Лазеры и голография

DjVu

      ПРЕДИСЛОВИЕ
      Голография п фотография — это два способа записи на фотопленку информации о сцене (множестве предметов), которую видит наблюдатель. Но голографический и фотографический способы записи информации резко отличаются друг от друга. Так же различны и результаты этой записи — голограмма и фотоснимок. Голограмма в соответствии со своим названием (сочетание слов «голо» — полная, «грамма» — запись) отражает все стороны видимой картины, в том числе и объемность изображения. На фотографии же вся глубина реальных предметов зажата в одной плоскости.
      Вероятно, фотография, впервые продемонстрированная в 1839 году французским ученым Луи Жаком Манде Дагерром, произвела столь чарующее впечатление, что многие поверили в единственность и совершенство этого метода. Дагерр искал и действительно нашел способ запечатлеть изображение, образованное на матовом стекле камеры-обскуры, прибора, который был изобретен еще в средние века. До Дагерра такой камерой пользовались главным образом художники, когда хотели сделать наиболее точные зарисовки. Камера-обскура представляла собой темный светонепроницаемый ящик, в одну из стенок которого вставлялась линза. Напротив линзы помещалось наклонное зеркало, а в верхней части камеры — матовое стекло, на котором и получалось изображение предмета. Это изображение можно было рассматривать или перерисовывать на прозрачную бумагу. Дагерр предложил записывать его на изготовленном им самим новом светочувствительном материале. Многие, вероятно, думали, что о лучшем методе не стоит и мечтать. Но в 1947 году Дэннис Габор предложил новый остроумный метод фотографической записи трехмерного изображения сцены, сформулировав основы голографии. Как это часто бывает с открытиями, теперь очень трудно понять, почему о голографии не подумали раньше. Ведь, как мы увидим далее, голография — по существу совсем простой процесс фотографической записи интерференционной картины, образованной двумя наборами световых волн, один из которых называется опорным пучком. Еще за полстолетия до Габора французский ученый Габриэль Липпман предложил записывать на фотопластинку интерференционную картину световых волн, чтобы затем получать цветные фотографии. А примерно за два десятка лет до изобретения голографии опорные волны уже использовались в радиолокации. Таким образом, все элементы голографии были налицо, и нужен был лишь острый ум, чтобы объединить их в одну блестящую идею.
      Это обстоятельство особенно хорошо должны уяснить молодые ученые и инженеры. На примере голографии, которая, несомненно, принесет большую пользу человечеству в будущем, наглядно видно, что всегда есть возможность высказать новые ценные идеи на основе старых понятий. Чтобы внести весомый вклад в научно-технический прогресс, вовсе не обязательно использовать достижения наиболее передовых отраслей науки; даже сегодня, чтобы сказать новое слово в бурно развивающейся технике, изобретательному человеку порой достаточно глубокого понимания всего лишь относительно простых процессов.
      Хотя Габор сформулировал свою идею совсем недавно, тем не менее она была еще несколько преждевременной. Действительно, для изготовления голограмм требовались источники, испускающие свет строго определенной частоты (монохроматический и когерентный свет), а таких источников в 1947 году еще не существовало. Такие источники стали доступны исследователям лишь после 1960 года, когда впервые был изготовлен новый источник света — лазер. Лазеры испукают свет за счет вынужденного излучения атомами электромагнитных волн. Они получили свое название от начальных букв английского выражения Light Amplification by the Stimulated Emission of Radiation, что означает «усиление света вследствие вынужденного испускания излучения». Поскольку с теми источниками света, которыми располагал Габор в 1947 году, нельзя было продемонстрировать всей силы голографии, она на протяжении ряда лет оставалась незамеченной. Лишь в 1963 году американец Иммет Лейт применил в голографии лазеры. Последующие исследования, проведенные Лейтом и другим американцем, Джорджем Строуком, а также их многочисленными коллегами по Мичиганскому университету, дали толчок развитию голографии.
