自适应光学
自适应光学
自适应光学（adaptive optics，缩写为AO）是一項使用可变形镜面矫正因大气抖动造成光波波前发生畸变，从而改進光學系統性能的技術。自适应光学的概念和原理最早是在1953年由海尔天文台的胡瑞斯·拜勃库克（Horace Babcock）提出的，但是超越了当时的技术水平所能达到的极限，只有美国军方在星球大战计划中秘密研发这项技术。冷战结束后，1991年5月，美国军方将自适应光学的研究资料解密，计算机和光学技术也足够发达，自适应光学技术才得以广泛应用。自适应光学的目的是修复大气湍流等因素对光波波前的扭曲。自适应光学首先要检测波前扭曲情况，然后通过安装在望远镜焦面后方的一块小型的可变形镜面对波前实时进行矫正。上海旭为提供包括各种变形镜，空间光调制器，DMD及波前分析仪等自适应光学核心部件，以及高灵敏相机，微透镜阵列等多种自适应光学常用组件。此外还提供各种用于天文，大气，强光及生物方面的自适应光学系统解决方案。
自适应光学原理
自适应光学的目的是修复大气湍流等因素对光波波前的扭曲。自适应光学首先要检测波前扭曲情况，然后通过安装在望远镜焦面后方的一块小型的可变形镜面对波前实时进行矫正。可变形镜面后安装有促动器。自适应光学与主动光学不同，后者通过改变主镜的形状调整因重力形变等因素造成的像质扭曲，前者用于补偿大气湍流带来的影响。安装在口径8米左右的地面大型光学天文望远镜上的可变形镜面尺寸为8到20厘米，促动器数量为数百个到数千个不等，每次调整要在0.5到1毫秒的时间内完成，否则大气抖动将造成波前扭曲情况发生改变。
自适应光学需要以很高的频率调整镜面形状，因而可变形镜面尺寸一般比较小，对材料的要求很高。曾发生过变形镜无法承受高频调整而碎裂的事故。此外，还要求促动器的数量足够多，由此还会带来成本提高、运算量过大等一系列问题。天文望远镜上的自适应光学更多用于红外观测，而非可见光观测。可见光波段的自适应光学已经广泛用于侦察卫星的小口径望远镜上
配备自适应光学系统的望远镜能够克服大气抖动对成像带来的影响，将空间分辨率显著提高大约一个数量级，达到或接近其理论上的衍射极限。第一台安装自适应光学系统的大型天文望远镜是欧洲南方天文台在智利建造的3.6米口径的新技术望远镜。越来越多的大型地面光学/红外望远镜都安装了这一系统，比如位于夏威夷莫纳克亚山的8米口径双子望远镜、3.6米口径的加拿大-法国-夏威夷望远镜、10米口径的凯克望远镜、8米口径的日本昴星团望远镜等等。自适应光学已经逐步成为各大天文台所广泛使用的技术，并为下一代更大口径的望远镜的建造开辟了道路。
自从天文望远镜诞生400年以来，它从小型手控的光学器材发展到由计算机控制的庞大复杂仪器。其间，有两个参数极其重要：望远镜的口径（聚光能力）和角分辨率（图像的清晰度）。对于一架在太空中使用的性能绝佳的望远镜来说，分辨率直接与口径的倒数成正比。从遥远星球发出的平面波波前将被望远镜转换成完美的球面波波阵面从而成像。像的角分辨率只受到衍射的限制–我们可以称之为衍射极限。
实际上大气的影响和望远镜的质量问题都会扭曲球面波前，造成成像过程中的相位错误。即使是在最好的观测地点，地面上可见光波段望远镜的角分辨率都无法超过10到20厘米口径的望远镜，这仅仅是因为大气湍流的缘故。对于一台口径四米的望远镜来说，大气湍流使其空间分辨率降低了一个数量级（与衍射极限相比），同时星像中心的清晰度降低了100多倍。这源于大气扰动造成的波前在时间和空间的不稳定–也是人类发送哈勃到太空进行观测的的最主要原因–避免大气湍流的影响。此外，像质的好坏也受到工业技术问题以及由机械、温度和望远镜光学效应而引起的波前扭曲的影响 。
