DE19944771A1 - Verfahren zum Empfangen und Verarbeiten von beim Passieren der Atmosphäre verzerrten optischen Signalen - Google Patents
Verfahren zum Empfangen und Verarbeiten von beim Passieren der Atmosphäre verzerrten optischen SignalenInfo
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Abstract
Zum Empfangen und Verarbeiten von optischen Signalen, welche beim Passieren der Atmosphäre aufgrund von Brechungsindex-Schwankungen der Luft atmosphärisch verzerrte optische Wellenfronten aufweisen, wird die empfangene optische Welle auf mindestens ein zweidimensionales, aus einer Anzahl von einzelnen Detektorelementen gebildetes Detektor-Array fokussiert. Hierbei entspricht dieses Detektor-Array in seiner Gesamtgröße einem durch die atmosphärische verzerrte Wellenfront hervorgerufenen Specklemuster im Fokus einer Empfangsapertur eines Teleskops. Ströme, die von gezielt ausgewählten, empfangssignaltragenden Detektorelementen des Detektor-Arrays erzeugt worden sind, werden durch geeignete elektronische Elemente gesteuert kombiniert und anschließend einer Signalverarbeitung unterzogen. DOLLAR A Das Detektor-Array im Fokus einer Empfangsapertur eines Teleskops ist aus lückenlos, dicht nebeneinander angeordneten, einzelnen optischen Detektorelementen (41) gebildet. Zum Verarbeiten und gesteuerten Kombinieren der Ströme, die von gezielt ausgewählten, empfangssignaltragenden Detektorelementen des Arrays erzeugt sind, sind geeignete elektronische Elemente nachgeordnet.
Description
Die Erfindung betrifft ein Verfahren zum Empfangen und Verar
beiten von optischen Signalen, welche beim Passieren der At
mosphäre aufgrund von Brechungsindex-Schwankungen der Luft
atmosphärisch verzerrte optische Wellenfronten aufweisen.
Ferner betrifft die Erfindung Einrichtungen zum Durchführen
des Verfahrens.
Elektromagnetische Wellen im optischen Bereich werden beim
Passieren turbulenter atmosphärischer Regionen aufgrund der
zeitlichen und örtlichen Brechungsindex-Schwankungen der Luft
gestört. Die Folge sind Verzerrungen der Wellenfronten, wie
in Fig. 1a dargestellt, und Intensitätsschwankungen. Hierbei
sind in Fig. 1a typische atmosphärisch verzerrte Wellenfronten
als Höhenprofil dargestellt, wobei die Wellenfront an der
Apertur eines astronomischen Teleskops mit einem Durchmesser
von 1 m gemessen ist; Wellenfrontfehler sind in Fig. 1a auf der
Hochachse in Rad angegeben. Der gesamte Wellenfrontfehler
über der Teleskopapertur beträgt bis zu 2 µm, was bei einer
typischen optischen Wellenlänge von 1 µm somit etwa zwei Wel
lenlängen entspricht.
Beim Empfang dieser verzerrten Wellenfronten mittels opti
scher Teleskope und anschließender Fokussierung durch Linsen
oder Spiegel wird dadurch ein nicht-optimales Fokusbild, ein
sogenanntes Specklemuster, erzeugt, wie es in Fig. 1b darge
stellt ist. Hierbei entsprechen in der Schwarz-Weiß-Wieder
gabe der Fig. 1b die weißen Bereiche den stärksten Intensitä
ten.
Ein die optische Leistungsverteilung wiedergebendes Speckle
muster entspricht der zweidimensionalen Fourier-Transformier
ten der Feldverteilung an der Apertur. Dies bedeutet, daß die
Phasenfehler der Wellenfront an der Apertur einen verzerrten,
wandernden Fokusspot oder auch mehrere separate (zeitlich va
riierende) Subfokus-Spots mit unterschiedlichen Phasenlagen
erzeugen; diese Erscheinung wird Specklemuster genannt. Die
örtliche Ausdehnung dieses Specklemusters, d. h. die Fläche,
über die das Muster im Fokus lateral zum Strahlengang ver
teilt ist, wächst mit dem Grad der Verzerrung der Wellenfront
an der Apertur.
Zum Vergleich ist in Fig. 2a eine unverzerrte (optimale) opti
sche Wellenform mit leichter Verkippung an der Teleskopaper
tur in simulierter Aufsicht dargestellt. In Fig. 2b ist eine
aus der unverzerrten optischen Wellenfront in Fig. 2a resuli
tierendes ungestörtes Bild (die Leistungsverteilung) im Fokus
mit einer leichten seitlichen Auslenkung aufgrund der Verkip
pung wiedergegeben. Die Intensitätsverteilung im Fokus bietet
die höchste Leistungskonzentration und gleichzeitig optimale
Voraussetzungen für effizienten Überlagerungsempfang. Eine
derartige Leistungskonzentration liegt jedoch aufgrund der
atmosphärischen Störungen in der Praxis nie vor.
Dient ein Teleskop dem Datenempfang in Freistrahl-Kommunika
tionsverbindungen, wie beispielsweise bei terrestrischem op
tischem Richtfunk oder bei optischen Downlinks von Nachrich
tensatelliten oder bei optischen Signale von Raumsonden, so
kann hierbei nicht mehr die gesamte Empfangsleistung in einen
optimal kleinen Spot fokussiert werden. Somit trifft auch
nicht mehr die gesamte Empfangsleistung auf den optischen De
tektor, üblicherweise eine Photodiode. Beim optischen Direkt
empfang führt dies direkt zu einem Empfangssignalverlust.