      Голограмма записывает интерференционную картину, образованную комбинацией опорной волны и световых волн, исходящих от сцены. После того как фотопластинка с голографической записью проявлена, снова осветив ее лазерным светом, можно наблюдать восстановленное изображение первоначальной сцены. Изображение получается настолько правдоподобным, что у наблюдателя появляется желание приблизиться к нему и потрогать руками. Голограмма представляется нам похожей на окно, через которое мы видим снятую сцену во всей ее глубине. Наблюдатель может смотреть на сцену с разных сторон: чтобы заглянуть за предмет на переднем плане, нужно лишь повести головой или приподнять ее, тогда как в стереофотографии старого типа, использующей два стереоснимка, объемное изображение можно наблюдать лишь под одним углом зрения. В фотографии всегда применяются линзы, поэтому, чтобы получить отчетливое изображение предмета, его следует помещать на вполне определенном расстоянии от фотоаппарата. Так как при голографировании предметов линзы обычно не используются, то голограмма одинаково четко регистрирует все предметы — и близкие и далекие.
      Термин голограмма впервые использовал в своих работах Габор. Для голограммного процесса, конечно, можно придумать много названий, например голограмметрия. Джордж Строук, пионер исследований в этой области, предложил термин голография. Этот термин и стал общепринятым. Читатель получит общее представление о голографии из первой главы, где дано описание голограммного процесса в двух простых формах. Далее он познакомится с некоторыми основными понятиями волнового движения — когерентностью, дифракцией, интерференцией, а также устройством и работой лазеров. И наконец, собственно голограммы и их основные свойства рассматриваются в последней главе.
     
     
      ПОСЛЕСЛОВИЕ
      Голографию принято считать совсем молодой наукой. Принцип получения голограммы предложил в 1947 году Деннис Габор, но его работа, опубликованная в 1948 году, долгое время оставалась почти незамеченной. Реализовать идею Габора можно было, лишь располагая когерентным источником света. И только после появления такого источника — лазера — Лейт и Упатниекс предложили «двулучевую» схему, которую они и осуществили в 1963 году, а за год до этого советский ученый Ю. Н. Денисюк сделал первую (и притом объемную) голограмму.
      Открытие голографии и получение первых голограмм было встречено с восторгом. И действительно, большая хорошо сделанная голограмма выглядит как чудо. При виде ее трудно удержаться от возгласа восхищения. В открытии голографии есть одна замечательная черта. Дело в том, что физические принципы, используемые в этой новой науке, были известны давно, но как-то вошло в привычку считать, что дифракционные (волновые) явления света определяют предел разрешающей способности оптического прибора. И физики долго не задавали себе простого вопроса, который сейчас кажется вполне естественным: «Куда девается информация о предмете (источнике света), дающем дифракционную картину, и как восстановить изображение?» Развитие интерференционных методов приучило к тому, что эта информация никуда не исчезает и, если правильно распорядиться установкой, то количество информации об источнике по сравнению с обычными оптическими приборами может даже увеличиться.
      Еще и сейчас нам кажется, что если между предметом и фотоаппаратом поместить матовую пластинку, то изображение исчезнет — ведь через матовую пластинку ничего нельзя увидеть. В то же время пластинка не нагревается, в ней не происходит никаких диссипативных (необратимых) процессов, так что никаких исчезновений не должно быть. Оказалось, что порок кроется не в матовом экране, а в способе регистрации изображения на фотопластинке. Фотопластинка регистрирует только интенсивность света, и обычный фотоаппарат совсем теряет все сведения о фазе приходящего света. То, что придумали Габор и его последователи, сводилось к одному — как заставить фотопластинку регистрировать фазу волны. Кстати, жесткие требования к качеству фотопластинки были следующей по важности причиной, задержавшей развитие голографии.
      Но как бы то ни было, все трудности оказались преодоленными, и сейчас голография развивается нарастающими темпами. Расширяется область ее применения, постепенно смягчаются требования к источнику света. Несомненно, что в дальнейшем голография так же широко войдет в наш быт, как сегодня вошли магнитофоны и транзисторы. Поэтому представление о том, что такое голография и, в особенности, какие физические принципы лежат в ее основе, должен иметь каждый, кого интересует современная наука и техника.
      Популярных книг по голографии немного. Книгу, к которой пишется это послесловие, отличает использование примеров из акустики, что открывает перед читателем интересные и для многих, наверное, неожиданные аналогии. Этим настоящая книга дополняет уже изданные в нашей стране.
