AO tutorial 5: multi-conjugate adaptive optics

Много-Сопряженная Адаптивная Оптика (МСАО) - дальнейшее развитие концепции АО. Она заключается в исправлении
турбулентности в трёх измерениях с помощью более чем одного деформирумого зеркала (ДЗ). Каждое ДЗ (см. рисунок)
оптически сопряжено с определенным расстоянием от телескопа. Мы называем это расстояние сопряженной высотой,
хотя термин дальность был бы более правилен. Преимущество МСАО - уменьшенный анизопланатизм, следовательно,
увеличенное поле зрения исправленного изображения.

Чтобы избежать виньетирования, диаметр ДЗ должен быть равен

, где $\Theta$ радиус поля зрения и H -
сопряженная высота. Следовательно, верхние ДЗ должны быть больше, чем зрачок телескопа и они называются
мета-зрачками. Лучи от научных объектов и опорных звёзд не соответствуют всему мета-зрачку, а имеют меньшие
сечения.

Вопрос: Каков диаметр мета-зрачка 8-метрового телескопа с ДЗ2, сопряженным с 8 км, и диаметром поля зрения 2
угл. минуты? Каков диаметр сечения луча натриевой звезды?

Сигналы, управляющие этими ДЗ, получаются от нескольких ДВФ, каждый из которых наблюдает свою опорную
звезду. Информация от ДВФ обрабатывается реконструктором, для того, чтобы восстановить
трехмерное возмущение волнового фронта, подобно тому, как это делается в медицинской томографии, где трехмерная
структура объекта определяется из наблюдений под различными углами. В нашем случае метод называется
томографией турбулентности, восстановление осуществляется перемножением матриц.

Томография полезна даже при одном ДЗ, потому, что она позволяет выделить сигнал компенсации для объекта,
находящегося на большом угловом расстоянии от опорной звезды. В этом случае получается лучшее качество
компенсации по сравнению с использованием одной опорной звезды и улучшается покрытие неба АОС с ЕОЗ.
С ЛОЗ томография помогает уменьшить эффект конуса: рассматривая несколько турбулентных слоёв и сигналы
от нескольких опорных звёзд позволяет их так скомбинировать без сокращений и пропусков, чтобы получить
наилучшую компенсацию для определенного объекта. Таким образом, томография может быть использована
без МСАО, но МСАО не будет работать без томографии.

Непрерывно растущий интерес к томографии и МСАО непосредственно связан с перспективой исправления
турбулентности на больших и, в будущем, на сверхбольших телескопах (БТ и СБТ - соответственно) во всём
оптическом и ИК диапазонах. Логический подход к такому заключению показан на этой схеме и таков:

Энтузиазм о МСАО и несколько ошибочных статей создали впечатление, что это - волшебное решение для
полного удаления эффектов турбулентности. В последующем мы предоставим несколько реалистических оценок
большого, хотя всё ещё конечного, выигрыша, даваемого МСАО и проблем, связанных с ним.

5.2. Поле зрения, ограниченное коррекцией.

Предположим, что неким способом мгновенные возмущения во всех атмосферных слоях стали известны, и что
мы имеем в своем распоряжении конечное число M идеальных ДЗ. Насколько может быть скорректировано поле
зрения?

Было показано( JOSA, V. A17, P. 1819, 2000), что в пределе очень большого телескопа остаточная фазовая дисперсия
вызванная анизопланатизмом $\langle \epsilon_{\rm aniso}^2 \rangle$ , дается известным выражением

где $\theta$ - угловое расстояние объекта от центра поля зрения (который полностью скорректирован). Новый параметр
$\theta_M$ заменяет классический параметр - область изопланатизма $\theta_0$ ,Выигрыш в размере поля зрения равно отношению этих углов.
Зависимость от длины волны изображения остается прежней, $\theta_M \propto \lambda^{6/5}$ .

