互动科普

 冷战期间发展起来的这门技术正在为地基天文望镜带来新的能力。

 引起恒星和遥远天体闪烁的大气湍流自从望远镜发明以来就一直使天文学家感到灰心丧气。“唯一的补救就是最晴朗宁静的空气，”艾萨克牛頓爵士于1704年写到，“这种情况或许可以在较浓厚云层之上的最髙山脉的顶峰处发现。”      

天文学家一直遵循牛顿在其《光学》一书中提到的这一忠告，但是即使在那些最髙山峰上大气湍流也严重制约着像加利福尼亚州帕洛马山200英寸海耳望远镜这样的大型望远镜的能力。哈勃太空望远镜的发射表明天文学家为了回避湍流决心要达到的髙度。

位于马萨诸塞州列克星敦的Litton Itek光学系统公司的我的同事和我以及其它研究机构的工作人员都在寻求另一种只在地面上就能解决大气湍流难题的办法。我们的这种被称作自适应光学的方法也是植根于空间技术的发展，但是到现在，多少有点具有讽刺意味的是，它正在被用于地基天文望远镜中。自适应光学技术使用一种可变形的反射镜或相似的器件来补偿即校正由于大气湍流所引起的光的畸变。自适应光学技术正在改进下一代地面望远镜的能力以分辨细微的细节以及探测天空中极暗弱的天体。

建造天文望远镜的目的是为了获得遥远恒星的尽可能最清晰的象，这些恒星应表现为单个的点。像星系和行星这样的延伸天体可以看成是点集。一颗遥远恒星产生沿太空运行了很长距离直到其到达地球大气层为止的球面波前，在大气层中空气的湍流使波前畸变。伴随着湍流产生的温度变化引起空气密度的变化。结果波前的一些部分在不同程度上被减慢了，从而使象发生畸变。一台自适应光学望远镜就试图通过恢复波前的球面形状来取消这种效应。

第一步是要确定波前的每一部分同其它部分的相位差有多大。要达到这一目的的一种方法是将望远镜的反射镜分成许多区然后测定在每个区上波前的倾角。在用高速电子电路处理之后，就用这种信息来调整各调节器，这些调节器是用来确定反射镜面各个区域的位置的。因此反射镜以如下方式变形：即是比波的另一部分晚到的任一部分实际上运行到焦点的距离要短一些。这一测量和调节的过程——一种典型的反馈布置——每秒钟要发生几百次。当自适应光学系统正确工作时，波前的所有部分都应同相到达焦点，形成完全清晰的象。

雷达工程师最先产生这样的想法，将波前分成若干部分然后将各部分引入一个正确的相位。对光学图象来说补偿波前畸变的数学原理实际上与对雷达图象的相同。在二十世纪五十年代初期雷达工程师开始将天线分成若干部分以便可以独立地调节每一区域的信号的相位。通过以这种方式使波的各部分产生相移，他们就能用一固定的天线去追踪若干运动的物体或将波束聚焦于不同距离的物体上。

将自适应原理用于光学系统的想法最先是由Horace W.Babcock于1953年提出的。他提出用一束电子来调整刚性镜片上液体薄膜的厚度以补偿入射波前相位上的异常。相位超前于其它部分的波前各部分由于它们要穿过较厚的液体薄膜因而被延迟了。

Babcock的有独创性的思想理应得到大力发展，但由于这问题只关系到一个范围很小的天文学界，因此它未得到进一步的研究。用一个倾斜平板来稳定象运行的较为简单的设想在1956年才用于海尔望远镜的一台摄谱仪上。在《科学美国人》1956年第六期上的一篇文章中，Robert B．Leighton描述了使用一个端面倾斜的反射镜来获得高分辨率行星照片的方法。

然而，一直到本世纪七十年代大气湍流的充分校正都还是一个未达到的目标，当时美国军方考察了这一项目。对它产生兴趣是由于两个原因引起的。五角大楼从事反弹道导弹防御研究的科学家们需要一种方法将激光束聚焦于一遥远的目标同时又要保护该激光束使之在大气层中不致衰减。第二个目标当时更为紧迫：苏联在正发射大量的军事卫星。国防高级研究项目局(现在的ARPA)正在寻找更好的方法来鉴别这些空间飞行器。用追踪卫星的陆基望远镜拍摄的照片由于大气层的作用变得十分模糊无法得到有用的图象，即使在用数字增强之后也是这样。

