一、前言自适应光学是20世纪50年代以来迅速发展起来的光

一、前言自适应光学是20世纪50年代以来迅速发展起来的光学新技术，在高分辨率天文观测、高能激光武器、激光通讯，激光核聚变，医学等方面的应用越来越广泛。自适应光学系统能实时探测由大气扰动、环境温度起伏、光轴抖动等因素造成的波面畸变，并通过光学校正系统实时补偿波面误差，现代地基、天基大型望远镜几乎都采用了自适应光学系统。近年来，随着自适应光学理论与技术的发展，它已被广泛地应用于军事及民用领域，如用于光学遥感载荷多种误差源的实时校正以提高载荷的成像分辨率；用于激光通信的大气扰动补偿；用于激光可控热核聚变实验，提高靶标上的光功率密度；用于医用光学仪器，实现人眼视网膜的高分辨率成像等。由于大气的湍流运动，大气温度的随机变化产生大气密度的随机变化，从而导致大气折射率的随机变化，这些变化的累积效应导致大气折射率的明显不均匀性，大气折射率微小变化的作用类似于处在大气中的小“透镜”，它们使传输光束出现聚焦、偏折等现象，从而导致光闪烁和光抖动等效应。这些“透镜”的大小近似于湍流漩涡的尺度。大气湍流对光传播的影响，最早反映在天文观测中。湍流的影响严重地限制了大口径天文望远镜分辨率的提高。1953年，美国天文学家巴布科克提出用实时测量波面误差并实时加以校正的方法来解决大气湍流等动态干扰的设想，如果这一过程足够快，就可以克服动态误差的影响而使光学系统能够自动适应环境变化，保持理想性能，就是自适应光学((AdaptiveOpticsAO)思想的形成，但在当时还没有实现这一设想的现成技术。本世纪60年代出现了激光，激光的高方向性和高亮度的特点推动人们去进行用强激光作为武器的研究。与观测系统一样，激光武器系统也面临着大气干扰使能量分散的问题。用直径4m的发射系统通过大气发射波长1um的强激光到目标上，即使没有其他误差，只有大气湍流的影响，光斑中心的能量密度只有衍射极限的千分之一，动态干扰也成了实现激光武器的一个重大技术障碍。到了70年代，高分辨率观测和高集中度激光能量传输的发展，更加迫切地要求解决动态干扰问题，相关技术的发展，也使自适应光学的实现成为可能。从70年代中期开始自适应光学的研究才真正起步。在1972年，美国研制出了第一套实时大气补偿成像实验系统。这个系统在300米水平光路上成功地对大气湍流效应进行了补偿，经补偿后的图像分辨率接近衍射极限。1990年以前，美国的自适应光学研究主要服务于军事应用。1982年在夏威夷附近的空军毛伊(Maui)岛光学站上，美国安装了世界上第一台实用的1.6米自适应光学望远镜，用来观察近地轨道上运行的空间目标(卫星，助推器及其残骸)，利用其形态特性进行识别和分类。该系统在可见光波段(0.4～0.7微米)工作，有168个子孔径，波前传感器为横向交变剪切干涉仪，波前校正元件为168单元整体式压电变形镜，采样频率为10000赫兹，带宽为200-1000赫兹，探测灵敏度达7等星。在805公里的距离上系统的分辨率可达0.3米，即0.07角秒，表明该系统在1.6米口径的和0.6微米工作波长的情况下达到衍射极限的成像质量。与此同时也以强激光武器为背景开展了大量的研究工作，从1985年到1990年先后对飞机、火箭和航天飞机进行激光发射的大气湍流补偿校正试验。1990年还专门发射了名叫“低功率大气补偿实验”(LACE)卫星，用来验证自适应光学对激光束的校正能力，证明自适应光学可以有效地校正地面向卫星发射激光束所受大气湍流的影响。在冷战时期，美国的自适应光学技术处于严格的保密之中。与此同时，各国天文学家努力进行以高分辨率天文观测为目的的研究工作。80年代末期，欧洲南方天文台在法国空间研究院和莱塞多特(Laserdot)公司的协助下，进行了称为COME-ON的自适应光学计划。系统采用19单元连续镜面变形反射镜，用夏克·哈特曼传感器探测光波波前动态畸变。系统在可见光波段进行波前探测，在红外波段进行成像校正。