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適応光学（AO）は、光の歪みを補正するためにミラーを精密に変形させる技術です。これは、天体望遠鏡[ 1 ]やレーザー通信システムで大気による歪みの影響を除去するために、顕微鏡[ 2 ] 、光学製造[ 3 ] 、網膜画像システム（眼底検査）[ 4 ]で光学収差を低減するために使用されています。適応光学は、波面の歪みを測定し、変形ミラーや液晶アレイなどの誤差を補正するデバイスでそれを補償することによって機能します。
適応光学系は、主鏡の形状を補正するために、より長い時間スケールで動作するアクティブ光学系と混同してはならない。
大気による歪みによって生じる限界を超える解像度を実現する方法としては、スペックルイメージング、開口合成、ラッキーイメージングなどがあり、またハッブル宇宙望遠鏡のような宇宙望遠鏡を用いて大気圏外に移動することでも解像度を向上させることができる。
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）などのSF作品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、一般的に使用されることはありませんでした。
適応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、ソ連の衛星の追跡に使用することを目的としていました。[ 8 ]
マイクロ電気機械システム（MEMS）可変ミラーと磁気コンセプト可変ミラーは、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により、現在、適応光学の波面整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。
適応光学の最も単純な形式は、ティルト補正[ 9 ]であり、これは2次元の波面の傾きの補正（画像の位置オフセットの補正に相当）に対応します。これは、2つの軸を中心に小さな回転を行う高速移動ティルトミラーを使用して行われます。大気によって生じる収差のかなりの部分をこの方法で除去できます。[ 10 ]
ティルトミラーは、独立して傾斜できる複数のセグメントのアレイではなく、傾斜および傾きが可能なセグメントが1つだけあるセグメントミラーです。このようなミラーは構造が比較的単純で、ストロークが大きいため補正能力が高いため、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これらを使用します。高次の収差は、その後、変形ミラーで補正できます。[ 10 ]
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、異なる温度層や異なる風速が相互作用することによって生じる）によって画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 ]約20センチメートル（0.20メートル、7.9インチ）より大きい望遠鏡で生成される視覚画像は、これらの歪みによってぼやけます。
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、光路にある変形ミラー、検出器からの入力を受け取るコンピューターを使用して、これらの歪みを補正しようとします。 [ 12 ]波面センサーは、数ミリ秒の時間スケールで大気によって生じた歪みを測定します。コンピューターは、歪みを補正するための最適なミラー形状を計算し、それに応じて変形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 in）の望遠鏡（VLTやKeckなど）は、赤外線波長で30〜60ミリ秒角（mas）の角度分解能を持つAO補正画像を生成できますが、補正なしの分解能は1秒角程度です。
適応光学補正を行うには、入射波面の形状を望遠鏡の開口面内の位置の関数として測定する必要があります。通常、円形の望遠鏡の開口は、波面センサー内のピクセルアレイに分割されます。これは、小さなレンズレットのアレイ（シャック・ハルトマン波面センサー）を使用するか、望遠鏡の開口の画像に対して動作する曲率センサーまたはピラミッドセンサーを使用するかのいずれかです。各ピクセルにおける平均波面摂動が計算されます。この波面のピクセルマップは可変ミラーに入力され、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。天体の形状やサイズを知る必要はありません。点状ではない太陽系の 天体でもシャック・ハルトマン波面センサーで使用でき、太陽表面の時間的に変化する構造は、太陽望遠鏡の適応光学によく使用されます。可変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。
科学観測対象は、光学的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、代わりに近くにあるより明るいガイド星を使用することができます。科学観測対象からの光は、基準星からの光とほぼ同じ大気乱流を通過しているため、その画像も補正されますが、一般的に精度は低くなります。
基準星が必要であるということは、適応光学システムが空のあらゆる場所で機能するわけではなく、十分な光度（現在のシステムでは約12～15等級）のガイド星が観測対象のすぐ近くにある場合にのみ機能することを意味します。これは、天体観測へのこの技術の適用を著しく制限します。もう1つの大きな制限は、適応光学補正が良好な視野が狭いことです。ガイド星からの角距離が大きくなるにつれて、画像品質が劣化します。「多重共役適応光学」として知られる技術は、複数の変形ミラーを使用してより広い視野を実現します。[ 13 ]
代替案として、レーザービームを使用して大気中に基準光源（レーザーガイドスター、LGS）を生成する方法があります。LGSには、レイリーガイドスターとナトリウムガイドスターの2種類があります。レイリーガイドスターは、通常近紫外波長のレーザーを伝播し、高度15～25 km（49,000～82,000フィート）の空気からの後方散乱を検出することで機能します。ナトリウムガイドスターは、589 nmのレーザー光を使用して、中間圏と熱圏の上層にあるナトリウム原子を共鳴励起し、それらが「光る」ように見えます。LGSは、自然ガイドスターと同じように波面基準として使用できますが、画像の位置（傾き/傾斜）情報には、（はるかに暗い）自然基準星が依然として必要です。レーザーは多くの場合パルスであり、大気の測定はパルスが発射されてから数マイクロ秒後のウィンドウに限定されます。これにより、システムは地表でのほとんどの散乱光を無視できます。大気圏上層部まで数マイクロ秒かけて往復した光のみが実際に検出される。