1972年我是LittonItek光学系统公司的一个研究小组的成员，该小组赢得了与ARPA(高级研究项目局)签订一项合同以开发一种更为有效的方法。我们决定在记录图象以前使用自适应光学技术来“消除”畸变——也就是建立一个实时大气补偿系统(RTAC)。

尽管这一原理已在雷达应用上得到证实，但是那时还没有制备出自适应光学系统的各部件。要形成这样一个系统必须解决一个关键性的问题：入射波前必须分得多细才能作到对原始象的满意重建？答案决定了可变形反射镜需要多少独立的可控调节器，而这又决定了系统的费用和复杂性。幸运的是，那时在北美航空公司工作的David L．Fried于1966年提出了寻找这个答案的一种方法。Fried发现，初看起来显得复杂而随机的空气湍流的光学效应可以用简单的波前形状，例如倾斜、散焦和象散(球面和柱面弯曲)来表述，而这些对于在光学中所有的工作人员来说都很熟悉。此外，湍流的强度可以表示成一个单独的量y。对于常规望远镜来说，y。是在湍流开始使象的质量下降之前所能用的最大孔径的直径。随着湍流的逐渐增强，y。就逐渐变小。对于地面天文台来说，它通常对可见光波长为5厘米到15厘米，平均值为10厘米。

因此，多半时间大型望远镜都不比业余爱好的小仪器能更好地分辨象双星这样的天体。(天文学家使用大型望远镜来收集足够多的光以使他们能记录非常暗弱的天体，也有湍流很弱的时候这就使大型望远镜能给出好的分辨率)。

在自适应光学系统中，y。确定了为复原图象必需加以调节的各个区域的大小要在可见光波段得到很好的补偿，一台4米望远镜就需要有一个由大约500个调节器控制的可变形反射镜。y。的值还取提于入射光的波长。在红外波段——在2微米波长处，y。的平均值约为50厘米，因此一台4米望远镜所需的调节器的数目则下降到约为60个。我们想要建造一台装备的调节器数目足以检验这个原理但又不使任务变得太复杂的样板仪器。因此我们相当随意地设置了21个调节器。

在1972年唯一可使用波前校正器的是拼接反射镜，这些波前校正器是设计来补偿红外激光束中的畸变的。这种器件对于我们的目的来说太慢且太不精确。乍看起来，一种铋硅氧化物晶体似乎是有希望的选择方案。我们发现，我们施加一电压就可调节通过该晶体的光的相移。但是这种晶体传输的光量不够，而且对光进行大气湍流的相位校正能力太小。

我们考虑用一块薄的镀铝板制成的柔性反射镜，它可以有效反射光线并且易于弯曲，但是我们还得对付稳定性的难题。尽管可变形反射镜的镜面移动的距离还不到10微米(百分之一毫米)，但是它必须得到高度准确的控制——其允许偏差要小到五十分之一微米。那时还在Itek工作的我的合作者Julius Feinleib、Steven G．Lipson和Peter F Cone发现通过将一个薄的玻璃反射镜安装到一块装配有电极的压电材料上，它们就可以以所需的准确度和速度来控制该反射镜上的数百个区域的变形。我们将这种器件称作单块压电反射镜。

下一步我们要解决的问题是测量波前的畸变。那时，用于精确测量光学波前的标准技术是一个从容不迫的过程。在此过程中用一台激光干涉仪拍摄的照片要用手工扫描和数字化。在幸运的情况下，有关波前的信息要第二天才能得到，远远达不到自适应光学系统所需的千分之一秒的响应时间。

幸运的是，一种被称作剪切干涉仪的测量波前的新方法那时正在研制之中。干涉仪通常用于光学中通过将一个波前叠加到另一个已知特征的波前上所产生的干涉图来测量此波前的相位；对于自适应光学来说，我们只需要知道孔径中各个区域对于其相邻区域的相对相位以确定大气湍干扰波前形状的程度。剪切干涉仪通过将同一波前的相同的两部分错开(“剪切”)一段已知的距离然后将它的叠加起来以完成这一任务。产生的干涉图的强度正比于波前的梯度，即斜率。

