自適應光學

自適應光學（英語：Adaptive optics,AO）是一項使用可變形鏡面矯正因大氣抖動造成光波波前發生畸變，從而改進光學系統性能的技術。自適應光學的概念和原理最早是在1953年由海爾天文台的胡瑞斯·拜勃庫克（Horace Babcock）提出的，但是超越了當時的技術水平所能達到的極限，只有美國軍方在星球大戰計劃中秘密研發這項技術。冷戰結束後，1991年5月，美國軍方將自適應光學的研究資料解密，計算機和光學技術也足夠發達，自適應光學技術才得以廣泛應用。配備自適應光學系統的望遠鏡能夠克服大氣抖動對成像帶來的影響，將空間分辨率顯著提高大約一個數量級，達到或接近其理論上的衍射極限。第一台安裝自適應光學系統的大型天文望遠鏡是歐洲南方天文台在智利建造的3.6米口徑的新技術望遠鏡。越來越多的大型地面光學/紅外望遠鏡都安裝了這一系統，比如位於夏威夷莫納克亞山的8米口徑雙子望遠鏡、3.6米口徑的加拿大-法國-夏威夷望遠鏡、10米口徑的凱克望遠鏡、8米口徑的日本昴星團望遠鏡等等。自適應光學已經逐步成為各大天文台所廣泛使用的技術，併為下一代更大口徑的望遠鏡的建造開闢了道路。

自從天文望遠鏡誕生400年以來，它從小型手控的光學器材發展到由計算機控制的龐大複雜儀器。其間，有兩個參數極其重要：望遠鏡的口徑（聚光能力）和角分辨率（圖像的清晰度）。對於一架在太空中使用的性能絕佳的望遠鏡來説，分辨率直接與口徑的倒數成正比。從遙遠星球發出的平面波波前將被望遠鏡轉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。

實際上大氣的影響和望遠鏡的質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，地面上可見光波段望遠鏡的角分辨率都無法超過10到20釐米口徑的望遠鏡，這僅僅是因為大氣湍流的緣故。對於一台口徑四米的望遠鏡來説，大氣湍流使其空間分辨率降低了一個數量級（與衍射極限相比），同時星像中心的清晰度降低了100多倍。這源於大氣擾動造成的波前在時間和空間的不穩定--也是人類發送哈勃到太空進行觀測的的最主要原因--避免大氣湍流的影響。此外，像質的好壞也受到工業技術問題以及由機械、温度和望遠鏡光學效應而引起的波前扭曲的影響 ^[2]  。

自適應光學的目的是修復大氣湍流等因素對光波波前的扭曲。自適應光學首先要檢測波前扭曲情況，然後通過安裝在望遠鏡焦面後方的一塊小型的可變形鏡面對波前實時進行矯正。可變形鏡面後安裝有促動器。自適應光學與主動光學不同，後者通過改變主鏡的形狀調整因重力形變等因素造成的像質扭曲，前者用於補償大氣湍流帶來的影響。安裝在口徑8米左右的地面大型光學天文望遠鏡上的可變形鏡面尺寸為8到20釐米，促動器數量為數百個到數千個不等，每次調整要在0.5到1毫秒的時間內完成，否則大氣抖動將造成波前扭曲情況發生改變。

自適應光學需要以很高的頻率調整鏡面形狀，因而可變形鏡面尺寸一般比較小，對材料的要求很高。曾發生過變形鏡無法承受高頻調整而碎裂的事故。此外，還要求促動器的數量足夠多，由此還會帶來成本提高、運算量過大等一系列問題。天文望遠鏡上的自適應光學更多用於紅外觀測，而非可見光觀測。可見光波段的自適應光學已經廣泛用於偵察衞星的小口徑望遠鏡上 ^[3]  。

最顯然的應用是直接利用濾鏡成像。所有的自適應光學系統都提供這一基礎模式，但經常配備附加的掃描濾鏡（圓形可變濾波器），這樣做是為了取得豐富的數據（二維的平面空間和一維的光譜）。考慮到大氣湍流是隨着時間不斷改變的，在短時間內獲得豐富的觀測資料及數據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-夏威夷望遠鏡 （CFHT）的CMOS系統在可見波段的觀測和西班牙卡拉阿託天文台的3D在紅外波段的觀測是這一方面的先驅。類似的設備同樣安裝於8米望遠鏡，尤其是安裝於雙子星望遠鏡（Gemini）的GMOS系統在可見波段的應用以及安裝於甚大望遠鏡（VLT）的SINFONI -SPIFFI系統在紅外波段的應用 ^[4]  。

