液晶AO技術在大口徑天文學望遠鏡上極具應用潛力，有希望發展到裝備8~10m級望遠鏡的水平，為開展突破性天文研究提供技術平臺。下面由學術堂為大家整理出一篇題目為“自適應光學在天文學領域的發展與趨勢”的天文學論文，供大家參考。
原標題：液晶自適應光學在天文學研究中的應用展望
摘要：液晶波前校正器作為一種高單元密度的新型波前校正器件，通過相息圖的衍射可以輕松實現十微米的波前位相校正量。因此，基于液晶波前校正器的自適應光學（LCAO）系統是21世紀天文觀測領域非常有希望普及的系統。但是液晶波前校正器存在響應速度慢（>10ms）、能量利用率低的雙重問題，國際上一直處于探索研究中。本課題組不但解決了能量問題，而且在速度方面不斷取得進步，所研制的LCAO系統與1.23m口徑望遠鏡連接，清晰觀測到土星及其環繞的光環帶，分辨出4.8和5.5視星等的α-Com雙星，成像分辨率達到1.8倍衍射極限分辨率；目前系統延遲時間只有2ms,可以說已達到工程應用水平，在裝備8~10m級大口徑天文學望遠鏡方面極具應用潛力。
關鍵詞：液晶波前校正器；自適應光學；望遠鏡
1引言
近十年，人類對年輕星座與褐矮星群的觀測、尤其是探討星球起源搜尋可能存在生命的類似地球的行星/類星體成為最令人振奮的天文學成果，從而對望遠鏡的觀測能力提出了越來越高的要求。
望遠鏡的觀測能力由2個指標決定，一是成像分辨率，二是集光效率。為提高這2個指標，增大望遠鏡口徑是最有效的技術手段。20世紀90年代以后，發達國家已研制十幾臺8~10m口徑望遠鏡，如歐洲南方天文臺的4臺單孔徑8.2m甚大望遠鏡VLT、美國2臺10m凱克望遠鏡（由36塊1.8m口徑的六角形鏡面構成）以及單孔徑8m的雙子望遠鏡、日本8.2m的SUBARU望遠鏡、南非9m的SALT望遠鏡。30~40m拼接式望遠鏡的建設也已在策劃啟動中，如多國聯合、包括我國參與建設的30mTMT望遠鏡，還有歐南臺正在建設的GMT（由7個8.4m子鏡組成）、主鏡直徑達到39m的E-ELT.
然而地基望遠鏡在觀測星體狀態和星系結構時，必須透過地面上約10~20km厚的大氣層，大氣中折射率不均勻、在風力作用下形成湍流干擾成像光束的傳播，使得波前畸變，圖像完全失去結構特征，甚至區分不開角間距在1″以內的雙星。雖然理論上光學系統的成像分辨率（1.22“/D,”為波長，D為通光口徑）隨口徑增大而提高，但受大氣的衍射極限（1.22“/r0,r0為大氣相干長度~10cm@”=550nm）限制，數米大口徑望遠鏡的分辨率并不比10~20cm口徑望遠鏡的分辨率高，口徑增大的巨大代價只是增加了接收能量，自身的固有分辨率無法發揮出來，只有結合自適應光學波前校正技術才能恢復大口徑望遠鏡的成像分辨率。
2自適應光學對天文學研究的歷史貢獻
自適應光學（AdaptiveOptics,縮寫AO）系統中有2個關鍵器件，如圖1所示，一是波前探測器，二是波前校正器，二者形成閉環，高速校正波前畸變，實現高分辨率成像?，F階段所用的波前探測器幾乎都是哈特曼波前探測器，波前校正器為變形鏡。國際上10m級以下的地基望遠鏡在近十幾年內大多配備了AO系統，使這些大口徑天文光學望遠鏡的圖像分辨能力比配備AO之前提高10倍或10倍以上，角分辨率恢復至0.1″左右。這無疑給天文學家提供了新的研究手段，可以在恒星和行星形成區進行以前所不能開展的研究，特別是那些被掩蓋的年輕天體和恒星演化中的質量損失。年輕天體通常伴隨著豐富的盤狀物、殼層、噴流、耀斑和伴星等，提供了恒星形成與早期演化過程的證據。如近年通過觀測銀河系最內層區域恒星的動態特征，使得銀心存在黑洞的證據不斷增多，趨于更加清晰合理的天體機理與模型將呈現出來，促使天文研究工作進入一個新的發展時期。
