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自適應光學
用于反射望遠鏡鏡面的補償系統(tǒng)
自適應光學（adaptive optics），指一種用于大反射望遠鏡的鏡面的一種補償系統(tǒng)，可以通過快速反應的的支撐系統(tǒng)使鏡面發(fā)生形變來補償大氣抖動引起的星象閃爍。
基本信息
| 外文名 | adaptive optics |
| 原理 | 中波前畸變的最有前景的技術(shù) |
| 造成 | 補償由大氣湍流或其他因素造成 |
基本簡介
光學的使用
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(tǒng)都提供這一基礎模式，但經(jīng)常配備附加的掃描濾鏡（圓形可變?yōu)V波器），這樣做是為了取得豐富的數(shù)據(jù)（二維的平面空間和一維的光譜）?？紤]到大氣湍流是隨著時間不斷改變的，在短時間內(nèi)獲得豐富的觀測資料及數(shù)據(jù)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(tǒng)在可見波段的觀測和西班牙卡拉阿托天文臺的3D在紅外波段的觀測是這一方面的先驅(qū)。類似的設備同樣安裝于8米望遠鏡，尤其是安裝于雙子星望遠鏡（Gemini）的GMOS系統(tǒng)在可見波段的應用以及安裝于甚大望遠鏡（VLT）的SINFONI -SPIFFI系統(tǒng)在紅外波段的應用。
自適應光學系統(tǒng)有很大的技術(shù)挑戰(zhàn)。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、可信且易于操作的鈉激光器；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。后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(jīng)很大的熱背景。
基于自然引導星的自適應光學系統(tǒng)正幫助現(xiàn)代的8到10米望遠鏡不斷取得接近衍射極限的成像質(zhì)量以及分光數(shù)據(jù)?？梢姽獠ǘ蔚母恼严喈斃硐耄侵两袢匀粺o法到達衍射極限。人造引導星自適應光學系統(tǒng)被應用于不少天文臺，而且這個數(shù)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(wěn)定應用仍然沒有實現(xiàn)。MCAO技術(shù)仍在襁褓階段。
光學種類
被動光學
不久以前，天文望遠鏡依然是一種"被動"的儀器。因為沒有內(nèi)置的改正儀在觀測過程中主動改善和調(diào)整像質(zhì)，能夠進行人工調(diào)整的時間是在白天或夜幕初垂時。
盡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(shù)均有了改進；堅實的結(jié)構(gòu)和玻璃被用來消除由于重力造成的透鏡變形；人們采用了低膨脹系數(shù)的玻璃來消除溫度所造成的影響；為了消除當?shù)販囟鹊挠绊懀?a class="dict" href="/know/2810607/">發(fā)動機和電子器件的熱耗散在夜晚被減到最??；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。對于這樣合理設計并被謹慎使用的中小型望遠鏡來說，像質(zhì)仍然會受到大氣湍流的影響。
主動光學
隨著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(tǒng)的維護像質(zhì)、防止透鏡因重力而變形的方法由于受到價格和結(jié)構(gòu)重量的限制已經(jīng)不再適用。為了改善大中型望遠鏡的像質(zhì)，主動光學誕生了：在觀測過程中內(nèi)置的光學修正部件對像質(zhì)進行自動調(diào)整，這些修正部件工作在相對較低的頻率。
光學介紹
自適應光學系統(tǒng)開發(fā)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(chǎn)生了幾微米的相位差。自適應光學系統(tǒng)必須通過分析有限的數(shù)據(jù)在每一毫秒內(nèi)做出新的修正。另一個復雜的因素是：適用于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，自適應光學采用了一塊直徑在8到20厘米小型可變形鏡面，這塊鏡面被安放在望遠鏡的焦點后方，不過近期來采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(shù)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。舉例來說，對一臺口徑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(shù)量的觸動器意味著波前傳感器（用來測量波前扭曲的狀況）上需要同樣較大數(shù)量的圖像探測器（每個圖像探測器對應一塊二級透鏡），這說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(xiàn)代天文觀測系統(tǒng)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，美國的一些衛(wèi)星軍事系統(tǒng)也提供可見波段的完全修正（至少是口徑1米的望遠鏡）。
相關(guān)介紹
傳感器分類
