circular se divide en una serie de píxeles en un sensor de frente de onda, ya sea utilizando una serie de pequeñas lentes (un sensor de frente de onda Shack-Hartmann ) o utilizando un sensor de curvatura o piramidal que opera con imágenes de la apertura del telescopio. Se calcula la perturbación media del frente de onda en cada píxel. Este mapa pixelado de los frentes de onda se introduce en el espejo deformable y se utiliza para corregir los errores de frente de onda introducidos por la atmósfera. No es necesario conocer la forma o el tamaño del objeto astronómico ; incluso los objetos del Sistema Solar que no son puntuales pueden usarse en un sensor de frente de onda Shack-Hartmann, y la estructura que varía con el tiempo en la superficie del Sol es comúnmente utilizado para óptica adaptativa en telescopios solares. El espejo deformable corrige la luz entrante para que las imágenes parezcan nítidas.
Debido a que un objetivo científico suele ser demasiado débil para usarse como estrella de referencia para medir la forma de los frentes de onda óptica, se puede usar en su lugar una estrella guía cercana más brillante. La luz del objetivo científico ha pasado por aproximadamente la misma turbulencia atmosférica que la luz de la estrella de referencia, por lo que su imagen también se corrige, aunque generalmente con menor precisión.
La necesidad de una estrella de referencia significa que un sistema de óptica adaptativa no puede funcionar en todas partes del cielo, sino sólo donde una estrella guía de suficiente luminosidad (para los sistemas actuales, alrededor de magnitud 12-15) se puede encontrar muy cerca del objeto de observación. . Esto limita gravemente la aplicación de la técnica a las observaciones astronómicas. Otra limitación importante es el pequeño campo de visión en el que la corrección de la óptica adaptativa es buena. A medida que aumenta la distancia angular a la estrella guía, la calidad de la imagen se degrada. Una técnica conocida como "óptica adaptativa multiconjugada" utiliza varios espejos deformables para conseguir un mayor campo de visión. [13]
Una alternativa es el uso de un rayo láser para generar una fuente de luz de referencia (una estrella guía láser , LGS) en la atmósfera. Hay dos tipos de LGS: estrellas guía de Rayleigh y estrellas guía de sodio . Las estrellas guía de Rayleigh funcionan propagando un láser , generalmente en longitudes de onda cercanas al ultravioleta , y detectando la retrodispersión del aire a altitudes entre 15 y 25 km (49 000 a 82 000 pies). Las estrellas guía de sodio utilizan luz láser a 589 nm para excitar resonantemente los átomos de sodio que se encuentran más arriba en la mesosfera y la termosfera , que luego parecen "brillar". Luego, la LGS se puede utilizar como referencia de frente de onda de la misma manera que una estrella guía natural, excepto que todavía se requieren estrellas de referencia naturales (mucho más débiles) para la información de posición (punta/inclinación) de la imagen. Los láseres suelen ser pulsados, limitándose la medición de la atmósfera a una ventana que se produce unos pocos microsegundos después de que se ha lanzado el pulso. Esto permite que el sistema ignore la mayor parte de la luz dispersa al nivel del suelo; sólo se detecta la luz que ha viajado durante varios microsegundos hacia la atmósfera y de regreso.}
Las aberraciones oculares son distorsiones en el frente de onda que pasa a través de la pupila del ojo . Estas aberraciones ópticas disminuyen la calidad de la imagen formada en la retina, haciendo necesario en ocasiones el uso de gafas o lentes de contacto . En el caso de las imágenes de la retina, la luz que sale del ojo lleva distorsiones similares del frente de onda, lo que lleva a la incapacidad de resolver la estructura microscópica (células y capilares) de la retina. Las gafas y lentes de contacto corrigen "aberraciones de bajo orden", como el desenfoque y el astigmatismo , que tienden a ser estables en los humanos durante largos períodos de tiempo (meses o años). Si bien la corrección de estos es suficiente para el funcionamiento visual normal, generalmente es insuficiente para lograr una resolución microscópica. Además, también se deben corregir las "aberraciones de alto orden", como el coma, la aberración esférica y el trébol, para lograr una resolución microscópica. Las aberraciones de orden alto, a diferencia de las de orden bajo, no son estables en el tiempo y pueden cambiar en escalas de tiempo de 0,1 s a 0,01 s. La corrección de estas aberraciones requiere una medición y compensación continua de alta frecuencia.
Las aberraciones oculares generalmente se miden utilizando un sensor de frente de onda , y el tipo de sensor de frente de onda más utilizado es el Shack-Hartmann . Las aberraciones oculares son causadas por faltas de uniformidad de fase espacial en el frente de onda que sale del ojo. En un sensor de frente de onda Shack-Hartmann, estos se miden colocando una matriz bidimensional de lentes pequeñas (lentes) en un plano de pupila conjugado con la pupila del ojo y un chip CCD en el plano focal posterior de las lentes. Las lentes hacen que los puntos se enfoquen en el chip CCD y las posiciones de estos puntos se calculan utilizando un algoritmo de centroide. Las posiciones de estos puntos se comparan con las posiciones de los puntos de referencia, y los desplazamientos entre los dos se utilizan para determinar la curvatura local del frente de onda, lo que permite reconstruir numéricamente la información del frente de onda, una estimación de las no uniformidades de fase que causan la aberración .
