DE19944771C2

DE19944771C2 - Verfahren zum Empfangen und Verarbeiten von beim Passieren der Atmosphäre verzerrten optischen Signalen

Info

Publication number: DE19944771C2
Application number: DE1999144771
Authority: DE
Inventors: Dirk Giggenbach
Original assignee: Deutsches Zentrum fuer Luft und Raumfahrt eV
Current assignee: Deutsches Zentrum fuer Luft und Raumfahrt eV
Priority date: 1999-09-17
Filing date: 1999-09-17
Publication date: 2001-08-23
Anticipated expiration: 2019-09-18
Also published as: DE19944771A1

Description

Die Erfindung betrifft Verfahren zum Empfangen und Verarbei ten von optischen Signalen, welche beim Passieren der Atmo sphäre aufgrund von Brechungsindex-Schwankungen der Luft at mosphärisch verzerrte optische Wellenfronten aufweisen. Fer ner betrifft die Erfindung Einrichtungen zum Durchführen der Verfahren.

Derartige Verfahren und Einrichtungen sind beispielsweise be schrieben in Sov. J. Ogt. Technol., Vol. 59 (1992), Heft 6, S. 320 bis 340 Verfasser N. V. Ryabova und V. Z. Zakharenkov und Phys. Bl., Bd. 44 (1988), S. 429 bis 446 von Dr. F. Merkle.

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 Signalen 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 Polarisation 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.

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 Empfangsteleskop 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 augenblickliche Wellenfrontfehler wird mittels eines Wellenfront sensors 12, beispielsweise eines sogenannten "Shake Hartmann" Sensors gemessen. Über einen schnellen Steuerrechner 4 wird der sich im Strahlengang befindliche, verformbare 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 muh 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, welche 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. Phasenverzögerer aneinander angepaßt werden, was wiederum zu höheren Kosten wegen des größeren Regelungsaufwands führt.

Aufgabe der Erfindung ist es, Verfahren und Einrichtungen an zugeben, welche Empfang und Verarbeiten von atmosphärisch verzerrten Wellenfronten zu Signalen mit einem gegenüber bis her bekannten Verfahren und Vorrichtungen der AO-Technik und Multi-Apertur-Technik verbesserten Signal-Rauschverhältnis erlauben.

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 Fo kusebene 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-Trackingspiegeln - 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 im 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 mittlere 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 m_rund 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 m_rundTT 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 Steuerrechner 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 gesamte 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 machen, 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) 60ergeben 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 hohe 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 Uberlagerungsempfangs 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.

Bezugszeichenliste

1

Teleskopapertur

10

Spiegel

11

Spiegel

12

Wellenfrontsensor

13

parallele Linien

14

Linsen

15

Linsen

16

Tip-Tilt-Tracking-spiegel

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

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 bei direktem Empfang von optischen Signalen mit atmosphärisch verzerrten optischen Wellenfronten die empfangene optische Welle auf mindestens ein zweidimensionales, aus einer Anzahl von einzelnen Detektorelementen gebildetes Detektor-Array fo kussiert wird, welches in seiner Gesamtgröße einem durch die atmosphärisch verzerrte Wellenfront hervorgerufenen Speckle muster im Fokus einer Empfangsapertur eines Teleskops ent spricht, und die empfangene optische Signalleistung über eine Anzahl De tektorelemente (Photodetektoren 41) unmittelbar in Photostrom umgewandelt wird, wobei die Information in der Art einer Amplitudenmodulation auf die optische Signalleistung modu liert ist, zur Verbesserung des Signal/Rausch-Verhältnisses signalfreie Bereich im Speckle-Muster ausgespart werden, und anschließend eine Signalverarbeitung durchgeführt wird.

2. 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 bei direktem Empfang von optischen Signalen mit atmosphärisch verzerrten optischen Wellenfronten die empfangene optische Welle auf mindestens ein zweidimensionales, aus einer Anzahl von einzelnen Detektorelementen gebildetes Detektor-Array fo kussiert wird, welches in seiner Gesamtgröße einem durch die atmosphärisch verzerrte Wellenfront hervorgerufenen Specklemuster im Fokus einer Empfangsapertur eines Teleskops ent spricht, und 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.

3. 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, wobei das Detektor-Array in seiner Gesamtgröße einem durch die atmosphärisch verzerrte Wellenfront hervorgerufenen Speckle-Muster entspricht und über eine Anzahl der Detektor-Elemente (Photodetektoren 41) die empfangene optische Signalleistung unmittelbar in Photo strom umgewandelt wird, die Information in der Art einer Amplitudenmodulation auf die optische Signalleistung modu liert ist und zur Verbesserung des Signal-Rausch- Verhältnisses signalfreie Bereiche im Speckle-Muster ausge spart sind, denen zum Verarbeiten und gesteuerten Kombinieren von Strömen, die von gezielt ausgewählten, empfangssignal tragenden Detektorelementen des Arrays erzeugt sind, geeigne te elektronische Elemente nachgeordnet sind.

4. Einrichtung nach Anspruch 2, dadurch gekennzeichnet, daß die Größe des Detektor-Arrays (41) dem Durchmesser eines Speckle-Musters (40) entspricht.

5. Einrichtung nach einem der Ansprüche 3 oder 4, dadurch ge kennzeichnet, daß ein einzelnes Detektor-Element eine quadra tische, sechseckige, achteckige oder eine andere lückenlos aneinander reihbare geometrische Form hat.

6. Einrichtung nach einem der Ansprüche 3 bis 5, 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.

7. Einrichtung nach einem der Ansprüche 3 bis 6, dadurch ge kennzeichnet, daß in einem quadratischen Detektor-Array eine Anzahl m von Detektor-Elementen gemäß der Formel
notwendig sind, wobei mit
der mittlere Durchmesser des gesamten Speckle-Musters bezeichnet ist, und r₀ der Fried-Parameter am Ort des Empfangsteleskops ist, der ein statistisches Maß für die Stärke der Wellenfrontverzerrungen ist.

8. Einrichtung nach einem der Ansprüche 3 bis 6, dadurch ge kennzeichnet, daß in Anpassung an die zirkulare Verteilung des Speckle-Musters eine Anzahl m_rund von Detektor-Elementen kreisförmig angeordnet sind, wobei die benötigte Anzahl m_rund in einem kreisförmigen Array gemäß der nachstehenden Formel beträgt:
wobei mit TAD der Durchmesser der Teleskop-Apertur ist.

9. Einrichtung nach einem der Ansprüche 3 bis 6, dadurch ge kennzeichnet, daß zwischen Teleskop und Detektor-Array ein Tip-Tilt-Tracking-Spiegel (16) angeordnet ist.

10. Einrichtung nach Anspruch 9, dadurch gekennzeichnet, daß bei Vorsehen eines Tip-Tilt-Tracking-Spiegels (TT) eine An zahl m_rundTT von Detektor-Elementen gemäß der nachstehenden Formel ausreicht:

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 Lokal-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-Arrays (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 Lokaloszillator-Lichtwelle entspricht, in die beiden Signalanteile ("In Phase" und "Quadratur") aufgeteilt werden und damit separat detektierbar sind.