光电工程  2018, Vol. 45 Issue (3): 170489      DOI: 10.12086/oee.2018.170489     
自适应光学发展综述
姜文汉1,2     
1. 中国科学院自适应光学重点实验室,四川 成都 610209;
2. 中国科学院光电技术研究所,四川 成都 610209
摘要:自适应光学(AO)是校正动态光学波前误差的技术。本文概述了近50年来AO的发展历程,包括发展初期,“星球大战”期间美国的发展,以及在地基高分辨力成像望远镜,激光系统(特别是惯性约束聚变)以及眼科等方面的应用,此外还给出AO的发展趋势。通过引用每一项技术发展,首创者的首篇文献,给出了比较清晰的发展脉络。
关键词自适应光学    波前校正    高分辨力成像    
Overview of adaptive optics development
Jiang Wenhan1,2     
1. Key Laboratory of Adaptive Optics, Chinese Academy of Sciences, Chengdu, Sichuan 610209, China;
2. Institute of Optics and Electronics, Chinese Academy of Sciences, Chengdu, Sichuan 610209, China
Abstract: Adaptive optics (AO) is the technology for correcting the dynamic optical wavefront errors. This article reviews the development process of AO in recent 50 years including: the first stage of development, progresses of United States in the period of "Star War", and the applications of AO in the fields of high resolution imaging of ground-based telescopes, laser systems, especially for inertial confinement fusion (ICF), and ophthalmology. Moreover the development trends of AO are also presented. For each technical innovation, the first published paper of the innovator is cited as far as possible. Giving a development skeleton of AO is the purpose of this paper.
Keywords: adaptive optics    wavefront correction    high resolution imaging    

1 AO发展初期和原始思想的提出

17世纪初人类就有了望远镜,400余年来,它大大扩展了人类对远方目标的观察能力。但开始使用望远镜不久就发现大气对观测的影响,当放大倍率较大时,成像光斑模糊抖动,大大影响观测分辨力,这就是大气湍流产生动态波前误差的结果。18世纪初牛顿(Newton)在《光学》一书中,就已经描述了大气湍流使像斑模糊和抖动的现象,他认为没有什么办法来克服这一现象,“唯一的良方是寻找宁静的大气,云层之上的高山之巅也许能找到这样的大气”[1]。到20世纪50年代以前,天文界和光学界就像谈论天气一样谈论大气湍流的影响,还创造了一个专用名词“Seeing”(视宁度)来描述这一现象。几个世纪以来,人们对此无能为力,只能按照牛顿的思路,以极大的努力寻找Seeing特别好的观测站址。

1953年美国天文学家Babcock提出用实时测量波前误差并加以实时补偿的方法来解决大气湍流等动态干扰的设想(图 1)[2]。其设想的核心是用光电探测器(超正析管)探测反映波前误差的望远镜物镜的刀口像,探测到的图像转化为投射反射镜表面油膜上的电荷,使油膜变形,以此来改变波前相位,实现波前反馈。

图 1 Babcock设想的Seeing校正系统。望远镜物镜的刀口像成像在超正析管上,由此管探测的图像信号转化为投射到反射镜油膜上的电荷,以此来改变波前相位,实现波前反馈[2] Fig. 1 The seeing correction system proposed by Babcock, the knife edge image of telescope's pupil is detected by the orthicon, the image is converted to correction signal which is projected by an electron beam at the oil film on the Eidophor, changing the wavefront phase, thus forms a feedback close loop[2]

1957年,前苏联的天文学家Linnik也提出了类似的设想[3],见图 2,将入射光经由多个压电或电容驱动的子镜组成的次镜N,引入白光干涉仪,干涉条纹由与子镜对应的探测器探测,其信号用来控制子镜的移动,产生反馈校正。

图 2 Linnik设想的方案,次镜N由多个子镜组成,由驱动器调节光程,入射光经干涉仪I形成干涉条纹由探测器P探测,P的分区与次镜N相对应[3] Fig. 2 The proposal of Linnik. The secondary mirror N consists of several sub-mirrors, driven by actuators to change the optical light path, the interferometer I forms fringes of the incident light which are detected by the detector P, the detecting zones of P match with the sub-mirrors of the secondary mirror N[3]

