自適應(yīng)光學(xué)（用于反射望遠(yuǎn)鏡鏡面的補(bǔ)償系統(tǒng)）
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自適應(yīng)光學(xué)
用于反射望遠(yuǎn)鏡鏡面的補(bǔ)償系統(tǒng)
自適應(yīng)光學(xué)（adaptive optics），指一種用于大反射望遠(yuǎn)鏡的鏡面的一種補(bǔ)償系統(tǒng)，可以通過快速反應(yīng)的的支撐系統(tǒng)使鏡面發(fā)生形變來補(bǔ)償大氣抖動引起的星象閃爍。
基本信息
| 外文名 | adaptive optics |
| 原理 | 中波前畸變的最有前景的技術(shù) |
| 造成 | 補(bǔ)償由大氣湍流或其他因素造成 |
基本簡介
沿革內(nèi)容
自從天文望遠(yuǎn)鏡誕生400年以來，它從小型手控的光學(xué)器材發(fā)展到由計(jì)算機(jī)控制的龐大復(fù)雜儀器。其間，有兩個參數(shù)極其重要：望遠(yuǎn)鏡的口徑（聚光能力）和角分辨率（圖像的清晰度）。對于一架在太空中使用的性能絕佳的望遠(yuǎn)鏡來說，分辨率直接與口徑的倒數(shù)成正比。從遙遠(yuǎn)星球發(fā)出的平面波波前將被望遠(yuǎn)鏡轉(zhuǎn)換成完美的球面波波陣面從而成像。像的角分辨率只受到衍射的限制--我們可以稱之為衍射極限。
實(shí)際上大氣的影響和望遠(yuǎn)鏡的質(zhì)量問題都會扭曲球面波前，造成成像過程中的相位錯誤。即使是在最好的觀測地點(diǎn)，地面上可見光波段望遠(yuǎn)鏡的角分辨率都無法超過10到20厘米口徑的望遠(yuǎn)鏡，這僅僅是因?yàn)?/span>大氣湍流的緣故。對于一臺口徑四米的望遠(yuǎn)鏡來說，大氣湍流使其空間分辨率降低了一個數(shù)量級（與衍射極限相比），同時星像中心的清晰度降低了100多倍。這源于大氣擾動造成的波前在時間和空間的不穩(wěn)定--也是人類發(fā)送哈勃到太空進(jìn)行觀測的的最主要原因--避免大氣湍流的影響。此外，像質(zhì)的好壞也受到工業(yè)技術(shù)問題以及由機(jī)械、溫度和望遠(yuǎn)鏡光學(xué)效應(yīng)而引起的波前扭曲的影響。
光學(xué)的使用
最顯然的應(yīng)用是直接利用濾鏡成像。所有的自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)都提供這一基礎(chǔ)模式，但經(jīng)常配備附加的掃描濾鏡（圓形可變?yōu)V波器），這樣做是為了取得豐富的數(shù)據(jù)（二維的平面空間和一維的光譜）?？紤]到大氣湍流是隨著時間不斷改變的，在短時間內(nèi)獲得豐富的觀測資料及數(shù)據(jù)聽起來就顯得異常誘人。這可以利用全視場攝譜儀（IFS）做到。加拿大-法國-夏威夷望遠(yuǎn)鏡（CFHT）的CMOS系統(tǒng)在可見波段的觀測和西班牙卡拉阿托天文臺的3D在紅外波段的觀測是這一方面的先驅(qū)。類似的設(shè)備同樣安裝于8米望遠(yuǎn)鏡，尤其是安裝于雙子星望遠(yuǎn)鏡（Gemini）的GMOS系統(tǒng)在可見波段的應(yīng)用以及安裝于甚大望遠(yuǎn)鏡（VLT）的SINFONI -SPIFFI系統(tǒng)在紅外波段的應(yīng)用。
自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)有很大的技術(shù)挑戰(zhàn)。其中包括快速低噪聲的傳感器（為了能使用比較昏暗的引導(dǎo)星來進(jìn)行矯正）；高能、可信且易于操作的鈉激光器；超高速處理器，要求每秒的運(yùn)作此時達(dá)109到1010次；可變形鏡面，帶寬幾千赫茲和上千個觸動器；大型的二級自適應(yīng)透鏡。后者在熱波段尤其有趣，任何一小塊附加的鏡面都加大由設(shè)備造成的原本已經(jīng)很大的熱背景。
基于自然引導(dǎo)星的自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)正幫助現(xiàn)代的8到10米望遠(yuǎn)鏡不斷取得接近衍射極限的成像質(zhì)量以及分光數(shù)據(jù)?？梢姽獠ǘ蔚母恼严喈?dāng)理想，但是至今仍然無法到達(dá)衍射極限。人造引導(dǎo)星自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)被應(yīng)用于不少天文臺，而且這個數(shù)字正不斷的增加。但是人造引導(dǎo)星在極高天空覆蓋率下的穩(wěn)定應(yīng)用仍然沒有實(shí)現(xiàn)。MCAO技術(shù)仍在襁褓階段。