Для того, чтобы вычислить $\theta_M$ , должен быть известен профиль турбулентности

. Профиль должен быть умножен на
некоторую весовую функцию и проинтегрирован по высоте, чтобы получить остаточную погрешность фазы и, следовательно, получить $\theta_M$ . Весовая функция равна нулю на высотах, сопряженных ДЗ (соответствующие слои скорректируются идеально этими
идеальными зеркалами), и положительна на промежуточных высотах. Эти функции построены на рисунке для
классической АОС (F0 - одно ДЗ сопряженное с нулевой высотой), для случая, когда одно ДЗ сопряжено с 5 км (F1),
как в АОС Gemini-N Altair , и для случая МСАО с двумя ДЗ (F2), сопряженных с 2 км и 10 км.

Двух-зеркальная кривая была получена в предположении, что каждый промежуточный слой корректируется обоими
ДЗ, и коррекция поделена между ДЗ в оптимальном отношении. Такая стратегия дает результаты лучше, чем простая
привязка турбулентного слоя, подлежащего коррекции, к смежному ДЗ, хотя размер поля зрения по порядку величины
может быть примитивно оценен путем суммирования анизопланитизма всех слоев. такая же стратегия оптимального
деления коррекций применима для более чем двух ДЗ,

Для любого

могут быть найдены сопряженные высоты ДЗ , которые приводят к наибольшему полю зрения. Когда
в атмосфере существуют слои сильной турбулентности, выгодно сопрягать ДЗ с этими слоями. Однако, во всех
случаях значительная часть турбулентности распределена непрерывно по всем высотам (см. профиль), следовательно
выигрыш качества , полученный вследствие деления профиля на слои, мал в сравнении с непрерывным профилем с
тем же $\theta_0$ . Оптимальные сопряженные высоты для 1, 2, и 3-х ДЗ показан здесь для частного случая профиля.
Качество компенсации - слабая функция точных значений сопряженных высот.

Вопрос: Какой был бы размер сомпенсированного поля зрения идеальной МСАО системы, рассматриваемой здесь, при
2-х ДЗ и всей турбулентности, сосредоточенной в 2-х слоях?

Действительный выигрыш в размере поля зрения, даваемый увеличением числа ДЗ, был вычислен для 12 профилей
на Серро Паранал: 4-5 раз с 2-мя ДЗ, 7-10 раз при 3-х ДЗ. Дальнейшее увеличение числа ДЗ дает малый выигрыш,
а для больших M, в частности, $\theta_m \propto M$ . Этот результат интуитивно понятен для непрерывно распределенной
турбулентности: толщина слоев, "обслуживаемых" каждым ДЗ, обратно пропорциональна числу ДЗ (напомним, что
исправление первых мод Цернике дает наибольший эффект, здесь ситуация во многом схожая).
Так, чтобы скорректировать большое поле зрения диаметра 2 $\Theta$ с помощью суб-апертуры размера, нам нужны,
грубо говоря, $M =2 \Theta H/d$ ДЗ.

Вопрос: Предполагая, что используя 2 ДЗ вместо одного, мы расширим поле зрения в 5 раз, оцените достижимый
диаметр поля зрения на 0.5 и 2.2 мкм, если $\theta_0$ на 0.5 мкм составляет 2.5 угл.сек.
.

5.3. Томография турбулентности

Первые работы по томографии турбулентности ставили целью моделирование турбулентной атмосферы как несколько
тонких слоёв и пытались вывести фазовые возмущения в этих слоях из сигналов, полученных от нескольких опорных
звёзд (ОЗ) (путем решения системы линейных уравнений). Для того, чтобы сделать это, число неизвестных должно быть
меньше или равно количеству измерений, что означает по меньшей мере одну опорную звезду на слой. Слои, конечно,
идентифицировались с ДЗ.