1988~1990年法國CILAS公司第一個為歐南臺（ESO）1.52m天文望遠鏡研制了變形鏡波前校正器，并由科學家們裝配為AO系統，之后該AO系統移植到3.6m望遠鏡上；1991年1月首次用AO系統在2.2μm波長為中心的紅外K波段獲得小行星1號Ceres和小行星2號Pallas帶有細節的表面圖像，測出其自轉軸的空間取向[2-3];1991年5月又在1.96~2.14μm紅外窄波段觀測了太陽系中惟一已知擁有大氣的土衛六Titan,看到其低層大氣云和地表特征[2],揭示了在其南半球存在著明亮的陸地，并在不斷地擴展[4];對木衛一Io不同時期的紅外觀測表明，Io的頭側有顯著的熱斑，而尾側則有眾多的火山，形成所謂的火環[5].圖2是由凱克激光引導星AO系統拍攝的蛋云翳（EggNebula）近紅外波段的合成圖片，這是一個原行星云翳，在生命的最后階段云翳最外部有垂死恒星在脫落，當恒星表面越來越多的物質脫離，其表面變得更加熾熱，產生紫外光電離氣體，呈現出美麗的色彩，該區域幾千年后可以形成行星；對Seyfert星系NGC1068的多波段AO觀測建立了一個具有衍射極限角精度的天體測量參考架；以角分辨率優于0.15″的多波段成像研究[6],揭示了Markarian星系273的核由兩個主要子源組成，一子源可能是一個被掩蓋的星爆區。
3變形鏡自適應光學技術面臨的挑戰
以上結果可以發現，用于天文大望遠鏡（2m口徑以下的除外）的AO系統都是工作于紅外波段，而不能實現在星體輻射強度較高的可見光波段的高分辨率觀測成像。究其原因是，可見光的波長比紅外波長短，大氣湍流強度正比于λ-6/5（λ為波長），所以可見光波段的大氣湍流頻率高、大氣相干長度r0短，要求AO系統的變形鏡驅動頻率更快、驅動點密度更高，技術難度顯著增大，即使是變形鏡制造實力最強的CILAS公司至今也沒有提供過可見波段的用于天文大望遠鏡的高驅動密度快速變形鏡。
變形鏡波前校正器如圖3所示，是由薄鏡及其后面的很多驅動其變形的促動器構成，促動器的數目即所謂變形鏡單元數，與望遠鏡口徑D和大氣相干長度r0匹配的變形鏡單元數=（D/r0）2.就8m口徑望遠鏡而言，取可見光的λ=0.5μm,r0=10cm,則所需變形鏡單元數為6400,驅動頻率至少要1kHz以上，促動器的密度不能做得太高（間隔一般5~10mm,甚至可以幾十mm）[7],因為鄰近促動器的相干性太強則無法保證補償面形和足夠的變形量，也容易諧振造成驅動頻率受限，如果用增大變形鏡口徑來降低驅動密度，則不僅要付出天文數字的經濟代價，機械制造的難度也達到極限。因此具備8~10m望遠鏡紅外AO系統制造實力的廠家國際上也屈指可數（一是法國CILAS公司，二是美國Xinet-ics公司，三是意大利的Microgate和ADS），配備在天文望遠鏡上的變形鏡大多為數百單元、工作于2.2μm波長為中心的紅外波段（K波段）。雖然CILAS公司2007年11月又為歐南臺的8.2mVLT望遠鏡遞交了41×41單元的變形鏡波前校正器，并且正在設計40m口徑望遠鏡E-ELT的8000單元變形鏡，不過其驅動密度還都是僅適用于短波紅外波段（K波段前后）。近年已提出同時在系統中利用2個變形鏡分低階和高階分別對湍流波前進行校正，彌補千單元變形鏡位相調制量不足的問題，如美國5.1m海爾望遠鏡PALM-3000自適應項目，其中校正低階畸變的變形鏡驅動單元只有241個，驅動器間距8mm,校正深度可達4μm,而校正高階畸變的變形鏡驅動單元有3388個（Xinetics公司），能夠應對5m口徑上的高階畸變，由于高階畸變的PV值比較小，3388個驅動器的變形鏡位相調制量達到1μm即可，驅動器間距1.8mm,這使得該變形鏡也具備高頻響應能力，有希望在可見波段校正成像。PALM-3000自適應系統在2012年6~8月期間獲得了2.2μm波長為中心的紅外K波段斯特列爾比高達0.8的校正效果（r0=9cm@550nm）[8],但是還不能應對太差的視寧度，該系統的應用還在研究中。
