自适应光学

一、前言
自适应光学是20世纪50年代以来迅速发展起来的光学新技术，在高分辨率天文观测、高能激光武器、激光通讯，激光核聚变，医学等方面的应用越来越广泛。

自适应光学系统能实时探测由大气扰动、环境温度起伏、光轴抖动等因素造成的波面畸变，并通过光学校正系统实时补偿波面误差，现代地基、天基大型望远镜几乎都采用了自适应光学系统。

近年来，随着自适应光学理论与技术的发展，它已被广泛地应用于军事及民用领域，如用于光学遥感载荷多种误差源的实时校正以提高载荷的成像分辨率；用于激光通信的大气扰动补偿；用于激光可控热核聚变实验，提高靶标上的光功率密度；用于医用光学仪器，实现人眼视网膜的高分辨率成像等。

由于大气的湍流运动，大气温度的随机变化产生大气密度的随机变化，从而导致大气折射率的随机变化，这些变化的累积效应导致大气折射率的明显不均匀性，大气折射率微小变化的作用类似于处在大气中的小“透镜”，它们使传输光束出现聚焦、偏折等现象，从而导致光闪烁和光抖动等效应。

这些“透镜”的大小近似于湍流漩涡的尺度。

大气湍流对光传播的影响，最早反映在天文观测中。

湍流的影响严重地限制了大口径天文望远镜分辨率的提高。

1953年，美国天文学家巴布科克提出用实时测量波面误差并实时加以校正的方法来解决大气湍流等动态干扰的设想，如果这一过程足够快，就可以克服动态误差的影响而使光学系统能够自动适应环境
变化，保持理想性能，就是自适应光学((Adaptive OpticsAO)思想的形成，但在当时还没有实现这一设想的现成技术。

本世纪60年代出现了激光，激光的高方向性和高亮度的特点推动人们去进行用强激光作为武器的研究。

与观测系统一样，激光武器系统也面临着大气干扰使能量分散的问题。

用直径4m的发射系统通过大气发射波长1um的强激光到目标上，即使没有其他误差，只有大气湍流的影响，光斑中心的能量密度只有衍射极限的千分之一，动态干扰也成了实现激光武器的一个重大技术障碍。

到了70年代，高分辨率观测和高集中度激光能量传输的发展，更加迫切地要求解决动态干扰问题，相关技术的发展，也使自适应光学的实现成为可能。

从70年代中期开始自适应光学的研究才真正起步。

在1972年，美国研制出了第一套实时大气补偿成像实验系统。

这个系统在300米水平光路上成功地对大气湍流效应进行了补偿，经补偿后的图像分辨率接近衍射极限。

1990年以前，美国的自适应光学研究主要服务于军事应用。

1982年在夏威夷附近的空军毛伊(Maui)岛光学站上，美国安装了世界上第一台实用的1.6米自适应光学望远镜，用来观察近地轨道上运行的空间目标(卫星，助推器及其残骸)，利用其形态特性进行识别和分类。

该系统在可见光波段(0.4～0.7微米)工作，有168个子孔径，波前传感器为横向交变剪切干涉仪，波前校正元件为168单元整体式压电变形镜，采样频率为10000赫兹，带宽为200-1000赫兹，探测
灵敏度达7等星。

在805公里的距离上系统的分辨率可达0.3米，即0.07角秒，表明该系统在1.6米口径的和0.6微米工作波长的情况下达到衍射极限的成像质量。

与此同时也以强激光武器为背景开展了大量的研究工作，从1985年到1990年先后对飞机、火箭和航天飞机进行激光发射的大气湍流补偿校正试验。

1990年还专门发射了名叫“低功率大气补偿实验”(LACE)卫星，用来验证自适应光学对激光束的校正能力，证明自适应光学可以有效地校正地面向卫星发射激光束所受大气湍流的影响。