許多最近的天文觀測成果都基于新的光學(xué)觀測技術(shù)。尤其是當(dāng)甚大望遠(yuǎn)鏡（VLT）投入使用后（干涉觀測法帶來了更清晰的像質(zhì)），自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)顯得更加重要。強(qiáng)大的集光能力和極小的分辨率（空間上的和光譜上的）將為未來地面天文觀測帶來最主要的進(jìn)步。更深入地，計(jì)劃和討論中的巨型光學(xué)望遠(yuǎn)鏡（比如OWL）將依賴先進(jìn)的自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)來實(shí)現(xiàn)全部的天文觀測---在這些項(xiàng)目的建設(shè)初期望遠(yuǎn)鏡就和自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)融為一體。
光學(xué)種類
被動光學(xué)
不久以前，天文望遠(yuǎn)鏡依然是一種"被動"的儀器。因?yàn)闆]有內(nèi)置的改正儀在觀測過程中主動改善和調(diào)整像質(zhì)，能夠進(jìn)行人工調(diào)整的時間是在白天或夜幕初垂時。
盡管大家公認(rèn)大氣擾動所造成的影響無可避免，人們做了最大的機(jī)械上的改進(jìn)去修正望遠(yuǎn)鏡本身的錯誤：光學(xué)玻璃的冷加工以及磨光技術(shù)均有了改進(jìn)；堅(jiān)實(shí)的結(jié)構(gòu)和玻璃被用來消除由于重力造成的透鏡變形；人們采用了低膨脹系數(shù)的玻璃來消除溫度所造成的影響；為了消除當(dāng)?shù)販囟鹊挠绊懀?a class="dict" href="/know/2810607/">發(fā)動機(jī)和電子器件的熱耗散在夜晚被減到最??；同時用來保護(hù)望遠(yuǎn)鏡免受風(fēng)吹造成震動的圓頂在白天得到冷卻。對于這樣合理設(shè)計(jì)并被謹(jǐn)慎使用的中小型望遠(yuǎn)鏡來說，像質(zhì)仍然會受到大氣湍流的影響。
主動光學(xué)
隨著80年代新觀念的誕生（為了加強(qiáng)望遠(yuǎn)鏡的集光能力，主鏡的口徑最好在4米以上），很顯然，以上所述的傳統(tǒng)的維護(hù)像質(zhì)、防止透鏡因重力而變形的方法由于受到價(jià)格和結(jié)構(gòu)重量的限制已經(jīng)不再適用。為了改善大中型望遠(yuǎn)鏡的像質(zhì)，主動光學(xué)誕生了：在觀測過程中內(nèi)置的光學(xué)修正部件對像質(zhì)進(jìn)行自動調(diào)整，這些修正部件工作在相對較低的頻率。
光學(xué)介紹
自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)開發(fā)者的工作是令人畏懼的——平面波波陣面透過了20千米的大氣湍流層，穿過大型天文望遠(yuǎn)鏡，產(chǎn)生了幾微米的相位差。自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)必須通過分析有限的數(shù)據(jù)在每一毫秒內(nèi)做出新的修正。另一個復(fù)雜的因素是：適用于自適應(yīng)光學(xué)的視場大小--等暈角是相當(dāng)小的（在可見波段只有幾角秒）。
考慮到相對較寬的波段和極小的天空覆蓋率，自適應(yīng)光學(xué)采用了一塊直徑在8到20厘米小型可變形鏡面，這塊鏡面被安放在望遠(yuǎn)鏡的焦點(diǎn)后方，不過近期來采用大型可變形鏡面的可能也越來越大了。選擇造成形變的觸動器的數(shù)量必須綜合考慮改正度、觀測波段、參考星的選擇（見下文）以及可用預(yù)算。舉例來說，對一臺口徑8米的望遠(yuǎn)鏡在可見光波段（比如0.6/265m）做出近乎完美的改正需要大約6400個觸動器，而相同的情況下在波長為2/265m時只需要250個觸動器。