原標題：液晶自適應光學在天文學研究中的應用展望
摘要：液晶波前校正器作為一種高單元密度的新型波前校正器件，通過相息圖的衍射可以輕松實現十微米的波前位相校正量。因此，基于液晶波前校正器的自適應光學（LCAO）系統是21世紀天文觀測領域非常有希望普及的系統。但是液晶波前校正器存在響應速度慢（>10ms）、能量利用率低的雙重問題，國際上一直處于探索研究中。本課題組不但解決了能量問題，而且在速度方面不斷取得進步，所研制的LCAO系統與1.23m口徑望遠鏡連接，清晰觀測到土星及其環繞的光環帶，分辨出4.8和5.5視星等的α-Com雙星，成像分辨率達到1.8倍衍射極限分辨率；目前系統延遲時間只有2ms,可以說已達到工程應用水平，在裝備8~10m級大口徑天文學望遠鏡方面極具應用潛力。
關鍵詞：液晶波前校正器；自適應光學；望遠鏡
1引言
近十年，人類對年輕星座與褐矮星群的觀測、尤其是探討星球起源搜尋可能存在生命的類似地球的行星/類星體成為最令人振奮的天文學成果，從而對望遠鏡的觀測能力提出了越來越高的要求。
望遠鏡的觀測能力由2個指標決定，一是成像分辨率，二是集光效率。為提高這2個指標，增大望遠鏡口徑是最有效的技術手段。20世紀90年代以后，發達國家已研制十幾臺8~10m口徑望遠鏡，如歐洲南方天文臺的4臺單孔徑8.2m甚大望遠鏡VLT、美國2臺10m凱克望遠鏡（由36塊1.8m口徑的六角形鏡面構成）以及單孔徑8m的雙子望遠鏡、日本8.2m的SUBARU望遠鏡、南非9m的SALT望遠鏡。30~40m拼接式望遠鏡的建設也已在策劃啟動中，如多國聯合、包括我國參與建設的30mTMT望遠鏡，還有歐南臺正在建設的GMT（由7個8.4m子鏡組成）、主鏡直徑達到39m的E-ELT.
然而地基望遠鏡在觀測星體狀態和星系結構時，必須透過地面上約10~20km厚的大氣層，大氣中折射率不均勻、在風力作用下形成湍流干擾成像光束的傳播，使得波前畸變，圖像完全失去結構特征，甚至區分不開角間距在1″以內的雙星。雖然理論上光學系統的成像分辨率（1.22“/D,”為波長，D為通光口徑）隨口徑增大而提高，但受大氣的衍射極限（1.22“/r0,r0為大氣相干長度~10cm@”=550nm）限制，數米大口徑望遠鏡的分辨率并不比10~20cm口徑望遠鏡的分辨率高，口徑增大的巨大代價只是增加了接收能量，自身的固有分辨率無法發揮出來，只有結合自適應光學波前校正技術才能恢復大口徑望遠鏡的成像分辨率。
2自適應光學對天文學研究的歷史貢獻
自適應光學（AdaptiveOptics,縮寫AO）系統中有2個關鍵器件，如圖1所示，一是波前探測器，二是波前校正器，二者形成閉環，高速校正波前畸變，實現高分辨率成像?，F階段所用的波前探測器幾乎都是哈特曼波前探測器，波前校正器為變形鏡。國際上10m級以下的地基望遠鏡在近十幾年內大多配備了AO系統，使這些大口徑天文光學望遠鏡的圖像分辨能力比配備AO之前提高10倍或10倍以上，角分辨率恢復至0.1″左右。這無疑給天文學家提供了新的研究手段，可以在恒星和行星形成區進行以前所不能開展的研究，特別是那些被掩蓋的年輕天體和恒星演化中的質量損失。年輕天體通常伴隨著豐富的盤狀物、殼層、噴流、耀斑和伴星等，提供了恒星形成與早期演化過程的證據。如近年通過觀測銀河系最內層區域恒星的動態特征，使得銀心存在黑洞的證據不斷增多，趨于更加清晰合理的天體機理與模型將呈現出來，促使天文研究工作進入一個新的發展時期。