然而，传统的剪切干涉仪只能在单色光下工作并且只能产生一个固定的干涉图。对于自适应光学系统来说，我们需要使用来自日耀卫星的宽带白光来进行快速的波前测量。我的同事James Wyant使用一个能产生其强度呈正弦变化的干涉图的可移动衍射光栅，终于制成了一种“白光”剪切干涉仪。用一排光电探测器来探测信号。这种电信号与一固定的基准相对此时的相移恰好与孔径内对应区域的光学波前的斜率成正比。此类型的剪切干涉仪在光学上是稳定和可靠的几乎不需要校准。后来的改进提高了这种仪器的速度以致每秒钟可以测量10000个完整的光学波前，这一速度足以测量最恶劣的大气湍流。

我们还需要一个环节来完成自适应光学系统：一种可以迅速将来自每个区域的单个波前的测量结果合成为一张跨越整个光学孔径的连续波前图的方法。这一波前的重建过程对于确定每个调节器的调节作用很关键。由于使用那时的小型数字计算机进行我们可以采用的串行计算这一最清楚的方法还有问题，因此我们转而采用模拟技术。我们的小组建造了一个简单的电路网络，其排列模式与在可变形反射镜后面的调节器的相同。代表测量出的波前值的电流被施加到网络的节点上，它产生的电压刚好是调节相应的调节器所需的。这种并行网络的运行速度非常快并且还可以在不损失速度的情况下加以扩展以便控制大量数目的调节器——这比起使用串行计算的技术来说是一个巨大的优势。

当1973年12月试验我们这个实时大气补偿(RTAC)系统的日子临近之时，我们日益增长地担心着这台机器是否能稳定地运行。21个调节器每一个都有自己的反馈电路。但是在通过可变形反射镜的反馈电路之间不可避免地存在着交叉干扰。换句话说，对一个区域中波前的校正会对所有其它区域产生微小的影响。我们的计算表明这种新的系统应该是稳定的，但总是存在着某种未预见到的问题。我们曾担心如果RTAC突然发生振荡，就象在复杂的反馈系统中常常会发生的那样，那么它就会损坏我们辛辛苦苦设计出来的单块压电反射镜。当我们第一次试验的时候，我们发现这套系统运行得非常完美而且稳如磐石之后就感到宽慰。

RTAC首次证实自适应光学系统可以补偿被湍流所恶化了的延伸象，并且其基本的体系结构在后来的许多系统中都被采用。然而，其调节器还是太少了以致无法用到大型望远镜上。因此到1976年，又一次由ARPA倡议，我们开始建造一台大得多的机器，称作补偿成象系统(CIS)，该系统使用了168个调节器。我的同事J．Kent Bowker，Richard A．Hutchin和Edward P．Wallner在这个首创系统的设计中起了重要的作用。我们于1980年将其安装在夏威夷州毛伊的哈莱阿卡拉山的1.6米望远镜上然后由ARPA来操作。我们又对其稳定性表示担心：小组的某些成员预言这块反射镜的大量区域将会堵塞从而使整个系统无用。当它在1982年首次对亮星进行试验观察时，CIS证明它是完全稳定的。从那以后，更大的自适应光学系统已制造出来并且能在不存在稳定性问题的情况下运行。

CIS为我们提供了自适应光学系统能够多么令人印象深刻地增强陆基望远镜性能的第一个真实证明。这些结果，特别是对于双星的观察结果很引人注目。较亮的星(波前传感器使用这种亮星来测量湍流)在校正之前容易观测到，但是其伴星只是一个模糊而昏暗的斑点。两颗星在几弧秒的范围内显示出闪烁运动。当补偿电路开通时，每颗星都出现清晰的聚焦并在监视器上保持稳定。图象亮度的增强比其清晰度的增强给人留下了更为深刻人印象。