Zwar ließe sich eine größere Detektorfläche einsetzen, welche
das gesamte Specklemuster abdeckt; diese Detektorfläche be
dingt jedoch wiederum die Bandbreite des Detektors und damit
die maximal zu empfangende Datenrate des Systems.
Beim Überlagerungsempfang wird die empfangene und fokussierte
Welle (das sogenannte Empfangslicht EL) mit einem lokalen La
ser (Lokalen Oszillator LO) mit übereinstimmender Polarisati
on und konstantem Frequenzabstand, bei manchen Verfahren auch
mit gleicher Phase, überlagert. Die Überlagerung mit dem at
mosphärisch gestörten Specklemuster führt hier zu einer be
sonders starker Empfangssignal-Degradation bis hin zu völli
ger Auslöschung, und zwar aus folgenden Gründen:
Der Lokaloszillator (LO) und die Empfangslicht-(EL-)Vertei lung müssen in ihrer Form und Lage zueinander möglichst gut übereinstimmen, da sonst die Heterodyn-(Überlagerungs-)-Effi zienz sinkt. Da die Phasenlage der Lichtwellenverteilung im Specklemuster um über 180° variiert, führen die um 180° fal schen Anteile zu negativen Photoströmen und verringern damit, ähnlich einer destruktiven Interferenz, die gesamte Signal leistung; dies kann bis zur völligen gegenseitigen Auslö schung führen, so daß kein Signal mehr empfangen werden kann.
Der Lokaloszillator (LO) und die Empfangslicht-(EL-)Vertei lung müssen in ihrer Form und Lage zueinander möglichst gut übereinstimmen, da sonst die Heterodyn-(Überlagerungs-)-Effi zienz sinkt. Da die Phasenlage der Lichtwellenverteilung im Specklemuster um über 180° variiert, führen die um 180° fal schen Anteile zu negativen Photoströmen und verringern damit, ähnlich einer destruktiven Interferenz, die gesamte Signal leistung; dies kann bis zur völligen gegenseitigen Auslö schung führen, so daß kein Signal mehr empfangen werden kann.
In Anlehnung an die Technik der "Adaptiven Optik" (AO) aus
der beobachtenden Astronomie, was im folgenden auch als AO-
Technik bezeichnet wird, bestehen Überlegungen, diese AO-
Technik auch beim Datenempfang einzusetzen. Das Prinzip der
"Adaptiven Optik" ist nachstehend in Verbindung mit Fig. 3 er
läutert, in welcher schematisch ein Empfangsteleksop mit ad
aptiver Optik dargestellt ist.
In Fig. 3 ist oberhalb der Teleskopapertur 1 eine verzerrte
Wellenfront 2 angedeutet, während darüber Atmosphäre 3 mit
schwankendem Brechungsindex als gestörter Übertragungskanal
ebenfalls schematisiert angedeutet ist. Ein Sender in Form
eines in Fig. 3a nicht dargestellten Satelliten mit einem Sen
determinal befindet sich sehr viel weiter oberhalb der Atmo
sphäre 3.
Zunächst wird die Wellenfront 2 anhand des mit einem teil
durchlässigen Spiegel 10 ausgekoppelten Bildes gemessen und
dann mit einem verformbaren Spiegel 11 korrigiert. Der augen
blickliche Wellenfrontfehler wird mittels eines Wellenfront
sensors 12, beispielsweise eines sogenannten "Shake Hartmann"
Sensors gemessen. Über einen schnellen Steuerrechner 4 wird
der sich im Strahlengang befindlicher verformbarer Spiegel 11
derartig aktiv verformt, daß die Wellenfrontfehler so ausge
glichen werden, daß eine korrigierte, ideal-plane Wellenfront
erzeugt wird, was durch parallele Linien 13 angedeutet ist,
wobei die Wellenfront über Linsen 14 bei 15 fokussiert wird.
Ein anderer Ansatz besteht darin, die Wellenfrontverzerrungen
über einer großen Empfangsapertur dadurch zu vermeiden, daß
viele kleine Empfangslinsen zum Einsatz kommen, die in der
Summe die gleiche Empfangsfläche bilden. Die Verzerrung der
Wellenfront über einer kleinen Apertur vereinfacht sich zu
einer bloßen Verkippung, welche durch schnelle Kippspiegel,
beispielsweise Piezo-Tilt-Spiegel, ausgeglichen werden kann
oder welche bei sehr kurzer Brennweite der kleinen Empfangs
linse und Einkopplung in eine Faser auch ganz vernachlässigt
werden kann. Die Unterschiede in der optischen Phase der ein
zelnen Empfangssignalanteile werden dann durch entsprechende
Phasenschieber-Bauteile ausgeglichen und schließlich wird
durch optisches oder elektrisches Aufsummieren wieder ein Ge
samtsignal erzeugt.
Bei der vorstehend beschriebenen AO-Technik ist nachteilig,
daß zur Messung der Wellenfront ein Teil der Empfangsleistung
aus dem Strahlengang abgezweigt werden muß, was zu Verlusten
führt. Bei hochempfindlichen Übertragungssystemen mit gerin
ger Empfangsleistung kann durchaus mehr Leistung für die Wel
lenfrontmessung verloren gehen als zum Datenempfang benötigt
wird. Diese Leistung muß also durch entsprechend größere Emp
fangsaperturen zusätzlich gewonnen werden, was ein größeres
Teleskop und damit auch höhere Kosten zur Folge hat. Ferner
kann eine untere Grenze für die Empfangsleistungsdichte, wel
che wiederum einer minimalen Datenrate entspricht, berechnet
werden, unterhalb derer die AO-Technik nicht mehr anwendbar
ist.