Una vez que se conocen los errores de fase locales en el frente de onda, se pueden corregir colocando un modulador de fase, como un espejo deformable, en otro plano más del sistema conjugado con la pupila del ojo. Los errores de fase se pueden utilizar para reconstruir el frente de onda, que luego se puede utilizar para controlar el espejo deformable. Alternativamente, los errores de fase locales se pueden utilizar directamente para calcular las instrucciones del espejo deformable.
Si el error del frente de onda se mide antes de que haya sido corregido por el corrector de frente de onda, entonces se dice que la operación es de "bucle abierto".
Si el error del frente de onda se mide después de haber sido corregido por el corrector de frente de onda, entonces se dice que la operación es de "bucle cerrado". En el último caso, los errores del frente de onda medidos serán pequeños y es más probable que se eliminen los errores en la medición y la corrección. La corrección de bucle cerrado es la norma.
La óptica adaptativa se aplicó por primera vez a las imágenes de la retina con iluminación intensa para producir imágenes de conos individuales en el ojo humano vivo. También se ha utilizado junto con la oftalmoscopia con láser de barrido para producir (también en ojos humanos vivos) las primeras imágenes de la microvasculatura retiniana y el flujo sanguíneo asociado y las células del epitelio pigmentario de la retina, además de conos individuales. Combinada con la tomografía de coherencia óptica , la óptica adaptativa ha permitido recopilar las primeras imágenes tridimensionales de fotorreceptores de conos vivos. [14]
En microscopía, la óptica adaptativa se utiliza para corregir las aberraciones inducidas por las muestras. [15] La corrección del frente de onda requerida se mide directamente usando un sensor de frente de onda o se estima usando técnicas de AO sin sensores.
Además de su uso para mejorar las imágenes astronómicas nocturnas y las imágenes de la retina, la tecnología de óptica adaptativa también se ha utilizado en otros entornos. La óptica adaptativa se utiliza para la astronomía solar en observatorios como el Telescopio Solar Sueco de 1 m , el Telescopio Solar Dunn y el Observatorio Solar Big Bear . También se espera que desempeñe un papel militar al permitir que las armas láser terrestres y aéreas alcancen y destruyan objetivos a distancia, incluidos satélites en órbita. El programa Láser Aerotransportado de la Agencia de Defensa de Misiles es el principal ejemplo de esto.
La óptica adaptativa se ha utilizado para mejorar el rendimiento de los sistemas de comunicación óptica de espacio libre clásicos [17] [18] y cuánticos [19] [20] , y para controlar la salida espacial de las fibras ópticas. [21]
Las aplicaciones médicas incluyen imágenes de la retina , donde se han combinado con tomografía de coherencia óptica . [22] Además, el desarrollo del oftalmoscopio láser de barrido con óptica adaptativa (AOSLO) ha permitido corregir las aberraciones del frente de onda que se refleja en la retina humana y tomar imágenes de difracción limitada de los conos y bastones humanos. [23] También se están desarrollando ópticas adaptativas y activas para su uso en gafas para lograr una visión mejor que 20/20 , inicialmente para aplicaciones militares. [24]
Después de la propagación de un frente de onda, algunas partes del mismo pueden superponerse, lo que provoca interferencias e impide que la óptica adaptativa las corrija. La propagación de un frente de onda curvo siempre conduce a una variación de amplitud. Esto debe tenerse en cuenta si se quiere lograr un buen perfil del haz en aplicaciones láser. En el procesamiento de materiales mediante láser, se pueden realizar ajustes sobre la marcha para permitir la variación de la profundidad de enfoque durante la perforación para cambios en la distancia focal en la superficie de trabajo. El ancho del haz también se puede ajustar para cambiar entre el modo de perforación y corte. [25] Esto elimina la necesidad de cambiar la óptica del cabezal láser, lo que reduce el tiempo total de procesamiento para modificaciones más dinámicas.
La óptica adaptativa, especialmente los moduladores de luz espacial con codificación de frente de onda, se utilizan con frecuencia en aplicaciones de captura óptica para multiplexar y reconfigurar dinámicamente focos láser que se utilizan para micromanipular muestras biológicas.
Un ejemplo bastante simple es la estabilización de la posición y dirección del rayo láser entre módulos en un gran sistema de comunicación óptica en el espacio libre. La óptica de Fourier se utiliza para controlar tanto la dirección como la posición. El haz real se mide mediante fotodiodos . Esta señal se envía a convertidores analógicos a digitales y luego a un microcontrolador que ejecuta un algoritmo de controlador PID . Luego, el controlador acciona convertidores de digital a analógico que accionan motores paso a paso conectados a soportes de espejo .
Si el haz se va a centrar en diodos de 4 cuadrantes, no se necesita ningún convertidor analógico a digital . Los amplificadores operacionales son suficientes.
