自适应光学技术简介，什么是自适应光学

1.大气湍流形成的原因

在地球垂直方向10~20公里的大气层，太阳辐照和人类活动等因素导致温度的不均匀致使空气局域密度不同，进而导致大气折射率不均匀，加上温度梯度产生空气流动，便形成了大气湍流。

2.大气湍流的影响

由于大气湍流效应的存在，导致进入望远镜的目标光波前发生畸变，严重影响成像质量，如图 1 的左图和中图所示。

3.大气湍流模型

为了深入研究大气湍流的成因以及其对成像质量的影响，前苏联学者Kolmogorov 提出了湍流模型，该模型得到了很多实验的支持，并且广泛应用于天文成像仿真过程。 该理论认为大气湍流引起的波前畸变来自大气折射率的变化，正是这种折射率的随机变化导致了光波位相分布的随机起伏。通常从空间和时间两方面来描述大气湍流的强弱：

（1）大气相干长度 r0 表征了大气湍流的空间强度。它的物理意义是：在直径为 r0 的圆内，由大气湍流引起的波前畸变的方差为 1 rad2。

（2）格林伍德频率 fG 表征了大气湍流的时间强度。它的物理意义是：大气湍流引起的波前畸变中高于格林伍德频率的成分的方差为 1 rad2。

4.自适应光学技术

为克服大气湍流对天文望远镜成像质量的影响，科研人员在望远镜系统中加入自适应光学系统，如图2所示，

自适应光学系统的工作原理是利用波前探测器对大气湍流的畸变信息进行探测，然后由波前校正器进行实时补偿。

1989 年，法、德天文学家研制的 COME-ON 自适应光学系统与法国上普罗旺斯（ Haute Provence）天文台的 1.52 米口径望远镜成功对接，实现了 2.2um波长的衍射极限成像。随后，该套系统就被安安装在欧洲南方天文台（ ESO）的 3.6 米口径望远镜上，成为第一台可供使用的自适应光学天文望远镜，它就是ADONIS( Adaptive Optics Near Infrared System)，图 3 给出了利用该套自适应光学系统对 HD 216210 星进行观测的结果。

考虑到大气湍流的空间和时间特性，任何真正的自适应光学系统都不可能对大气湍流引起的波前畸变进行完美校正。 Roddier 于 1988 年提出了波前部分校正原理，简化了自适应光学系统。散斑成像技术、解卷积技术[1, 2]等后探测处理技术又进一步弥补了自适应光学系统性能。双波长概念和多共轭校正的原理的提出又增大了自适应光学系统的波段范围和校正试场。

[1]J. Primot, G. Rousset, J. Fontanella. Deconvolution from wave-front sensing: a

new technique for compensating turbulence-degraded images [J]. JOSA A, 1990, 7(9):

1598-1608

[2]S.M. Jefferies, M. Hart. Deconvolution from wave front sensing using the frozen

flow hypothesis [J]. Optics express, 2011, 19(3): 1975-1984

自适应光学（adaptive optics）是现代天文望远镜在观测中所应用的一个重要的技术，它常常在各个望远镜的介绍中被反复提及。那么，什么是自适应光学呢？

为了弄清楚这个问题，我们首先要了解自适应光学解决的观测问题是什么。我们知道，光学系统的分辨能力是随着口径的不断增加而线性上升的，这一规律是由伟大的科学家牛顿发现的。但是，当400年前的某一天，牛顿用望远镜观测星空的时候却发现，无论口径如何增加，分辨率却始终只能达到某一值后就不再提升了。我们知道理想的光学系统的极限分辨率大小由艾里斑的尺寸决定，然而实际的天文观测中，我们的照相系统却远远不能够获得这个理想的极限分辨率。引起这个现象的问题与自适应光学所解决的观测问题是一样的，即大气湍流的影响。

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。

图1 大气湍流对星点的影响（图片来自https://diffractionlimited.com/wp-content/uploads/2016/11/ao_mov_1hz.gif）

为了解决大气湍流的带来的分辨率受影响的问题，人们提出了许多解决思路，除了发射空间望远镜外，Horace W. Babcock等人于上个世纪50年代提出了一种补偿大气湍流的思路，于是自适应光学应运而生。应用于望远镜的自适应光学系统使用了一面可变形镜来校正被大气湍流影响的波前发生畸变的光波。一种自适应光学系统的工作示意图如图2所示。这一系统主要分为三大部分，“眼睛”，“手”和“大脑”。它的“眼睛”是波前探测器部分，用于探测大气湍流造成的影响，这一探测系统依赖于被观测天体附近有一个较亮的天体以提供校准信号，由于这一条件较为苛刻，目前实用系统多采用人工钠导星激光作为参考光点，如图3所示。它的“手”是变形镜，这是一种能够以几赫兹甚至更高频率进行快速形变的反射镜，反射镜的背面连接有许多驱动器以支撑其进行快速复杂的形变。它的“大脑”是控制系统，用于接受波前探测器的探测结果，即时计算校正波前畸变所需的面型，并输出控制信号。

图2 一种典型的自适应光学系统

图3 钠导星激光器（图片来自http://laser.im/wp-content/uploads/2020/02/lgs1-670×1024.jpg）

自适应光学系统复杂且精密，其作用效果自然也是非常明显，例如图4所示，图4为加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）拍摄的NGC7469星系。该望远镜是一个坐落在夏威夷莫纳克亚山上的3.6米口径望远镜。自适应光学系统因为其复杂快速的工作条件，在被提出概念后数十年才真正获得突破，目前它被广泛应用于各个大型天文望远镜中，甚至还出现了民用版本供业余天文爱好者使用。顺带一提，天文学是少数有着业余研究者还活跃在研究一线的科学学科。

图4自适应光学系统作用效果对比图

（右侧为自适应光学系统不工作时的照片，左侧为同一望远镜自适应光学系统工作时的照片，图片来源http://www.cis.rit.edu/class/simg799/ao/ngc7469cfht.gif）

参考文献

Carroll, J., Gray, D. C., Roorda, A., & Williams, D. R. (2005). Recent Advances in Retinal Imaging With Adaptive Optics. Optics & Photonics News, 16(1), 36-42