在冷战时期，美国的自适应光学技术处于严格的保密之中。

与此同时，各国天文学家努力进行以高分辨率天文观测为目的的研究工作。

80年代末期，欧洲南方天文台在法国空间研究院和莱塞多特(Laserdot)公司的协助下，进行了称为COME-ON的自适应光学计划。

系统采用19单元连续镜面变形反射镜，用夏克·哈特曼传感器探测光波波前动态畸变。

系统在可见光波段进行波前探测，在红外波段进行成像校正。

1989年该系统被装到位于法国上普洛旺斯天文台的1.52米天文望远镜上进行实验，成功地在红外波段实现了校正。

在波长大于2.2微米的波段内，星像接近衍射极限，在波长较短时望远镜的像质也有很大改善.由于所用的像增强器噪声大，系统所能观测的极限星等只有3等。

1990年该系统运到智利，安装到拉一西拉(La-Sila)的欧南台
3.6m望远镜上进行实验时，改用了低噪声的CCD探测器，使系统的探测能力大大提高，达11.5等星，实验获得了圆满成功。

欧南台3.6m 口径的新技术望远镜(NTT)上，成为第一台可供实用的自适应光学天文望远镜。

1991年之后，美国开始将以军用目的建立的自适应光学技术解密，并向天文观测等民用领域推广，近年来在天文界形成应用自适应光学的热潮。

世界上很多天文望远镜都应用了自适应光学技术，如里克(Lick)天文台的3m望远镜，威尔逊山(Mt.Wilson)的2.5m望远镜，英国的4.2m威廉·赫歇尔(William Herschel)望远镜、欧南台8米VLT、美国10米Keck望远镜等。

位于美国Hamilton山的LICK天文台的望远镜装备了世界上第一个使用人造激光导星的自适应光学系统。

激光导星的反射光提供了大气畸变的信息，这样观测天体时，就不会因为找不到合适的天然星体而受限制了。

LICK望远镜开启自适应光学系统前后效果对比图
Keck观测到的土卫六星云
Keck使用了自适应光学之后像质明显改善，可以明显看到在土卫六南极处存在着云团。

只有通过使用自适应光学系统，研究者才能够发现土卫六的云层是时刻变化的，这是天文学家首次在太阳系内发现类似地球的大气水循环。

2000年在国家科学基金赞助下，美国专门成立了自适应光学研究中心(Center for Adaptive Optics，简称CfAO)，从事在视觉和航天领域中的自适应光学系统的基础研究，并且承担教育任务和技术产业化的工作。

CfAO成员包括美国国内几十所高校、研究院以及多家天文观测台，CfAO的成立为推广自适应光学技术作了相当多的工作。

一个典型的自适应光学系统主要由以下几部分组成：
1)波前传感器，实时测量波前误差;
(2)波前控制器，控制器控制波前校正器的矫正量实现对波前误差的校正，使校正后的光束波面接近理想的平面或球面。

(3)波前校正器，对波前进行实时校正。

波前传感器的分类
这里介绍一下金字塔传感器(PWFS)
金字塔传感器原理示意图
该传感器由Roberto在1996年提出，一块金字塔形状的棱镜位
于待测系统的像面上，棱镜顶角接近，因为折射作用，入射的光束通过这块棱镜之后分解为4束，通过成像透镜在后端的CCD上成像。

Roberto指出，相对shack-Hartmann而言，PWFS不会把光学系统的光学孔径分成若干子孔径，因此提高了传感器的灵敏度。

PWFS的一个难点在于金字塔形分光器件加工精度需求高，对材料的光学均匀性能要求苛刻，但是通过7年的理论和实验研究，金字塔传感器逐渐实用化，2003年Roberto和其同事在伽利略意大利国家望远镜的自适应光学系统Adopt@TNG中装配了金字塔传感器，这是是第一个PWFS商用的实例。

