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自適應光學（Adaptive optics, AO）是補償由大氣湍流或其他因素造成的成像過程中波前畸變的最有前景的技術。

中國科學院光電技術研究所饒長輝研究團隊成功研製國內首套地表層自適應光學（Ground Layer Adaptive Optics, GLAO）試驗系統，與雲南天文台1米新真空太陽望遠鏡對接後，於2016年1月首次獲得了太陽黑子和太陽米粒的大視場高分辨力自適應光學校正圖像，標誌著我國太陽自適應光學技術再次取得重大突破。

基本介紹

中文名：自適應光學
外文名：Adaptive optics
造成：補償由大氣湍流或其他因素造成
原理：中波前畸變的最有前景的技術
誕生：400年

概述,原理,套用,光學的種類,被動光學,主動光學,自適應光學,相關,感測器,雷射引導星,

概述

自適應光學（英語：Adaptive optics,AO）是一項使用可變形鏡面矯正因大氣抖動造成光波波前發生畸變，從而改進光學系統性能的技術。自適應光學的概念和原理最早是在1953年由海爾天文台的胡瑞斯·拜勃庫克（Horace Babcock）提出的，但是超越了當時的技術水平所能達到的極限，只有美國軍方在星球大戰計畫中秘密研發這項技術。冷戰結束後，1991年5月，美國軍方將自適應光學的研究資料解密，計算機和光學技術也足夠發達，自適應光學技術才得以廣泛套用。配備自適應光學系統的望遠鏡能夠克服大氣抖動對成像帶來的影響，將空間解析度顯著提高大約一個數量級，達到或接近其理論上的衍射極限。第一台安裝自適應光學系統的大型天文望遠鏡是歐洲南方天文台在智利建造的3.6米口徑的新技術望遠鏡。目前越來越多的大型地面光學/紅外望遠鏡都安裝了這一系統，比如位於夏威夷莫納克亞山的8米口徑雙子望遠鏡、3.6米口徑的加拿大-法國-夏威夷望遠鏡、10米口徑的凱克望遠鏡、8米口徑的日本昴星團望遠鏡等等。自適應光學已經逐步成為各大天文台所廣泛使用的技術，並為下一代更大口徑的望遠鏡的建造開闢了道路。

自從天文望遠鏡誕生400年以來，它從小型手控的光學器材發展到由計算機控制的龐大複雜儀器。其間，有兩個參數極其重要：望遠鏡的口徑（聚光能力）和角解析度（圖像的清晰度）。對於一架在太空中使用的性能絕佳的望遠鏡來說，解析度直接與口徑的倒數成正比。從遙遠星球發出的平面波波前將被望遠鏡轉換成完美的球面波波陣面從而成像。像的角解析度只受到衍射的限制--我們可以稱之為衍射極限。

實際上大氣的影響和望遠鏡的質量問題都會扭曲球面波前，造成成像過程中的相位錯誤。即使是在最好的觀測地點，地面上可見光波段望遠鏡的角解析度都無法超過10到20厘米口徑的望遠鏡，這僅僅是因為大氣湍流的緣故。對於一台口徑四米的望遠鏡來說，大氣湍流使其空間解析度降低了一個數量級（與衍射極限相比），同時星像中心的清晰度降低了100多倍。這源於大氣擾動造成的波前在時間和空間的不穩定--也是人類傳送哈勃到太空進行觀測的的最主要原因--避免大氣湍流的影響。此外，像質的好壞也受到工業技術問題以及由機械、溫度和望遠鏡光學效應而引起的波前扭曲的影響。