自适应光学相关仪器
法国ALPAO自适应光学
俄罗斯NightN自适应光学
荷兰OKO自适应光学
法国ISP SYSTEM精密光学控制
法国Phasics波前传感器
日本Santec光通信仪器
德国Holoeye空间光调制器
美国Boston Micromachines自适应光学
意大利Microgate自适应光学
大气湍流
大气湍流，顾名思义，是气流在高层大气中的不规则运动，透过这一层湍流观测星空，就如同透过波光粼粼的水面看水底，想要获得理想的高分辨率是十分困难的。大气湍流对星点的影响如图1所示，原本规则的星点在大气湍流的作用下成像来回抖动飘忽不定，星点发射的平面光波受到干扰而产生波前的畸变，在进行曝光后，原本较小的星点扩散成了一个巨大的光斑，这限制了地基望远镜的分辨率。同时，我们不难发现，这种来回抖动飘忽不定的光斑，在更加宏观的角度上的表现，便是繁星一闪一闪的景象。顺带一提，天文观测中定义这一光斑的尺寸为视宁度，这个参数衡量了当地大气湍流对于观测的影响程度。
为了克服大气湍流的干扰，为了能在地面看清星星的真容，上世纪50年代天文学家Horace Bobcock提出了一个方法：用一个传感器测量光束中的波前畸变，然后用一个可变形的光学元件对波前畸变进行补偿，恢复光束原本的波前，消除大气湍流影响，提高图像清晰度。这句话虽然读起来有些复杂，但关键词就这么几个：波前传感器、可变形光学元件、补偿。
先说专业名词：波前（wavefront），有时也被称为波面。个人认为叫波面更贴切，因为它描述的就是一个和光线传输方向垂直的一个曲面。理想平行光的波前是一个平面，点光源的波前是一个球面（类似于电场线和等势面之间的关系） ，产生畸变的波前，就是一个任意曲面。
因为大气折射率分布不均匀，所以光线穿过大气的时候，其波前就会产生畸变。因为有了波前畸变，所以图像就变得模糊；因为波前畸变在不停地发生变化，所以图像就模糊且抖动。
再回到Bobcock提出的方法：既然波前畸变是图像模糊和抖动的主要原因，那何不用一个元件产生反向的波前畸变，刚好和大气引起的畸变相互抵消？这样大气的干扰不就被消除掉了吗？多么巧妙的想法！赞一个！
但是，我怎么知道应该抵消多少？万一抵消过头了怎么办？
这就需要先用一个仪器（专业术语：波前传感器）测量大气引起的波前畸变，再通过可变形的光学元件（专业术语：波前校正器）来准确地补偿、校正、抵消这个畸变，从而达“1-1=0”的效果。而且，因为大气是在不停运动的，所以这个测量、抵消的过程还需要不停地循环，以达到动态校正的效果。这就是自适应光学（Adaptive Optics, AO）的核心思想：测量+控制+ 校正！厉害吧！
Bobcock的想法听起来很好，但是实现起来却很难！
为了满足“实时测量—控制—校正”的要求，自适应光学系统关键器件（如波前传感器、变形镜、控制系统等）需要达到很高的性能指标要求。但是，想想看：1947年人类才发明了第一个晶体管，第一台晶体管计算机直到50年代才被研制出来，大规模集成电路要到60年代才出现。在这个想法被提出的1950年代，要想完成实时、高速的波前测量、计算、校正这一系列神操作，谈何容易？
因此，自适应光学最开始主要用在激光武器、天文观测等非常前沿、尖端的领域，不是一般人能玩得起的。直到后来，随着半导体、光电子行业的迅猛发展，各种高性能、相对廉价的器件出现了，这一技术才慢慢进入大家的视野，开始被更多人了解、接触、接受。
自适应光学主要应用
1. 天文观测； 2. 激光光束整形； 3. 激光精细雕刻； 4. 人眼视网膜成像； 5. 生物医学； 6. 显微成像； 7. 无线激光通信； 8. 光刻； 9. 其他应用……
