16主动光学和自适应光学
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§1.6 主动光学和自适应光学 口径的大小是望远镜最重要的性能指标，然而过去制作 的镜子要有一定的径厚比，即一定的口径和厚度之比，才 能不受重力弯沉和温度变化的影响。据实际计算，传统物 镜的径厚比起码要10：1，比如10米的口径就要求玻璃厚1 米，这样大而厚的玻璃镜很难制造。 然而应用主动 光学和自适应 光学技术就可 以用薄的玻璃 制作超大望远 镜。
把矫正望远镜物镜的形变和克服大气湍流的影响分开来处理。 矫正镜子形变的技术称为主动光学(Active Optics)； 控制和补偿由于大气湍流引入的像畸变的技术称为自适应光学 (Adaptive Optics )。
• 主动光学和自适应光学合在一起简称AO
主动光学校正的主要是望远镜镜面的误差，这种误差主要产生在 主镜上，有重力变形和热变形，也包括加工的误差。 这些误差变化是缓慢的，所以校正的频率较低。 按主镜的结构，主动光学分为薄镜面和拚接镜面主动光学两类： 薄镜面类： VLT; Gemini ; Subaru 拚接镜面类: Keck I & Keck II; HET 自适应光学主要校正大气湍流，校正频率非常高，利用放在望远 镜后端的小变形镜，可以说是配在望远镜上的一套高技术附件。
• 3. 波阵面畸变矫正
畸变信息可分为两部 分: (1)长时间积分引 起的畸变主要来自主 镜的变形，这时将畸 变信息传给主镜的促 动器（主动光学） (2)短时间积分引起的畸 变主要来自大气湍 流，通过可变形镜 (deformable mirror, called “curvature mirror”)来调节(自适 应光学)。
一般情况，r0 小于望远镜的口径，如美国夏威夷的Mauna Kea， 约有10%的时间r0 ≥20cm,若取r0 =20cm，Keck望远镜的亚面元数 目应为多少？ 波阵面矫正的速度问题，取决于大气扰动的时间尺度1/τ
τ=r0 /Δv
Δv 是湍流大气层的速度Βιβλιοθήκη Baidu散，需实测
双子座望远镜 的自适应光学 系统
确度；
z 视场内的引导星：要求离目标源近，在等晕区
内，对可见光，约为15”。
小尺度的等晕区意味着其中 适合做引导星的天体很少
用激光做假引导星： 波长为钠D线的频率，激发大气中 的一些自由钠原子，形成“引导 星 ”。 存在问题： 目标星与“引导星”光程不同（光 锥问题）； 激光受大气扰动影响，“引导星” 会相对目标星晃动
2. 波阵面(前)传感器 wavefront sensor (WFS) 用以测量波阵面的畸变，放置 在接收仪器之前，由许多小透 镜（波阵面亚面元）组成一个 二维的透镜系列，焦面处放置 CCD靶面，来测量由于波阵面 的畸变造成的光波相位的不同。
The 36 element wavefront sensor lenslet array
最简单的系统中仅校正由大气扰 动引起的波前总倾翘，由适度倾 斜的面镜完成。像的清晰度可提 高2倍。 总倾翘可引起像的移动，可多次 曝光后叠加。
• 波阵面亚面元的数目由下式决定：
D 2 N =( ) r0
D为望远镜的口径，r0 是大气湍流折 射率结构常数，是波长λ、天顶距z 和天文台海拔高度h的函数，见书上 31页公式(1.6.2)
Gemini N主镜(8.1m)厚仅20cm，镜后有120个促动器，能单独上下移动万分之一 到千分之一头发丝厚度，只有咖啡杯大小。另外60个促动器压在主镜的周边。
主动光学和自适应光学系统的核心由三个部件 组成
1.取样系统 采集天体的光波面，用传感器对畸变进行准确校正。 采集方法：
z 分束镜：分出10%的光； z 双色镜：因大气影响与波长有关，会影响校正准
Tilt Mirror 倾斜镜 Deformable Mirror 可变形镜 Phase Reconstructor 相位复原仪
WFS
VLT主镜的促动器
LAMOST MA
LAMOST MA 促力器
VLT AO
WFS
The new UH 36-actuator AO system
•
The large orange ring on the upper right part of this figure represents the Cassegrain flange with which the instrument is attached to the telescope. Light from the telescope comes from the top through the ring. Near the focal plane a flat mirror (used for pupil alignment) reflects light to the left toward a large parabolic mirror (here in pink). A first off-axis reflection on this mirror produces an image of the telescope entrance aperture onto a custom-made deformable mirror, called "curvature mirror" because voltages applied to this mirror change its local curvature. A second off-axis reflection on the parabolic mirror produces a compensated image near the middle of the figure. A dichroic mirror (in blue) transmits the infrared (l>1um) and reflects the visible. The infrared (IR) beam (colored red) is reflected downward toward the IR camera (blue cylinder). The visible beam (colored pink) goes through a 3-position beam-splitter wheel used to reflect part of the visible light toward a CCD camera (orange cylinder). The beam transmitted by the beam-splitter (colored yellow) is reflected by a flat steering mirror which forms an image of the guide source on a thin metalcoated nitrocellulose membrane (small green cylinder on the right). The membrane reflects light toward a concave mirror (in green) used to focus a pupil image onto the wave-front sensor (WFS) detector array. This pupil image can be alternately defocused back and forth at a 2.6 kHz rate by exciting the fundamental drum-mode vibration of the membrane.