В действительности существует бесконечное число турбулентных слоев в атмосфере и данные ДВФ зашумлены.
Это означает необходимость применения статистических методов, таких, как оптимальная фильтрация.
В действительности нужно не восстановление целого турбулентного объема, а наиболее вероятная оценка
сигналов компенсации при использовании имеющейся в наличии информации от ОЗ. такой подход тоже
называется томографией и был экспериментально продемонстрирован (Nature, V. 403, P. 54, 2000).

Предположим снова, что телескоп очень большой и что используются только ЕОЗ (растяжения волнового фронта
отсутствуют). Тогда задача может быть рассмотрена методом Фурье. Каждая спектральная компонента искажения
волнового фронта (синусоидальное возмущение) измеряется и корректируется отдельно. Как видно из
рисунка, относительный пространственный сдвиг сигналов между двумя источниками, разделенными углом
$\Theta$ есть $\Theta H$ , где H расстояние между слоями. Для фурье-компонент с пространственной частотой f фазовый сдвиг
равен $2\pi f \Theta H$ . ДВФ измеряет суммарный эффект от обоих слоёв, который различен для двух ОЗ благодаря
фазовому сдвигу. Из этих двух сигналов можно восстановить два слоя путем решения алгебраической системы
двух уравнений. Однако, когда фазовый сдвиг равен точно $2 \pi$ , два сигнала становятся идентичными, и система
не имеет решения. Это случается на критической частоте $f_c = 1/\Theta H$ .

Если существует турбулентность между слоями, ситуация остается качественно такой же. Для фазовых сдвигов,
больших, чем 1 радиан, Фурье-компоненты от различных ВЗ становятся некоррелированными и достижимая степень
компенсации турбулентности уменьшается. Это означает, что для того, чтобы скорректировать мелко-масштабные
возмущения (большое f), расстояние между ОЗ
s $\Theta$ (т.е. размер поля зрения) должно стать меньше. Когда вся
атмосфера становится тоньше (малое H), скорректированное поле зрения раскрывается.

Вопрос: Оцените максимальное поле зрения, которое может быть скорректировано при субапертурах 1м и
толщине турбулентности H=5км.

Вопрос: Для равномерного распределения турбулентности толщиной H=5 км оцените число ДЗ и ОЗ, необходимых
для коррекции поля зрения 5 угл. мин. в видимой области (размер суб-апертуры d=0.3 м).
.

Эти соображения приводят к формуле (JOSA V. A18, P. 873, 2001), выражающей остаточную ошибку фолнового
фронта некоторого научного объекта, который может быть восстановлен с использованием созвездия К ярких
ЕОЗ, расположенных на некотором радиусе $\Theta$ вокруг объекта:

Здесь $\gamma_K$ - размер томографической области, который, в свою очередь, вычисляется из

профиля. Зависимость
от длины волны та же, что и $\theta_0$ . Фактически, $\gamma_K$ может быть записан как $\gamma_K = r_0/\delta_K$ , , где эквивалентная толщина
атмосфер $\delta_K$ iподобна эквивалентной высотеt $\bar{h}$ в классической формуле $\theta_0= r_0/\bar{h}$ .

Используя большее число ОЗ, мы уменьшаем кажущуюся "толщину" атмосферы и раскрываем томографическое поле
зрения. Выигрыш в размере поля зрения равен $\gamma_K/\theta_0 = \bar{h}/\delta_K$ . Это составляет 10-20 для характерных профилей
при 3 и 5 ОЗ соответственно..

Эта теория очень общая и не принимает во внимание, например, диаметр телескопа. В действительности перекрытие
между отпечатками лучей ОЗ на высотных слоях будет неполным, некоторая часть слоев не может быть прозондирована
полностью и, следовательно, останется неизмеренной. Эти эффекты могут доминировать в общей томографической
ошибке при определенных условиях (4 -х -метровый телескоп в ИК области) или быть несущественны в некоторых
других случаях (8-ми метровый телескоп в видимой области или СБТ). Размер томографической области $\gamma_K$ обеспечивает
системно-независимый нижний предел ошибки восстановления фазы.