该自适应光学系统在k带上提高系统的斯特列尔比到35%。

Adopt@TNG中的PWFS
1998年美国著名的有6个镜筒的多镜面望远镜(MMT)被改造成为一个单镜面6.5米口径的望远镜。

2003年在这个望远镜上，一个新的自适应光学的变形副镜调试成功。

这是自适应光学变形镜面的一个重要的新进展。

在自适应光学系统中，变形镜通常镜面很薄，直径比较小的时候一般依靠压电陶瓷的驱动来改变波阵面的形状，较大时则用电磁力。

M MT6.5米望远镜的自适应光学改正镜是它的副镜。

直径l米，主镜的焦比为1.25，卡氏焦点的焦比为15。

利用副镜本身来作为变形镜最大的好处是大大减少了反射或者透射面的数量，提高了望远镜的效率。

据介绍，这个装置减少了在其它的自适应光学系统中所需要的8个镜面。

为了使这个1米直径的镜面能够及时变形，它的厚度只有2毫米。

正在加工中的M M T望远镜副镜，厚2毫米。

它在这里是透明的，我们看到的是背后黑色的参考面。

工作状态中的MMT超薄的可变形副镜
为了制造这个副镜，首先用两块低膨胀系数的玻璃分别磨成相互匹配的正负球面，然后将这两块正负球面的玻璃用一种在常温下是液态的黏度很高的沥青胶合在一起，这个沥青层的厚度大约是0.1毫米。

处理之后的两块玻璃就如同一块一样，可以进行正常的磨制加工。

当上层玻璃的厚度是2毫米的时候， 就开始将这个薄片玻璃磨制抛光成理想的双曲面的形状。

这个双曲面和它的最接近的球面的差别是80微米。

在加工完成以后，为了使这个薄片的镜面分离，需要将这两块玻璃一起加温到120度，这样这个中间的沥青层将会熔化而流出来，这样上面的薄片的镜面就可以分离开来。

分离非常薄的镜面是一个十分细致的工作，当镜面直径在70厘米或80厘米以内时，手工分离是可行的。

在分离镜面的时候，两个镜面都应该处在水平的位置，这样滑出来的镜面要部分依靠手来支持，其它的部分仍然支撑在下面的镜面上。

但是当镜面直径达到1米时，必
须在镜面的表面粘上分散负荷的装置。

如果镜面直径达到2米，则必须在薄镜面的表面粘上9个支撑点。

在分离的时候将两个镜子同时沉浸在热油中，使连在这9个支撑点上的浮子漂浮在油面上。

分离之后，镜面会发生较大的变形(微米量级)，但是表面仍然平滑，没有高空间频率的表面变形。

在这个镜面前表面镀上铝膜，就是一个理想的变形镜面了。

这个镜面材料是微晶玻璃。

在这个镜面中心有一个55毫米的孔用来作为径向支撑。

非常薄的变形镜加工出来以后，一个重要问题是镜面的谐振。

这个镜面轴向支撑是采用电磁力来实现的，这种支撑和压电陶瓷的支撑不同，它没有内在的刚度，所引起的振动频率就是薄镜面的自振频率。

这个薄镜面非常薄，所以在外力的作用下，特别是要很快地控制和改变镜面的形状时，镜面会产生严重的振动现象。

它可能激发数以百计的振型。

1000赫兹是自适应控制所需要的控制频率。

在0赫兹到1000 赫兹的范围内，这个镜面有270个振型。

不克服这个困难就不可能实现自适应光学的控制。

这个困难是通过在镜片的背面放置另一个参考镜的方法来解决的。

这个参考镜的厚度是50毫米。

它的材料是ULE 低膨胀玻璃。

参考镜面和薄镜面之间的距离是40微米的时候，微小的夹层之间的空气正好有足够的黏度来防止振动的发生。

这种情况就如同薄镜面是在糖浆中运动一样。

和其它的变形镜面不一样，这个副镜的变形是依靠电磁力来实现的。

在薄镜面的背后共胶黏着336个永磁体，在每个永磁体后面有一
个线圈，线圈和永磁体的距离是0.2毫米。

当线圈中加上电流以后， 就有力施加在薄镜面上。

在这个系统中，还有一个特别的地方，在薄镜面的背面镀有一层铝，参考镜面的前表面上每一个线圈的周围都镀上了一层铬，这样这些铬层和镜面反面的铝层之间就形成了许多小电容
器，其电容是65皮法(1皮法是法拉第)。

