適応光学

収差のある画像 (左) の波面は、波面センサー (中央) を使用して測定し、その後、変形ミラー (右) を使用して補正できます。

補償光学（AO）は、光の歪みを補正するために鏡を精密に変形させる技術である。天体望遠鏡[ 1 ]やレーザー通信システムでは大気歪みの影響を除去するために、顕微鏡[ 2 ]や光学加工[ 3 ] 、網膜画像システム（眼底検査）[ 4 ]では光学収差を低減するために使用されている。補償光学は、波面の歪みを測定し、変形可能ミラーや液晶アレイ などの誤差を補正するデバイスを用いて歪みを補正することで機能する。

適応光学は、主鏡の形状を修正するためにより長い時間スケールで動作する 能動光学と混同しないでください。

その他の方法としては、スペックル結像、開口合成、ラッキー結像など大気の歪みによる限界を超える分解能を達成したり、ハッブル宇宙望遠鏡などの宇宙望遠鏡を大気圏外に出すことによって分解能を達成したりする方法がある。

歴史

適応型薄シェルミラー。[ 5 ]

適応光学は1953年にホレス・W・バブコックによって初めて構想され、 [ 6 ] [ 7 ] 、ポール・アンダーソンの小説「タウ・ゼロ」 （1970年）のようにSFでも検討されましたが、1990年代のコンピュータ技術の進歩によってこの技術が実用化されるまでは一般には普及しませんでした。

補償光学に関する初期の開発作業の一部は冷戦中に米軍によって行われ、ソ連の衛星追跡に使用することを目的としていた。[ 8 ]

マイクロエレクトロメカニカルシステム(MEMS)変形可能ミラーと磁気コンセプト変形可能ミラーは、その汎用性、ストローク、技術の成熟度、および高解像度の波面補正が可能であることを考慮すると、現在、適応光学の波面成形アプリケーションで最も広く使用されている技術です。

チップチルト補正

補償光学の最も単純な形態はチップ・チルト補正であり、[ 9 ]、これは2次元における波面の傾きの補正（像の位置オフセットの補正に相当）に相当する。これは、2つの軸を中心に微小回転する高速移動チップ・チルトミラーを用いて行われる。この方法により、大気によって生じる収差の大部分を除去することができる。[ 10 ]

チップ・ティルトミラーは、複数のセグメントを独立してチップ・ティルトできるアレイではなく、チップ・ティルトできるセグメントが1つだけである、実質的にセグメント化されたミラーです。このようなミラーは比較的単純で、ストロークが大きいため補正能力も大きいため、ほとんどのAOシステムでは、まず低次の収差を補正するためにチップ・ティルトミラーを使用します。高次の収差は、その後、変形ミラーによって補正されます。[ 10 ]

天文学では

大気の見え方

望遠鏡を通して見た星のネガ像。左のパネルは、補償光学システムをオフにした時の星のスローモーション動画です。右のパネルは、補償光学システムをオンにした時の同じ星のスローモーション動画です。

星や他の天体からの光が地球の大気圏に入ると、大気の乱流（例えば、異なる温度層と異なる風速の相互作用によって生じる）により、像がさまざまな形で歪んだり動いたりすることがあります。[ 11 ]直径約20センチメートル（0.20メートル、7.9インチ）を超える望遠鏡で撮影した可視像は、これらの歪みによってぼやけています。

波面センシングと補正

適応光学システムは、天体光の一部を取り込む波面センサー、光路上に配置された可変形状ミラー、および検出器からの入力を受け取るコンピュータを使用して、これらの歪みを補正しようとします。 [ 12 ]波面センサーは、大気によってもたらされた歪みを数ミリ秒のタイムスケールで測定します。コンピュータは歪みを補正するための最適なミラー形状を計算し、それに応じて可変形状ミラーの表面が再形成されます。たとえば、8～10メートル（800～1,000 cm、310～390インチ）の望遠鏡（VLTやケックなど）は、赤外線波長で30～60ミリ秒角（mas）の角度分解能でAO補正された画像を作成できますが、補正なしの解像度は1秒角のオーダーです。

補償光学補正を行うには、入射波面の形状を望遠鏡の開口面における位置の関数として測定する必要があります。通常、円形の望遠鏡開口は、波面センサー内のピクセル配列に分割されます。これは、小型レンズアレイ（シャック・ハルトマン波面センサー）を使用するか、望遠鏡開口の画像を処理する曲率センサーまたはピラミッドセンサーを使用します。各ピクセルにおける波面の平均摂動が計算されます。この波面のピクセル化されたマップは、可変形状ミラーに送られ、大気によって生じる波面誤差を補正するために使用されます。天体の形状や大きさを既知である必要はありません。シャック・ハルトマン波面センサーでは、点状ではない太陽系の天体も使用できます。また、太陽表面の時間変化する構造は、太陽望遠鏡の補償光学によく使用されます。可変形状ミラーは、入射光を補正し、画像が鮮明に見えるようにします。