原理

自適應光學的目的是修復大氣湍流等因素對光波波前的扭曲。自適應光學首先要檢測波前扭曲情況，然後通過安裝在望遠鏡焦面後方的一塊小型的可變形鏡面對波前實時進行矯正。可變形鏡面後安裝有促動器。自適應光學與主動光學不同，後者通過改變主鏡的形狀調整因重力形變等因素造成的像質扭曲，前者用於補償大氣湍流帶來的影響。目前安裝在口徑8米左右的地面大型光學天文望遠鏡上的可變形鏡面尺寸為8到20厘米，促動器數量為數百個到數千個不等，每次調整要在0.5到1毫秒的時間內完成，否則大氣抖動將造成波前扭曲情況發生改變。

自適應光學需要以很高的頻率調整鏡面形狀，因而可變形鏡面尺寸一般比較小，對材料的要求很高。曾發生過變形鏡無法承受高頻調整而碎裂的事故。此外，還要求促動器的數量足夠多，由此還會帶來成本提高、運算量過大等一系列問題。目前，天文望遠鏡上的自適應光學更多用於紅外觀測，而非可見光觀測。可見光波段的自適應光學已經廣泛用於偵察衛星的小口徑望遠鏡上。

套用

最顯然的套用是直接利用濾鏡成像。所有的自適應光學系統都提供這一基礎模式，但經常配備附加的掃描濾鏡（圓形可變濾波器），這樣做是為了取得豐富的數據（二維的平面空間和一維的光譜）。考慮到大氣湍流是隨著時間不斷改變的，在短時間內獲得豐富的觀測資料及數據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系統在可見波段的觀測和西班牙卡拉阿托天文台的3D在紅外波段的觀測是這一方面的先驅。類似的設備同樣安裝於8米望遠鏡，尤其是安裝於雙子星望遠鏡（Gemini）的GMOS系統在可見波段的套用以及安裝於甚大望遠鏡（VLT）的SINFONI -SPIFFI系統在紅外波段的套用。

自適應光學系統有很大的技術挑戰。其中包括快速低噪聲的感測器（為了能使用比較昏暗的引導星來進行矯正）；高能、可信且易於操作的鈉雷射器；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，頻寬幾千赫茲和上千個觸動器；大型的二級自適應透鏡。後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很大的熱背景。

基於自然引導星的自適應光學系統正幫助現代的8到10米望遠鏡不斷取得接近衍射極限的成像質量以及分光數據。可見光波段的改正已相當理想，但是至今仍然無法到達衍射極限。人造引導星自適應光學系統被套用於不少天文台，而且這個數字正不斷的增加。但是人造引導星在極高天空覆蓋率下的穩定套用仍然沒有實現。MCAO技術仍在襁褓階段。

許多最近的天文觀測成果都基於新的光學觀測技術。尤其是當甚大望遠鏡（VLT）投入使用後（干涉觀測法帶來了更清晰的像質），自適應光學系統顯得更加重要。強大的集光能力和極小的解析度（空間上的和光譜上的）將為未來地面天文觀測帶來最主要的進步。更深入地，計畫和討論中的巨型光學望遠鏡（比如OWL）將依賴先進的自適應光學技術來實現全部的天文觀測---在這些項目的建設初期望遠鏡就和自適應光學系統融為一體。

光學的種類

被動光學

不久以前，天文望遠鏡依然是一種"被動"的儀器。因為沒有內置的改正儀在觀測過程中主動改善和調整像質，能夠進行人工調整的時間是在白天或夜幕初垂時。

儘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均有了改進；堅實的結構和玻璃被用來消除由於重力造成的透鏡變形；人們採用了低膨脹係數的玻璃來消除溫度所造成的影響；為了消除當地溫度的影響，發動機和電子器件的熱耗散在夜晚被減到最小；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。對於這樣合理設計並被謹慎使用的中小型望遠鏡來說，像質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，以上所述的傳統的維護像質、防止透鏡因重力而變形的方法由於受到價格和結構重量的限制已經不再適用。為了改善大中型望遠鏡的像質，主動光學誕生了：在觀測過程中內置的光學修正部件對像質進行自動調整，這些修正部件工作在相對較低的頻率。