Die Meßgeschwindigkeit des Wellenfrontsensors muß höher sein
als in astronomischen bildgebenden Systemen, da ein kurzer
Ausfall beim Datenempfang sofort zu Bitfehlern führt, während
dies bei bildgebenden Systemen kaum auffällt. Auch der ver
formbare Spiegel und das gesamte AO-System müßte aus dem vor
her genannten Grund eine höhere Präzision aufweisen.
Da ein Wellenfrontsensor eine gewisse optische Mindestlei
stung zur Messung benötigt, nimmt die Korrekturqualität des
AO-Systems mit der Empfangsleistung ab und funktioniert un
terhalb einer gewissen Empfangsleistung - welche gleichzeitig
einer bestimmten unteren Datenrate entspricht - nicht mehr.
Das bedeutet, daß die AO-Technik nicht für niederratige Links
(etwa unter 2 MBps) einsetzbar ist. In gewissen Anwendungs
fällen, wie beispielsweise bei einer Kommunikation mit Deep-
Space-Weltraumsonden, kommen jedoch entsprechend kleine Da
tenraten zum Einsatz.
Das gesamte AO-System mit Sensor, Steuerrechner und defor
mierbarem Spiegel (DM) ist sehr kosten- und wartungsintensiv;
dies bestätigt auch die Erfahrung in bisher realisierten
astronomischen AO-Systemen.
Die vorstehend ebenfalls angeführte Multi-Apertur-Technik
(Array Detection) hat folgende Nachteile: Statt einer Emp
fangsoptik müssen viele Empfangsoptiken aufgebaut und ju
stiert werden, was wiederum die Kosten und Fehleranfälligkeit
erhöht. Im Fall des Überlagerungsempfangs müssen die Phasen
der einzelnen Empfangssignale oder die Phasen der einzelnen
LO-Zweige durch entsprechende Phasenschieber bzw. Phasenver
zögerer aneinander angepaßt werden, was wiederum zu höheren
Kosten wegen des größeren Regelungsaufwands führt.
Aufgabe der Erfindung ist es, unter Vermeidung der Nachteile
des Standes der Technik den Empfang und das Verarbeiten von
optischen Signalen mit atmosphärisch verzerrten Wellenfronten
zu verbessern.
Diese Aufgabe ist gemäß der Erfindung durch ein Verfahren
nach dem Oberbegriff des Anspruchs 1 durch die Merkmale in
dessen kennzeichnenden Teil gelöst. Ferner ist eine Einrich
tung zur Durchführung des Verfahrens angegeben. Vorteilhafte
Weiterbildungen der Erfindung sind Gegenstand weiterer An
sprüche.
Der Kerngedanke der Erfindung besteht darin, auf eine Korrek
tur von Empfangslicht ganz zu verzichten und statt dessen di
rekt mit dem Specklemuster im Fokus zu arbeiten. In der Foku
sebene ist hierzu anstelle eines einzelnen Detektors ein
(vorzugsweise monolithisch hergestelltes) zweidimensionales
Detektor-Array mit möglichst geringen Lücken zwischen den
einzelnen Detektorelementen angebracht. Die Form eines ein
zelnen Detektorelements kann dabei entweder quadratisch,
sechseckig, achteckig oder eine andere lückenlos aneinander
reihbare geometrische Form haben.
Bei der erfindungsgemäßen Lösung geht somit keine Leistung
für eine Wellenfrontmessung verloren, Ferner hängt die Ge
schwindigkeit und damit die Qualität der Anordnung nur von
elektronischen Bauteilen ab, womit eine mehr als ausreichende
Verarbeitungsgeschwindigkeit gewährleistet ist. Hierbei be
trägt die Änderungsfrequenz des Specklemusters typischerweise
maximal 200 Hz.
Da - abgesehen von optionalen Tip-Tilt-Trackingspiegel - kei
ne beweglichen Komponenten vorhanden sind, steigen Zuverläs
sigkeit und Lebensdauer und es sinken die Kosten. Die Steue
rung der Signalkombination bzw. von Demultiplexern (DMUXe)
kann im Betrieb per Software-Modifikation noch weiter opti
miert und gegebenenfalls dynamisch dem aktuellen Wellenfront
fehler-Verhalten angepaßt werden.
Nachfolgend wird die Erfindung anhand von bevorzugten Ausfüh
rungsformen im einzelnen erläutert. Es zeigen:
Fig. 1a eine typisch atmosphärisch verzerrte, als Höhen
profil dargestellte Wellenfront;
Fig. 1b das Intensitäts-Specklemuster der in Fig. 1a dar
gestellten gestörten Wellenfront im Fokus eines
Teleskops;
Fig. 2a eine im Vergleich zu Fig. 1 unverzerrte (optimale)
optische Wellenfront mit leichter Gesamtverkip
pung;
Fig. 2b ein aus Fig. 2a resultierendes ungestörtes Bild im
Fokus einer Teleskopapertur mit seitlichem Aus
wandern aufgrund der Gesamtverkippung;
Fig. 3 eine schematische Darstellung einer Empfangstele
skop-Anordnung mit Adaptiver Optik;
Fig. 4 eine schematische Anordnung einer Signalverarbei
tung in einer Antenne zur Detektion atmosphärisch
verzerrter optischer Wellenfronten;
Fig. 5 eine der Fig. 3 entsprechende Anordnung eines op
tischen Empfangsteleskops mit einem Tip-Tilt-
Tracking-Spiegel;
Fig. 6a eine schematische Anordnung für einen Überlagerungs
empfang mit unsymmetrischem Strahlteilerwürfel,
und
Fig. 6b eine der Fig. 6a entsprechende Darstellung für einen
Überlagerungsempfang mit symmetrischem Strahltei
lerwürfel.