天文学
最先进的DM，具有大量执行器，大行程（无单独的倾斜镜）和较短的稳定时间。
大气层引入的湍流会降低使用望远镜拍摄的图像。使用自适应光学可以恢复大部分丢失的信息。因此，可以增加科学观测的数量和质量。
ALPAO 组件和系统为以下问题提供解决方案：
• 低光子通量
• 大气湍流频率高
AOLI在位于洛斯穆查乔斯，天文台的4.2米威廉赫歇尔，望远镜（WHT）上进行夜间观测 图片来源：加那利群岛天体物理研究所AOLI团队
大型望远镜的科学目标，要求在大视场(几角分)，宽光谱范围(可见到中红外)实现AO校正，这就提出了许多技术挑战，要根据不同的科学目标，设计多套AO系统，如多共轭AO(multi-layer conjugation AO，MCAO)，多目标AO(multi-layer object，MOAO)，地面层AO(ground layer AO，GLAO)，并针对不同成像波段，用不同的系统。所用的技术有的已经超出目前的技术能力，只能逐步实施。例如，TMT在初期阶段先研制首光AO(first light AO)
人眼视网膜成像
眼科应用的领导者，行程大，光学质量优异，执行器数量多
诊断眼睛疾病需要视网膜的高分辨率图像。使用传统仪器拍摄的图像由于眼睛本身引入的像差而表现出较差的质量。自适应光学器件为恢复出色的图像质量提供了一种革命性的技术。
AO系统只能在像面两维方向实现高分辨力成像，光学相干层析成像技术(optical coherence tomography, OCT)和激光共焦扫描技术(confocal laser scanning, CLS)可以在轴向分层成像，与AO相结合，可以实现三维的高分辨力成像。IOE在研制成功人眼视网膜成像仪的基础上又研制成功AO光学相干层析(AO-OCT)[46]和AO共焦扫描检眼镜(AO-confocal scanning laser ophthalmoscope, AO-CSLO)等先进视网膜成像系统。
ALPAO开发了一种新的可变形镜技术，注定要集成到大多数眼科仪器中。非常大的行程、出色的线性度和高带宽使这些可变形的反射镜能够在各种配置（AO-SLO、AO-OCT、双光子显微镜、血管造影等）下获得出色的结果。得益于ALPAO的核心引擎架构，自适应光学器件的使用从未如此简单。
显微成像
快速变形，非常适合开环控制。开放灵活的软件。
自适应光学系统可以校正样品像差，还可以校正由折射率不匹配引入的显微镜和球面像差。如果不加以校正，这些像差会降低显微镜的分辨率。ALPAO DM和系统在多光子显微镜、共聚焦显微镜、PALM和STORM或荧光显微镜中提供了令人印象深刻的结果。
自适应光学还可以移动焦深，同时保持物镜和观察对象之间的恒定距离，以通过使用切片进行3D显微镜检查。ALPAO的超大行程反射镜允许大焦深，同时校正大球面像差。带有AO的双色共聚焦成像由活斑马鱼大脑深处的去扫描双光子引导星提供。（Credit Kai Wang，Betzig Lab.，Janelia Farm，HHMI）。
国防与太空
用于大气扰动补偿的最先进的 DM、WFS 和 RTC
大气引入的湍流会降低许多应用的性能，例如：
- • 卫星成像
- • 先进的成像系统
- • 自由空间光通信
- •激光
ALPAO快速变形镜面技术可以对这种效应进行最佳补偿。将DM与我们的实时计算机和波前传感器相结合，ALPAO AO系统可提供最先进的性能。
ALPAO 高致动器数和密度可变形镜可用于许多空间应用，例如用于散斑零点的冠状成像。铱-1 86m 望远镜上的自适应光学 （AO） 卫星成像，图片来源：Francis Bennet，I. Price，F. Rigaut，M. Copeland，澳大利亚国立大学和空间环境研究中心（SERC）有限公司
