新型哈特曼波前传感器研制成功

新型哈特曼波前传感器研制成功

国内首创基于微棱镜阵列的哈特曼波前传感器，2004年4月中旬由中科院光电所研制成功。该项技术以二元光学制作的锯齿形相位光栅阵列（微棱镜阵列）代替以往的微透镜阵列，建立了一种新型哈特曼波前传感器。该项技术已申请在光学检测、人眼像差测量和脉冲光光束质量诊断等应用场合的国家发明专利，是我国在光束诊断和光学检验技术领域的又一项创新突破。

该项研究为中科院光电所领域前沿部署课题项目，目标在于开展波前探测技术领域的创新研究，与原有微透镜哈特曼传感器技术比较，本技术创新性地采用锯齿形相位光栅阵列，建立了基于该微棱镜阵列的新型哈特曼波前传感器，完全实现了波前测量功能，从而使光电所在哈特曼波前传感器创新研制领域拥有了自己的技术专利，将有助于打破国外专利限制，推动产业化发展。

目前该技术已开始向产品化试制阶段过渡，近期目标为研制适用于车间环境下的光学镜面检测仪器，相对于对环境敏感的干涉仪和要求经验、无法定量的样板法检验，将为工厂光学检测提供一种对环境要求低、使用方便、性价比更为合理的测量产品。

自适应光学系统在matlab怎么仿真

ke多项式的自相关法产生符合大气统计特性的大气相位屏,仿真平行 光通过大气后的瞬时畸变波前相位;采用快速傅里叶变换仿真哈特曼-夏克波前传感器的成像光斑,根据实际成像与参考平面波成像的质心坐标之差,计算波前传感 器子

