由于分辨率和成像相干性的提高，建造大型望远镜和望远镜干涉仪成为可能
    作者: Hassaun. A. Jones-Bey 译者：潘海峰

    为二十一世纪的天文学研究而建造的大型地面望远镜和望远镜干涉仪中，自适应光学（AO）领域的波前传感技术已经成了重要组成部分。通常，这些大型望远镜中的自适应光学系统是采用Shack-Hartmann波前传感、弯曲波前传感或者锥形波前传感这三种方法之一来测量由大气湍流引起的波前偏差。这三种方法都需要低噪声的快速探测器，为了进一步提高波前传感器的性能，研究人员正在探索许多新的方法，研究和发展新型探测器。这些方法包括：研制弱光CCD、设计新型输出放大器、设计用于探测器的新型像素几何图形、发展专用集成电路（ASIC）和研制红外波前传感器等（参见《在波前传感应用中弱光CCD与雪崩光电二极管的竞争》）。

    自适应性光学的概念最早是在1953年在应用天文学领域提出来的，但是，最初的技术绝大部分是为了用于军事领域而发展起来的。1 Shack-Hartmann传感器是在二十世纪六十年代应美国空军的要求研制的，其目的是为了提高卫星对地面的成像质量。现在，Shack- Hartmann传感器已经成为应用最为广泛的自适应光学传感器。这种传感器把波前分解成很多亚区，每个亚区都形成一个独立的图像，根据每个亚光瞳给出的参考星图像的位置就可以测量出波前的斜率（参见《利用激光导向星座进行观测》）。波前的校正通过拼接反射镜控制波前变形来实现，而拼接反射镜镜面的每个拼接部分都由独立的压电作动器或者静电作动器控制。

    大约在Shack-Hartmann传感器出现的二十年后，研究人员提出了弯曲波前传感器。和需要大量镜片和作动器的Shack- Hartmann系统相比，弯曲波前传感器作为一种低阶、高效的产品，可以代替前者。这种传感器主要是比较两个未对准焦点的光束截面的光照度，这两个光束截面对称地位于望远镜焦平面两侧。对两个图像进行比较就可以产生一个弯曲的“图像”，以及入射波前的倾斜值。Shack-Hartmann传感器是测量波前畸变的斜率，与之不同的是，弯曲波前传感器是测量负曲率（如图1）。

图1 在弯曲波前传感中，比较前光瞳
和后光瞳的成像（两者强度的差与两
者强度之和之比）就可以得到入射波
前的弯曲的“图像”（上图），通过
计算沿光瞳边缘的函数值就可以得到
波前的斜率（下图）。

    将Zernicke多项式校正法用于由两片压电片粘合成的双压电自适应反射镜就可以实现对波前的校正。这种方法的前身包括了仅有两个Zernicke模式（x倾斜和y倾斜）的快速tip-tilt校正器，专门用来校正因为大气湍流引起的图像移动。1995年，当地球横越土星环平面时，用两台早期的天文适应光学系统观测土星，一台是近红外自适应光学系统（ADONIS），安装在智利安第斯山脉欧洲南方天文台（ESO）的直径为3.6米的La Silla望远镜上，这是一台Shack-Hartmann装置；另一台是夏威夷大学13组件的曲率自适应光学系统，安装在夏威夷Mauna Kea直径为3.6米Canada-France-Hawaii 望远镜（CFHT）上。这次测量不仅增加了人们对土星环结构的认识，还首次获得土星的一个直径仅仅100千米的卫星桺andora的图像。

    自从红外自适应光学系统（ADONIS）从欧洲南方天文台的自适应光学系统的殿堂中退出后，欧洲南方天文台又增加了许多仪器，其中包括：Shack Hartmann Nasmyth自适应光学系统，可以同时支持一个近红外成像仪和摄谱仪；一个专门用于在近红外波段研究远距离物体（SINFONI）的60组件曲率自适应光学系统，可以同时支持一个近红外波段积分场摄谱仪；一个60组件的多用途曲率自适应光学系统（MACAO），可以支持超大型的望远镜干涉仪（VLTI）。此后，夏威夷大学原来的13组件曲率自适应光学系统也被Hokupa’a（夏威夷语意为“永恒的星”）系统所取代，这是一个36组件自适应光学系统，起初在1997年被安装在CFHT的f/36，Cassegrain焦距处工作，后来在1999年改为装在同样位于夏威夷Mauna Kea的直径为8米的Gemini North望远镜上。