Gemäß der Erfindung soll die Größe eines Detektorelements et
wa bei der kleinstmöglichen Speckle-Spot-Größe d liegen, wel
che direkt durch die Aperturgröße bestimmt wird. Die Größe
eines Arrays wird durch den Durchmesser D des Specklemusters
bestimmt, welcher sich wiederum mittels eines Parameters r0
berechnen läßt. Hierbei entspricht der Parameter r0 etwa dem
Abstand auf der Teleskopapertur, nachdem der Wellenfrontfeh
ler im Mittel eine Wellenlänge λ beträgt; der Parameter r0
hängt von der Wellenlänge λ ab und liegt für eine Wellenlänge
λ von 1 µm, was einer typischen Kommunikationswellenlänge ent
spricht, zwischen 30 mm und 120 mm, was wiederum von den atmo
sphärischen Bedingungen abhängt.
Der Durchmesser des Arrays kann etwa auf die Hälfte reduziert
werden, wenn durch einen vorgelagerten Tip-Tilt-Tracking-
Spiegel der Schwerpunkt des Specklemusters am gleichen Ort
gehalten wird. Das gesamte Specklemuster wandert bei einer
Empfangsapertur von 1 m typischerweise insgesamt etwa in der
gleichen Größenordnung wie sein Durchmesser um die Strahlach
se herum.
Der minimale Speckle-Spotdurchmesser d entspricht der idealen
(beugungsbegrenzten) Abbildung der Aperturgröße in den Fokus
(dem Durchmesser der ersten Nullstelle des minimal erzielba
ren Fokusbildes, dem sogenannten Airy-Scheibchen) gemäß der
nachstehenden Gl. (1).
wobei mit TAD der Teleskop-Apertur-Durchmesser, mit TB die
Teleskop-Brennweite abgekürzt ist und mit λ die Wellenlänge
bezeichnet ist; (TB/TAD)-1 ist also der Konvergenzwinkel zum
Fokus im Teleskop-Strahlengang.
Der mittlerere Durchmesser D des gesamten Specklemusters ohne
Tip-Tilt-Korrektur (der sogenannten "Seeing Disc) ist dann
gemäß Gl. (2)
Eine benötigte Anzahl m an Detektorelementen in einer quadra
tischen Array-Anordnung beträgt gemäß Gl. (3):
Besser angepaßt an die zirkulare Verteilung des Specklemu
sters wäre, eine ebenfalls kreisförmige Anordnung der einzel
nen Detektorelemente. (Eine solche Anordnung ist allerdings
schwieriger herzustellen als ein quadratischer Array.) In
diesem Fall würde sich dann eine benötigte Anzahl mrund in ei
ner runden Anordnung gemäß Gl. (4) ergeben:
Kombiniert mit dem vorstehend bereits erwähnten Tip-Tilt-
Tracking-Spiegel (TT) ergibt sich sogar eine ausreichende An
zahl mrundTT an Detektorelementen gemäß der nachstehenden
Gl. (5), wobei einer runden Anordnung ein Tip-Tilt-Tracking
spiegel 16 in Fig. 5 vorgeschaltet ist:
wobei mit dem Index TT Tip-Tilt-Tracking-Spiegel abgekürzt
ist.
In Fig. 4 ist schematisch eine Signalverarbeitung in einer
"intelligenten" Antenne zur Detektion atmosphärisch verzerr
ter optischer Wellenformen wiedergegeben. Hinter jedes ein
zelne Detektorelement ist ein - in Fig. 4 nicht dargestellter
- Transimpedanzverstärker geschaltet, welcher den durch das
optische Signal erzeugten Photostrom in eine Spannung umwan
delt.
In Fig. 4 ist ein Specklemuster 40 in der Fokusebene eines Te
leskop-Strahlenganges wiedergegeben; die Fokusebene wird
nachstehend auch als Detektorebene bezeichnet. Durch ein
durch weiße Linien hervorgehobenes Quadrat ist ein Array aus
n × n-Photodioden 41 hervorgehoben, von welchem n × n-
Signalleitungen 42 zu einer als Signal-Demultiplexer und Sum
mier-/Subtrahiereinheit dienenden Einheit 43 sowie parallel
zu nachgeordneten Tiefpässen 44 1, 44 2. . ., 44 n führen. Deren
Ausgangssignale werden nacheinander von einer Abgreifeinheit
45 abgegriffen und über einen AD-Wandler 46 einem Steuerrech
ner 47 zugeführt. Ferner ist ein im Steuerrechner program
mierter, elektronischer Signalstärkesensor vorgesehen, womit
eine im Steuerrechner angeschlossene Logik diejenigen Detek
torelemente erkennen kann, auf die gerade die Leistung ein
zelner Specklespots konzentriert ist. Die Signalleitungen 42
werden daraufhin mittels elektronischer in der Einheit 43
vorgesehener Demultiplexer-Bausteine DMUX ausgewählt, um zum
Gesamtsignal beizutragen.