自適應光學系統有很大的技術挑戰。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星來進行矯正）；高能、可信且易於操作的鈉激光器；超高速處理器，要求每秒的運作此時達109到1010次；可變形鏡面，帶寬幾千赫茲和上千個觸動器；大型的二級自適應透鏡。後者在熱波段尤其有趣，任何一小塊附加的鏡面都加大由設備造成的原本已經很大的熱背景。

基於自然引導星的自適應光學系統正幫助現代的8到10米望遠鏡不斷取得接近衍射極限的成像質量以及分光數據。可見光波段的改正已相當理想，但是至今仍然無法到達衍射極限。人造引導星自適應光學系統被應用於不少天文台，而且這個數字正不斷的增加。但是人造引導星在極高天空覆蓋率下的穩定應用仍然沒有實現。MCAO技術仍在襁褓階段。

許多最近的天文觀測成果都基於新的光學觀測技術。尤其是當甚大望遠鏡（VLT）投入使用後（干涉觀測法帶來了更清晰的像質），自適應光學系統顯得更加重要。強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步。更深入地，計劃和討論中的巨型光學望遠鏡（比如OWL）將依賴先進的自適應光學技術來實現全部的天文觀測---在這些項目的建設初期望遠鏡就和自適應光學系統融為一體。

不久以前，天文望遠鏡依然是一種"被動"的儀器。因為沒有內置的改正儀在觀測過程中主動改善和調整像質，能夠進行人工調整的時間是在白天或夜幕初垂時。

儘管大家公認大氣擾動所造成的影響無可避免，人們做了最大的機械上的改進去修正望遠鏡本身的錯誤：光學玻璃的冷加工以及磨光技術均有了改進；堅實的結構和玻璃被用來消除由於重力造成的透鏡變形；人們採用了低膨脹係數的玻璃來消除温度所造成的影響；為了消除當地温度的影響，發動機和電子器件的熱耗散在夜晚被減到最小；同時用來保護望遠鏡免受風吹造成震動的圓頂在白天得到冷卻。對於這樣合理設計並被謹慎使用的中小型望遠鏡來説，像質仍然會受到大氣湍流的影響。

隨着80年代新觀念的誕生（為了加強望遠鏡的集光能力，主鏡的口徑最好在4米以上），很顯然，以上所述的傳統的維護像質、防止透鏡因重力而變形的方法由於受到價格和結構重量的限制已經不再適用。為了改善大中型望遠鏡的像質，主動光學誕生了：在觀測過程中內置的光學修正部件對像質進行自動調整，這些修正部件工作在相對較低的頻率。

自適應光學系統開發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，穿過大型天文望遠鏡，產生了幾微米的相位差。自適應光學系統必須通過分析有限的數據在每一毫秒內做出新的修正。另一個複雜的因素是：適用於自適應光學的視場大小--等暈角是相當小的（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，自適應光學採用了一塊直徑在8到20釐米小型可變形鏡面，這塊鏡面被安放在望遠鏡的焦點後方，不過近期來採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）以及可用預算。舉例來説，對一台口徑8米的望遠鏡在可見光波段（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。

大數量的觸動器意味着波前傳感器（用來測量波前扭曲的狀況）上需要同樣較大數量的圖像探測器（每個圖像探測器對應一塊二級透鏡），這説明如果要在可見光波段進行修正，參考星的亮度應該比在紅外波段進行修正時大25倍左右。大部分現代天文觀測系統被設計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行部分修正。不過，美國的一些衞星軍事系統也提供可見波段的完全修正（至少是口徑1米的望遠鏡）。

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生的參考星星像來探測實際波前的扭曲情況。另一個是曲率探測系統，它的改正是通過雙壓電晶片自適應透鏡來完成的，透鏡由兩個壓電平面組成。對於這兩種方法來説，波前探測的完成都基於引導星，或者説是基於觀測對象本身（當觀測對象足夠亮時其本身就可以被當作一顆引導星）。波前扭曲的測量可以在可見波段進行而在紅外波段應用，如果參考星很暗的話則直接在紅外波段（1 到2 /265m）進行。

自適應光學的控制系統是一台專門的計算機，它通過分析由波前傳感器採集的數據來對鏡面的形狀做出修正。分析必須在極短的時間內完成（0.5到1毫秒內），不然大氣情況的改變將使系統的改正因延誤而產生錯誤。