没有自适应光学元件 带自适应光学器件
地面大型望远镜的分辨率因受到大气湍流的干扰无法达到理论上的衍射极限，需要采用自适应光学校正技术对畸变的波前进行补偿，以提高成像质量和清晰度。
在观测较暗的目标时，自适应光学系统工作时还需要一个明亮的点光源才能对大气进行采样，一般是在观测目标附近选取一颗自然星。近些年来迅速发展的激光导星技术可以为大型望远镜提供人造导星，大大扩展了望远镜的探测范围和成像质量，已经是国外各地面大型望远镜必配的系统。
而钠导引星激光技术是钠导引星自适应光学系统研制的主要难点之一。望远镜自适应光学系统要求激光产生的钠导引星亮度高、信噪比高、从而实现对大气造成的波前畸变的高精度探测。
FSO 通信
最先进的ALPAO AO系统，用于实时大气湍流补偿
大气引入的湍流会降低自由空间光（FSO）通信的性能。AO集成到您的通信系统中可实现：
- • 单模或多模光纤中的光束耦合
- • 降低误码率 （BER）
- • 更快的电信达到最先进的水平
ALPAO 快速可变形反射镜技术可实现最佳大气补偿。结合我们的实时计算机和波前传感器，ALPAO AO系统提供了对湍流的全面补偿。
激光通信系统是以激光为信号载体，通过对激光的调制解调来进行信息传输，具有高速、大容量和安全保密的特性，是解决未来大容量数据传输的最优途径之一。长期以来，星地链路存在的大气湍流效应造成信号光束波前畸变、光斑弥散、抖动，影响地面信号光能量接收，特别是使相干激光通信的单模光纤接收尤为困难。在不进行大气湍流抑制的情况下，相干激光通信系统在常规的大气湍流条件下几乎无法工作。为实现高速率、高可靠的星地激光通信，大气湍流干扰问题必须解决。自适应光学技术为星地相干激光通信提供了良好的解决方案，解决了其星地通信的可靠性问题，使得其适应大气湍流的能力显著增强。从几乎不可用变成夜间全时段和部分白天时段均可连续工作，大大提高了激光通信系统在大气湍流条件下的可用性，
激光与物理
DM 和 AO 套件可按照您需要的方式塑造光束，激光束整形在物理领域的众多应用中显示出很高的性能提升，例如：
- • 原子捕获
- • 基础物理学原子水平上的光物质相互作用
- • 微电子掩模校正
- • 激光切割
- • 量子计算
- • 自由形态计量
ALPAO 可变形镜 （DM） 技术可为这些应用提供最佳性能。将大行程和高速与高性能电子设备相结合，在您需要的时间以您想要的方式塑造您的光束。
ALPAO DMX非常适合高功率处理，以实现快速光束整形。将这种DM与我们的软件和波前传感器相结合，可以完美地控制光束。
ICF是将脉冲种子激光，经多级放大形成1012 W~ 1014 W的高功率脉冲，多路激光汇聚到充满核聚变材料(氘和氚)的靶丸，依靠激光的超高功率引发核聚变，是人类产生可控核聚变的重要途径。
激光核聚变装置是当代规模最大、最复杂的激光工程。几十路激光，每路激光的光路长达几十米，有几百件光学元件组成。光学元件制造误差的累积，产生可观的波前误差，使激光难以集中聚焦到靶上。另外高功率激光传输过程中产生的光学元件热畸变也会引入动态波前误差，影响到靶光束质量。AO是校正这一庞大系统波前误差的有效手段。
微电子学
出色的光学质量，非常适合开环控制，对于最苛刻的应用，ALPAO高质量可变形反射镜使我们的客户能够在亚纳米级调整工艺中的波前。
这样，就可以在半导体制造的每个加工和测试步骤中以最高的空间分辨率控制波前。使用我们定制的可变形镜子，我们可以调整尺寸、波长和空间频率，以推动最先进的技术。自适应光学器件正成为下一代半导体设备的必备要求。