通过4万赫兹的电流对电容值进行测量和调整，可以使两个镜面之间的距离精确到3纳米。

这个镜面是利用电磁力支撑的，为了防止滑落，在镜面边缘有四个保护挡板。

在控制镜面形状的时候，为了使控制线圈的热效应降低，所有线圈都是通过导热性能好的铝块和一个大的铝板连接着的。

这个铝块长10厘米，厚度为5厘米，上面加工了很多沟槽，在沟槽中用蒸馏水和甲醇1:1的混合液体进行冷却。

这种液体的冰点很低，不会凝固。

同时，即使有泄露，它会完全蒸发，不会破坏主镜的镜面。

这个副镜总共有168个数字信号处理器来控制， 每个处理器控制两个触动器来保持镜面的正确的形状。

利用这个复杂的副镜装置，天文学家已经取得了很好的观测成果。

在观测过程中，最好在5角秒的范围内有一个视直径小于1角秒的参考星。

这样在8.8微米红外波段，星像的半能量最大宽度可以达到0.27角秒。

主动光学和自适应光学是现代大型地面望远镜的制胜法宝。

凭借这两项技术，衍射极限不再是空想，而地面望远镜的表现也可以和空间望远镜相媲美。

主动光学（分为薄镜面和拼镜面两种主动光学技术）是在1980年代发展起来的，它改变了过去靠光学镜面本身的刚度来保持精度的传统，在薄型主镜后方设有上百个计算机控制的促动器，随时监测并抵消重力变形、风力干扰和温度波动对成像的影响，调整频率约0.01至1赫兹。

薄镜面主动光学系统工作原理图
欧洲南方天文台的新技术望远镜（NTT）是第一个主动光学望远镜。

NTT的变形镜
昴星团望远镜背面的促动器阵列
自适应光学和主动光学的基本思想是一致的，通常把补偿大气扰动这一类变化迅速之误差(几十到几百Hz)的技术称为自适应光学，而把补偿温度、重力等变化较为缓慢(小于1Hz)之误差的技术称为主动光学。

VLT采用了薄镜面主动光学技术，keck采用了拼镜面主动光学技术，LAMOST采用了薄镜面+拼镜面两种主动光学技术。

我国的自适应光学技术研究起步于20世纪70年代末，先后获中 科院与国家863高科技计划支持，多年来,在100单元以下整体压电变形镜研制以及弱光动态Shack-Hartmann波前传感器研制方面取得了
相当于同期国际先进水平的成果。

中国科学院成都光电所建立了全国第一个自适应光学研究室，开展了自适应光学望远镜原理和技术研究，取得了多项突出成果。

/html/Dir/2007/08/13/1845.htm
自上世纪八十年代以来，北京理工大学自适应光学与空间光学学科组，一直致力于研究自适应光学的理论、方法和前沿技术，承担并完成了多项国家863项目，国家自然科学基金，国防预研及国家重大安全基础研究项目。