      Нельзя не отметить, что автор не всегда достаточно аккуратно излагает физические основы теории. Нередко он забывает о важных деталях, а иногда допускает неточности. Кроме того, автор, очевидно, не знаком с советскими работами, даже теми из них, которые публиковались за рубежом. Этим вызвана необходимость примечаний. Что касается физики, то представляется полезным более подробно рассмотреть три важных для голографии вопроса, которые становятся особенно актуальными в связи с развитием оптики вообще: это когерентность, вопрос о ширине спектральных линий и спонтанное и вынужденное излучение. Этим трем темам мы и посвятим наше послесловие.
      Когерентность. В разное время под когерентностью понимали различные свойства света (или другого волнового источника). Это было связано с тем, что когерентностью практически не интересовались; она понадобилась лишь тогда, когда в физических и технических измерениях стали интенсивно использоваться явления дифракции и интерференции. По мере совершенствования техники таких измерений приходилось уточнять условия, накладываемые на источники и приемники колебаний, а вместе с тем и само понятие когерентности.
      В книге Кока (глава II) когерентным колебанием называется колебание, которое правильнее назвать монохроматическим (так оно и названо в нашем переводе). Монохроматический свет (мы будем дальше говорить о свете), состоящий из одной компоненты (по частоте), будет в то же время и когерентным. Если пучок монохроматического света разделить (призмой или зеркалом) на две части, то новые два пучка будут интерферировать друг с другом и создадут на экране неподвижную интерференционную картину. Если вместо монохроматического света взять спектр в виде полосы частот, то получить интерференционную картину будет не так просто; но это вовсе не означает, что такое излучение некогерентно.
      Отождествление когерентности и монохроматичости оправдано лишь в простейших, с современной точки зрения, приложениях. Монохроматичность источника света ограничивается прежде всего тем тривиальным обстоятельством, что строго монохроматический свет представляется бесконечной во времени плоской волной. В действительности свет излучается источником и поглощается регистрирующим прибором за некоторое конечное время. Если излучение световое, то это время определяется временем жизни возбужденного атома, если это радиоволны — то продолжительностью сигнала. В обоих случаях излучение не может быть строго монохроматическим, а должно иметь спектр частот шириной порядка Av ~ 1/т, где т — время излучения.
      Более подробно мы об этом еще скажем, когда будем говорить о ширине линии. Та же формула определяет в радиопередачах ширину полосы частот, необходимую для получения сигналов длительностью порядка т (или чтобы передать в 1 сек порядка 1/т сигналов).
      Сигналы с такой шириной, распространяющиеся в пространстве, будут расходиться по фазе, так как у них несколько разная длина волны. Связь между длиной волны света и его частотой определяется формулой с = \Х. Так как скорость света одна и та же для всех частот, то это произведение на обоих концах спектра будет одинаковым. Отмечая концы спектра индексами 1 и 2, можем написать (...)
      Это известная формула, связывающая ширину линии в шкале частот с шириной линии в шкале длин волн. Если волны отличаются по длине АХ, то на расстоянии одной длины волны максимумы волн, которые совпадали вначале, разойдутся на АХ; отсюда легко понять, что на расстоянии Х/2АХ длин волн (то есть на расстоянии Х2/2АХ) эти максимумы разойдутся на половину длины волны и максимум, отвечающий одному краю спектра, совпадает с минимумом, отвечающим другому краю спектра. Промежуточные участки спектра внесут вклад в этом месте, также промежуточный по величине, и интерференционная картина окажется смазанной. Таким образом, расстояние
      называемое длиной когерентности, грубо определяет размеры области, в которой можно наблюдать интерференционную картину. При этом длина когерентности определяется шириной линии.
      Приведенные рассуждения правильны, но к ним следует сделать некоторые дополнения. Тот факт, что интерференционные полосы исчезли, еще не означает безвозвратной потери информации от источника. Можно, например, поставить фильтр, который вырезал бы более узкую полосу из излучаемого спектра, таким фильтром мог бы быть и сам детектор. Тогда длина когерентности естественно возросла бы и интерференционная картина восстановилась. Исчезновение интерференционной картины в большей мере связано с методом регистрации. Эту разницу очень важно понять, разбирая вопрос о голографии. Идея Габора (о которой мы говорили) возникла из размышления о том, куда теряется информация в фазе волны, исходящей от какого-либо предмета. После того как свет зарегистрирован фотопластинкой или глазом, эта информация исчезла, потому что и пластинка и глаз регистрируют лишь квадрат амплитуды. Но до того, как свет зарегистрирован, то есть до того как он поглотился, распределение фаз в волне переносится в пространстве и никуда не теряется, а это значит, что его можно зарегистрировать. Вот этим-то и занимается голография.