在这些早期努力之后，已经制造出具有1000多个调节器的新型可变形反射镜。这些新型反射镜中有一些是拼接镜面，它们由许多平板组成，每一平板都安装在三个多层压电调节器之上。拼接镜面对剧烈的湍流有最大的校正能力。每个拼块对于其它拼块来说其物理性质都有差异，这就造成大的运动自由度。然而遗憾的是，这些单个镜面都需要频繁的校准。由于各拼块之间是不连续的，所以拼接镜面往往会衍射一些光，这会影响到图象的清晰度。因此，天文学家通常更喜欢连续的面板反射镜。这样一种反射镜由一块雾性的镀铝玻璃面板组成，安装在多层压电或电致伸缩材料作成的若干调节器之上，随控制电压而发生伸缩。这些调节器安装在一个刚性基板上。连续的面板反射镜有助于具有较好的空间稳定性，反而需要较少的维护并且能对望远镜的孔径提供较平滑的校正。正在研制的另一种类型的可变形反射镜是双压电晶片反射镜，它由粘在一块薄的面板后面的若干扁平压电元件构成，这种反射镜当施加电压时就会发生弯曲。一种使用双压电晶片反射镜的自适应光学系统正在夏威夷大学设计建造之中。这种系统使用一个可以直接测量波前曲率的波前传感器，这就简化了调整各调节器所需的计算。

在红外波段(在此波段大气湍流的影响不那么严重)使用“模态校正器”有可能提供一个补偿波前畸变的绝妙方法。这种器件对校正倾斜、散焦、象散和其它较有规则的畸变都有效。

目前正在研究的其它途径包括应用神经网络来翻译来自光学传感器的信号并调整可变形反射镜。某些研究人员认为使用由许多相互连接的判定单元组成的神经网络可以比现在使用的以算法为基础的网络能更好地翻译这些输入信号。

尽管自适应光学系统的初步应用非常成功，但是这项技术在观测天文学上的广泛采用还受到两个基础性问题的阻碍；首先，暗弱天体(其中包括有天文学家感兴趣的天体中的大多数天体)只有在一颗亮星很接近它们时才能被观测到，对湍流进行实时测定至少要与大气变化一样快的需要决定了这颗引导星需要有多亮：望远镜孔径的每一小区域必须收集足够的光子以进行准确的波前测量。对于在通常环境下在可见光波段工作的自适应光学系统来说，这意味着在每个10×10厘米的区域中在每百分之一秒的时间内至少必须检测出100个光子。要满足这一要求，引导星必须是属于第十目视星等或更亮。平均来说，在每一平方度的天空片区中仅发现了三颗这类星等的星。

假如没有第二个基础性问题，上述限制可以被接受：自适应补偿只有在一个非常小的天空角度(称为等晕角)内才有效，在可见光波段，等晕角通常只有不到5弧秒宽。对于更大的区域，湍流的变化大大地大于由波前传感器测出的值，以致不能得出始终清晰的图象。因此，只有在中心处才会得到正确的补偿，而越向边缘象就会变得越模糊。由于仅仅是环绕每颗引导星的非常微小的天空可以得到补偿，因此对绝大多数天空就无法利用使用天然引导星的自适应光学系统。

研究人员正在研究两种回避这些限制的方法。第一种方法就是在较长的(红外)波段处操作，在这一波段处湍流的光学效应远远不那么严重。由于红外波段的y。值为可见光波段的5到12倍，因此每个校正区也可以相应地增大。而且。由于对波前的干扰在大的区域中要发生改变需要更长的时间。因此有更多的时间可以用于收集光。这样，较暗的星也可以用作引导星。加之，等晕角在较长的波段更大。因此，对自适应补偿有效的区域也随之增大。综合起来看，这些因素使一颗可见的引导星可以在比可见光波段可能取到的更大得多的天空范围内用来加强红外观察。

第一个红外系统，也就是所谓的Come-On系统是在八十年代后期由欧洲南方天文台与法国的研究人员合作研制成的它已在智利拉锡拉的该天文台的3.6米望远镜上试验过了，结果非常好。

第二种方法是用激光来产生人造信标，即人造引导星。麻省理工学院林肯实验室和美国空军菲利浦斯实验室的研究人员在他们为战略防御计划进行研究工作期间偶然为我们提供了这种强有力的新方法以测量大气湍流。在本世纪八十年代他们正在研究如何发射一种激光武器以使它能给大气层之上的一个目标提供尽可能多的能量。由于激光束也会遇到影响遥远恒星的光一样的在可见光波段的畸变，因此可以应用自应适应光学原理。1982年麻省理工学院的研究人员开始将一个具有69个调节器的补偿成象系统，也就是所谓的大气补偿实验系统(ACE)用于校正一束从地面发射到太空中的激光的畸变。在一次实验中，发现航天飞机携带一台后向反射器将束激光反射回地球，研究人员在地面上使用这束激光来测量大气引起的畸变。在后来的实验中，后向反射器被安装在火箭上到达600公里高空。通过将信息输送进一个可变形反射镜中，研究人员就能够“预先畸变”第二束光线以使它穿过大气层并聚焦到火箭上的一个小目标上。从那以后ACE自适应光学仪器就被成功地用于加利福尼亚州威尔逊山天文台的60英寸望远镜上从事天文学工作。