Используя несколько ОЗ, мы собираем больше фотонов. Означает ли это, что допуск на яркость ОЗ может быть
ослаблен и могут быть применены для томографии более слабые звёзды, чем требуется для классической АО? Ответ
зависит от размера восстанавливаемого поля зрения. Если поле зрения много меньше, чем $\gamma_K$ , сигналы ВЗ
коррелированы и, действительно, отдельные ОЗ могут быть слабее, чем одна ОЗ. С другой стороны, если мы хотим
получить преимущество полного томографического поля зрения, ОЗ должны быть по крайней мере также ярки
(или даже более ярки), чем одна ОЗ в классической АОС, потому, что решение томографической задачи ведет к
увеличению шумов (так же, как в других обратных задачах).

Для томографии может быть недостаточно ЕОЗ, особенно в коротковолновой области изображений. Кроме того,
ДВФ должен быть модифицирован для каждого наведения телескопа и коммандная матрица МСАО соответственно
должна быть обновлена. Ясно, ЛОЗ были бы более хорошим решением для МСАО (см. МСАО Gemini). Однако,
имея ввиду проблемы ЛОЗ, некоторые исследователи полагают использование нескольких ЕОЗ и томографии
для исправления научных объектов даже с единственным ДЗ. F. Rigaut предлагает исправлять только нижние
слои атмосферы. Результирующее качество будет хуже дифракционного предела, но улучшенное качество изображения в
широком угле зрения может быть полезно при наблюдениях в видимой области. E. Gendron предлагает построить
много-объектный спектрометр, в котором каждый объект будет корректироваться миниатюрной АОС с использованием
сигналов от нескольких окружающих ЕОЗ и томографического восстановления.

5.4. Проблема наклонов в МСАО

Наклоны нескольких ЛОЗ остаются неопределёнными по той же причине, что и в АОС с единственной ЛОЗ.
Как следствие, информации, получаемой от ЛОЗ становится не достаточно для полного решения томографичской задачи. В дополнение к общим двум наклонам появляются как минимум 3 дополнительные неопределенные моды (нулевые моды). Они соответствуют разностному астигматизму и дефокусировке между двумя ДЗ (см. рисунок). Эти моды не влияют на качество изображения на оси, но скорее создают различный наклон между различными частями поля зрения - анизопланатизм наклона (это объясняет, почему они не могут быть измерены с использованием ЛОЗ). Моделирование показывает, что если анизопланатизм наклона остается нескорректированным, звёзды в поле зрения будут двигаться по отношению друг к другу, как будто всё поле зрения случайным образом
искажено.

Вопрос: Нарисуйте относительные смещения 5 ЛОЗ расположенных в поле зрения как показано на рисунке,
вызываемые модами Цернике 4, 5, 6, приложенными к верхнему ДЗ.

Три дополнительные моды могут быть измерены с помощью двух дополнительных ЕОЗ, дополняющих их общее число
до 3. Дифференциальные наклоны между ЕОЗ ограничивают эти моды. С другой стороны, одна ЕОЗ может быть
применена для измерения мод Цернике от 2-ой до 6-ой (радиального порядка 1 и 2). Это требует, конечно, более яркой
ЕОЗ. Представляется, что первое решение дает лучше качество и лучше покрытие неба и, следовательно,
предпочтительнее.

Что случится, если датчики наклонов 3-х ЕОЗ дают сигналы с некоторыми ошибками? МСАО будет компенсировать
эти погрешности цепью обратной связи, следовательно , поле зрения будет искажено. Например, масштаб изображения в фокальной плоскости
(угловых секунд на пиксел) изменится, если верхнее ДЗ имеет статическую дефокусировку. Специальные процедуры
должны применяться для того, чтобы эти погрешности не влияли на астрометрические показатели МСАО систем
(подобно выравниванию верхнего ДЗ перед замыканием цепи обратной связи).

