2DARK天文志

主动光学和自适应光学

（参考：ESO 编译：比邻星；此文未经许可不得转载）

自从天文望远镜诞生400年以来，它从小型手控的器材发展到由计算机控制的庞大复杂仪器。决定望远镜“视力”的主要因素有两个：望远镜的口径和角分辨率，简单地说就是望远镜主镜的大小和望远镜所能分辨的最小细节。在漆黑一团的环境中，人眼无法看清昏暗的事物；为了观测到遥远的暗淡天体，望远镜需要搜集更多的光。望远镜的口径越大，就能搜集更多来自遥远天体的微弱光线，从而观测到更暗的天体。人眼能看清近处餐桌上的一只苍蝇，但无法看清远处花朵上的一只蜜蜂；为了观测到遥远天体的细节，望远镜必须提高他的分辨本领。

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。而像的角分辨率只受到衍射的限制——我们称之为衍射极限。简单地解释衍射，这是光本身的一种性质。光线即具有粒子性，也具有波动性，他的波动性使得光线在经过一些尺度比本身的波长还小的物体，孔隙时会发生一些奇异的现象。比如动点光源光线在经过小孔时，所成的其实并非一个严格的点，而是一个弥散面。这样的弥散面决定了我们在观测遥远的天体时受到了限制。这种限制是来自光的本身，如果排除所有一切其他的影响，这便是人们所能达到的最高分辨率了。

而对于在地面上使用的多少存在一些技术缺陷的望员镜来说，远达不到衍射极限的精度，大气的影响和望远镜的质量问题都会扭曲从遥远天体传来的光波，造成成像过程中的错误。即使是在地球上最好的观测地点，由于大气湍流，地面上可见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。对于一台口径四米的望远镜来说，大气湍流使望远镜的空间分辨率降低了一个数量级（这是和衍射极限相比的），同时星像中心的清晰度也降低了100多倍。这源于大气扰动造成的光在时间和空间的不稳定。为了避免大气湍流的影响，人类发送了哈勃太空望远镜到太空进行观测。此外，像质的好坏也受到工业技术问题以及由机械、温度的影响。巨大的镜子会在本身重力的作用下而变形，周围温度的变化也会使镜面产生变形。可想而知镜子的形变直接对成像产生了威胁。

被动光学

不久以前，天文望远镜依然是一种“被动”的仪器。没有内置的改正仪在观测过程中主动改善像质，能够进行人工调整的时间是在白天或夜幕初垂时。

尽管大家公认大气扰动所造成的影响无可避免，人们做了最大的机械上的改进去修正望远镜本身的错误：光学玻璃的冷加工以及磨光技术均有了改进；坚实的结构和玻璃被用来消除由于重力造成的透镜变形；人们采用了低膨胀系数的玻璃来消除温度所造成的影响；为了消除当地温度的影响，发动机和电子器件的热耗散在夜晚被减到最小。对于这样合理设计并被谨慎使用的中小型望远镜来说，很多方面的不良影响都已经被克服了，像质主要受到大气湍流的影响。

主动光学

随着80年代新观念的诞生（为了加强望远镜的集光能力，主镜的口径最好在4米以上），很显然，以上所述的传统的人工维护像质、防止透镜因重力而变形的方法由于受到价格和结构重量的限制已经不再适用。为了改善大中型望远镜的像质，主动光学诞生了：一改过去在观测前手工被动地调整望远镜的作风，人们采用了一种在观测过程中实时自动地用内置光学修正部件调整像质的方法：在望远镜的主镜背后安装上百个促动器，在观测过程中不断地检测镜面因为重力、风力、温度等因素而发生的形变，然后通过促动器来矫正镜子的形状从而弥补非期望的形变，将镜面的形状保持在最佳状态上。这些修正部件工作在相对较低的频率（<=0.05Hz）。第一架完整的主动光学望远镜——欧洲南方天文台（ESO）3.5米的新技术望远镜（NTT），于1989年在智利的拉塞拉天文台(La Silla)投入使用。著名的坐落在夏维夷蒙那亚克山（Mauna Kea, Hawaii）的10米凯克（Keck）望远镜的核心，8.2米口径的甚大望远镜（VLT）也采用主动光学系统。