大數(shù)量的觸動器意味著波前傳感器（用來測量波前扭曲的狀況）上需要同樣較大數(shù)量的圖像探測器（每個圖像探測器對應(yīng)一塊二級透鏡），這說明如果要在可見光波段進(jìn)行修正，參考星的亮度應(yīng)該比在紅外波段進(jìn)行修正時大25倍左右。大部分現(xiàn)代天文觀測系統(tǒng)被設(shè)計(jì)用來提供紅外波段附近（1 到2 /265m）接近衍射極限的星像，同時對可見波段的星像進(jìn)行部分修正。不過，美國的一些衛(wèi)星軍事系統(tǒng)也提供可見波段的完全修正（至少是口徑1米的望遠(yuǎn)鏡）。
相關(guān)介紹
傳感器分類
目前探測波前扭曲程度的傳感器主要有兩類：沙克-哈特曼（Shack-Hartmann）波前傳感器，它通過由每一個附屬的圖像探測器產(chǎn)生的參考星星像來探測實(shí)際波前的扭曲情況。另一個是曲率探測系統(tǒng)，它的改正是通過雙壓電晶片自適應(yīng)透鏡來完成的，透鏡由兩個壓電平面組成。對于這兩種方法來說，波前探測的完成都基于引導(dǎo)星，或者說是基于觀測對象本身（當(dāng)觀測對象足夠亮?xí)r其本身就可以被當(dāng)作一顆引導(dǎo)星）。波前扭曲的測量可以在可見波段進(jìn)行而在紅外波段應(yīng)用，如果參考星很暗的話則直接在紅外波段（1 到2 /265m）進(jìn)行。
自適應(yīng)光學(xué)的控制系統(tǒng)是一臺專門的計(jì)算機(jī)，它通過分析由波前傳感器采集的數(shù)據(jù)來對鏡面的形狀做出修正。分析必須在極短的時間內(nèi)完成（0.5到1毫秒內(nèi)），不然大氣情況的改變將使系統(tǒng)的改正因延誤而產(chǎn)生錯誤。
等暈角對自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)的影響很大，當(dāng)波長為2/265米時等暈角大約為20",但當(dāng)波長為0.6/265米的時候，等暈角只有5"左右，這個時候就很難在如此小的范圍內(nèi)找到足夠亮的引導(dǎo)星。以上所述的情況在紅外波段要比可見波段改善許多：首先大氣湍流對長波的影響較小，從而波前的扭曲較小，找一顆比較暗的引導(dǎo)星往往也能滿足要求；再加上紅外波段的等暈角一般比較大，于是紅外波段的自適應(yīng)光學(xué)改正比可見波段要理想許多。
然而，即使是在2.2微米的波長，適用于自適應(yīng)光學(xué)的天空覆蓋率（相當(dāng)于在目標(biāo)天體周圍等暈角的范圍內(nèi)找到一顆引導(dǎo)星的概率）只有百分之0.5到1。于是自適應(yīng)光學(xué)適用的對象一般是那些在視場附近存在比如行星或亮星團(tuán)的天體。
現(xiàn)在，許多大中型望遠(yuǎn)鏡都采用自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)，舉例來說：第一個自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)---ADONIS，應(yīng)用于歐洲南方天文臺（ESO）的3.6米望遠(yuǎn)鏡；安裝于8米北半球雙子星（Gemini）望遠(yuǎn)鏡的Hokupa'a自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)；應(yīng)用于3.6米加拿大-法國-夏威夷望遠(yuǎn)鏡（CFHT）的PUEO自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)；第一次實(shí)現(xiàn)激光引導(dǎo)星（見下文）, 安裝于西班牙卡拉阿托（CalarAlto）天文臺3.5米望遠(yuǎn)鏡的ALFA自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)；雖然曾經(jīng)只利用自然引導(dǎo)星做自適應(yīng)光學(xué)改正，但是很快開始使用激光引導(dǎo)星，應(yīng)用于里克天文臺的（Lick）3.5米沙因（Shane）望遠(yuǎn)鏡的LLNL自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)；還有第一次應(yīng)用于超大型望遠(yuǎn)鏡凱克2號（Keck II）的Keck II 的自適應(yīng)光學(xué)設(shè)備（AO facility）。另外有不少望遠(yuǎn)鏡正在建設(shè)自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)，包括應(yīng)用于甚大望遠(yuǎn)鏡（VLT）的NAOS和SINFONI自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)。