美苏两位天文学家的具体方案虽然有所不同,但实际上已经形成波前传感器和校正器的概念,利用传感器测到的波前误差信号,控制校正器进行补偿校正。如果这一过程足够快,就可以用不断变化的波前校正量来补偿校正不断变化的动态波前误差。这就是自适应光学(adaptive optics, AO)的原始思想,但是这两个方案都没有付诸实施。到了20世纪60年代后期和70年代初期,美国先进研究计划局(ARPA,即后来的DARPA)开始资助自适应光学研究,主要有两个方向:激光传输和对卫星成像。1977年3月,美国光学学会会刊(Journal of the Optical Society of America,JOSA)[4]集中发表了一批关于AO的文章,这是AO初期研究成果的首次集中发表。1978年,Itek公司的Hardy发表了一篇综述[5],比较全面地概括了美国前期有关AO的工作情况,该综述是首次关于AO原理和技术的全面介绍。这些文献的发表,标志着AO作为一个研究方向首次登上学术舞台。

2 美国“星球大战”计划期间在AO领域的发展

1983年3月美国总统里根提出以反弹道导弹为主要目标的“战略防御倡议(strategic defense initiative,SDI)”的计划,1985年1月正式立项研究,由于该倡议主要涉及对弹道导弹和卫星的攻防技术,被称为“星球大战”计划。AO是其中主要的技术,刚刚出现的AO受到极大重视,美国将有关的工作从原来的DARPA主管改由战略防御计划局(strategic defense initiative organization,SDIO)主管,并大大增加支持力度。这些工作中,MIT的林肯实验室(Lincoln Laboratory)在技术上占主导地位。到20世纪90年代初,“星球大战”计划下马,林肯实验室将主要成果汇编于《Lincoln Laboratory Journal》于1992年第1期[6]发表,标志着将这一时期的重要进展解密。这期间最重要的进展有:

1) 大气湍流理论。大气扰动是AO的主要校正对象,以Fried为首的物理学家,仔细研究了大气湍流造成光学波前误差的理论,提出影响大气校正的主要参数[7]:相干长度r0、Greenwood频率[8]、等晕角θ0[9]和提前角等,成为AO校正大气湍流的理论基础。

2) 激光大气传输。林肯实验室从20世纪60年代末开始研究激光大气传输,70年代初开始AO的研究。从大气传输到AO系统原理进行大量开创性研究,并参与“星球大战”计划的多个重要试验。1988年建立的短波长自适应技术(short wavelength adaptive technology, SWAT)系统,使用241单元的变形镜、Hartmann波前传感器和数字波前处理机,首次利用Na波长(589 nm)激光,利用90 km高空大气层的共振散射形成的钠信标,实现对星体目标的湍流校正[13]。1990年发射了专用的低功率大气补偿试验卫星(low-power atmosphere compensation experiment,LACE)。首次进行了用卫星上的前置合作目标以及钠信标,对卫星目标的激光发射和校正试验[10]。这是世界首次对卫星的激光发射和校正试验。继而于1990年10月,首次进行了多信标试验[11]。空军武器实验室星火(Starfire)光学靶场的Fugate于1989年在1.5 m望远镜上进行了瑞利导星的试验[12]

3) 热晕校正。热晕是强激光大气传输遇到的主要问题,1985年用52单元的水冷变形镜首次进行了对强激光产生热晕的AO校正,并发现相位补偿的小尺度不稳定性(PCI)[13]。1986年起,用当时功率最强的中红外化学激光器(mid-infrared advanced chemical laser,MIRACL)进行强激光的热晕校正试验,建立了用69单元和241单元两个变形镜串联应用的缩比大气热晕试验(SABLE),并进行了10 kW的HF激光400 m长光路的试验[14],并建立了激光大气传输及校正的MOLLY四维仿真程序,试验和仿真结果表明,AO对热晕校正有一定效果,但PCI还是限制了其校正效果。

4) 激光导引星。因为波前探测需要光能很多,AO的工作目标(信标)必须足够亮,为解决所需的信标问题,Foy和Labeyrie于1985年最先提出了用激光在大气层散射形成信标,即激光导引星思想[15]。产生激光导引星有两种方法,即10 km左右大气的瑞利散射和90 km高空Na层对589 nm波长激光的共振散射[16]