自适应光学

自适应光学的工作原理与主动光学还是比较类似的，也是从主光路中分束检测。但不同的是，自适应光学系统针对的是大气湍流对成像的影响，而非改正重力和温度造成的镜面变形。自适应光学依照大气湍动情况调整反射镜面形，以改正出射波前，而不是将面形保持在最佳状态上。早在1953年Horace Babcock就提出了自适应光学，不过这一技术的大范围运用要等到计算机和光学设计技术发达后的1990年代。和主动光学技术比起来，这一技术之开发者的工作是令人畏惧的——想象来自遥远天体的光波穿越了20千米的大气湍流层，越过大型天文望远镜，产生了几微米的相位差别。自适应光学系统必须通过分析有限的数据在每一短暂的毫秒内做出新的修正，修正部件工作在相对主动光学更高的频率。自适应光学的另一个复杂因素是：适用于自适应光学的视场大小（我们用等晕角来描述这块视场的大小）是相当小的（在可见光波段只有几角秒）。

考虑到相对较宽的波段和极小的天空覆盖率，自适应光学对镜面形状的改正难以直接应用于主镜，而是采用了一块直径在8到20厘米的小型可变形透镜，这块透镜被安放在望远镜的焦点后方（不过近期来采用大型可变形透镜的可能性也越来越大了）。选择用于矫正形变的促动器数量必须综合考虑改正度、观测波段、引导星的选择（这在下文会详细介绍）以及可用预算。举例来说，对一台口径８米的望远镜在可见波段（比如0.6/265m）做出近乎完美的改正需要大约6400个促动器，而相同的情况下在波长为2/265m时只需要250个促动器。

自适应光学的控制系统是一台专门的计算机，它通过分析由波前传感器采集的数据来对透镜的形状做出修正。分析必须在极短的时间内完成（0.5到1毫秒内），不然大气情况的改变将使系统的改正因过时而错误。

自适应光学——自然引导星

为了实时地做出改正，人们要选择一颗足够亮的引导星来测量大气湍动情况。星光在穿过大气层之前可以认为其波前为平面，随着它穿过大气进入望远镜，它的波前就会受到扰动变得参差不齐。问题的关键是测量这一波前，并且将信息传送到可变形镜面上。为了做到这一点，望远镜焦点附近的分束器会将一部分星光导入波前传感器。目前最广泛使用的波前传感器是沙克-哈特曼（Shack-Hartmann）传感器，它由许多的小透镜组成，每一个透镜都有自己独立的图像探测器。如果一束光的波前是平面，那么经过透镜聚焦之后就会在图像探测器的中央成像。如果光束的波前有一些倾斜，那么其成的像就会偏离中央。测量这些像的位移，就能计算出波前的形状。

除了之前提到的沙克-哈特曼波前传感器，还有一类传感器叫曲率探测系统，它的改正是通过双压电晶片自适应透镜来完成的，透镜由两个压电平面组成。对于这两种方法来说，波前探测的完成都基于引导星，或者说是基于观测对象本身，因为当观测对象足够亮时其本身就可以被当作一颗引导星。波前扭曲的测量可以在可见波段进行而在红外波段应用，如果参考星很暗的话则直接在红外波段(1 到2 /265m)进行。大数量的促动器意味着波前传感器上同样较大数量的图像探测器(每个图像探测器对应一块二级透镜)，这说明如果要在可见波段进行修正，引导星的亮度应该比在红外波段进行修正时大25倍左右。大部分现代天文观测系统被设计用来提供红外波段附近（1 到2 /265m）接近衍射极限的星像，同时对可见波段的星像进行部分修正。不过，美国的一些卫星军事系统也提供可见波段的完全修正（至少是口径1米的望远镜）。

前面提到的等晕角对自适应光学系统的影响很大,当波长为2/265米时等晕角大约为20",但当波长为0.6/265米的时候,等晕角只有5"左右，这个时候就很难在如此小的范围内找到足够亮的引导星。以上所述的情况在红外波段要比可见波段改善许多：首先大气湍流对长波的影响较小，从而波前的扭曲较小，找一颗比较暗的引导星往往也能满足要求；再加上红外波段的等晕角一般比较大，于是红外波段的自适应光学改正比可见波段要理想许多。

然而，即使是在2.2微米的波长，适用于自适应光学的天空覆盖率(相当于在目标天体周围等晕角的范围内找到一颗引导星的概率)只有0.5%到1%。于是自适应光学适用的对象一般是那些在视场附近存在行星或亮星团的天体。

现在，许多大中型望远镜都采用自适应光学系统，举例来说：第一个自适应光学系统---ADONIS，应用于欧洲南方天文台（ESO）的3.6米望远镜；安装于8米北半球双子星（Gemini）望远镜的Hokupa'a自适应光学系统；应用于3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜(CFHT)的PUEO自适应光学系统；第一次实现激光引导星（见下文）, 安装于西班牙卡拉阿托(Calar Alto)天文台3.5米望远镜的ALFA自适应光学系统；虽然曾经只利用自然引导星做自适应光学改正，但是很快开始使用激光引导星，应用于里克天文台的(Lick)3.5米沙因(Shane)望远镜的LLNL自适应光学系统；还有第一次应用于超大型望远镜凯克2号(Keck II)的Keck II AO facility。另外有不少望远镜正在建设自适应光学系统，包括应用于甚大望远镜（VLT）的NAOS和SINFONI自适应光学系统。

