Система адаптивной оптики позволяет выравнивать и стабилизировать волновой фронт прошедшего сквозь атмосферу излучения, дает возможность не только получать в фокусе телескопа четкое изображение космического объекта, но и выводить с Земли в космос остро сфокусированный луч лазера. К счастью, военные устройства такого типа не были реализованы, но проделанная в этом направлении работа чрезвычайно помогла астрономам почти полностью реализовать теоретические параметры крупных телескопов по качеству изображения. К тому же разработка активной оптики сделала возможным строительство наземных оптических интерферометров на базе телескопов большого диаметра: поскольку после прохождения через атмосферу длина когерентности света составляет всего около 10 см, наземный интерферометр без системы адаптивной оптики работать не может.

Задача адаптивной оптики состоит в нейтрализации в реальном времени искажений, вносимых атмосферой в изображение космического объекта. Обычно адаптивная система работает совместно с системой активной оптики, поддерживающей конструкцию и оптические элементы телескопа в «идеальном» состоянии. Действуя совместно, системы активной и адаптивной оптики приближают качество изображения к предельно высокому, определяемому принципиальными физическими эффектами (в основном — аберрацией света на объективе телескопа). В принципе системы активной и адаптивной оптики подобны друг другу. Обе они содержат три основных элемента: 1) анализатор изображения, 2) компьютер с программой, вырабатывающей сигналы коррекции и 3) исполняющие механизмы, изменяющие оптическую систему телескопа так, чтобы изображение стало «идеальным». Количественное различие между этими системами состоит в том, что коррекцию недостатков самого телескопа (активная оптика) можно проводить сравнительно редко — с интервалом от нескольких секунд до 1 минуты; но исправлять помехи, вносимые атмосферой (адаптивная оптика), необходимо значительно чаще — от нескольких десятков до тысячи раз в секунду. Поэтому система адаптивной оптики не может изменять форму массивного главного зеркала телескопа и вынуждена управлять формой специального дополнительного «легкого и мягкого» зеркала, установленного у выходного зрачка телескопа.
Впервые на возможность коррекции атмосферных искажений изображения при помощи деформируемого зеркала указал в 1953 американский астроном Хорас Бэбкок (Babcock H.W., р. 1912). Для компенсации искажений он предложил использовать отражение света от масляной пленки, поверхность которой деформирована электростатическими силами. Тонкопленочные зеркала с электростатическим управлением разрабатываются для аналогичных целей и в наши дни, хотя более популярным исполнительным механизмом служат пьезоэлементы с зеркальной поверхностью.

Плоский фронт световой волны, пройдя сквозь атмосферу, искажается и вблизи телескопа имеет довольно сложную структуру. Для характеристики искажения обычно используют параметр r0 — радиус когерентности волнового фронта, определяемый как расстояние, на котором среднеквадратическая разность фаз достигает 0,4 длины волны. В видимом диапазоне, на волне длиной 500 нм, в подавляющем большинстве случаев r0 лежит в интервале от 2 до 20 см; условия, когда r0 = 10 см, нередко считаются типичными. Угловое разрешение крупного наземного телескопа, работающего через турбулентную атмосферу с длинной экспозицией, равно разрешению идеального телескопа диаметром r0, работающего вне атмосферы. Поскольку значение r0 возрастает приблизительно пропорционально длине волны излучения (r0 µ l6/5), атмосферные искажения в инфракрасном диапазоне существенно меньше, чем в видимом.

Для небольших наземных телескопов, диаметр которых сравним с r0, можно считать, что в пределах объектива волновой фронт плоский и в каждый момент времени наклонен случайным образом на некоторый угол. Наклон фронта соответствует смещению изображения в фокальной плоскости или, как говорят астрономы, дрожанию (в физике атмосферы принят термин «флуктуации угла прихода»). Для компенсации дрожания в таких телескопах достаточно ввести плоское управляемое зеркало, наклоняющееся по двум взаимно перпендикулярным осям. Опыт показывает, что такое простейшее исполнительное устройство в системе адаптивной оптики малого телескопа весьма существенно повышает качество изображения при длительных экспозициях.