5) 高分辨力成像。“星球大战”的另一成果是建立国际首台对卫星目标的高分辨力成像系统,在DARPA支持下,Itek公司于1972年研制实时大气补偿(real-time atmospheric compensator,RTAC)系统,作为可行性验证研究。根据当时的技术条件,波前校正器是刚研制出来的21单元单块压电变形镜(MPM),波前传感器采用32单元的横向剪切干涉仪,用模拟电路进行波前复原。该系统于1984年在Rome空军基地进行300 m的水平光路试验[17],获得良好的校正效果。试验成功后,Itek公司在Hardy领导下开始研制补偿成像系统(compensated imaging system,CIS),该系统在美国空军毛伊岛光学站(AMOS)的1.6 m望远镜上,用168单元变形镜,光电倍增管探测的剪切干涉仪作波前探测,仍用模拟计算网络进行波前复原计算,工作的极限星等是7等。1982年作为第一台实际使用的卫星目标高分辨力AO成像系统装到AMOS光学站,图 3是校正前后的双星和哈勃望远镜的图像[18]

图 3 补偿成像系统CIS获取的双星和哈勃卫星的AO校正前(a1, b1)和校正后(a2, b2)的图像。(a1, a2)双星(摄于1982年5月18日);(b1, b2)哈勃卫星(摄于1991年7月24日)[5] Fig. 3 Uncompensated (a1, b1) and compensated (a2, b2) images of binary stars and Hubble space telescope taken by CIS[5]. (a1, a2) Binary stars (taken on 18th May 1982); (b1, b2) Hubble space telescope (taken on 24th July 1991) [5]

Hardy在1993年发表了的AO在美国20年的发展进程,总结了这段发展历程,图 4是其主要发展历程[19]。由此可见,“星球大战”计划尽管没有实现其最终目标,但对AO技术的发展打下了很好的基础。

图 4 美国1972~1993年AO发展历程[19] Fig. 4 The AO development course of US in the period of 1972~1993[19]
3 在地基高分辨力望远镜中的应用 3.1 夜天文望远镜的AO

几百年来,天文学家一直盼望解决大气湍流干扰天文观测的问题,但是天文AO的发展明显晚于军用AO,这是因为AO一开始是在美国军方支持下发展起来服务于“星球大战”计划,到二十世纪70年代后期起,天文AO才在有限经费支持下,开始研究。

与军用的观测人造卫星的AO系统相比,天文AO系统跟踪的目标角速度比较低,观测波段常常在比可见光波长较长的红外波段,大气湍流参数如相干长度,特征频率等都比较低,因此对系统的技术要求也相对较低。

欧洲南方天文台(European southern observatory, ESO)于1985年开始的Come-On计划是国际上最早的天文AO计划,其最终目的是为ESO的8.2 m的VLT望远镜提供衍射极限分辨力成像的技术[20]。Come-On的第一步是用19单元的变形反射镜和Hartmann-Shack波前传感器,1989年4月在法国的Haute-Province天文台首次获得AO校正的天文目标图像[21]。接下来,1992年12月到1993年4月,在3.6 m的新技术望远镜(new technology telescope,NTT)上用52单元变形镜和32子孔径的Hartmann传感器实现对天文目标的红外波段的高分辨力成像。

稍后,各国天文台纷纷启动AO研究,其中法国天文学家Roddier提出用曲率传感器探测波前,用产生弯曲变形的双薄片变形镜作波前校正的新概念[22],并且与1992年6月在夏威夷的3.6 m加拿大—法国—夏威夷(CFHT)望远镜上实现天文目标校正。

天文AO经过初期的突破后,20世纪90年代初,美国军方对其AO开始解密,世界上大部分大型望远镜纷纷建立队伍研制AO系统。当时建成一批8 m~10 m级的大型望远镜,如Keck、VLT、Subaru,Gemini等等,都要装备AO系统,迎来了AO大发展的时期。这个时期的特点是:波前校正器单元数大大增加,波前探测的CCD向大规模、高速、低噪声和高量子效率发展,数字波前处理机的处理能力大大提高,普遍采用Na信标。

进入21世纪,推出了口径达30 m~40 m的超大型天文望远镜计划,目前有三个超大型天文望远镜正在设计中,即TMT[23],ELT[24],GMT[25]。这三台望远镜的主要参数如表 1图 5。超大型望远镜AO系统需要解决的技术有:几万到十万单元变形反射镜(压电及MEMS),自适应次镜,几万到十万子孔径Hartmann传感器及其高速、低噪声、高量子效率CCD探测器(需要不同方向的长条形像素子阵),高速实时波前控制计算机,150 W级Na光激光器等。此外,由于光学镜面制造能力和运输的限制,这些超大型望远镜的主镜只能采用多块较小镜面拼合而成。为保证大口径的极限分辨能力,拼合镜面必需采用主动光学方法,保证镜面严格共相,如此众多镜面的光学共相,也是一个技术挑战。