等暈角對自適應光學系統的影響很大，當波長為2/265米時等暈角大約為20",但當波長為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範圍內找到足夠亮的引導星。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，於是紅外波段的自適應光學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，適用於自適應光學的天空覆蓋率（相當於在目標天體周圍等暈角的範圍內找到一顆引導星的概率）只有百分之0.5到1。於是自適應光學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的天體。

許多大中型望遠鏡都採用自適應光學系統，舉例來説：第一個自適應光學系統---ADONIS，應用於歐洲南方天文台（ESO）的3.6米望遠鏡；安裝於8米北半球雙子星（Gemini）望遠鏡的Hokupa'a自適應光學系統；應用於3.6米加拿大-法國-夏威夷望遠鏡 （CFHT）的PUEO自適應光學系統；第一次實現激光引導星（見下文）, 安裝於西班牙卡拉阿託（CalarAlto）天文台3.5米望遠鏡的ALFA自適應光學系統；雖然曾經只利用自然引導星做自適應光學改正，但是很快開始使用激光引導星 ，應用於裏克天文台的（Lick）3.5米沙因（Shane）望遠鏡的LLNL自適應光學系統；還有第一次應用於超大型望遠鏡凱克2號（Keck II）的Keck II 的自適應光學設備（AO facility）。另外有不少望遠鏡正在建設自適應光學系統，包括應用於甚大望遠鏡（VLT）的NAOS和SINFONI自適應光學系統。

為了克服引導星的限制，最有效的方法是人為製造一顆引導星，這也被稱為激光導星（LGS）。大氣中間層的鈉原子或一些其他位於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），後者大概集中在10到20千米（瑞利漫散）。這樣一個人造引導星可以離目標星無限地近，波前傳感器通過測量反射的激光來糾正來自目標星光束的波前的扭曲。

美國的一些簽有軍事合同的實驗室已經宣佈人造激光引導星在國防部高級研究項目處Maui光學站的60釐米望遠鏡[Defense Advanced Research Projects Agency （DARPA）, Maui Optical Station （AMOS）]和美國空軍星火光學1.5米望遠鏡（U.S. Air Force Starfire Optical Range）上成功應用。他們都取得了大約0.15角秒的分辨率並證明了激光探測的可能。主動戰略防禦組織（SDIO）和美國海軍宣佈在聖地亞哥的一台1米望遠鏡上像分辨率提高了近10倍。而對於一些用於天文（非軍事）的系統來説，美國第一次完成了人造引導星的天文觀測，另外還有應用於3.5米ARC望遠鏡的芝加哥自適應光學系統（ChAOS）。

激光引導星仍有很多物理上的限制。首先是焦點等暈現象，也被稱為圓錐效應，這個問題在發展的初級階段就相當明顯。因為人造引導星一般位於較低的高度，散射的光被望遠鏡收集形成錐形光束，但是這樣的光束和來自遙遠觀測對象的星光經過的湍流層的路徑並不相同，這將導致相位估計錯誤。解決的方法是在觀測對象周圍同時使用多顆人造引導星。通過鈉共振技術可以減小誤差，最終效果相當於一台8米望遠鏡利用距離觀測目標10"的引導星進行修正後得到的效果。對於2/265米波長9等的觀測對象，這樣的結果還算合理。

更嚴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光學系統添加傾斜矯正器，但是這受限於有限的光子數據。更復雜的解決方法是使用兩套自適應光學系統，一套用於觀測對象，一套用於人造引導星。光子數據將隨着第二個自適應光學系統的應用而大大增加。

通過前面所説的第二項技術，對自然引導星亮度的要求降低了，於是在觀測對象周圍找到一顆自然引導星的概率跟着增大，也就是天空覆蓋率的增大（如果一台8米望遠鏡在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，望遠鏡口徑越大，天空覆蓋率就越大，因為口徑的增大帶來的像分辨率的增大得到了充分利用。另一方面，它暗含着很大的技術難度，因為要求所有的部件都是相同的（可變形透鏡、波前傳感器和人造引導星等）。

應用多色激光器也是解決星像傾斜的一種方法,但這隻適用於高度90千米的鈉共振散射。多色激光器激發位於不同狀態的鈉原子並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。多色光引導星不需要任何的自然引導星，天空覆蓋率達到了百分之一百，但實驗情況並不十分理想。