AO系统小型化
AO在民用领域的推广，要求系统小型化和低价化。因此小型化也是AO硬件的努力方向。而波前校正器的大小是决定AO系统体积的主要因素，因此波前校正器的小型化是AO系统小型化的关键。
小型分立式压电变形镜：分立驱动器的压电变形镜是目前常用的变形反射镜，驱动器间距大致在8 mm~12 mm，减小变形镜大小必需缩小驱动器间距，但会降低驱动器的强度，增加制作难度。
双膜片变形镜(Bimorph DM)：其电极尺寸可能做到2 mm~3 mm，这种变形镜的变形影响函数比较宽，对温度比较敏感。
MEMS变形镜：用微机械(MEMS)技术可以制作单元尺寸几百微米的变形镜。Boston Micromachines最早研制MEMS变形镜，其连续面板静电力驱动的MEMS变形镜，行程可达5.5 μm，单元间距450 μm，单元数可达4092 (64×64)。法国的ALPAO研制的音圈电机驱动的MEMS变形镜，单元间距1.5 mm和2.5 mm，单元数可达277，行程较大可达15 μm，响应时间＜1 ms。
液晶空间光调制器：利用向列型液晶在外加电压下晶畴转动引起折射率变化产生相位调制，每一个像素就是一个调制单元，因此单元数可以很多，单元间隔可小到10 μm量级，用于AO系统，有体积小、可以批量生产的优点。但是其校正范围有限(0~2π相位)，响应速度较慢，只能用于偏振光，光谱范围不宽，不能耐受强光等缺点而限制其应用。
变形次镜：一般通用的变形镜的反射面都是平面，在系统中使用时要先将光束准直，并将变形镜设置在与光瞳共轭的位置，因而使光路复杂，增大系统体积，变形次镜是将望远镜的次镜直接做成可变形的，可以大大简化光路，2016年IOE成功研制61单元变形次镜，并安装于1.8 m望远镜上，实现了变形次镜自适应光学系统首光。
无波前传感器AO技术：波前传感器的小型化。通用的波前传感器都是在与光瞳共轭的面上进行的，焦面波前探测技术，是在焦面上用焦斑(或焦面前后的光斑)提取波前信息。通常需要两个面上的光斑，通过反复迭代计算，获得光束的波前误差。需要很大运算量和相当长的运算时间，因此难于用在实时校正。1997年Vorontsov提出随机平行梯度下降(stochastic parallel gradient-descent，SPGD)法，实现用像面信息直接闭环校正。这种方法类似于早期使用的多元高频振动法(multidither)，是以反映系统波前误差的焦面图像的特征量(如环围能量、峰值光强)为目标指标，通过在每个校正自由度上施加正负的随机扰动，测量目标指标的变化量来改变各个自由度的校正量，实现闭环校正。各种基于焦面图像的波前校正技术称为无波前传感器AO技术。以校正显微镜观察样品深处时造成的样品像差的AO显微镜是无波前传感器AO的理想应用目标，因为这种应用中，波前误差变化速度不快，系统小型化和低值化是追求的目标。
四棱锥波前探测器：波前传感器中的光电探测器，常用CCD或CMOS器件，为探测子孔径内的波前斜率，每个子孔径至少需要4×4探测器像素，四棱锥波前探测器在焦面上用金字塔形的四棱锥(pyramid)将光束分为四个方向，经准直后成为四束平行光，在其光瞳的共轭面上，用阵列探测器探测光强分布。在x，y两方向上的四个光瞳像的同一位置像素探测的差分值反映该位置上的波前斜率；每束光中，每个子孔径只需要一个探测器像素，因此一个子孔径总共只需4个像素。可以减少参与探测的光电探测器的像素数，提高探测效率。IOE在2014年，利用1.8 m望远镜平台，首次验证了无调制的四棱锥波前传感器探测方法，并成功首光获取恒星1.2倍衍射极限清晰图像。