表 1 三台超大型光学天文望远镜的主要参数 Table 1 The primary parameters of three extreme large astronomical telescopes
望远镜名称 口径/m 主镜构成 主镜材料 集光面积/m2
ELT 39.3 798×1.4 m mULE 978
TMT 30 738×1.21 m ULE 655
GMT 24.5 7×8.4 m 硼硅酸盐 368

图 5 三台超大型望远镜的主镜布局,与之对比也画出篮球场和人体的大小 Fig. 5 Primary mirrors arrangement of three super large astronomical telescopes, for comparing, the sizes of basketball field and human body are also shown (update from Wikipedea)

大型望远镜的科学目标,要求在大视场(几角分),宽光谱范围(可见到中红外)实现AO校正,这就提出了许多技术挑战,要根据不同的科学目标,设计多套AO系统,如多共轭AO(multi-layer conjugation AO,MCAO),多目标AO(multi-layer object,MOAO),地面层AO(ground layer AO,GLAO),并针对不同成像波段,用不同的系统。所用的技术有的已经超出目前的技术能力,只能逐步实施。例如,TMT在初期阶段先研制首光AO(first light AO)[23],见表 2

表 2 TMT的首光AO系统主要参数 Table 2 The primary parameters of the first light adaptive optical systems of TMT telescope
AO系统 变形镜 导星和波前传感器
NFIRAOS (MCAO) 60×60单元,共轭高度0 km,行程8 mm~10 mm>30×30单元,共轭高度12 km,行程>4 mm 钠导星6~9,功率17 W~25 W,倾斜及聚焦导星1~3,红外自然导星
MIRAO 单元数15×15到30×30 钠导星1~3,功率17 W~25 W,倾斜及聚焦导星1,红外自然导星
3.2 人造卫星成像望远镜的AO

迄今为止,最大的对人造卫星成像用的AO望远镜是美国星火导弹靶场(starfire optical range,SOR)的3.5 m望远镜[26]和毛伊岛光学站(AMOS)的3.67 m先进电光系统(advanced electro optical system,AEOS)[5]。SOR望远镜主镜是由Steward天文台Mirror Lab用硼硅酸盐材料熔融旋转成型而成,AEOS望远镜主镜是Zerodur的薄镜面,两台望远镜的AO系统都用941单元的变形镜(实际在光瞳内不到800单元),32×32子孔径的Hartmann传感器,探测器是由林肯实验室提供的128像素×128像素的背照明帧转移低噪声的专用CCD。两者都可以用于可见到近红外波段。SOR望远镜主体建成于1994年,1997年装上AO系统,以后又都配备了钠信标系统。

这两台属于美国空军的大型望远镜,其主要用途是卫星目标成像。图 6是SOR对低轨卫星和恒星的跟踪误差,方差都在几十纳弧度量级。图 7是SOR获取的低轨卫星成像结果。SOR还进行过对低轨卫星发射激光试验,图 8是用和不用AO在卫星上激光能量分布,AO校正后峰值能功率密度有很大提高[23]

图 6 SOR望远镜对低轨卫星(a)和恒星(b)的跟踪精度[26] Fig. 6 Tracking precision of SOR 3.5 m telescope for low orbit satellite (a) and star (b)[26]

图 7 SOR望远镜对低轨卫星的成像效果。(a)校正前;(b)校正后;(c)校正+图像处理[26] Fig. 7 Low orbit satellite Imaging by SOR telescope. (a) Uncompensated; (b) Compensated; (c) Compensated + image processing[26]

图 8 SOR望远镜对低轨卫星发射激光试验,用AO校正前(右)后(左)卫星上的激光能量分布[26] Fig. 8 Laser emitting from SOR telescope, laser distribution on satellite, right: uncompensated; left: compensated[26]
3.3 太阳望远镜AO

太阳表面的精细观察对太阳物理的研究以及空间天气预报有重要意义,太阳望远镜AO与夜天文望远镜的AO不同之处在于太阳是低对比扩展目标,波前传感器的子光斑只能用相关提取算法,而且白天大气湍流也比较强。Lockheed公司的Acton和国立太阳天文台(NSO)的Dunn于1986年在76 cm的DST望远镜建立了世界上首套太阳AO系统[27],获得观测结果。随着技术的发展,国际上已经有十余台太阳望远镜配备了AO系统,校正单元数已达300余单元。