      Интересное свойство голограммы, которое всегда отмечают, состоит в том, что каждый ее участок содержит информацию обо всем предмете. Голограмму можно разбить на несколько кусков, и каждый из них будет давать изображение. В этом смысле голограмму следует сравнивать не с фотографией, а с зеркалом. Половина фотографии содержит изображение лишь половины всей сцены; половинка зеркала отражает предмет как обычное целое зеркало. Но, чем меньший кусочек голограммы мы возьмем, тем хуже будет качество изображения. Края голограммы ограничат сечение пучка света, которым освещается голограмма, и нарушат тем самым монохроматичность пучка по отношению к направлениям, то есть пучок будет расходиться и не будет эквивалентен тому опорному пучку, в котором была изготовлена голограмма.
      Здесь мы сталкиваемся с новым свойством пространственной когерентности. Пространственная когерентность сказывается в том, что лучи с одинаковой частотой имеют разброс по направлениям. Подобно тому как разброс по частоте (ширина линии) связан с длительностью жизни источника, так и разброс по углам связан-с линейными размерами источника (или детектора). Приближенная формула для оценки угла, который характеризует расширение пучка, имеет вид 6~X/d, где X — длина волны, а d — характерные поперечные размеры прибора.
      Это свойство также иногда называют пространственной когерентностью. Однако важно другое — дело в том, что разброс по направлениям и разброс по частотам никак не связаны друг с другом и определяются совершенно различными факторами. Здесь мы встречаемся с двумя разными свойствами волнового процесса.
      Определения когерентности сложились исторически. Раньше считали, что интерферировать может только свет, излученный одним достаточно удаленным точечным источником, разбитым на два пучка с двумя отверстиями в экране (опыт Юнга). Но уже много лет назад выяснилось, что интерференция — явление гораздо более распространенное. Для интерференции пучков света необходимо лишь одно — чтобы разность фаз между ними не изменялась хаотически. Свет от двух электрических лампочек не дает интерференционной картины, так как из-за высокой температуры тепловые колебания атомов вносят большую случайную добавку в частоту излученного света и разность фаз между двумя пучками будет хаотически изменяться настолько быстро, что ни о какой интерференции не может быть и речи. Строго говоря, только в этом случае можно говорить о полной иекогерентности источников. Если предмет, освещенный двумя лампами, отбрасывает две перекрывающиеся тени, то на границе теней интерференции не возникает. Не возникнет и дифракционной картины на границе каждой из теней, так как пространственная когерентность в каждой из ламп практически отсутствует — соседние участки нити излучают свет статистически независимо и свет от них не интерферирует. В этом смысле можно сказать, что свет, излучаемый обычной лампочкой, состоит из отдельных независимых порций — квантов. Свет же, излучаемый лазером, обладает высокой степенью когерентности и может быть описан как классическое электромагнитное поле, задаваемое векторами электрического и магнитного полей. Свет от двух лазеров дает интерференционную картину. В этом случае лучше не рассуждать (как это иногда делают), интерферирует ли квант только сам с собой или он может интерферировать с другими квантами. Случайная разность фаз между светом от двух лазеров скажется лишь в расположении интерференционной картины. Если выключить один лазер, а потом его опять включить, то интерференционные полосы восстановятся, хотя положение их на экране будет уже не тем, которое было вначале.
      Различие между определениями когерентности света можно проиллюстрировать на примере прохождения света через упомянутую выше матовую пластинку.
      Если яа пути света, идущего через объектив фотоаппарата, поставить матовую пластинку, то изображение исчезнет. Это может показаться странным, если подумать о том, что никакого нового физического процесса в матовой пластинке не происходит: никаких случайных колебаний, которые бы «испортили» световые волны, к свету не добавляется. Куда же делась информация? Ответ, конечно, ясен. Если для простоты считать, что первичный пучок был параллельным, то без матовой пластинки он собрался бы в фокусе оптической системы. Это значит, что лучи из разных частей пучка пришли бы в точку фокуса с одинаковой фазой и в фокусе образовалось бы световое пятно, тем меньшее по размерам, чем меньше был разброс по направлениям в исходном пучке и чем больше были поперечные размеры оптической системы (чтобы сама оптическая система не увеличила этот разброс). Когда на пути света оказалась матовая пластинка, то из-за нерегулярных преломлений па шероховатой ее поверхности длины путей, которые прошли лучи по разным путям в пластинке, оказались случайными, и лучи пришли в фокус с разными фазами: фокусировка исчезла. Поэтому мы уже не сможем увидеть изображение простым глазом.