Die Wandergeschwindigkeit bzw. Lebensdauer der einzelnen
Speckle-Spots liegt typischerweise im Bereich von 5 ms bis
100 ns. Dies entspricht einer maximalen Änderungsfrequenz von
200 Hz, so daß sich eine maximal notwendige Regelgeschwindig
keit für die Demultiplexer-Ansteuerung von 1 kHz ergibt. Die
se Verarbeitungsgeschwindigkeit ist durch digitale Steuerung
mit heutigen Signalprozessoren auch bei einer großen Anzahl m
von Detektorelementen leicht zu erreichen.
In einem weiteren Schritt können Schalter in der Einheit 43
zur Zusammenführung der Signale durch gewichtende Addierer
ersetzt werden. Diese Elemente lassen dann je nach der Signi
fikanz des jeweiligen Signals einen bestimmten Anteil zum Ge
samtsignal zu. Der Vorteil besteht dabei darin, daß weniger
Empfangsleistung aufgrund der digitalen Entscheidung "zu ge
ringe Leistung" verloren geht.
Beim optischen Direktempfang wird die empfangene Signallei
stung über die Photodetektoren 41 direkt in einen entspre
chenden Photostrom umgewandelt; die Information ist dabei auf
die optische Leistung moduliert, was einer Amplitudenmodula
tion entspricht; im einfachsten Fall ist es eine binäre
On/Off-Modulation
Wie schon beschrieben, verhindert die großflächige Verteilung
des Specklemusters einen optimal-kleinen Detektor (welcher
wiederum für eine große Bandbreite nötig ist). Daneben tragen
die Flächen, auf die keine Empfangsleistung trifft, durch
Hintergrundlicht und thermisches Rauschen zum Gesamtrauschen
bei und verschlechtern damit das Signal-Rausch-Verhältnis SNR
des Empfängers. Durch die Verwendung eines Arrays können si
gnal-freie Bereiche im Specklemuster ausgespart werden und
somit das Rauschen vermindert werden. Außerdem gewährleisten
die kleinen einzelnen Photodetektoren 41 die erwünschte hohe
Bandbreite des Empfängers.
Wie in Fig. 6a dargestellt, wird beim homodynen Überlagerungs
empfang die Empfangslicht-(EL-)Welle in üblicher Weise mit
einer Lokal-Oszillator-(LO-)Lichtwelle wellenfront- und pha
senrichtig überlagert. Dies geschieht im Freistrahl typi
scherweise durch einen nicht-polarisierenden Strahlteilerwür
fel (NPSTW) 60. Der Strahl eines Lokaloszillators LO wird
über eine Strahlformungsoptik (SFO) 61 so ausgeweitet, daß
die gesammte Array-Fläche 62 abgedeckt ist. Beim Überlagern
einer über der gesamten Specklemuster-Fläche ebenen LO-Welle
mit dem zufällig verteilten Specklemuster (siehe Fig. 6a und
6b) ergibt sich je nach Phasenlage der einzelnen Speckles je
weils ein Signalanteil, welcher zwischen konstruktivem Misch
produkt, bei welchem die LO- und die EL-Welle mit aufmodulier
tem Datensignal in Phase sind und einem destruktivem Misch
produkt liegt, bei welchem die entsprechenden Wellen um 180°
phasenverschoben sind. Für eine Phasenverschiebung von 90°
ergibt sich beispielsweise gar kein Mischprodukt, da kein Si
gnalempfang vorliegt. Hierbei muß die Phase des Lokaloszilla
tors LO durch entsprechende Maßnahmen so geregelt werden, daß
sie immer mit dem stärksten Speckle übereinstimmt.
Das oder die Detektorelemente 41 unter diesem optimal überla
gerten Speckle wird/werden dann zur Signaldetektion durchge
schaltet. Damit nicht bei vielen Speckles ein großer Teil der
Empfangsleistung verloren geht, kann man sich zu Nutzen ma
chen, daß die Phasenverschiebung benachbarter starker Speckle
üblicherweise nahe bei 180° liegt; das bedeutet, eine Sub
traktion der Mischprodukte dieser beiden Specklebereiche
trägt wiederum positiv zum Gesamtsignal bei.
Eine entsprechende Verschaltung (Addition bzw. Subtraktion
ausgewählter Detektorelemente) kann über entsprechende, nicht
näher dargestellte, elektronische Bauteile geschehen. Das
Specklemuster eines Empfangsteleskops mit einem Durchmesser
von 1 m hat typischerweise ein bis vier starke Specklespots
(siehe Fig. 1b). Hierbei kann also bei Auswählen der zwei be
nachbarten stärksten Speckles im Mittel mit einer Empfän
ger-Effizienz von über 50% gerechnet werden.
Es werden immer entweder diejenigen Bereiche innerhalb des
Musters ausgespart, die kein Mischsignal enthalten und daher
allein durch Schrotrauschen der LO-Leistung zum Rauschen bei
tragen würden, oder es werden diejenigen Bereiche ausgespart,
deren falsche Signal-Phasenlage das Empfangssignal negativ
beeinflussen würden.
Beim Aufbau einer Optik und eines Arrays um den nicht
polarisierenden Strahlteilerwürfel (NPSTW) 60 ergeben sich
folgende Möglichkeiten:
Es kommt nur ein Detektor-Array 62 zum Einsatz, die Überla
gerung von EL- oder LO-Licht erfolgt über den unsymmetrischen
Strahlteilerwürfel 60. Hierbei gelangt das Empfangslicht EL
fast vollständig auf das Detektor-Array 62, beispielsweise
zu 90%), während vom LO-Licht nur ein kleiner Teil, dement
sprechend nur 10% zum Empfang beiträgt. Dies muß durch eine
entsprechend hohe LO-Leistung kompensiert werden (siehe
Fig. 6a). Mit dieser Aufteilung wird vermieden, daß die Hälfte
des Empfangslichts EL beim Überlagern verloren geht. Eine ho
he Lokalosszillator-Leistung bereitzustellen, ist in einer
Empfangsstation dagegen kein Problem.