3.4 我国AO成像系统的发展[28]

我国对AO的研究起步较早,中国科学院光电技术研究所(Institute of Optics and Electronics, Chinese Academy of Sciences,IOE, CAS,以下简称IOE)于1979年开始AO研究,1980年建立自适应光学研究室,38年来独立自主地建立了AO的技术基础,1982年研制出了我国第一块变形反射镜——7单元整体压电变形镜[29],30余年来已研制成功十余套地基AO观测系统。

1990年10月,即在1989年ESO的Come-On计划在国际上第一次对天文目标实现AO校正后1年,IOE研制的21单元动态波前误差校正系统在云南天文台的1.2 m望远镜(利用其375 mm局部口径)上实现了对自然星体的大气湍流校正,获得了分辨双星的清晰照片[30]。该系统经过改造后,安装在北京天文台2.16 m天文望远镜上,实现了全口径的红外J波段的大气校正。

2004年,IOE在云南天文台的1.2 m望远镜上,用61单元变形镜实现了用全口径对星体目标的自适应光学校正[31],2009年,IOE在新建的丽江1.8 m望远镜上,用127单元自适应光学系统实现首光[32]

2011年IOE和中科院理化所等单位合作,国内首次成功激发人造钠信标[33],并于2014年实现对暗弱恒星(星等8.18等)的大气动态光学误差实时校正,获得其近红外波段高分辨力图像[34],并同时首次试验验证了长脉冲激光双峰谱形(D2a+D2b)钠信标激发钠层的有效性,较单峰谱型(D2a)回光效率提升约40%[35]。现在IOE正在研制用于4 m望远镜的914单元AO系统。

在太阳望远镜方面,IOE先后与南京大学天文系合作为43 cm太阳望远镜建立了国内首套太阳相关精跟踪系统[36],与云南天文台合作为26 cm太阳精细结构望远镜建立了37单元太阳AO系统并在国内首次获得经过AO校正后的太阳观测结果,与云南天文台合作为1 m新真空太阳望远镜(NVST)先后建立37单元太阳AO系统和151单元高阶太阳AO系统[37],并在国际上首次获取覆盖可见光至近红外波段的太阳外层的三维高分辨力成像结果(图 9)。

图 9 151单元高阶AO系统获得的太阳米粒结构的开闭环图像[37]。(a) AO开环(705.7 nm@0.6 nm); (b) AO闭环(705.7 nm@0.6 nm) Fig. 9 Sun granules structure imaged by the 151-element AO system[37]. (a) Uncompensated; (b) Compensated

在地面对卫星目标的自由空间光通信中,大气湍流使接收光斑发散抖动,通信激光信号的相干性下降,造成误码率增加。AO可以提高光斑质量,提高与接收光纤的耦合效率,降低误码率。在相干激光通信中,波前相位误差要校正到很小,更必需用AO技术。IOE进行多次自由空间光通信的AO校正试验[38],用650 mm接收望远镜,137单元的AO系统对水平大气通道进行校正,使到达波前误差方差从1.88 μm降低到0.12 μm,耦合进入光纤的平均信号光功率可以提高约6 dB~13 dB,耦合光功率起伏在AO校正以后小于5 dB,误码率从AO校正前的10-3,降低到校正后的10-6~10-7

北京理工大学周仁忠及其团队,也很早开展了自适应光学研究,并在1996年分别出版了《自适应光学理论》[39]和《自适应光学》[40]两本专著,介绍了自适应光学早期的理论和技术发展。

4 惯性约束聚变(ICF)中的应用

ICF是将脉冲种子激光,经多级放大形成1012 W~ 1014 W的高功率脉冲,多路激光汇聚到充满核聚变材料(氘和氚)的靶丸,依靠激光的超高功率引发核聚变,是人类产生可控核聚变的重要途径。

激光核聚变装置是当代规模最大、最复杂的激光工程。几十路激光,每路激光的光路长达几十米,有几百件光学元件组成。光学元件制造误差的累积,产生可观的波前误差,使激光难以集中聚焦到靶上。另外高功率激光传输过程中产生的光学元件热畸变也会引入动态波前误差,影响到靶光束质量。AO是校正这一庞大系统波前误差的有效手段。