Понимание анизопланатизма наклонов, характерного для МСАО, приводит к предложению использовать 3 ЕОЗ даже в
"стандартной" коррекции наклонов. Если в дополнение к наклонам моды 4-6 исправлены ДЗ, сопряженным с некоторой
высотой, большая часть анизопланатизма наклонов будет обнулена. Это означает, что улучшение качества изображения
может быть достигнуто не только вблизи ЕОЗ, используемой для определения наклонов, но в более широком поле
зрения. Второе преимущество использования 3 ЕОЗ для коррекции наклонов состоит в том , что анизоплпнатизм
наклонов измеряется даже без добавления ДЗ низких порядков. Следовательно, может быть достигнута лучшая
коррекция научного объекта, например в АОС с ЛОЗ. Вычисления покрытия неба показывают, что необходимость иметь
3 ЕОЗ вместо одной перекрывается увеличенным полем зрения, где такие ЕОЗ могут быть найдены. Следовательно,
"томография наклонов" обещает улучшить покрытие неба даже для одно-сопряженных АОС с ЛОЗ.

5.5. Модальные МСАО системы

Общая схема МСАО системы показана на рисунке в разделе 5.1. ДВФ обеспечивают получение информации об
определенном числе параметров волнового фронта, например, измеряют несколько мод Цернике. Этот вектор
данных умножен на матрицу команд (см. Реконструкторы) для того чтобы получить сигналы коррекции,
прикладываемые к ДЗ. Эти сигналы тоже могут быть характеризованы как моды Цернике, это объясняет, почему
мы называем такую систему модальной МСАО.

Задача оптимизации командной матрицы рассматривалась в ряде работ. Когда принимаются во внимание
статистические характеристики шума и турбулентности, получается нечто вроде Винеровского фильтра. Обычно
критерием оптимизации является минимум взвешенной остаточной дисперсии фазы по полю зрения (или в некоторых
указанных зонах поля зрения). Простой и более традиционный подход состоит в конструировании матрицы
взаимодействия и её обращения для получения командной матрицы. Однако, метод оптимизации дает существенно
лучшие результаты (см. ниже).

Качество работы МСАО системы может быть изучено с помощью моделирования методом Монте-Карло на компьютере.
Такой метод требует большого количества вычислений и подходит только для детального анализа характеристик МСАО
на стадии проектирования. Другим способом получения оптимизированной командной матрицы и характеристик системы
могут быть получены из статистических величин второго порядка, таких, как ковариация коэффициентов Цернике
(в модальной МСАО) или ковариаций S-H сигналов и сигналов актюаторов ДЗ (в зональной МСАО). В настоящее время
кодирование модальной ковариации является самым быстрым инструментом.
.

Моделирование методом Монте-Карло и анализ, основанный на ковариации мод, учитывают эффекты, которыми пренебрегалось
в теории Фурье, а именно перекрытие лучей, эффект конуса ( в случае ЛОЗ), конечного порядка коррекции. На рисунке
показана остаточная фазовая дисперсия первых 66 мод Цернике в 8-ми метровом телескопе для объекта в центре поля
зрения (это соответствует томографии потому, что объект может быть скорректирован только одним ДЗ). Сплошные
линии показывают результаты с 3 и 5 ЕОЗ при увеличивающемся расстоянии от объекта. Пунктирная линия показывает
предельную томограыическую ошибку для 3 ЕВС и бесконечного телескопа. Как можно видеть, действительные
ошибки много больше потому, что здесь перекрытие луча есть главный источник томографической ошибки.

Штриховая линия показывает качество, достижимое при 3-х натриевых ЛОЗ при условии, что наклоны для объекта
полностью компенсированы. При тесном расположении ЛОЗ качество хуже, чем при ЕОЗ, вследствие эффекта конуса.
Когда радиус ЛОЗ достигает 9 угл. сек., их расстояние от оси телескопа как раз равно 4 м - в этом случае эффект конуса
частично гасится томографией, остаточная ошибка меньше 1 квадратного радиана на длине волны 0.5 мкм
(предупреждение: должны быть рассмотрены моды высших порядков прежде, чем сделан вывод, что эффект конуса
преодолен и ЛОЗ исправление в видимой области возможно).