Als Größenordnung zum Erreichen der Schrotrauschgrenze beim
Überlagerungsempfang werden je Detektorelement eine Lokalos
zillator-Leistung von mindestens 1 mW benötigt. Somit wird
beispielsweise für das eine Array 62 mit 100 Elementen und
einem nicht-polarisierenden Strahlteilerwürfel 60 mit einem
Teilungsverhältnis von 1 : 9 eine technisch jederzeit reali
sierbare Lokaloszillator-Laserleistung von 1 W benötigt.
Wie in Fig. 6b dargestellt, kommen zwei Detektor-Arrays 62 1
und 62 2 zum Einsatz und der nicht-polarisierende Strahltei
lerwürfe 60' ist symmetrisch; die EL- sowie die LO-Leistung
werden jeweils komplett verlustfrei genutzt; es geht keine
Empfangsleistung verloren. Nachteilig bei dieser Anordnung
ist, daß die gesamte Array-Elektronik doppelt vorhanden sein
muß und das Justieren aufwendiger wird.
Eine um 3 dB weniger empfindliche, aber auch weniger aufwendi
ge Variante des Überlagerungsempfangs ist der Heterodynemp
fang. Hierbei müssen das Empfangslicht EL und der Lokaloszil
lator LO nicht in der Phase übereinstimmen, sondern nur auf
einer konstanten Zwischenfrequenz ZF gehalten werden, wobei
die Zwischenfrequenz der Frequenzdifferenz des Empfangslichts
und des Lokaloszillators entspricht. Dieser Empfang ist mit
der hier, beschriebenen Anordnung noch einfacher zu realisie
ren, da keine Phasenregelung, sondern nur eine einfache auto
matische Frequenzregelung (AFC) notwendig ist.
Beim Heterodynempfang ist eine DQPSK-Übertragung (Differen
tial Quaternery-Phase-Shift-Keying) einer DPSK (Differential-
Phase-Shift-Keying) vorzuziehen, da bei Übertragung der glei
chen Datenrate die Empfänger-Bandbreite nur halb so groß sein
muß. Bei der DQPSK-Übertragung werden vier Phasenzustände im
Abstand von 90° übertragen, welche elektronisch bei der Zwi
schenfrequenz ZF in die beiden orthogonalen Signalanteile
"In-Phase" und "Quadratur" aufgeteilt werden und damit sepa
rat detektiert werden können.
Zur Phasenregelung des Lokalsoszillators LO bei homodynem
Überlagerungsempfang bietet sich eine Modulation des Lokalos
zillators LO an, um die Phasenlage des Empfangslichts EL be
züglich des Lokaloszillators LO zu erkennen. Dazu kann der
Lokaloszillator LO periodisch (beispielsweise um ±π/8) in
der Phase verändert werden und dabei kann beobachtet werden,
ob das Empfangssignal stärker oder schwächer wird. Anhand
dieser Messung wird dann entsprechend die Phasenlage des LO
optimiert. Dieser Regelvorgang muß deutlich schneller gesche
hen als die Störungen der Phase durch die atmosphärischen
Einflüsse (maximal ca. 1 kHz) und die Phaseninstabilitäten
der beiden beteiligten Laser EL und LO (ca. 100 kHz), daher er
fordert eine solche Regelung eine Regelbandbreite im
MHz-Bereich.
Bei der Gewinnung der Sensor-Signale im Heterodynfall ergeben
sich Probleme, da hierbei kein Signalstrom bei Gleichstrom
(DC) (bzw. bei niedrigen Frequenzen, im spektralen Detekti
onsbereich der Signalleistungs-Sensoren) entsteht, die Senso
ren müßten also auf die Zwischenfrequenz ZF abgestimmt sein.
Ebenso ergibt sich bei Homodynempfang mit gleichstromfreien
BPSK-Signal ohne Restträger kein Signalstrom bei Geichstrom
(DC). Die Sensorsignal-Gewinnung wäre also in beiden Fällen
etwas aufwendiger und nicht frei von einer HF-Signalverarbei
tung.
Obwohl dies realisierbar ist, besteht ein einfacherer Ansatz
darin, auf den Sensorsignalleitungen 42 nachgeordneten Ein
heiten (44n, 45 und 46) ganz zu verzichten und die Empfangs
signalleistung durch Ausprobieren zu optimieren. Da die
Schaltfrequenz der Multiplexer sehr hoch, nämlich einige MHz
werden kann und eine Signalverbesserung sehr schnell am Ge
samtsignal erkannt werden kann, läßt sich durch reines Aus
probieren der drei Zustände "Addieren" "Aus", "Subtrahieren"
jedes einzelnen Detektors erkennen, welche Verschaltung das
Empfangssignal erhöht. Diese Ausprobierfrequenz liegt dabei
so hoch, daß das Specklemuster während eines Ausprobier-
Durchgangs als statisch angesehen werden kann.