1989年该系统被装到位于法国上普洛旺斯天文台的1.52米天文望远镜上进行实验，成功地在红外波段实现了校正。在波长大于2.2微米的波段内，星像接近衍射极限，在波长较短时望远镜的像质也有很大改善.由于所用的像增强器噪声大，系统所能观测的极限星等只有3等。1990年该系统运到智利，安装到拉一西拉(La-Sila)的欧南台3.6m望远镜上进行实验时，改用了低噪声的CCD探测器，使系统的探测能力大大提高，达11.5等星，实验获得了圆满成功。欧南台3.6m口径的新技术望远镜(NTT)上，成为第一台可供实用的自适应光学天文望远镜。1991年之后，美国开始将以军用目的建立的自适应光学技术解密，并向天文观测等民用领域推广，近年来在天文界形成应用自适应光学的热潮。世界上很多天文望远镜都应用了自适应光学技术，如里克(Lick)天文台的3m望远镜，威尔逊山(Mt.Wilson)的2.5m望远镜，英国的4.2m威廉·赫歇尔(WilliamHerschel)望远镜、欧南台8米VLT、美国10米Keck望远镜等。位于美国Hamilton山的LICK天文台的望远镜装备了世界上第一个使用人造激光导星的自适应光学系统。激光导星的反射光提供了大气畸变的信息，这样观测天体时，就不会因为找不到合适的天然星体而受限制了。LICK望远镜开启自适应光学系统前后效果对比图Keck观测到的土卫六星云Keck使用了自适应光学之后像质明显改善，可以明显看到在土卫六南极处存在着云团。只有通过使用自适应光学系统，研究者才能够发现土卫六的云层是时刻变化的，这是天文学家首次在太阳系内发现类似地球的大气水循环。2000年在国家科学基金赞助下，美国专门成立了自适应光学研究中心(CenterforAdaptiveOptics，简称CfAO)，从事在视觉和航天领域中的自适应光学系统的基础研究，并且承担教育任务和技术产业化的工作。CfAO成员包括美国国内几十所高校、研究院以及多家天文观测台，CfAO的成立为推广自适应光学技术作了相当多的工作。一个典型的自适应光学系统主要由以下几部分组成：1)波前传感器，实时测量波前误差;(2)波前控制器，控制器控制波前校正器的矫正量实现对波前误差的校正，使校正后的光束波面接近理想的平面或球面。(3)波前校正器，对波前进行实时校正。波前传感器的分类这里介绍一下金字塔传感器(PWFS)金字塔传感器原理示意图该传感器由Roberto在1996年提出，一块金字塔形状的棱镜位于待测系统的像面上，棱镜顶角接近，因为折射作用，入射的光束通过这块棱镜之后分解为4束，通过成像透镜在后端的CCD上成像。Roberto指出，相对shack-Hartmann而言，PWFS不会把光学系统的光学孔径分成若干子孔径，因此提高了传感器的灵敏度。PWFS的一个难点在于金字塔形分光器件加工精度需求高，对材料的光学均匀性能要求苛刻，但是通过7年的理论和实验研究，金字塔传感器逐渐实用化，2003年Roberto和其同事在伽利略意大利国家望远镜的自适应光学系统Adopt@TNG中装配了金字塔传感器，这是是第一个PWFS商用的实例。该自适应光学系统在k带上提高系统的斯特列尔比到35%。Adopt@TNG中的PWFS1998年美国著名的有6个镜筒的多镜面望远镜(MMT)被改造成为一个单镜面6.5米口径的望远镜。2003年在这个望远镜上，一个新的自适应光学的变形副镜调试成功。这是自适应光学变形镜面的一个重要的新进展。在自适应光学系统中，变形镜通常镜面很薄，直径比较小的时候一般依靠压电陶瓷的驱动来改变波阵面的形状，较大时则用电磁力。MMT6.5米望远镜的自适应光学改正镜是它的副镜。直径l米，主镜的焦比为1.25，卡氏焦点的焦比为15。利用副镜本身来作为变形镜最大的好处是大大减少了反射或者透射面的数量，提高了望远镜的效率。据介绍，这个装置减少了在其它的自适应光学系统中所需要的8个镜面。为了使这个1米直径的镜面能够及时变形，它的厚度只有2毫米。正在加工中的MMT望远镜副镜，厚2毫米。它在这里是透明的，我们看到的是背后黑色的参考面。