Может показаться странным, что при больших разделениях 3 ЛОЗ дают лучший результат, чем 3 ЕОЗ. Причина этого
парадокса в компенсации наклонов, предполагающегося полным для ЛОЗ. Штрих-пунктирная линия показывает случай,
когда ЛОЗ заменены ЕОЗ с полной компенсацией наклонов - чтобы продемонстрировать , что очевидный выигрыш
получен именно из-за такого предположения.

И ковариационный метод и моделирование методом Монте-Карло показывают, что качество скорректированного
изображения, получаемого с помощью МСАО молее однородно по полю зрения, чем в классической АОС. Например,
на рисунке показана вариация коэффициента Штреля (на 2.2 мкм) в пределах поля зрения в 2 угловых минуты для
МСАО с двумя ДЗ при использовании 3 ЕОЗ (сплошная линия). Каждое ДЗ корректировало 66 мод Цернике. Для
сравнения показаны также результаты с обратной командной матрицей (штриховая линия) и классической АОС
(пунктирная линия). Положения ОЗ и точек, где проводились измерения, показаны на вставке.

Вариации формы ФШТ по полю зрения моделировались R. Conan для классической АОС, компенсирующей 66
мод Цернике на 8-ми метровом телескопе (слева) и для МСАО с 3 ДЗ и 3 ЕОЗ (справа). Размер поля зрения 4х4
угл. мин., ЕОЗ (помеченные красным) имели 14-15 звездную величину вокруг планетарной туманности NGS 2346.
Длина волны изображения 2.2 мкм.

Другим неожиданным результатом моделирования оказалось, что для МСАО системы с 2-мя ДЗ сопряженная высота
второго зеркала может быть изменена в широком диапазоне, не отражаясь на качестве системы. Это очень полезно:
расстояние между телескопом и турбулентными слоями изменяются во времени и , вдобавок, зависят от зенитного
расстояния телескопа. Эти изменения могут быть отражены в повторной оптимизации командной матрицы и не требуется
изменение оптического сопряжения.

5.6. Послойно-ориентированная МСАО

Концепция послойно-ориентированной МСАО разрабатывается R. Ragazzoni с сотрудниками. Эта идея близка исходной
идее МСАО, принадлежащей J. Beckers, и ранним версиям медицинской томографии, когда слои трехмерного
объекта отделялись "фокусировкой" на них, в то время как объект освещался с различных углов.

Предположим, что мы измеряем волновые фронты, используя много ЕОЗ. Если ДВФ оптически сопряжен с некоторой
высотой H, сигналы всех ЕОЗ, соответствующие этому слою, будут идентичными. Однако, другой слой на высоте h
будет виден с различными относительными сдвигами. Если все сигналы усреднены, измеряемый слой не изменится,
но другие слои будут сглажены с характерной длиной $\Theta$ (H-h), где $\Theta$ i радиус поля зрения. Короче, вклад выделенного
слоя будет увеличен в сравнении с другими слоями.

В послойно-ориентированной системе (ПОС) усреднение сигналов от многих звёзд производится не в компьютере,
а сложением их света на одном фотоприемнике (это может быть достигнуто с помощью многопирамидного ДВФ).
Сложенный сигнал подводится к ДЗ, сопряженному с той же высотой. Часть звездного света используется другим ДВФ,
сопряженным с другой высотой и другим ДЗ. Конечно, слои не являются полностью независимыми: ДВФ на некотором
слое Н "видит" сглаженные волновые фронты от всех других слоёв и сглаженные коррекции прикладываются ко всем
другим ДЗ. Но система работает в замкнутой цепи обратной связи, стараясь подстроиться и выдать нулевые сигналы во
всех слоях. Существует надежда, что вклады отдельных слоёв будут в конечном счёте распутаны. Моделирование и
теория показывают, что это действительно происходит при некотроых условиях

Вопрос: Для послойно-ориентированной МСАО системы с двумя парами ДВФ-ДЗ, отделенными на 5 км и поля зрения
5 угл. мин. оцените размер возмущений, которые останутся не скорректированными в промежуточном турбулентном
слое. При тех же условиях оцените, на каких пространственных масштабах будет сильное взаимное влияние
между слоями.