把矫正望远镜物镜的形变和克服大气湍流的影响分开来处理。 矫正镜子形变的技术称为主动光学(Active Optics)； 控制和补偿由于大气湍流引入的像畸变的技术称为自适应光学 (Adaptive Optics )。
• 主动光学和自适应光学合在一起简称AO
主动光学校正的主要是望远镜镜面的误差，这种误差主要产生在 主镜上，有重力变形和热变形，也包括加工的误差。 这些误差变化是缓慢的，所以校正的频率较低。 按主镜的结构，主动光学分为薄镜面和拚接镜面主动光学两类： 薄镜面类： VLT; Gemini ; Subaru 拚接镜面类: Keck I & Keck II; HET 自适应光学主要校正大气湍流，校正频率非常高，利用放在望远 镜后端的小变形镜，可以说是配在望远镜上的一套高技术附件。
• 3. 波阵面畸变矫正
畸变信息可分为两部 分: (1)长时间积分引 起的畸变主要来自主 镜的变形，这时将畸 变信息传给主镜的促 动器（主动光学） (2)短时间积分引起的畸 变主要来自大气湍 流，通过可变形镜 (deformable mirror, called “curvature mirror”)来调节(自适 应光学)。
一般情况，r0 小于望远镜的口径，如美国夏威夷的Mauna Kea， 约有10%的时间r0 ≥20cm,若取r0 =20cm，Keck望远镜的亚面元数 目应为多少？ 波阵面矫正的速度问题，取决于大气扰动的时间尺度1/τ
τ=r0 /Δv
Δv 是湍流大气层的速度Βιβλιοθήκη Baidu散，需实测
双子座望远镜 的自适应光学 系统
确度；
z 视场内的引导星：要求离目标源近，在等晕区
内，对可见光，约为15”。
小尺度的等晕区意味着其中 适合做引导星的天体很少
用激光做假引导星： 波长为钠D线的频率，激发大气中 的一些自由钠原子，形成“引导 星 ”。 存在问题： 目标星与“引导星”光程不同（光 锥问题）； 激光受大气扰动影响，“引导星” 会相对目标星晃动
2. 波阵面(前)传感器 wavefront sensor (WFS) 用以测量波阵面的畸变，放置 在接收仪器之前，由许多小透 镜（波阵面亚面元）组成一个 二维的透镜系列，焦面处放置 CCD靶面，来测量由于波阵面 的畸变造成的光波相位的不同。
The 36 element wavefront sensor lenslet array
最简单的系统中仅校正由大气扰 动引起的波前总倾翘，由适度倾 斜的面镜完成。像的清晰度可提 高2倍。 总倾翘可引起像的移动，可多次 曝光后叠加。
• 波阵面亚面元的数目由下式决定：
D 2 N =( ) r0
D为望远镜的口径，r0 是大气湍流折 射率结构常数，是波长λ、天顶距z 和天文台海拔高度h的函数，见书上 31页公式(1.6.2)
Gemini N主镜(8.1m)厚仅20cm，镜后有120个促动器，能单独上下移动万分之一 到千分之一头发丝厚度，只有咖啡杯大小。另外60个促动器压在主镜的周边。
主动光学和自适应光学系统的核心由三个部件 组成
1.取样系统 采集天体的光波面，用传感器对畸变进行准确校正。 采集方法：
z 分束镜：分出10%的光； z 双色镜：因大气影响与波长有关，会影响校正准
Tilt Mirror 倾斜镜 Deformable Mirror 可变形镜 Phase Reconstructor 相位复原仪
WFS
VLT主镜的促动器
LAMOST MA
LAMOST MA 促力器
VLT AO
WFS
The new UH 36-actuator AO system
•
The large orange ring on the upper right part of this figure represents the Cassegrain flange with which the instrument is attached to the telescope. Light from the telescope comes from the top through the ring. Near the focal plane a flat mirror (used for pupil alignment) reflects light to the left toward a large parabolic mirror (here in pink). A first off-axis reflection on this mirror produces an image of the telescope entrance aperture onto a custom-made deformable mirror, called "curvature mirror" because voltages applied to this mirror change its local curvature. A second off-axis reflection on the parabolic mirror produces a compensated image near the middle of the figure. A dichroic mirror (in blue) transmits the infrared (l>1um) and reflects the visible. The infrared (IR) beam (colored red) is reflected downward toward the IR camera (blue cylinder). The visible beam (colored pink) goes through a 3-position beam-splitter wheel used to reflect part of the visible light toward a CCD camera (orange cylinder). The beam transmitted by the beam-splitter (colored yellow) is reflected by a flat steering mirror which forms an image of the guide source on a thin metalcoated nitrocellulose membrane (small green cylinder on the right). The membrane reflects light toward a concave mirror (in green) used to focus a pupil image onto the wave-front sensor (WFS) detector array. This pupil image can be alternately defocused back and forth at a 2.6 kHz rate by exciting the fundamental drum-mode vibration of the membrane.