У телескопов большого диаметра (D) на площади объектива укладывается порядка (D/r0)2 квазиплоских элементов волнового фронта. Этим числом и определяется сложность конструкции компенсирующего зеркала, т.е. количество пьезоэлементов, которые, сжимаясь и расширяясь под действием управляющих сигналов с высокой частотой (до сотен герц), изменяют форму «мягкого» зеркала. Нетрудно оценить, что на крупном телескопе (D = 8-10 м) полное исправление формы волнового фронта в оптическом диапазоне потребует корректирующего зеркала с (10 м / 10 см)2 = 10 000 управляемыми элементами. При нынешнем развитии систем адаптивной оптики это практически невыполнимо. Однако в близком инфракрасном диапазоне, где значение r0 = 1 м, корректирующее зеркало должно содержать около 100 элементов, что вполне достижимо. Например, система адаптивной оптики интерферометра Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили имеет корректирующее зеркало из 60-ти управляемых элементов.

Для выработки сигналов, управляющих формой корректирующего зеркала, обычно анализируется мгновенное изображение яркой одиночной звезды. В качестве приемника используется анализатор волнового фронта, размещенный у выходного зрачка телескопа. Через матрицу из множества небольших линз свет звезды попадает на ПЗС-матрицу, сигналы которой оцифровываются и анализируются компьютером. Управляющая программа, изменяя форму корректирующего зеркала, добивается того, чтобы изображение звезды имело идеально «точечный» вид.

Вещество бросали с самолетов роботы. Совесть у них отсутствовала, и они были запрограммированы так, чтобы не представлять себе, что от этого делается с людьми на земле. Ведущий робот Траута выглядел как человек, он мог разговаривать, танцевать и так далее, даже гулять с девушками. И никто не попрекал его тем, что он бросает сгущенный газолин на людей. Но дурной запах изо рта ему не прощали. А потом он от этого излечился, и человечество радостно приняло его в свои ряды.
К.Воннегут

Это было четыре камеры. Камеры были попыткой скопировать отличные немецкие камеры Аскания, которые были использованы во время Второй мировой войны. Это были 35-мм фотокамеры, которые имели скорость съемки - 5 полноразмерных кадров в секунду. Азимут и угол места отмечались на каждом кадре, одновременно с метками начала и конца съемки. Камеры имели обтюраторные затворы, которые синхронизировались для одновременного открытия затворов на всех кинотеодолитах. Для этого с центрального пульта управления посылался на электродвигатели микроимпульс, продолжительностью 2 мс. Угловая точность кинотеодолитов составляла 1 мин. Фокусное расстояние объектива составляло 60 см и каждая камера управлялась одним оператором, который наблюдал цель в оптический визир, выставленный параллельно оси объектива кинотеодолита.

Камеры были расположены: N 1 - за Launcher и близко к Управлению строительства, N 2 - на точке в 1,5 км от космодрома и стартовой площадкb, N 3 - вдоль берега озера в 5 км к востоку от космодрома N 4 - в 6,5 км к востоку вдоль берега озера. Фотокамеры N 3 и N 4 не имели прямой видимости на стартовую площадку.

Как уже говорилось выше, камеры были копиями немецких кинотеодолитов фирмы Askania и были они сделаны в Англии. Однако камеры были плохого качества. Казалось, что они не были протестированы до отгрузки с завода-изготовителя. В камере кинотеодолита часто застревала или рвалась пленка во время «спецработ». Кроме двух пунктов, N 2 и в некоторой степени № 1, остальные кинотеодолиты не могли эффективно отслеживать взлет из-за высокой скорости набора высоты. Ко всему прочему объекты были небольшими, находились на большом расстоянии, и фактически запуск не был виден на двух станциях. И это несмотря на интенсивные усилия персонала CARDE и AVRO, которые подбирали разные типы фотопленки и окрашивали объекты в желтый цвет, для улучшения визуального наблюдения и фотографической регистрации.