自适应光学——激光引导星

为了克服之前谈到的引导星的限制，最有效的方法是人为制造一颗引导星，这也被称为激光导星(LGS, 见左图)。大气中间层的钠原子或一些其他位于低层大气的微粒都能够反射脉动的激光从而造成狭小的光斑。前者反射的光集中在90千米的高度(纳共振)，后者大概集中在10到20千米(瑞利漫散)。很显然人造引导星可以被制造得距离目标星无限近，波前传感器通过测量反射的激光来纠正来自目标星光束波前的扭曲。

美国的一些签有军事合同的实验室已经宣布人造激光引导星在60厘米望远镜和1.5米望远镜的成功应用。他们都取得了大约0.15角秒的分辨率并证明了激光探测的可能。主动战略防御组织(SDIO)和美国海军宣布在圣地亚哥的一台1米望远镜上像分辨率提高了近10倍。而对于一些用于天文(非军事)的系统来说，美国第一次完成了人造引导星的天文观测，此外还有应用于3.5米ARC望远镜的芝加哥自适应光学系统（ChAOS）。

自适应光学——多重共轭自适应光学（MCAO）

目前激光引导星仍有很多物理上的限制。首先是焦点等晕现象，也被称为圆锥效应，这个问题在发展的初级阶段就相当明显。因为人造引导星一般位于较低的高度，散射的光被望远镜收集形成锥形光束，但是这样的光束和来自遥远观测对象的星光经过的湍流层的路径并不相同，这将导致相位估计错误。解决的方法是在观测对象周围同时使用多颗人造引导星。通过钠共振技术可以减小误差，最终效果相当于一台8米望远镜利用距离观测目标10"的引导星进行修正后得到的效果。对于2/265米波长9等的观测对象，这样的结果还算合理。

但更为严重的是星像的移动。人造星的中心在天空中看来是不动的，但是观测对象的位置是移动的(也称为星像的倾斜)。最简单的解决方法是给自适应光学系统添加倾斜矫正器，但是这受限于有限的光子数据。更复杂的解决方法是使用两套自适应光学系统，一套用于观测对象，一套用于人造引导星。光子数据将随着第二个自适应光学系统的应用而大大增加。

通过前面所说的使用两套自适应系统的技术，对自然引导星亮度的要求降低了，于是在观测对象周围找到一颗自然引导星的概率跟着增大，也就是天空覆盖率的增大(如果一台8米望远镜在1到2微米波段观测，天空覆盖率大约是百分之八十)。但另一方面，它暗含着很大的技术难度，因为要求两套光学系统的所有部件都是相同的。

应用多色激光器也是解决星像倾斜的一种方法,但这只适用于高度90千米的钠共振散射。多色激光器激发位于不同状态的钠原子并利用大气对不同波长的光折射率的微小差异来做出修正。其主要的不足是由电离层饱和而造成的有限的反射。多色光引导星不需要任何的自然引导星，天空覆盖率达到了百分之一百，但目前的实验情况并不十分理想。

小小的结论

自适应光学系统有很大的技术挑战。其中包括快速低噪声的传感器（为了能使用比较昏暗的引导星来进行矫正）；高能、可信且易于操作的钠激光器；超高速处理器，要求每秒的运作此时达109到1010次；可变形透镜，带宽几千赫兹和上千个促动器；大型的二级自适应透镜。后者在热波段尤其有趣，任何一小块附加的透镜都能增强被仪器探测到的原本就很强大的热光学背景。

基于自然引导星的自适应光学系统正帮助现代的8到10米望远镜不断取得接近衍射极限的成像质量以。可见波段的改正已相当理想，但是至今仍然无法到达衍射极限。单人造引导星自适应光学系统被应用于不少天文台，而且这个数字正不断的增加。但是人造引导星在极高天空覆盖率情况下的稳定应用仍然没有实现。MCAO技术仍在襁褓阶段。

许多最近的天文观测成果都基于新的光学观测技术。尤其是当甚大望远镜(VLT)投入使用后(共干涉观测法带来了更清晰的像质)，自适应光学系统显得更加重要。强大的集光能力和极小的分辨率(空间上的和光谱上的)将为未来地面天文观测带来最主要的进步。更深入地，计划和讨论中的巨型光学望远镜(比如OWL)将依赖先进的自适应光学技术来实现全部的天文观测——在这些项目的建设初期望远镜就和自适应光学系统溶为一体。