自适应光学的相关

目前探测波前扭曲程度的传感器主要有两类：沙克-哈特曼（Shack-Hartmann）波前传感器，它通过由每一个附属的图像探测器产生的参考星星像来探测实际波前的扭曲情况。另一个是曲率探测系统，它的改正是通过双压电晶片自适应透镜来完成的，透镜由两个压电平面组成。对于这两种方法来说，波前探测的完成都基于引导星，或者说是基于观测对象本身（当观测对象足够亮时其本身就可以被当作一颗引导星）。波前扭曲的测量可以在可见波段进行而在红外波段应用，如果参考星很暗的话则直接在红外波段（1 到2 /265m）进行。
自适应光学的控制系统是一台专门的计算机，它通过分析由波前传感器采集的数据来对镜面的形状做出修正。分析必须在极短的时间内完成（0.5到1毫秒内），不然大气情况的改变将使系统的改正因延误而产生错误。
等晕角对自适应光学系统的影响很大，当波长为2/265米时等晕角大约为20,但当波长为0.6/265米的时候,等晕角只有5左右，这个时候就很难在如此小的范围内找到足够亮的引导星。以上所述的情况在红外波段要比可见波段改善许多：首先大气湍流对长波的影响较小，从而波前的扭曲较小，找一颗比较暗的引导星往往也能满足要求；再加上红外波段的等晕角一般比较大，于是红外波段的自适应光学改正比可见波段要理想许多。
然而，即使是在2.2微米的波长，适用于自适应光学的天空覆盖率（相当于在目标天体周围等晕角的范围内找到一颗引导星的概率）只有百分之0.5到1。于是自适应光学适用的对象一般是那些在视场附近存在比如行星或亮星团的天体。
现在，许多大中型望远镜都采用自适应光学系统，举例来说：第一个自适应光学系统---ADONIS，应用于欧洲南方天文台（ESO）的3.6米望远镜；安装于8米北半球双子星（Gemini）望远镜的Hokupa'a自适应光学系统；应用于3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜 （CFHT）的PUEO自适应光学系统；第一次实现激光引导星（见下文）, 安装于西班牙卡拉阿托（CalarAlto）天文台3.5米望远镜的ALFA自适应光学系统；虽然曾经只利用自然引导星做自适应光学改正，但是很快开始使用激光引导星 ，应用于里克天文台的（Lick）3.5米沙因（Shane）望远镜的LLNL自适应光学系统；还有第一次应用于超大型望远镜凯克2号（Keck II）的Keck II 的自适应光学设备（AO facility）。另外有不少望远镜正在建设自适应光学系统，包括应用于甚大望远镜（VLT）的NAOS和SINFONI自适应光学系统。 为了克服引导星的限制，最有效的方法是人为制造一颗引导星，这也被称为激光导星（LGS）。大气中间层的钠原子或一些其他位于低层大气的微粒都能够反射脉动的激光从而造成狭小的光斑。前者反射的光集中在90千米的高度（纳共振），后者大概集中在10到20千米（瑞利漫散）。这样一个人造引导星可以离目标星无限地近，波前传感器通过测量反射的激光来纠正来自目标星光束的波前的扭曲。
美国的一些签有军事合同的实验室已经宣布人造激光引导星在国防部高级研究项目处Maui光学站的60厘米望远镜[Defense Advanced Research Projects Agency （DARPA）, Maui Optical Station （AMOS）]和美国空军星火光学1.5米望远镜（U.S. Air Force Starfire Optical Range）上成功应用。他们都取得了大约0.15角秒的分辨率并证明了激光探测的可能。主动战略防御组织（SDIO）和美国海军宣布在圣地亚哥的一台1米望远镜上像分辨率提高了近10倍。而对于一些用于天文（非军事）的系统来说，美国第一次完成了人造引导星的天文观测，另外还有应用于3.5米ARC望远镜的芝加哥自适应光学系统（ChAOS）。
目前激光引导星仍有很多物理上的限制。首先是焦点等晕现象，也被称为圆锥效应，这个问题在发展的初级阶段就相当明显。因为人造引导星一般位于较低的高度，散射的光被望远镜收集形成锥形光束，但是这样的光束和来自遥远观测对象的星光经过的湍流层的路径并不相同，这将导致相位估计错误。解决的方法是在观测对象周围同时使用多颗人造引导星。通过钠共振技术可以减小误差，最终效果相当于一台8米望远镜利用距离观测目标10的引导星进行修正后得到的效果。对于2/265米波长9等的观测对象，这样的结果还算合理。
更严重的是图像的移动或倾斜。人造星的中心在天空中看来是不动的，但是观测对象的位置看起来是横向移动的（也被称为倾斜）。最简单的解决方法是给自适应光学系统添加倾斜矫正器，但是这受限于有限的光子数据。更复杂的解决方法是使用两套自适应光学系统，一套用于观测对象，一套用于人造引导星。光子数据将随着第二个自适应光学系统的应用而大大增加。
通过前面所说的第二项技术，对自然引导星亮度的要求降低了，于是在观测对象周围找到一颗自然引导星的概率跟着增大，也就是天空覆盖率的增大（如果一台8米望远镜在1到2微米波段观测，天空覆盖率大约是百分之八十）。很明显，望远镜口径越大，天空覆盖率就越大，因为口径的增大带来的像分辨率的增大得到了充分利用。另一方面，它暗含着很大的技术难度，因为要求所有的部件都是相同的（可变形透镜、波前传感器和人造引导星等）。
应用多色激光器也是解决星像倾斜的一种方法,但这只适用于高度90千米的钠共振散射。多色激光器激发位于不同状态的钠原子并利用大气对不同波长的光折射率的微小差异来做出修正。其主要的不足是由电离层饱和而造成的有限的反射。多色光引导星不需要任何的自然引导星，天空覆盖率达到了百分之一百，但目前的实验情况并不十分理想。

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非球面镜片和表面越来越多地用于现代高品质的光学系统。因此，新的测量方法的准确
这些非球面量化也是必要的。目前的办法，以量化非球面是应用系统，如空
作为一个在干涉空镜头部分计算机生成的全息图。此方法的选择是夏克- Hartmann波前
传感器。这种传感器的动态范围可调节的应用微透镜阵列的光学参数。因此，大波
畸变可以直接测量无空镜头。然而，在一个小屋，哈特曼动态范围基本限制
传感器（SHS）的视波前曲率的事件。本文的分析，以确定最强烈的表达
波前曲率，可以用一个自蔓延de3ned的微透镜阵列测量的派生。它允许计算微透镜
参数要求来衡量一个测试透镜波前。特别是，旋转对称非球面形状的波前
自蔓延到了一个动态范围进行了研究。之间的干涉和二手烟比较已经完成。数值
解决方案使用标量迪：理论说明了分析预测。 其实有很多单词都是错的！！！！！！！！！

怎么用matlab 仿真光线的变化

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