1988~1990年法國CILAS公司第一個為歐南臺（ESO）1.52m天文望遠鏡研制了變形鏡波前校正器，并由科學家們裝配為AO系統，之后該AO系統移植到3.6m望遠鏡上；1991年1月首次用AO系統在2.2μm波長為中心的紅外K波段獲得小行星1號Ceres和小行星2號Pallas帶有細節的表面圖像，測出其自轉軸的空間取向[2-3];1991年5月又在1.96~2.14μm紅外窄波段觀測了太陽系中惟一已知擁有大氣的土衛六Titan,看到其低層大氣云和地表特征[2],揭示了在其南半球存在著明亮的陸地，并在不斷地擴展[4];對木衛一Io不同時期的紅外觀測表明，Io的頭側有顯著的熱斑，而尾側則有眾多的火山，形成所謂的火環[5].圖2是由凱克激光引導星AO系統拍攝的蛋云翳（EggNebula）近紅外波段的合成圖片，這是一個原行星云翳，在生命的最后階段云翳最外部有垂死恒星在脫落，當恒星表面越來越多的物質脫離，其表面變得更加熾熱，產生紫外光電離氣體，呈現出美麗的色彩，該區域幾千年后可以形成行星；對Seyfert星系NGC1068的多波段AO觀測建立了一個具有衍射極限角精度的天體測量參考架；以角分辨率優于0.15″的多波段成像研究[6],揭示了Markarian星系273的核由兩個主要子源組成，一子源可能是一個被掩蓋的星爆區。
3變形鏡自適應光學技術面臨的挑戰
以上結果可以發現，用于天文大望遠鏡（2m口徑以下的除外）的AO系統都是工作于紅外波段，而不能實現在星體輻射強度較高的可見光波段的高分辨率觀測成像。究其原因是，可見光的波長比紅外波長短，大氣湍流強度正比于λ-6/5（λ為波長），所以可見光波段的大氣湍流頻率高、大氣相干長度r0短，要求AO系統的變形鏡驅動頻率更快、驅動點密度更高，技術難度顯著增大，即使是變形鏡制造實力最強的CILAS公司至今也沒有提供過可見波段的用于天文大望遠鏡的高驅動密度快速變形鏡。
變形鏡波前校正器如圖3所示，是由薄鏡及其后面的很多驅動其變形的促動器構成，促動器的數目即所謂變形鏡單元數，與望遠鏡口徑D和大氣相干長度r0匹配的變形鏡單元數=（D/r0）2.就8m口徑望遠鏡而言，取可見光的λ=0.5μm,r0=10cm,則所需變形鏡單元數為6400,驅動頻率至少要1kHz以上，促動器的密度不能做得太高（間隔一般5~10mm,甚至可以幾十mm）[7],因為鄰近促動器的相干性太強則無法保證補償面形和足夠的變形量，也容易諧振造成驅動頻率受限，如果用增大變形鏡口徑來降低驅動密度，則不僅要付出天文數字的經濟代價，機械制造的難度也達到極限。因此具備8~10m望遠鏡紅外AO系統制造實力的廠家國際上也屈指可數（一是法國CILAS公司，二是美國Xinet-ics公司，三是意大利的Microgate和ADS），配備在天文望遠鏡上的變形鏡大多為數百單元、工作于2.2μm波長為中心的紅外波段（K波段）。雖然CILAS公司2007年11月又為歐南臺的8.2mVLT望遠鏡遞交了41×41單元的變形鏡波前校正器，并且正在設計40m口徑望遠鏡E-ELT的8000單元變形鏡，不過其驅動密度還都是僅適用于短波紅外波段（K波段前后）。近年已提出同時在系統中利用2個變形鏡分低階和高階分別對湍流波前進行校正，彌補千單元變形鏡位相調制量不足的問題，如美國5.1m海爾望遠鏡PALM-3000自適應項目，其中校正低階畸變的變形鏡驅動單元只有241個，驅動器間距8mm,校正深度可達4μm,而校正高階畸變的變形鏡驅動單元有3388個（Xinetics公司），能夠應對5m口徑上的高階畸變，由于高階畸變的PV值比較小，3388個驅動器的變形鏡位相調制量達到1μm即可，驅動器間距1.8mm,這使得該變形鏡也具備高頻響應能力，有希望在可見波段校正成像。PALM-3000自適應系統在2012年6~8月期間獲得了2.2μm波長為中心的紅外K波段斯特列爾比高達0.8的校正效果（r0=9cm@550nm）[8],但是還不能應對太差的視寧度，該系統的應用還在研究中。