      Можно сказать, что исчезла пространственная когерентность. Но на самом деле когерентность никуда не исчезла и всю картину можно восстановить.
      В голографии этого можно достичь, прибегнув к установке на пути света, образующего действительное изображение, той же самой матовой пластинки. Происходит процесс «декодирования» — изображение появляется вновь в той самой форме, в которой мы его привыкли видеть. Таким образом, пространственно не когерентный свет можно сделать когерентным. В то же время сделать когерентными лучи, исходящие из разных частей накаленной нити, нельзя (по крайней мере без затраты внешней работы).
      Можно сказать, что когерентность определяет корреляцию компонент электромагнитного (или звукового) поля
      разных источников. Если такая корреляция существует, то можно говорить о когерентности; если поля полностью независимы, то когерентности нет. Только отсутствие когерентности позволяет нам видеть разные предметы одновременно или вести разговор в шумной толпе.
      Интересно отметить, что использование корреляций более высокого порядка позволило произвести измерение диаметров звезд с необычайно высоким разрешением (определить угловые размеры до 1/30 000 000). Если два радиотелескопа фотографируют яркость звезды (то есть квадрат амплитуды ее электромагнитного поля), то эта яркость меняется со временем по случайному закону; но если сравнивать две кривые яркости, то обнаружится, что они очень похожи друг на друга. Если фотографии были сделаны с близкого расстояния, то кривые (положение максимумов) почти совпадают. С увеличением расстояния кривые начинают отличаться друг от друга: чем больше база между двумя телескопами, тем больше различие между кривыми.
      Нетрудно понять, что если изменение яркости происходит в области размеров D, то угол, анутри которого это будет наблюдаться, одновременно будет определять формула, тождественная той, которую мы выводили для пространственной когерентности: 6?^ К/D. С другой стороны, если два телескопа находятся в разных частях света, то база В — расстояние между ними—может быть около 10000 км. Угол, который можно покрыть таким базисом, будет примерно B/R, где R — расстояние до звезды. При сравнении этих двух формул становится понятным, что можно довольно легко определить диаметр звезды: Dttk-R/B. Таким образом с помощью радиотелескопов определили радиус квазаров, находящихся на расстоянии миллиардов световых лет от нас.
      Ширина спектральной линии. Линия в спектре атома никогда не бывает бесконечно узкой. Бесконечно узкую линию не может излучить никакая система, но ее не может зарегистрировать и никакой приемник, так как она не переносит с собой никакой энергии. Физических явлений, которые обусловливают ширину линии, много; в книге говорится лишь о допплеровской ширине.
      В основном ширина спектральной линии определяется принципом неопределенности. Если система распадается так, что ее среднее время жизни равно т (то есть если закон ее распада определяется фактором e~t/r), то энергия излучения будет иметь разброс порядка AE~h/%, или, так как энергия связана с частотой формулой E—hv, то Av» 1/т.
      Это есть простое следствие анализа Фурье (см. ссылку на стр. 131). Такая ширина называется естественной шириной линии. Наиболее узкой линией, известной до сих пор, является линия в спектре водорода, соответствующая длине волны 21 см и происходящая от перехода из состояния, в котором спины электрона и протона параллельны, в состояние, в котором они направлены в противоположные стороны. Из-за очень слабого взаимодействия спинов этот переход имеет очень малую вероятность, и среднее время жизни возбужденного таким образом атома достигает 31 года. По формуле, приведенной выше, это отвечает ширине линии АЛ«10-16 см. На Земле в условиях лаборатории эта ширина линии значительно больше. Переходы из возбужденного состояния в основное происходят не сами по себе, а при низком давлении, при столкновении атомов со стенками сосуда.
      В газах основными эффектами, приводящими к уширению линии, является эффект Допплера, о котором рассказано в книге, и столкновения атомов друг с другом, которые приводят к уменьшению времени жизни возбужденного состояния.