Усилия Харта и проектировочное мастерство фирмы «Аскания» привели к созданию хорошо известных впоследствии баллистических фотокамер «Аскания» и кинотеодолитов Kth-39 и Kth-41, которые использовались в Пеенемюнде, а затем на многих других испытательных полигонах.”

С помощью кинотеодолитов можно:

Проверять точность огня зенитной артиллерии путём измерения угловых отклонений (а следовательно и линейных смещений) разрывов снарядов от воздушной цели.

Конструкция подлодок типа М
Корпус, местами двойной, облегченный, составляет почти 70 процентов.
Построена субмарина класса М с учетом погружения на глубину до 200 футов. Шпангоуты устанавливали через каждые 18 и 21 дюйм.
Внутренний корпус изготовлен из 10-12-килограммовых листов, внешний из разного набора листов от 15 до 5 килограмм.
Нижняя часть внешнего корпуса строилась с расчетом погружения на 200-футовую глубину. Весь корпус был поделен на двенадцать отсеков.
Подводные лодки оборудованы 20 балластными цистернами общей вместимостью порядка 375 тонн.
Для улучшения плавучести две цистерны выполняли роль цистерн плавучести.
Быстрое погружение происходило за счет использования дополнительных кингстонов, клапана вентиляции имели дистанционное открывание. Для быстрого погружения лодке было нужно всего 90 секунд.
Корпус внешний тянется до форштевня. На носу находятся три затопляемых цистерны водоизмещением в 27 тонн. В корме также имеется затопляемая цистерна в 15 тонн.
Вдобавок подводки имеют девять компенсационных и 12 дополнительных балластных цистерн, 46 и 12 тонн соответственно.
Машинный отсек имеет два дизеля Виккерса, имевших 4 такта и 12 цилиндров. Общая мощность 2400 л.с., скорость вращения 400 об./мин. Аналогичные устанавливались на подлодки класса Л.
Двигатели вращали 2 трехлопасных винта, выполненных диаметром 180 сантиметров.
На испытаниях подлодка развила скорость в 15 узлов из заявленных 16, были выполнены другие винты для достижения заданной скорости в 16 узлов.
Лодка оборудовалась двумя электромоторами общей мощностью 1600 ЛС, скорость вращения 300 обор/мин. Имелся дополнительный 20-сильный мотор с приводом на правый вал.
В 15 топливных цистерн вмещалось 76 тонн топлива. А после модернизации лодки класса М могли дополнительно использовать две цистерны под топливо, что дало в итоге 110 тонн топлива.
Аккумуляторные батареи были изготовлены с применение 336 кис.-свинц. аккумуляторов. Общий вес всех батарей составлял 137 тонн. Они подавали напряжение в 200 вольт на протяжении 90 минут.

Вооружение подлодки типа М
Первые две подлодки серии М имели четыре торпедных аппарата носового исполнения. На борту находилось 8 торпед калибра 456 мм. Следующие две лодки имели торпедные аппараты калибром 533 мм, из-за чего имели лишних два метра длины.
Вот и добрались до основной детали подлодки – артиллерийского орудия. Калибр пушки 305 мм.
Орудие, заряжающий отсек и пост управления стрельбой выполнили в виде надстройки рубочного вида, что, кстати, и дало подлодке кличку «слон». Погреб с боеприпасами и порохами, отсек гидравлики ушли вниз корпуса прямо под орудием на глубину в 30 футов. Боекомплект равнялся 40 боеприпасам. Вес снаряда 390 килограмм.
Угол горизонтального наведения 15 градусов, 20 градусов вверх и 5 градусов вниз.
Естественно, что зарядить орудие можно было только в надводном положении.
В подводном положении ствол закрывали герметичной заглушкой, которую снимали с помощью электромотора из отсека заряжания.
Орудие Mark IX имело длину 40 калибров и весило 120 тонн, вес боезапаса 30 тонн.
Также лодка имела зенитку калибром 76 мм на выдвижной установке. Боезапас зенитки 72 снаряда.
Оптимальное применение торпедного вооружения один километр.
Оптимальное применение артиллерийского орудия 5-7 километров.