ガイド星の使用

自然のガイド星

科学目標は、光波面の形状を測定するための基準星として使用するには暗すぎる場合が多いため、代わりに近くのより明るいガイド星を使用することができます。科学目標からの光は、基準星の光とほぼ同じ大気の乱流を通過しているため、その像も補正されますが、一般的に精度は低くなります。

基準星の必要性は、補償光学システムが天空のあらゆる場所で機能するわけではないことを意味し、十分な光度（現在のシステムでは約12～15等級）を持つガイド星が観測対象物のすぐ近くにある場合にのみ機能します。これは、この技術の天体観測への応用を著しく制限します。もう一つの大きな制限は、補償光学補正が有効な視野が狭いことです。ガイド星からの角度距離が大きくなるにつれて、画質は低下します。「多共役補償光学」と呼ばれる技術は、複数の変形鏡を用いてより広い視野を実現します。[ 13 ]

人工ガイド星

天の川銀河の中心に向けられたレーザー光線。このレーザー光線はAOのガイド星として利用されます。

代替案として、レーザービームを用いて大気中に基準光源（レーザーガイド星、LGS）を生成する方法があります。LGSには、レイリーガイド星とナトリウムガイド星の2種類があります。レイリーガイド星は、通常近紫外線波長のレーザーを伝播させ、高度15～25 km（49,000～82,000フィート）の大気からの後方散乱光を検出することで機能します。ナトリウムガイド星は、589 nmのレーザー光を用いて、中間圏および熱圏のより高次のナトリウム原子を共鳴励起し、それらが「輝いている」ように見えます。LGSは、天然ガイド星と同様に波面基準として使用できます。ただし、画像の位置（ティップ/ティルト）情報を得るには、（はるかに暗い）天然基準星が必要になります。レーザーは多くの場合パルス発振され、大気の測定はパルス発振後数マイクロ秒の観測範囲に限定されます。これにより、システムは地表レベルでの散乱光の大部分を無視できます。実際に検出されるのは、大気圏上空を数マイクロ秒間移動して戻ってきた光だけです。

網膜画像検査では

（簡略化された）補償光学システムの図解。光はまずチップ・チルト（TT）ミラーに入射し、次にデフォーマブルミラー（DM）に入射して波面を補正します。光の一部はビームスプリッター（BS）によって波面センサーと制御ハードウェアに分岐され、そこからDMミラーとTTミラーに更新信号が送られます。

補償光学は眼科に応用されています。眼球収差とは、眼の瞳孔を通過する波面の歪みです。これらの光学収差は網膜上に形成される像の質を低下させ、眼鏡やコンタクトレンズの装着が必要になる場合があります。網膜画像撮影の場合、眼から出る光も同様の波面歪みを持ち、網膜の微細構造（細胞や毛細血管）を解像できなくなります。眼鏡やコンタクトレンズは、焦点ずれや乱視などの「低次収差」を補正しますが、これらは人間の場合には長期間（数ヶ月から数年）安定する傾向があります。これらの補正は正常な視覚機能には十分ですが、微視的解像度を達成するには一般的に不十分です。さらに、微視的解像度を達成するには、コマ収差、球面収差、トレフォイル収差などの「高次収差」も補正する必要があります。高次収差は低次収差とは異なり、時間経過とともに安定せず、0.1秒から0.01秒の時間スケールで変化する可能性があります。これらの収差を補正するには、継続的な高頻度の測定と補正が必要です。

眼の異常の測定

眼球収差は一般に波面センサーを使用して測定され、最も一般的に使用される波面センサーのタイプはシャック・ハルトマンです。眼球収差は、眼から出る波面の空間的な位相不均一性によって引き起こされます。シャック・ハルトマン波面センサーでは、眼の瞳孔と共役な瞳孔面に小さなレンズ (レンズレット) の 2 次元アレイを配置し、レンズレットの後焦点面に CCD チップを配置することで、眼球収差が測定されます。レンズレットによってスポットが CCD チップ上に焦点を結ばせ、これらのスポットの位置は重心アルゴリズムを使用して計算されます。これらのスポットの位置を参照スポットの位置と比較し、2 つのスポット間の変位を使用して波面の局所的な曲率を判定することで、波面情報 (収差の原因となる位相不均一性の推定値) を数値的に再構築できます。