1985年IOE与上海光机所合作,在当时上海光机所正在建造的神光I(LF12)装置上加装19单元的AO系统,显著提高靶上功率密度,系统采用高频振动爬山法实现优化控制[41]。这是全世界第一套用于ICF的AO系统,9年以后美国劳伦斯·利弗莫而实验室(LLLN)发表了他们为Beamlet系统研制的AO系统[42]。此后,IOE为我国的ICF装置研制过3种35套AO系统(见表 3)。除了神光I用的第一套AO系统是用高频振动爬山法之外,其余的系统都使用Hartmann传感器作波前探测。最初3种,变形反射镜都在主放大器的输入端,最后一套变形反射镜的位置改在主放大器的端镜,为此变形反射镜的大小扩大到390 mm ×390 mm,解决了预校正的光束通过空间滤波器小孔的问题。

表 3 IOE研制的ICF用的AO系统 Table 3 AO systems for ICF developed by IOE
No. ICF facility Act. of DM Aperture of DM Wavefront sensor Set Year
1 Shenguang Ⅰ 19 Φ70 mm Hill-climbing 1 1985
2 “Shenguang Ⅲ” prototype 45 70 mm×70 mm HS 22×22 1 2004
3 “Shenguang Ⅲ” prototype 45 70 mm×70 mm HS 22×22 8 2007
4 “Shenguang Ⅱ” petaWatt 55 Φ380 mm HS 22×22 1 2009
5 “Shenguang Ⅲ” 31 390 mm×390 mm HS 22×22 24 2011

激光,特别是大功率和大能量激光,激光器输出光束质量改善(光束净化)和光束方向的稳定,以及激光大气传输的全程校正,AO是必不可少的关键技术,我们将在另外的文章中加以评述。

5 人眼AO

人眼作为成像光学系统是不完善的,人眼系统中的波前误差,无论是在对外观察(视觉)或对内观察(眼底检查)时都不能完善成像。对于人眼的应用,是AO在工业和民用领域应用最先实现的突破。

1997年梁俊忠和Williams首次发表用AO校正人眼像差[43-44],实现视网膜接近人眼瞳孔限定的衍射极限成像,开辟了AO在人眼视网膜成像应用的先河。2000年IOE用19单元变形镜,建立了我国第一台活体人眼视网膜AO成像观察系统[45](图 10)。以后几经改进,获得药监局批准为医疗仪器。

图 10 人眼视网膜AO成像观察系统拍摄的视网膜图像[45] Fig. 10 Retina image taken by the AO retina imaging system[45]

AO系统只能在像面两维方向实现高分辨力成像,光学相干层析成像技术(optical coherence tomography, OCT)和激光共焦扫描技术(confocal laser scanning, CLS)可以在轴向分层成像,与AO相结合,可以实现三维的高分辨力成像。IOE在研制成功人眼视网膜成像仪的基础上又研制成功AO光学相干层析(AO-OCT)[46]和AO共焦扫描检眼镜(AO-confocal scanning laser ophthalmoscope, AO-CSLO)[47]等先进视网膜成像系统。图 11是AO-CSLO拍摄的视网膜分层图像。

图 11 AO-CSLO拍摄的人眼视网膜分层高分辨力图像。(a)活体人眼视网膜感光细胞层;(b)毛细血管层;(c)神经纤维层图像[47] Fig. 11 Layered high resolution images taken by the AO-CSLO system. (a) Layer of photoreceptors; (b) Layer of blood capillaries; (c) Layer of nerve fibers[47]

AO可以将人眼像差校正后获得完美成像,张雨东提出人眼训练仪的专利,人眼通过AO系统可以提高目标成像质量,可以用来训练弱视人群的视神经系统,改善其视力。IOE研制成功的人眼训练仪,经过临床试验,证明对超过成长期的弱视患者也具有改善效果[48]

6 自适应光学发展趋势

经过50余年的发展,AO技术已经基本发展成熟,建立了基本的理论架构,波前探测器、处理器和校正器的基本形式也已成熟。下一步的发展集中在超大型的极致AO和小型化AO两个方面。

6.1 扩大AO系统的校正视场

普通的AO系统由于波前探测子孔径较小和采样频率较高,无法对暗弱目标进行工作,激光导引星提供了解决途径。AO系统另一个限制是其有效校正视场由于大气等晕角的限制,只能在几个角秒之内。多信标AO(MCAO)是扩大有效校正视场的重要方法,用多个信标进行同步探测,通过层析算法解算出大气湍流的三维分布,用共轭于不同高度的多个波前校正器校正。因此,大型望远镜所用的激光导引星都是一个由几台激光器构成的星座,图 12是TMT计划用9台钠激光构成不同用途的星座以及发射系统。