    早期的自适应光学利用Shack-Hartmann系统和曲率自适应光学系统在天文学中取得了很多成就，锥形波前传感器就是在这个时期提出来的，它综合了Shack-Hartmann系统测量的线性梯度简单和弯曲波前传感器取样和增益调节的灵活的优点。锥形波前传感器包含一组传播变焦透镜和一个振荡锥形棱镜，该振荡锥形棱镜可以在一个探测器上成四个光子的像（如图2所示）。

图2 锥形波前传感法（图左）和Shack
-Hartmann波前传感法（图右）都使用
了类似的取样和测量方法，每个传感区
域都有四个探测信道。但是TNG使用的
锥形波前传感的优点在于它可以用变焦
透镜优化取样，还可以通过改变棱镜的
振荡幅度来调节传感器的增益。

    变焦透镜可以调节波长和导引星亮度等空间取样因素，同时改变振荡锥形棱镜的振荡幅度可以调节传感器的增益。
其中的全部想法和调制对比显微镜相似，都已经在3.6m的 Telescopio Nazionale Galileo (TNG) 系统的自适应光学组件上得到了实现，这个系统位于La Palma岛的 Roque de los Muchachos 天文台5。在2001年，利用TNG系统的锥形波前传感器，研究人员首次将一对双星的两颗子星分辨开（间隔在0.2反正割量级）。紧接着第二年得到了第一幅衍射极限的图像6。
自适应光学提高了图像的相干性，这样我们可以将大型的光学望远镜与干涉仪阵列结合起来。

    自适应光学系统在超大型望远镜上的首次应用就是将Shack-Hartmann设备安装在位于夏威夷Mauna Kea的直径为10米的Keck II望远镜上。该系统于1999年开始运作，2000年得到了海王星的图像，这些图像描述了海王星上空大气的运动，例如漩涡、波动和彼此间隔很窄的云带等等，这和木星表面大气的情况相似。去年，在这个系统上第一次在那个系统上使用了激光引导星。与此同时，地面望远镜系统继续朝着30米甚至100米的拼接反射镜这样极大型和超极大型规模发展，由于与相应的自适应光学系统相比，校正系统需要适应更大的波前误差（在相对较窄的带宽条件下），所以校正功能和自适应光学波前调整功能通常在不同的设备上分开实现7。为了支持一个超大型的100米的望远镜系统的研制，科学家们正在欧洲南方天文台建造一个多重共轭自适应光学系统（MCAO）。 这个自适应光学系统使用了多个激光导引星，用类似于医学上的x射线断层扫描技术来实现天文学上的x射线断层扫描（见图3）。

图3正在欧洲南方天文台建造的多重
共轭自适应光学系统（MCAO）使用了
多个导引星和波前传感器，希望能在
三维上重建大气湍流，该技术因类似
于医学上的x射线断层扫描技术而被
称作湍流x射线断层扫描。

    现在，自适应光学技术给我们提供了更高的图像相干性，这样，我们能够将大型的光学望远镜与干涉仪阵列结合起来。以前，大型光学干涉仪只能用于小型的、特殊设计的望远镜，而现在Keck 成像干涉仪和欧洲南方天文台的多用途曲率自适应光学系统超大型望远镜干涉仪（ESO，MACAO-VLTI）这些大型的光学系统都已经成功地投入使用。 2001年，研究人员把两台Keck 望远镜组合起来作为一台干涉仪使用，它的角分辨率相当于一台85米望远镜的角分辨率。去年公布了用这台系统进行的第一个观测结果，其中包含对距地球 4000万光年的星系NGC4151核心区域的观测结果8。同样在去年，欧洲南方天文台首次用4台MACAO-VLTI（多用途曲率自适应光学系统超大型望远镜干涉仪）进行观测，每台MACAO-VLTI都相当于4个8.2米VLT（超大望远镜）。最后将两个相距100米的欧洲南方天文台超大望远镜系统的图像组合起来，它的角分辨率基本上相当于一台100米直径的超级大型望远镜的角分辨率。

    参考文献

1. F. Roddier, M. Northcott, J. E. Graves. Publications Astronomy Soc. of the Pa- cific 103, 131 (January 1991).
2. B. C. Platt, R. Shack, J. Refractive Sur- gery 17, S573 (September/October 2001).
3. www.ifa.hawaii.edu/ao/
4. www.eso.org/projects/aot/
5. A. Riccardi, N. Bindi, R. Raggazonietal, Proc. SPIE 3353, 941 (March 1998).
6. www.tng.iac.es/instruments/adopt/ adopt.html
7. G. Chanan. celt.ucolick.org/reports_ notes.html, 42 (September 2002).
8. www2.keck.hawaii.edu/optics/ao/index. html