目前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(chǎn)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(tǒng)，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。對于這兩種方法來說，波前探測的完成都基于引導星，或者說是基于觀測對象本身（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(tǒng)是一臺專門的計算機，它通過分析由波前傳感器采集的數(shù)據(jù)來對鏡面的形狀做出修正。分析必須在極短的時間內(nèi)完成（0.5到1毫秒內(nèi)），不然大氣情況的改變將使系統(tǒng)的改正因延誤而產(chǎn)生錯誤。
等暈角對自適應光學系統(tǒng)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范圍內(nèi)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，于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，適用于自適應光學的天空覆蓋率（相當于在目標天體周圍等暈角的范圍內(nèi)找到一顆引導星的概率）只有百分之0.5到1。于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。
現(xiàn)在，許多大中型望遠鏡都采用自適應光學系統(tǒng)，舉例來說：第一個自適應光學系統(tǒng)---ADONIS，應用于歐洲南方天文臺（ESO）的3.6米望遠鏡；安裝于8米北半球雙子星（Gemini）望遠鏡的Hokupa'a自適應光學系統(tǒng)；應用于3.6米加拿大-法國-夏威夷望遠鏡（CFHT）的PUEO自適應光學系統(tǒng)；第一次實現(xiàn)激光引導星（見下文）, 安裝于西班牙卡拉阿托（CalarAlto）天文臺3.5米望遠鏡的ALFA自適應光學系統(tǒng)；雖然曾經(jīng)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，應用于里克天文臺的（Lick）3.5米沙因（Shane）望遠鏡的LLNL自適應光學系統(tǒng)；還有第一次應用于超大型望遠鏡凱克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(tǒng)，包括應用于甚大望遠鏡（VLT）的NAOS和SINFONI自適應光學系統(tǒng)。
激光引導星
為了克服引導星的限制，最有效的方法是人為制造一顆引導星，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于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），后者大概集中在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(jīng)宣布人造激光引導星在國防部高級研究項目處Maui光學站的60厘米望遠鏡[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角秒的分辨率并證明了激光探測的可能。主動戰(zhàn)略防御組織（SDIO）和美國海軍宣布在圣地亞哥的一臺1米望遠鏡上像分辨率提高了近10倍。而對于一些用于天文（非軍事）的系統(tǒng)來說，美國第一次完成了人造引導星的天文觀測，另外還有應用于3.5米ARC望遠鏡的芝加哥自適應光學系統(tǒng)（ChAOS）。
目前激光引導星仍有很多物理上的限制。首先是焦點等暈現(xiàn)象，也被稱為圓錐效應，這個問題在發(fā)展的初級階段就相當明顯。因為人造引導星一般位于較低的高度，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(jīng)過的湍流層的路徑并不相同，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(shù)可以減小誤差，最終效果相當于一臺8米望遠鏡利用距離觀測目標10"的引導星進行修正后得到的效果。對于2/265米波長9等的觀測對象，這樣的結(jié)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(tǒng)添加傾斜矯正器，但是這受限于有限的光子數(shù)據(jù)。更復雜的解決方法是使用兩套自適應光學系統(tǒng)，一套用于觀測對象，一套用于人造引導星。光子數(shù)據(jù)將隨著第二個自適應光學系統(tǒng)的應用而大大增加。
通過前面所說的第二項技術(shù)，對自然引導星亮度的要求降低了，于是在觀測對象周圍找到一顆自然引導星的概率跟著增大，也就是天空覆蓋率的增大（如果一臺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，它暗含著很大的技術(shù)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，但這只適用于高度90千米的鈉共振散射。多色激光器激發(fā)位于不同狀態(tài)的鈉原子并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，但目前的實驗情況并不十分理想。
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玉山鐵二（1980年4月7日出生于日本京都府城陽市）是一位日本影視男演員。他畢業(yè)于京都府立西城陽高中，并于1999年通過出演個人首部電視劇《麻辣女教師》正式進入演藝圈。2001年，他參演了特攝劇《百獸戰(zhàn)隊牙吠聯(lián)者》。2004年，玉山鐵二首次擔任主演，出演運動電影《功夫棒球》，在片中飾演不屈斗志。20
尚可名片
這家伙太懶了，什么都沒寫！
作者