激光引導(dǎo)星
為了克服引導(dǎo)星的限制，最有效的方法是人為制造一顆引導(dǎo)星，這也被稱為激光導(dǎo)星（LGS）。大氣中間層的鈉原子或一些其他位于低層大氣的微粒都能夠反射脈動的激光從而造成狹小的光斑。前者反射的光集中在90千米的高度（納共振），后者大概集中在10到20千米（瑞利漫散）。這樣一個人造引導(dǎo)星可以離目標(biāo)星無限地近，波前傳感器通過測量反射的激光來糾正來自目標(biāo)星光束的波前的扭曲。
美國的一些簽有軍事合同的實(shí)驗(yàn)室已經(jīng)宣布人造激光引導(dǎo)星在國防部高級研究項(xiàng)目處Maui光學(xué)站的60厘米望遠(yuǎn)鏡[Defense Advanced Research Projects Agency （DARPA）, Maui Optical Station （AMOS）]和美國空軍星火光學(xué)1.5米望遠(yuǎn)鏡（U.S. Air Force Starfire Optical Range）上成功應(yīng)用。他們都取得了大約0.15角秒的分辨率并證明了激光探測的可能。主動戰(zhàn)略防御組織（SDIO）和美國海軍宣布在圣地亞哥的一臺1米望遠(yuǎn)鏡上像分辨率提高了近10倍。而對于一些用于天文（非軍事）的系統(tǒng)來說，美國第一次完成了人造引導(dǎo)星的天文觀測，另外還有應(yīng)用于3.5米ARC望遠(yuǎn)鏡的芝加哥自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)（ChAOS）。
目前激光引導(dǎo)星仍有很多物理上的限制。首先是焦點(diǎn)等暈現(xiàn)象，也被稱為圓錐效應(yīng)，這個問題在發(fā)展的初級階段就相當(dāng)明顯。因?yàn)槿嗽煲龑?dǎo)星一般位于較低的高度，散射的光被望遠(yuǎn)鏡收集形成錐形光束，但是這樣的光束和來自遙遠(yuǎn)觀測對象的星光經(jīng)過的湍流層的路徑并不相同，這將導(dǎo)致相位估計(jì)錯誤。解決的方法是在觀測對象周圍同時使用多顆人造引導(dǎo)星。通過鈉共振技術(shù)可以減小誤差，最終效果相當(dāng)于一臺8米望遠(yuǎn)鏡利用距離觀測目標(biāo)10"的引導(dǎo)星進(jìn)行修正后得到的效果。對于2/265米波長9等的觀測對象，這樣的結(jié)果還算合理。
更嚴(yán)重的是圖像的移動或傾斜。人造星的中心在天空中看來是不動的，但是觀測對象的位置看起來是橫向移動的（也被稱為傾斜）。最簡單的解決方法是給自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)添加傾斜矯正器，但是這受限于有限的光子數(shù)據(jù)。更復(fù)雜的解決方法是使用兩套自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)，一套用于觀測對象，一套用于人造引導(dǎo)星。光子數(shù)據(jù)將隨著第二個自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)的應(yīng)用而大大增加。
通過前面所說的第二項(xiàng)技術(shù)，對自然引導(dǎo)星亮度的要求降低了，于是在觀測對象周圍找到一顆自然引導(dǎo)星的概率跟著增大，也就是天空覆蓋率的增大（如果一臺8米望遠(yuǎn)鏡在1到2微米波段觀測，天空覆蓋率大約是百分之八十）。很明顯，望遠(yuǎn)鏡口徑越大，天空覆蓋率就越大，因?yàn)榭趶降脑龃髱淼南穹直媛实脑龃蟮玫搅顺浞掷?。另一方面，它暗含著很大的技術(shù)難度，因?yàn)橐笏械牟考际窍嗤模勺冃瓮哥R、波前傳感器和人造引導(dǎo)星等）。
應(yīng)用多色激光器也是解決星像傾斜的一種方法，但這只適用于高度90千米的鈉共振散射。多色激光器激發(fā)位于不同狀態(tài)的鈉原子并利用大氣對不同波長的光折射率的微小差異來做出修正。其主要的不足是由電離層飽和而造成的有限的反射。多色光引導(dǎo)星不需要任何的自然引導(dǎo)星，天空覆蓋率達(dá)到了百分之一百，但目前的實(shí)驗(yàn)情況并不十分理想。
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