    图解文字：

    首次光导星（右下角）是利用一个巨型望远镜，在自适应系统中演示而成，它位于Keck Ⅱ上的NIRC2照相机捕捉微弱的尘雾和气体；形状像透明的飞碟，且四周环绕一层名叫HK Tau的第15号庞大星云系。

    在波前传感应用中弱光CCD与雪崩光电二极管的竞争

    由于弱光电荷耦合器件 (CCD) 技术的提高，欧洲南方天文台 (ESO) 的研究人员可以开发出一种基于CCD的弯曲波前传感器，并且很快就用到直径为3.6米的Canada-France-Hawaii 望远镜 (CFHT) 的Pueo (夏威夷语意为“猫头鹰”) 弯曲波前自适应光学系统上1。PUEO正在由一个19组件系统升级为105组件的PUEO NUI系统2。欧洲南方天文台的物理学家，专攻探测器发展研究的Reinhold Dorn说：“这是一个用于3.6米望远镜的比较高阶的自适应光学系统，目标是在可见光谱的红色区域得到衍射极限图像。”

    因为雪崩光电二极管 (APD) 的输出信号是无噪声而且几乎是瞬时的，所以在弱光曲率自适应光学系统中，通常用雪崩光电二极管作为波前传感器。然而，现在CCD的性能也可以提高到同雪崩光电二极管相当的水平，CCD的价格相对APD要低很多，而动态范围却更宽、量子效率更高。Dorn说，基于CCD的曲率传感技术把高阶曲率传感技术和俯仰/倾斜 (tip/tilt) 分开的传感技术两者结合起来了，成为一个传感器。

    Dorn同时也研究红外波长传感器，比如用于科学应用和天文学仪器以及干涉测量的锑化铟 (InSb) 和碲化汞镉 (HgCdTe) 传感器。对于修正一个给定的自适应光学系统，波长越长，大气湍流的影响越微弱。因此，对被扰乱的波前，在较长的波段可以减少对其失真的空间和时间的取样，这样我们就可以利用亮度更低的参考星。同样，在红外区域，参考星可以有效地校正大气波前失真 (等晕角度) 的视野范围要比在可见光区域更大。

    参考文献

1. J.-C. Cuillandre, J. Beletic, R. Dorn et al., Proc. “Workshop for Scientific Detectors
for Astronomy, Waimea, Hawaii, June 16-22, 2002”; eds. P. Amico, and J.W. Beletic;
Kluwer Academic Publishers (2002).
2. www.cfht.hawaii.edu/Instruments/Imaging/AOB/

    利用激光引导星进行观测

    平面波穿过二十公里的典型大气湍流，在大型望远镜的直径范围进行测量时，就会累积几个微米数量级的相位误差，因而图像变得很模糊。想要补偿这个误差就需要使它们每个毫秒内都得到感应，而且校正精度要达到0.02微秒的数量级。

    第一步需要用波前传感来补偿大气湍流，这个步骤是在参考星上完成的，如果被观测物体的亮度足够的话，也可以在被观测物体上完成。在可见光波段，只有在十分有限的视野范围和等晕角度内，大气波前失真才在几个反正割量级上与参考无关。为了突破这个限制，科学家们利用来自高中间层中的纳原子或是低同温层中的分子和其他粒子对脉冲激光的反向散射来制造人造参考星，也被称作激光导引星（LGS），并把它们放置在离天文学目标十分接近的位置上。如果是利用高中间层中的纳原子产生反向散射来制造人造参考星，为了使钠原子共振，激光束聚焦在90千米高处；如果是利用低同温层中的分子和其它粒子产生反向散射来制造人造参考星，为了实现瑞利扩散，把激光束聚焦在十公里至二十公里的地方。

    安装在Calar Alto天文台（西班牙）的激光自适应光学天文系统是一台专门应用激光导引星技术的早期天文投射仪装置，今年研究人员正在其原有的Shack- Hartmann系统上安装一台锥形波前传感器。在1997年，研究人员利用激光导引星技术，观测了英仙星座的一对以前无法分辨的双星，人们认为这对双星隐藏着一个年轻的原始星系。第一幅衍射极限的成像在1999年得到了！

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