1
Teleskopapertur
10
Spiegel
11
Spiegel
12
Wellenfrontsensor
13
parallele Linien
14
Linsen
15
Linsen
16
Tip-Tilt-Trackingspiegel
2
Wellenfront
3
Atmosphäre
4
Steuerrechner
40
Specklemuster
41
Photodetektoren
42
Signalleitungen
43
Signal-Demultiplexer und Summier-/Subtrahiereinheit
44
1
,
44
2
. . .,
44
n
nachgeordneten Tiefpässe
45
Abgreifeinheit
46
AD-Wandler
47
Steuerrechner
60
nicht-polarisierenden Strahlteilerwürfel (NPSTW)
61
Strahlformungsoptik (SFO)
62
,
62
1
,
62
2
Detektor-Array
Claims (15)
1. Verfahren zum Empfangen und Verarbeiten von optischen Si
gnalen, welche beim Passieren der Atmosphäre aufgrund von
Brechungsindex-Schwankungen der Luft atmosphärisch verzerrte
optische Wellenfronten aufweisen, dadurch gekennzeichnet, daß
die empfangene optische Welle auf mindestens ein zweidimen
sionales, aus einer Anzahl von einzelnen Detektorelementen
gebildetes Detektor-Array fokussiert wird, welches in seiner
Gesamtgröße einem durch die atmosphärisch verzerrte Wellen
front hervorgerufenen Specklemuster im Fokus einer Empfangs
apertur eines Teleskops entspricht, und
von gezielt ausgewählten, empfangssignaltragenden Detektor-
Elementen des Detektor-Arrays erzeugte Ströme durch geeignete
elektronische Elemente gesteuert kombiniert und anschließend
einer Signalverarbeitung unterzogen werden.
2. Einrichtung zur Durchführung des Verfahrens nach Anspruch
1, dadurch gekennzeichnet, daß im Fokus einer Empfangsapertur
eines Teleskops ein Detektor-Array aus lückenlos, dicht ne
beneinander angeordneten, einzelnen optischen Detektor-
Elementen (41) vorgesehen ist, denen zum Verarbeiten und ge
steuerten Kombinieren von Strömen, die von gezielt ausgewähl
ten, empfangssignal- tragenden Detektorelementen des Arrays
erzeugt sind, geeignete elektronische Elemente nachgeordnet
sind.
3. Einrichtung nach Anspruch 1, dadurch gekennzeichnet, daß
die Größe des Detektor-Arrays (41) dem Durchmesser eines
Speckle-Musters (40) entspricht.
4. Einrichtung nach einem der Ansprüche 2 oder 3, dadurch ge
kennzeichnet, daß ein einzelnes Detektor-Element eine quadra
tische, sechseckige, achteckige oder eine andere lückenlos
aneinander reihbare geometrische Form hat.
5. Einrichtung nach einem der Ansprüche 2 bis 4, dadurch ge
kennzeichnet, daß die Größe eines Detektor-Elements in etwa
der kleinstmöglichen Speckle-Spot-Größe d gemäß der nachste
henden Formel entspricht:
wobei mit λ die optische Wellenlänge, mit TB die Brennweite des verwendeten Teleskops und mit TAD der Durchmesser der Te leskop-Apertur bezeichnet sind.
wobei mit λ die optische Wellenlänge, mit TB die Brennweite des verwendeten Teleskops und mit TAD der Durchmesser der Te leskop-Apertur bezeichnet sind.
6. Einrichtung nach einem der Ansprüche 2 bis 5, dadurch ge
kennzeichnet, daß in einem quadratischen Detektor-Array eine
Anzahl m von Detektor-Elementen gemäß der Formel
notwendig sind, wobei mit D ≈ 2.λ/r0.TB der mittlere Durchmesser des gesamten Speckle-Musters und mit r0 der von der Wellen länge λ abhängige Abstand auf der Teleskop-Apertur (sog. "Fried-Parameter") bezeichnet sind.
notwendig sind, wobei mit D ≈ 2.λ/r0.TB der mittlere Durchmesser des gesamten Speckle-Musters und mit r0 der von der Wellen länge λ abhängige Abstand auf der Teleskop-Apertur (sog. "Fried-Parameter") bezeichnet sind.
7. Einrichtung nach einem der Ansprüche 1 bis 5, dadurch ge
kennzeichnet, daß in Anpassung an die zirkulare Verteilung
des Speckle-Musters eine Anzahl mrund von Detektor-Elementen
kreisförmig angeordnet sind, wobei die benötigte Anzahl mrund
in einem kreisförmigen Array gemäß der nachstehenden Formel
beträgt:
wobei mit TAD der Durchmesser der Teleskop-Apertur ist.
wobei mit TAD der Durchmesser der Teleskop-Apertur ist.
8. Einrichtung nach einem der Ansprüche 2 bis 5, dadurch ge
kennzeichnet, daß zwischen Teleskop und Detektor-Array ein
Tip-Tilt-Tracking-Spiegel (16) angeordnet ist.
9. Einrichtung nach Anspruch 8, dadurch gekennzeichnet, daß
bei Vorsehen eines Tip-Tilt-Tracking-Spiegels (TT) eine An
zahl mrundTT von Detektor-Elementen gemäß der nachstehenden
Formel ausreicht:
10. Verfahren nach Anspruch 1, dadurch gekennzeichnet, daß
bei direktem Empfang von optischen Signalen mit atmosphärisch
verzerrten, optischen Wellenfronten die empfangene optische
Signalleitung über eine Anzahl Detektorelemente (Photodetek
toren 41) unmittelbar in Photostrom umgewandelt wird, wobei
die Information in der Art einer Amplitudenmodulation auf die
optische Signalleistung moduliert ist, und zur Verbesserung
des Signal/Rausch-Verhältnisses signalfreie Bereich im Speck
le-Muster ausgespart werden.