適応光学は眼科分野で応用されています。眼の収差とは、瞳孔を通過する波面の歪みのことです。これらの光学的収差は網膜上に形成される像の質を低下させ、場合によっては眼鏡やコンタクトレンズの装用が必要となります。網膜画像の場合、眼から出る光にも同様の波面歪みが生じるため、網膜の微細構造（細胞や毛細血管）を解像することができません。眼鏡やコンタクトレンズは、焦点ずれや乱視など、長期間（数ヶ月または数年）にわたって安定している傾向のある「低次収差」を補正します。これらの補正は正常な視覚機能には十分ですが、一般的に微細な解像度を得るには不十分です。さらに、微細な解像度を得るためには、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、時間的に安定しておらず、0.1秒から0.01秒程度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、連続的かつ高周波の測定と補正が必要です。
眼の収差は一般的に波面センサーを用いて測定され、最も一般的に使用されている波面センサーはシャック・ハルトマン式です。眼の収差は、眼から出る波面の空間位相の不均一性によって引き起こされます。シャック・ハルトマン式波面センサーでは、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、レンズレットの背面焦点面にCCDチップを配置することで、これらの不均一性を測定します。レンズレットによってスポットがCCDチップ上に集光され、これらのスポットの位置は重心アルゴリズムを用いて計算されます。これらのスポットの位置は基準スポットの位置と比較され、両者の変位を用いて波面の局所的な曲率を決定し、波面情報を数値的に再構成することで、収差を引き起こす位相の不均一性の推定値を得ることができます。
波面の局所的な位相誤差が分かれば、瞳孔と共役なシステム内の別の平面に、可変形状ミラーなどの位相変調器を配置することで、これらの誤差を補正できます。位相誤差を用いて波面を再構成し、それを用いて可変形状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、可変形状ミラーへの指示値を計算することも可能です。
波面補正器によって補正される前の波面誤差を測定する場合、その動作は「オープンループ」であると言われます。
波面補正器によって補正された後に波面誤差を測定する場合、その動作は「閉ループ」であると言われます。後者の場合、測定される波面誤差は小さくなり、測定および補正における誤差が除去されやすくなります。閉ループ補正が一般的です。
適応光学は、最初にフラッド照明網膜イメージングに適用され、生きた人間の眼の単一錐体細胞の画像を生成するために使用されました。また、走査型レーザー眼底鏡検査と組み合わせて、（これも生きた人間の眼で）単一錐体細胞に加えて、網膜微小血管系と関連する血流、および網膜色素上皮細胞の最初の画像を生成するためにも使用されました。光コヒーレンストモグラフィー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最初の3次元画像を取得することを可能にしました。[ 14 ]
顕微鏡では、適応光学は試料に起因する収差を補正するために使用されます。[ 15 ]必要な波面補正は、波面センサーを使用して直接測定するか、センサーレスAO技術を使用して推定されます。
適応光学技術は、夜間の天体画像撮影や網膜画像撮影の精度向上に用いられるだけでなく、他の分野でも活用されている。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天文台では、太陽天文学において適応光学が用いられている。また、地上および空中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ことで、軍事的な役割も期待されている。ミサイル防衛局の空中レーザー計画は、その代表的な例である。
適応光学は、古典的な[ 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、光ファイバの空間出力を制御するために使用されてきました。[ 21 ]
医療用途としては、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眼底鏡（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、人間の桿体細胞と錐体細胞の回折限界画像を取得することが可能になりました。[ 23 ]適応光学とアクティブ光学は、当初は軍事用途向けに、 20/20以上の視力を実現するために眼鏡で使用するためにも開発されています。[ 24 ]
波面が伝搬した後、その一部が重なり合って干渉を起こし、適応光学系による補正が妨げられることがあります。湾曲した波面の伝搬は常に振幅の変動を引き起こします。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、これ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、作業面全体で焦点距離が変化するため、穿孔中の焦点深度の変化を可能にするために、オンザフライで調整できます。ビーム幅も調整して、穿孔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、全体的な処理時間を短縮して、より動的な変更が可能になります。
適応光学、特に波面符号化空間光変調器は、生物試料のマイクロマニピュレーションに使用されるレーザー焦点を多重化および動的に再構成するために、光トラッピング用途で頻繁に使用される。
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いて、モジュール間のレーザービームの位置と方向を安定化させる場合が挙げられます。方向と位置の両方を制御するためにフーリエ光学が使用されます。実際のビームはフォトダイオードで測定されます。この信号はアナログ-デジタル変換器に入力され、その後、PID制御アルゴリズムを実行するマイクロコントローラに送られます。コントローラは、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するデジタル-アナログ変換器を駆動します。
ビームを4象限ダイオードの中心に集光する場合、アナログ-デジタル変換器は不要です。演算増幅器で十分です。
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