|
== Historia ==
KunTähtitieteessä kaukoputkioptiikan olikehittyminen keksittyalkoi kaukoputken keksimisellä 1600-luvulla, optiikka kehittyi jatkuvasti.ja 1900-luvulle tultaessa oltiin saavutettusaavutettiin tilanne, jossa ilmakehän turbulenssi oli suurin tähtitieteellistä kuvanlaatua rajoittava tekijä. Kaukoputken halkaisijan kasvattaminen 20 cm suuremmaksi ei enää parantanut kuvien erotuskykyä. Tästä huolimatta isompia kaukoputkia pyrittiin rakentamaan, jotta valoa voitiin kerätä enemmän himmeämpien tähtien havainnoimiseksi. Siten optisten teleskooppien koko jatkoi kasvamistaan, ja 1940-luvulle tultaessa saavutettiin neljän metrin halkaisija.
Perinteinen peilikaukoputkien rakennustekniikka käytti kuvanlaadun varmistamiseksi massaa. Siten rakenteista saatiin tarpeeksi jäykkiä häiritsevien värähtelyjen poistamiseksi tarpeeksi jäykkiä. Järjestelmien koon kasvaessa tämä tekniikka tulioli kuitenkin epäkäytännölliseksiepäkäytännöllistä, ja tilalle tuli [[aktiivinen optiikka]] kehitettiin. Kaukoputken pääpeilistä ei tehty enää raskasta, vaan sen pinnan alle sijoitettiin mekaanisesti liikuteltavia osia. Näin peilin muoto voitiin dynaamisesti säätää optimaaliseksi korjaamaan hitaasti muuttuvien tekijöiden kuten painovoiman, tuulen, lämpötila- ja paine-erojen vaikutus.
Aktiivisessa optiikkassaoptiikassa peilin muotoa voidaan korjata vain noin kerran sekunnissa, mikä on liian hidasta ilmakehän turbulenssin reaaliaikaiselle kompensoimiselle. Siitä huolimatta juuri tähän pyrkivää adaptiivista optiikkaa ehdotettiin ensimmäisen kerran jo 1950-luvulla. Sen aikainen tekniikka oli kuitenkin liian kypsymätöntä niin äärimmäisiin vaatimuksiin.<ref name=roddier1999>{{Kirjaviite | Tekijä = F. Roddier | Nimeke = Adaptive Optics in Astronomy | Vuosi = 1999 | Kappale = Historical context | Sivu = 3 | Julkaisija = Cambridge university press}}</ref>
AO-tutkimus sai vauhtia vasta 1970-luvulla sotateknologian tarpeisiintarpeista. Motivaationa toimivat ensi sijassa vieraiden valtioiden salaisten satelliittien vakoileminen ja lasersäteiden tarkka kohdistaminen kaukokohteiseen. 1970-luvun loppuun mennessä useita AO-järjestelmiä käytettiin säännöllisesti puolustuskäytössä. Tällä välin tähtitieteilijät keskittyivät kompensoimaan ilmakehän aiheuttamia häiröitä jälkikäsittelymenetelmillä kuten [[täpläinterferometria]]lla.<ref name=roddier1999/><ref name=tyson1991>{{Kirjaviite | Tekijä = R. K. Tyson | Nimeke = Principles of Adaptive Optics | Vuosi = 1991 | Julkaisija = Academic Press, Inc.}}</ref>
AO-tekniikan menestys sotilaskäytössä herätti myös tähtitieteilijöiden kiinnostuksen. Soveltaminen tähtitieteessä oli kuitenkin huomattavasti vaikeampaa, sillä useimmat mielenkiintoiset kohteet ovat huomattavasti keinotekoisia satelliitteja himmeämpiä. Siten kesti vielä toisen vuosikymmenen ennen puhtaasti tieteellisten AO-sovellusten laajamittaista käyttöä.Mutta 1990-luvun puolivälistä lähtien AO on kuitenkin ollut säännöllisessä käytössä useimmilla maailman suurimmista tähtikaukoputkista.<ref name=roddier1999/>
== Toimintaperiaate ==
Perinteistä ensimmäisen sukupolven AO-järjestelmää on havainnollistettu oheisessa kuvassa. Kaukaisesta kohteesta tuleva aaltorintama olisi ideaalitilanteessa, ilman ilmakehän aiheuttamia häiröitä, täysin tasainen. Nämä häiriöt korjataan tavallisesti iteratiivisesti.<ref name=tokovinin>{{Verkkoviite | Osoite = http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/tutorial/intro.html | Nimeke = AO tutorial at CTIO | Tekijä = Tokovinin, Andrei | Tiedostomuoto = | Selite = | Julkaisu = | Ajankohta = | Julkaisupaikka = | Julkaisija = | Viitattu = 30.8.2010 | Kieli = {{en}} }}</ref>
Järjestelmään saapuva valo ohjetaan ensin mukautuvalle peilille, josta se heijastetaan eteenpäin säteenjakajalle. Peilin muoto muuttaa aaltorintamaa, ja säteenjakaja jakaa valon erityisen aaltorintamasensorinaaltorintama-anturin ja tieteellisen kameran kesken. AaltorintamasensorinAaltorintama-anturin mittausten perusteella nopea reaaliaikainen tietokone laskee, millainen korjaus mukautuvan peilin tarvitsee tehdä virheettömän aaltorintaman aikaansaamiseksi. Muutamien iteraatioiden jälkeen peili on saatu muotoon, joka korjaa huomattavan osan ilmakehän aiheuttamista virheistä.
Tähtitieteellisessä käytössä rajoittava tekijä on yleensä tarkkailtavan kohteen kirkkaus. Vain harvat tähdet ovat rittävänriittävän valomaisia, jotta niistä tuleva valo riittää luotettavien aaltorintamamittausten laskemiseen. Mittaukset täytyy tehdä vähintään sata kertaa sekunnissa, jotta turbulenssin korjaaminen olisi mielekästä, ja mitä tiheämmin mukautuvan peilin muotoa halutaan korjata, sitä enemmän fotoneita AO tarvitsee. Käytännössä tähdestä saapuvat fotonit täytyy myös jakaa AO-järjestelmän ja tieteellisen kameran kesken. Useimmat järjestelmät käyttävät säteenjakajaa, joka erottelee valon aallonpituuden mukaan. Siten aaltorintamamittaukset voidaan tehdä näkyvällä valolla, ja tieteellinen kamera toimii lähi-infrapuna-alueella, joka kärsii ilmakehän turbulenssista lyhyitä aallonpituuksia vähemmän.
=== Vaikutus kuvanlaatuun ===
| 