眼の異常の矯正

波面における局所的な位相誤差が分かれば、システム内の瞳孔と共役な別の平面に、可変形ミラーなどの位相変調器を配置することで補正できます。位相誤差を用いて波面を再構成し、それを用いて可変形ミラーを制御することができます。あるいは、局所的な位相誤差を直接用いて可変形ミラーへの指示を計算することもできます。

オープンループ動作とクローズドループ動作

波面補正器によって補正される前に波面誤差が測定される場合、その動作は「オープン ループ」であると言われます。

波面誤差が波面補正器によって補正された後に測定される場合、その動作は「クローズドループ」と呼ばれます。後者の場合、測定される波面誤差は小さくなり、測定と補正における誤差が除去される可能性が高くなります。クローズドループ補正が標準です。

アプリケーション

適応光学は、最初に投光照明網膜イメージングに応用され、生きたヒトの眼における単一錐体細胞の画像を生成することに成功しました。また、走査型レーザー眼底検査と組み合わせて、（同じく生きたヒトの眼において）単一錐体細胞に加えて、網膜微小血管とそれに関連する血流、そして網膜色素上皮細胞の画像を初めて生成することにも用いられました。光干渉断層撮影法と組み合わせることで、適応光学は生きた錐体光受容体の3次元画像を初めて収集することを可能にしたのです。[ 14 ]

顕微鏡検査では

変形可能ミラーは天体望遠鏡の波面誤差を修正するために使用できます。

顕微鏡では、試料誘起収差を補正するために適応光学が用いられる。[ 15 ]必要な波面補正は、波面センサーを用いて直接測定するか、センサーレスAO技術を用いて推定される。

その他の用途

GRAALはレーザーを利用した地上層適応光学装置である。[ 16 ]

補償光学技術は、夜間天体撮影や網膜撮影の精度向上以外にも、様々な分野で活用されています。補償光学は、スウェーデン1メートル太陽望遠鏡、ダン太陽望遠鏡、ビッグベア太陽観測所などの観測所で太陽天文学の研究に利用されています。また、地上および航空機搭載のレーザー兵器が軌道上の衛星を含む遠距離の標的に到達し破壊することを可能にするため、軍事分野でも活用が期待されています。ミサイル防衛局（MDA）の航空機搭載レーザー計画はその代表例です。

適応光学は、古典的[ 17 ] [ 18 ] および量子[ 19 ] [ 20 ]自由空間光通信システムの性能を向上させるため、および光ファイバーの空間出力を制御するために使用されてきた。[ 21 ]

医療用途には網膜の画像化があり、光干渉断層撮影法と組み合わせて使用​​されています。[ 22 ]また、適応光学走査型レーザー検眼鏡（AOSLO）の開発により、人間の網膜から反射される波面の収差を補正し、人間の桿体と錐体の回折限界画像を撮影することが可能になりました。[ 23 ]適応光学と能動光学は、当初は軍事用途として、 20/20以上の視力を実現するための眼鏡として開発されています。[ 24 ]

波面の伝播後、波面の一部が重なり合って干渉を引き起こし、適応光学による補正ができなくなることがあります。湾曲した波面の伝播は常に振幅の変動をもたらします。レーザーアプリケーションで良好なビームプロファイルを実現するには、この点を考慮する必要があります。レーザーを使用した材料加工では、加工面全体の焦点距離の変化に応じて、ピアシング中に焦点深度を調整することができます。ビーム幅も調整可能で、ピアシングモードと切断モードを切り替えることができます。[ 25 ]これにより、レーザーヘッドの光学系を切り替える必要がなくなり、より動的な変更のための全体的な加工時間が短縮されます。

適応光学、特に波面符号化空間光変調器は、生物学的標本の微細操作に使用される レーザー焦点を多重化し、動的に再構成する光トラッピングアプリケーションで頻繁に使用されます。

ビーム安定化

比較的単純な例として、大規模な自由空間光通信システムにおけるモジュール間のレーザービームの位置と方向の安定化が挙げられます。方向と位置の両方の制御にはフーリエ光学が用いられます。実際のビームはフォトダイオードによって測定されます。この信号はアナログ-デジタルコンバーターに送られ、次にマイクロコントローラに送られ、そこでPID制御アルゴリズムが実行されます。マイクロコントローラはデジタル-アナログコンバーターを駆動し、このコンバーターはミラーマウントに取り付けられたステッピングモーターを駆動します。

ビームを4象限ダイオードの中心に合わせる場合、アナログ-デジタルコンバータは不要です。オペアンプで十分です。

参照

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参考文献

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