11. Verfahren nach Anspruch 1, dadurch gekennzeichnet, daß
bei homodynem Überlagerungsempfang eine Empfangsslichtwelle
(EL) mittels eines nicht-polarisierenden, unsymmetrischen
Strahlteilerwürfels (60) einer durch eine Strahlformungsoptik
(61) an die Empfangslichtwelle (EL) angepaßte Lichtwelle (LO)
eines entsprechend geregelten Lokals-Oszillators wellenfront-
und phasenrichtig in der Weise überlagert wird, daß ein ein
ziger aus einer Anzahl Detektorelementen gebildeter Array ab
gedeckt ist.
12. Verfahren nach Anspruch 11, dadurch gekennzeichnet, daß
bei Verwenden eines symmetrischen nicht-polarisierenden
Strahlteilerwürfels (60') die der Lokaloszillator-Lichtwelle
(LO) überlagerte Empfangslichtwelle (EL) verlustfrei auf zwei
Detektor-Array (62 1, 62 2) verteilt wird.
13. Verfahren nach Anspruch 1 dadurch gekennzeichnet, daß bei
Heterodynempfang eine DQPSK-(Differential Quaternery-Phase-
Shift-Keying-)Überlagerung eingesetzt wird, wobei vier Pha
senzustände im Abstand von 90° übertragen werden, die bei ei
ner Zwischenfrequenz (ZF), die der Differenz des Empfangs
lichts und der Lokalsoszillator-Lichtwelle entspricht, in die
beiden Signalanteile ("In Phase" und "Quadratur") aufgeteilt
werden und damit separat detektierbar sind.
14. Verfahren nach Anspruch 1, dadurch gekennzeichnet, daß
die Lichtsignal-Empfangsleistung durch Probieren in der Weise
optimiert wird, daß drei Zustände "Addieren", "Aus" und
"Subtrahieren" bei jedem Detektorelement festgestellt werden
und durch ein anschließendes, entsprechendes Verschalten das
Empfangssignal erhöht wird.
15. Verfahren nach Anspruch 1, dadurch gekennzeichnet, daß
zum Optimieren der gesamten Signalleistung die Signalleistung
jedes einzelnen Detektorelements gemessen und anhand der er
haltenen zahlreichen einzelnen Strahlleistungs-Informationen
die optimale Kombination entschieden wird.
Priority Applications (1)
Application Number | Priority Date | Filing Date | Title |
---|---|---|---|
DE1999144771 DE19944771C2 (de) | 1999-09-17 | 1999-09-17 | Verfahren zum Empfangen und Verarbeiten von beim Passieren der Atmosphäre verzerrten optischen Signalen |
Applications Claiming Priority (1)
Application Number | Priority Date | Filing Date | Title |
---|---|---|---|
DE1999144771 DE19944771C2 (de) | 1999-09-17 | 1999-09-17 | Verfahren zum Empfangen und Verarbeiten von beim Passieren der Atmosphäre verzerrten optischen Signalen |
Publications (2)
Publication Number | Publication Date |
---|---|
DE19944771A1 true DE19944771A1 (de) | 2001-04-12 |
DE19944771C2 DE19944771C2 (de) | 2001-08-23 |
Family
ID=7922477
Family Applications (1)
Application Number | Title | Priority Date | Filing Date |
---|---|---|---|
DE1999144771 Expired - Lifetime DE19944771C2 (de) | 1999-09-17 | 1999-09-17 | Verfahren zum Empfangen und Verarbeiten von beim Passieren der Atmosphäre verzerrten optischen Signalen |
Country Status (1)
Country | Link |
---|---|
DE (1) | DE19944771C2 (de) |
Cited By (1)
Publication number | Priority date | Publication date | Assignee | Title |
---|---|---|---|---|
CN109445115A (zh) * | 2018-12-20 | 2019-03-08 | 宁波大学 | 一种基于变形镜产生可调艾里光束的系统 |
Families Citing this family (2)
Publication number | Priority date | Publication date | Assignee | Title |
---|---|---|---|---|
DE10247882B4 (de) * | 2002-10-14 | 2005-03-10 | Deutsch Zentr Luft & Raumfahrt | Verfahren zum Verringern von bei optischer Freiraum-Kommunikation auftretenden Fading |
DE102010021340A1 (de) * | 2010-05-22 | 2011-11-24 | Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt e.V. | Verfahren zur Korrektur atmosphärisch verzerrter optischer Wellenfronten |
-
1999
- 1999-09-17 DE DE1999144771 patent/DE19944771C2/de not_active Expired - Lifetime
Non-Patent Citations (4)
Title |
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R.A. Meyers (editor), Physical Science and Technology, Vol. 6, 1987, S. 663 * |
Sov. J. Opt. Technol., Vol. 59 (1992), H. 6, S. 320-340 * |
Cited By (2)
Publication number | Priority date | Publication date | Assignee | Title |
---|---|---|---|---|
CN109445115A (zh) * | 2018-12-20 | 2019-03-08 | 宁波大学 | 一种基于变形镜产生可调艾里光束的系统 |
CN109445115B (zh) * | 2018-12-20 | 2023-09-15 | 宁波大学 | 一种基于变形镜产生可调艾里光束的系统 |
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Publication number | Publication date |
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DE19944771C2 (de) | 2001-08-23 |
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