工作状态中的MMT超薄的可变形副镜为了制造这个副镜，首先用两块低膨胀系数的玻璃分别磨成相互匹配的正负球面，然后将这两块正负球面的玻璃用一种在常温下是液态的黏度很高的沥青胶合在一起，这个沥青层的厚度大约是0.1毫米。处理之后的两块玻璃就如同一块一样，可以进行正常的磨制加工。当上层玻璃的厚度是2毫米的时候，就开始将这个薄片玻璃磨制抛光成理想的双曲面的形状。这个双曲面和它的最接近的球面的差别是80微米。在加工完成以后，为了使这个薄片的镜面分离，需要将这两块玻璃一起加温到120度，这样这个中间的沥青层将会熔化而流出来，这样上面的薄片的镜面就可以分离开来。分离非常薄的镜面是一个十分细致的工作，当镜面直径在70厘米或80厘米以内时，手工分离是可行的。在分离镜面的时候，两个镜面都应该处在水平的位置，这样滑出来的镜面要部分依靠手来支持，其它的部分仍然支撑在下面的镜面上。但是当镜面直径达到1米时，必须在镜面的表面粘上分散负荷的装置。如果镜面直径达到2米，则必须在薄镜面的表面粘上9个支撑点。在分离的时候将两个镜子同时沉浸在热油中，使连在这9个支撑点上的浮子漂浮在油面上。分离之后，镜面会发生较大的变形(微米量级)，但是表面仍然平滑，没有高空间频率的表面变形。在这个镜面前表面镀上铝膜，就是一个理想的变形镜面了。这个镜面材料是微晶玻璃。在这个镜面中心有一个55毫米的孔用来作为径向支撑。非常薄的变形镜加工出来以后，一个重要问题是镜面的谐振。这个镜面轴向支撑是采用电磁力来实现的，这种支撑和压电陶瓷的支撑不同，它没有内在的刚度，所引起的振动频率就是薄镜面的自振频率。这个薄镜面非常薄，所以在外力的作用下，特别是要很快地控制和改变镜面的形状时，镜面会产生严重的振动现象。它可能激发数以百计的振型。1000赫兹是自适应控制所需要的控制频率。在0赫兹到1000赫兹的范围内，这个镜面有270个振型。不克服这个困难就不可能实现自适应光学的控制。这个困难是通过在镜片的背面放置另一个参考镜的方法来解决的。这个参考镜的厚度是50毫米。它的材料是ULE低膨胀玻璃。参考镜面和薄镜面之间的距离是40微米的时候，微小的夹层之间的空气正好有足够的黏度来防止振动的发生。这种情况就如同薄镜面是在糖浆中运动一样。和其它的变形镜面不一样，这个副镜的变形是依靠电磁力来实现的。在薄镜面的背后共胶黏着336个永磁体，在每个永磁体后面有一个线圈，线圈和永磁体的距离是0.2毫米。当线圈中加上电流以后，就有力施加在薄镜面上。在这个系统中，还有一个特别的地方，在薄镜面的背面镀有一层铝，参考镜面的前表面上每一个线圈的周围都镀上了一层铬，这样这些铬层和镜面反面的铝层之间就形成了许多小电容器，其电容是65皮法(1皮法是法拉第)。通过4万赫兹的电流对电容值进行测量和调整，可以使两个镜面之间的距离精确到3纳米。这个镜面是利用电磁力支撑的，为了防止滑落，在镜面边缘有四个保护挡板。在控制镜面形状的时候，为了使控制线圈的热效应降低，所有线圈都是通过导热性能好的铝块和一个大的铝板连接着的。这个铝块长10厘米，厚度为5厘米，上面加工了很多沟槽，在沟槽中用蒸馏水和甲醇1:1的混合液体进行冷却。这种液体的冰点很低，不会凝固。同时，即使有泄露，它会完全蒸发，不会破坏主镜的镜面。这个副镜总共有168个数字信号处理器来控制，每个处理器控制两个触动器来保持镜面的正确的形状。利用这个复杂的副镜装置，天文学家已经取得了很好的观测成果。在观测过程中，最好在5角秒的范围内有一个视直径小于1角秒的参考星。这样在8.8微米红外波段，星像的半能量最大宽度可以达到0.27角秒。主动光学和自适应光学是现代大型地面望远镜的制胜法宝。凭借这两项技术，衍射极限不再是空想，而地面望远镜的表现也可以和空间望远镜相媲美。主动光学（分为薄镜面和拼镜面两种主动光学技术）是在1980年代发展起来的，它改变了过去靠光学镜面本身的刚度来保持精度的传统，在薄型主镜后方设有上百个计算机控制的促动器，随时监测并抵消重力变形、风力干扰和温度波动对成像的