图 12 TMT计划的钠导星星座。(a)根据不同AO系统的星座; (b) 9套钠激光发射系统(IOE提供) Fig. 12 The planned constellation of Na beacons for TMT. (a) Constituents of the constellation, different stars used for different AO system; (b) Launching system of 9 Na lasers (provided by IOE)

地面层AO(GLAO)是用多信标探测的大气分层分布,只用一块波前校正器校正贴近地面层的湍流波前,可以在较大视场内获得比较均匀的校正效果。

6.2 极致自适应光学(Extreme adaptive optics)

探测太阳系外行星是天文学研究的热点,用光学成像探测直接探测系外行星有很多优点,AO校正可以提供所需的分辨力,但明亮恒星和行星之间的亮度比高达6到9个量级,AO校正的点扩散函数在中心亮核附近有一个由于波前校正残差等许多因素造成的光晕,因此,对AO提出了突破光晕限制,将校正效果发挥到极致的要求。Gemini望远镜和ESO望远镜分别率先提出Gemini Planet Finder (GPI)[49]和SPHERE Extreme AO[50](SXAO)两个计划,表 4是这两套系统的参数。

表 4 两套极致AO系统主要参数 Table 4 The primary parameters of two extreme adaptive optical systems
系统 望远镜 口径 变形镜类型及单元数 波前传感器 帧频 波前处理算法 星冕仪
GPI Gemini 8 m 高价MEMS 1493低阶压电44单元 空间滤波SH沿直径43子孔径 2500 Hz 傅里叶变换和LQG 孔径截趾
Lyot光阑
SPHERE VLT 8 m CILAS压电41×41 空间滤波SH 40×40子孔径 1200 Hz 积分和LQG 孔径截趾
Lyot光阑

这两套系统的参数十分接近,所用技术也大致相同,除了AO系统之外,波前倾斜校正回路都使用线性平方高斯算法(LQG)抑制外来抖动,都用相位差法(phase diversity)对非共光路波前误差测量和在算法中校正,都校正光瞳位置的漂移以保证光轴一致,都用长时间累加来减少随机斑点的影响。

两套系统先后于2013年11月(GPI)和2014年5月(SPHERE)实现首光(图 13)。SPHERE[51]系统在Seeing 0.85角秒,风速12.5 m/s下,对9等星在H波段(1.6 μm)实现Strehl比90.3%,全系统RMS波前误差81 nm,倾斜校正RMS残差0.23毫角秒(mas)。

图 13 SPHERE系统获得的点扩散函数,对H波段Strehl比从校正前的0.052提高到校正后的0.90[51]. Fig. 13 Point spread function (PSF) of SPHERE system, the Strehl ratio of H band is increased from 0.052 before correction to 0.90 after correction[51].

GPI[52]系统首光时在H波段Strehl比0.89,在0.75角秒处的对比度为106,0.35〃对比度为105,拍摄到恒星Beta Pictorie的行星以及HR4796星周围的尘埃盘(图 14)。

图 14 GPI拍摄的HR4796星周围的尘埃盘,主星形成的中心亮斑被星冕仪遮挡[52] Fig. 14 Star HR4796 and surrounding dust disk, the bright image of main star is obscured by coronagrapher[52]

其他10 m级望远镜如Subaru和Keck等也都在研发极致AO系统。

6.3 AO系统小型化

AO在民用领域的推广,要求系统小型化和低价化。因此小型化也是AO硬件的努力方向。而波前校正器的大小是决定AO系统体积的主要因素,因此波前校正器的小型化是AO系统小型化的关键。

小型分立式压电变形镜:分立驱动器的压电变形镜是目前常用的变形反射镜,驱动器间距大致在8 mm~12 mm,减小变形镜大小必需缩小驱动器间距,但会降低驱动器的强度,增加制作难度。图 15(a)是IOE研制的1085单元的变形镜,其驱动器间距3 mm,通光口径100 mm。

图 15 IOE研制的几种小型变形镜。(a)分立式驱动器,1085单元间距3 mm;(b) Bimorph变形镜,35单元,间距3 mm;(c) MEMS变形镜140单元,间距0.4 mm。(图均由光电所提供) Fig. 15 Miniature deformable mirrors developed by IOE. (a) DM with discrete actuators, 1085 element spacing 3 mm; (b) Bimorph DM, 35 element spacing 3 mm; (c) MEMS DM spacing 0.4 mm (provided by IOE)