      В конденсированных состояниях — в твердом теле, линии расширяются из-за взаимодействия, которое также делает энергию электрона в атоме не вполне определенной. Здесь ширина линии настолько увеличивается, что спектр становится практически сплошным. Раскаленный кусок металла излучает практически весь видимый спектр: мы говорим, что он раскален добела.
      В колебательных контурах ширину линии обычно характеризуют величиной, называемой добротностью. Добротность определяется как отношение энергии контура к энергии, расходуемой контуром за одно колебание. Этим более точно определяется понятие ширины линии, полагая @ = v/Av. Ясно, что точное определение Av из формы спектра зависит от формы линии и от определения самого понятия ширины кривой; об этом мы здесь говорить не будем.
      Вынужденное излучение. Основной эффект, на котором основано действие лазера и который позволил получить когерентпый свет большой интенсивности, теоретически был открыт Эйнштейном еще в 1908 году.
      История его открытия началась еще в конце прошлого века, когда Планк получил формулу, описывающую распределение энергии в спектре электромагнитного поля, которое находится в равновесии со стенками полости, когда температура этих стенок поддерживается постоянной. Постановка задачи о равновесном излучении основывалась на известных фактах: что электромагнитное поле обладает энергией и подчиняется законам термодинамики. Следовательно, используя методы термодинамики, можно вычислить, как должна распределяться энергия по частотам, чтобы ее поток, передаваемый электромагнитным полем стенкам полости, был бы в точности компенсирован обратимым потоком энергии от стенок к электромагнитному полю. Однако эта задача оказалась намного труднее, чем казалось вначале. Решение пришло только тогда, когда Планк и Эйнштейн поняли, что изучение и поглощение света происходит не непрерывно, а порциями — квантами. Эта гипотеза привела к знаменитой формуле Планка, описывающей спектр, который находится в равновесии с резервуаром при некоторой температуре Т. Таким образом, стало возможным приписывать температуру полю излучения. Более того, Эйнштейн показал, что поле излучения можно рассматривать как газ, состоящий из фотонов — квантов. Равновесие между таким газом и стенками могло наступить лишь тогда, когда вероятность поглощения кванта с какой-либо частотой находилась бы в определенном соотношении с вероятностью его излучения стенкой. (Кванты взаимодействуют друг с другом очень слабо, поэтому в отличие от газа, в котором тепловое равновесие устанавливается благодаря столкновению молекул между собой, в поле излучения основную роль играет взаимодействие со стенками.) Надо было найти такое выражение для вероятностей, чтобы они привели к формуле Планка.
      Вероятность поглощения кванта должна быть пропорциональна числу квантов (или более высокой степени этого числа), имеющихся в поле, так как она должна обращаться в нуль, если квантов в поле нет. При отсутствии квантов вероятность излучения не обращается в нуль.
      Атом может излучить квант даже в пустоте. Но если бы вероятность излучения вообще не зависела от числа квантов, уже имеющихся в поле, то равновесия не наступило бы.
      Подробный анализ, проведенный Эйнштейном (1916 год) и Эйнштейном совместно с Эренфестом (1923 год), привел к выводу, что для существования равновесия между стенками и полем излучения вероятность поглощения должна быть пропорциональной числу квантов, а вероятность излучения должна состоять из суммы двух членов — не зависящего от числа квантов (спонтанное излучение) и пропорционального числу квантов (вынужденное излучение), связанного с вероятностью поглощения.
      Формулы Эйнштейна выглядят так: вероятность поглощения Ьд, вероятность излучения а + Ъд.
      Здесь р — плотность излучения частоты V. Если положить , то можно придти к формуле Планка. Более строгий вывод формул стал возможен лишь тогда, когда в 1925 году Базе получил формулу Планка, применяя законы статистической физики к газу фотонов.
      Удивительно, что прошло много лет, пока вынужденное излучение не было доказано экспериментально. Лишь в 1940 году это сделал советский физик В. А. Фабрикант.
      Так длинная цепочка теоретических и экспериментальных открытий (мы отметили в ней лишь несколько наиболее важных звеньев) привела к созданию Н. Г. Басовым, А. М. Прохоровым и Ч. Таунсом лазера, который в свою очередь позволил реализовать идею Габора и получить объемную (Денисюк) и плоскую (Лейт и Упатниекс) голограммы.
      Я. А. Смородинский