Послойно-ориентированная МСАО может рассматриваться как попытка решить задачу томографии с помощью
аппаратных методов. Система не может быть оптимизирована по отношению к яркостям отдельных звёзд, профилю
турбулентности и т.д. Предполагается, что при данных условиях это будет выполнено немного хуже, чем
оптимизированной МСАО. С другой стороны, концепция ПОС имеет несколько преимуществ: упрощенные вычисления
(АО цепи обратной связи замыкаются в каждом слое отдельно и независимо), возможность использовать много
очень слабых ЕОЗ (чтобы преодолеть шум фотоприемника) и возможность отслеживать вызванную ветром турбулентность
в отдельных слоях с большими временами экспозиции.Пока что не все проблемы этой концепции решены в
практической реализации.

Вопрос: Как изменится фотонный шум, если число слоев в ПОС удвоится?

5.7. МСАО: близкое будущее

Коллектив Gemini приступил к реальному строительству МСАО системы для телескопа Gemini-S. Сейчас проект прошел
стадию концептуальной разработки (2001). Стоит цель достичь однородной компенсации турбулентности в ближнем ИК
и J, H, K диапазонах в поле зрения 1 угл. мин.

Хотя параметры системы могут ещё измениться, её главные характеристики суммированы в таблице.

Диапазон сопряжения ДЗ	0, 4.5 and 9 км
Порядки ДЗ	16, 16, и 8 актюаторов на зрачок
Число ОЗ	5 натриевых ЛОЗ и 3 ЕОЗ
Геометрия ЛОЗ	в центре и 4 угла в квадрате 42.5 угл.сек
Порядки ДВФ	Ш-Г, 16х16 (ЛОЗ), наклоны (ЕОЗ)
Мощность лазеров ЛОЗ	10 Вт на луч
Запускающий телескоп	Сзади вторичного зеркала телескопа, 45 см
Яркости ЕОЗ	3 times 19 (для 50% уменьшения к-та Штреля в Н)
Ширина полосы управления	33 Гц (ЛОЗ), 0-90 Гц(ЕОЗ)

Компенсированное поле зрения будет по крайней мере квадрат в 1 угл. мин.( до 2 угл. мин. при частичной
компенсации в К диапазоне), изменения коэффициента Штреля по полю зрения не должны превышать нескольких
процентов. Детальные рабочие характеристики имеются на сайте Gemini.
Параллельно, Южная европейская обсерватория при содействии Европейских организаций планирует построить
МСАО демонстрационный проект на 8-ми-метровом телескопе с использованием ЕОЗ. Целью этого проекта
- показать осуществимость МСАО, которая рассматривается как главная предпосылка для осуществления СБТ
(СБТ предполагается бесполезным без МСАО).

Работа по МСАО ведется также в обсеватории Lund, в Durham (Великобритания) и обсерватории Паломар.

Резюме. Много-сопряженные АОС будут пытаться исправить трехмерную турбулентность, увеличивая доступное поле зрения и другие параметры АОС, особенно при использовании ЛОЗ. Это утверждение основано на томографии турбулентности - оптимальном методе извлечения сигналов многослойной коррекции при измерении нескольких опорных звезд. При 2-3 зеркалах и 3 - 4 опорных звёздах поле зрения раскрывается в 5-10 раз в зависимости от профиля турбулентности. Томография будет улучшать качество АОС даже при единственном ДЗ вследствие исправления эффекта конуса, лучшей коррекции наклонов и лучшего покрытия неба.