双膜片变形镜(Bimorph DM)[53]其电极尺寸可能做到2 mm~3 mm,这种变形镜的变形影响函数比较宽,对温度比较敏感。图 15(b)是IOE研制的Bimorph变形镜,单元数35,通光口径20 mm。

MEMS变形镜:用微机械(MEMS)技术可以制作单元尺寸几百微米的变形镜。Boston Micromachines最早研制MEMS变形镜[54],其连续面板静电力驱动的MEMS变形镜,行程可达5.5 μm,单元间距450 μm,单元数可达4092 (64×64)。法国的ALPAO研制的音圈电机驱动的MEMS变形镜[55],单元间距1.5 mm和2.5 mm,单元数可达277,行程较大可达15 μm,响应时间<1 ms。图 15(c)是IOE研制的140单元的MEMS变形镜,行程1.8 μm,驱动器间距0.4 mm。

液晶空间光调制器:利用向列型液晶在外加电压下晶畴转动引起折射率变化产生相位调制,每一个像素就是一个调制单元,因此单元数可以很多,单元间隔可小到10 μm量级,用于AO系统,有体积小、可以批量生产的优点[56]。但是其校正范围有限(0~2π相位),响应速度较慢,只能用于偏振光,光谱范围不宽,不能耐受强光等缺点而限制其应用[57]

变形次镜:一般通用的变形镜的反射面都是平面,在系统中使用时要先将光束准直,并将变形镜设置在与光瞳共轭的位置,因而使光路复杂,增大系统体积,变形次镜是将望远镜的次镜直接做成可变形的,可以大大简化光路,2016年IOE成功研制61单元变形次镜,并安装于1.8 m望远镜上,实现了变形次镜自适应光学系统首光[58]

无波前传感器AO技术:波前传感器的小型化。通用的波前传感器都是在与光瞳共轭的面上进行的,焦面波前探测技术,是在焦面上用焦斑(或焦面前后的光斑)提取波前信息。通常需要两个面上的光斑,通过反复迭代计算,获得光束的波前误差。需要很大运算量和相当长的运算时间,因此难于用在实时校正。1997年Vorontsov[59]提出随机平行梯度下降(stochastic parallel gradient-descent,SPGD)法,实现用像面信息直接闭环校正。这种方法类似于早期使用的多元高频振动法(multidither),是以反映系统波前误差的焦面图像的特征量(如环围能量、峰值光强)为目标指标,通过在每个校正自由度上施加正负的随机扰动,测量目标指标的变化量来改变各个自由度的校正量,实现闭环校正。各种基于焦面图像的波前校正技术称为无波前传感器AO技术[60]。以校正显微镜观察样品深处时造成的样品像差的AO显微镜[61]是无波前传感器AO的理想应用目标,因为这种应用中,波前误差变化速度不快,系统小型化和低值化是追求的目标。

四棱锥波前探测器:波前传感器中的光电探测器,常用CCD或CMOS器件,为探测子孔径内的波前斜率,每个子孔径至少需要4×4探测器像素,四棱锥波前探测器在焦面上用金字塔形的四棱锥(pyramid)将光束分为四个方向,经准直后成为四束平行光,在其光瞳的共轭面上,用阵列探测器探测光强分布。在xy两方向上的四个光瞳像的同一位置像素探测的差分值反映该位置上的波前斜率;每束光中,每个子孔径只需要一个探测器像素,因此一个子孔径总共只需4个像素。可以减少参与探测的光电探测器的像素数,提高探测效率[62]。IOE在2014年,利用1.8 m望远镜平台,首次验证了无调制的四棱锥波前传感器探测方法,并成功首光获取恒星1.2倍衍射极限清晰图像[63]

7 结束语

AO概念的提出已64年,技术的开发也已50年了,在高分辨力成像、激光系统、视光学等方面都取得了重大应用成果,成为一些重要科技领域不可或缺的技术,正在一些超大型光学工程中发挥重要的关键作用;随着小型化技术的出现,也正向民用技术领域扩展。“旧时王谢堂前燕,飞入寻常百姓家”,原来高不可及的为大型光学工程服务的AO技术,一定会在工业和民用领域出现更多的应用。

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