对于天文望远镜来说。激光在上部大气层中形成人造引导星，或者是通过在10公里到40公里高空处空气分子产生的反向散射，也就是所谓的瑞利散射，或者是通过在位于约90公里高空处的一个天然形成的钠蒸汽层中激发出荧光。由于激光信标离望远镜的距离比一颗天然恒星要近得多，因此这台仪器产生的是圆锥形光束(而不是实际上的圆柱形光束)，而这种光束在到达望远镜的孔径之前只穿过了一部分湍流大气层。这种效应在使用低空的瑞利信标时更为显著并且需要使用不止一个的激光信标。

1983年菲利浦斯实验室的Robert Q．Fugate证实了将激光引导星用于波前测量的可行性。麻省理工学院林肯实验室的研究人员建立了第一个依赖激光引导星的完整的自适应光学系统，称之为SWAT(表示短波长自适应技术)。在1988年到1990年期间他们在位于哈莱阿卡拉山的美国空军毛伊光学站将波长为0.512微米的若干脉冲激光器用于在4到8公里的高空处产生一些激光信标。通过与经过自适应校正和未经过自适应校正的天然恒星的象相比较证实了对湍流的补偿作用，并且该实验表明两个激光信标得到的结果比一个的要好。              

通常与激光信标一起使用是一种不同类型的波前传感器，Shack Hartmann传感器，因为它既可以应付连续光源又可以应付脉冲光源。首次于1971年使用这种传感器的是亚利桑那大学的Roland V．Shack，他使用一系列对准光束的小透镜，每个透镜都可产生引导星的象。通过测量每个区域中的象位移情况就可以确定出波前的梯度。

从原理上说激光信标应可以用于对任一天体的任一能穿过大气层的波长进行自适应补偿，不管它是多么暗弱。但是激光信标的有效性仍要受到需要一颗对准望远镜的天然恒星的限制。激光信标对于瞄准是没有用的，因为它们不是固定在天空中而是根据湍流对激光束的影响而政变其绝对位置由于需要一颗瞄准恒星，因此自适应光学系统在可见光波段只能覆盖大约30％的天空。在红外波段，天空的覆盖率达到100％。有几个机构，包括菲利浦斯实验室、芝加哥大学以及劳伦斯·利弗莫尔国家实验室，一直在进行使用激光信标的自适应光学系统的研制工作。

自适应光学系统的尚未解决的问题之一是如何在大视场内产生清晰的图象。例如，迄今还没有人能够得到一幅木星盘的完整的经过校正的图象。问题在于木星盘只有大约40弧秒宽，它还包括50个不同的等晕斑，即那些大气湍流显著不同的区域。一种经常讨论过的办法是使用与一系列激光引导星相配合的多个可变形反射镜。每个反射镜实际上是一个用以补偿在一定范围的大气高度内的湍流的三维校正器。覆盖视场的多波前测量可使用这些激光引导星来进行。

在25年的发展(主要是用作防御的目的)之后，自适应光学系统目前正在找到更为广泛的科学用途，主要是在地基天文学方面。目前正在设计或建造的大多数大型望远镜在其设计中都包含有自适应光学系统。

一个经常产生的问题就是当我们可以通过进入太空而完全摆脱大气的限制时为什么我们还要继续建造大型地基望远镜呢？答案在于太空望远镜的建造和维护的费用比那些建在地球上的望远镜要贵得多，即使把自适应光学系统的费用包括在内也是如此。

天基天文学和地基天文学应该看成是互相补充的而不是互相竞争的。太空望远镜具有在被大气吸收所除掉的波段处使用的长处，例如，它可以探测紫外辐射和X射线辐射。目前具有大得多的孔径和基线的地基望远镜能更好地适合较长波段的工作，在这些波段处湍流的影响更容易校正。每一种技术都能做它做得最好的事情，我们对宇宙的观察将变得比以前更为清楚。

                                      [肖波 译  鲁兰 校]