/new/Article/1785.html
自适应光学系统的应用是多种多样的，例如:
1）：自适应光学天文望远镜。

这是已得到应用和应用前景最广的系统、可以校正大气扰动引起的误差。

2）：发射激光的自适应光学系统、这是战略激光武器必须采用的系统。

可以校正大气热晕效应和湍流扰动、激光腔内误差和光学系统误差等引起的误差。

3）：空间遥感和侦察卫星。

为消除大气扰动的影响，实现高分辨成像，需采用自适应光学技术
4）：自适应光学谐振腔。

为补偿激光物质质量不匀、腔体发热变形、谐振腔加工误差等的影响，采用自适应光学技术，以得到良好的激光模式。

5）：激光核聚变自适应光学系统。

激光核聚变系统一般是采用多路激光同时轰击靶标，而每路的光路很长，光学零件很多，为了使多路激光能会聚在靶标上，采用自适应光学技术是十分必要的。

6）：空间自适应激光通讯系统。

空间通讯一般可用无线电波，但为了保密，或者通讯距离遥远，需要节省能量，采用定向激光通讯是适宜的，为此，需要采用自适应光学技术。

7）：医学领域对视网膜血管的高分辩成像
自适应光学系统的研究具有浓厚的军事色彩，可以直接地或间接地为激光武器和卫星侦察服务。

例如，高分辨率可见光相机是航天侦察最重要的手段之一，在军事上，它们可用于情报收集、军事测图，为精确打击武器提供目标指引以及打击效果评估等。

美国先后发展了六代高分辨率的可见光相机，装载于军用侦察卫星上。

KH-11应用自适应光学使地面分辨率达到0.15米，接近衍射极限。

其最先进的KH-12分辨率最高可达0.1米，光学系统为R-C结构型式，焦距为38米，采用了当今最先进的自适应光学成像技术，
可在计算机控制下随观测场环境的变化灵活地改变主透镜表面曲率，从而有效地补偿大气影响造成的观测影像畸变。

当卫星在高轨道普查或者在低轨道详查时，能够快速改变镜头焦距。

这样，卫星在低轨道具有优越的分辨率，在高轨道可获得大幅宽(7～10公里)。

KH-11和KH-12在海湾战争和科索沃战争期间为军方提供了大量的军事情报，1999年北约空袭南联盟的行动中就动用了3颗KH-12。

美、俄等国都掌握了详查相机研制技术，达到了地面采样间距优于0.5m的传输型侦察能力。

国外详查相机的发展总的趋势是向着更长焦距，大视场，高分辨率，小相对孔径，小外形尺寸，轻量化和应用微型自适应光学的方向发展。

由于星载长焦距、大口径、高分辨率相机作用距离远,分辨率高,因此相机的通光口径较大,相应的光学零件几何尺寸也较大,易受空间环境及相机内环境的影响而使相机的像质变差,主要表现有如下几个方面:
(1)：由于空间的微重力环境及卫星发射时带来的过载及冲击振动使光学零件产生变形;
(2)：由于卫星内部设备发热(内热源)及从太阳、地球和其它天体吸收的辐射热量和深层太空的热辐射,使光学零件产生热以致变形(倾斜、平移、表面畸变等)。

(3): 对大口径反射镜的面形加工误差和大口径反射镜的应力装夹与支撑所带来的系统误差。

上述三种误差和大气挠动误差都可用自适应光学技术解决。

其中,由重力引起的镜面变形较小且有规律,如当镜坯材料为SiC 时,直径620mm的平背型反射镜的自重变形量为1/26λ～1/157λ(P-V 值)。

而由温度梯度引起的星载相机光学系统镜面热变形对整个相机的像质影响最为严重,对于这种低频镜面变形可以采用提高相机热控精度的方法,但要花费大量经费,如美国ITEK公司为空间相机出的热控经费高达两亿美元,而应用自适应光学技术可以对光学系统的镜面变形进行实时校正,可以放宽对空间相机的热控要求,提高光学系统的成像质量,节省大量经费。

由于卫星对有效载荷的体积、重量、功耗等的要求很严格，星载自适应光学系统必须微小型化，特别是波前探测器和波前校正器占据了传统自适应光学系统的绝大部分的体积、重量和功耗，而利用MEMS 技术可以提高自适应光学系统的分辨率，而重量、体积、功耗等均有一至两个数量级的下降，工作频率可提高一个数量级，造价也大幅度下降。

基于MEMS技术的微小型自适应光学系统不仅可以用于太空对地监测系统、空载/天载激光武器和天文望远镜系统之中，而且在巡航导弹的目标识别光学系统、空间拦截器的红外导引头、激光制导炸弹导引头光学系统、人眼视网膜高清晰成像等领域获得广泛的应用。

二、基于微光机电的微小自适应光学系统
当前制约自适应光学技术扩展应用领域的主要因素是系统价格
昂贵，体积、质量、能耗大。

目前，地基、空基(机载、星载)百通道左右的自适应光学系统的研制费用高达百万美元量级，质量达百公斤量级。

为了使自适应光学技术在星载相机和其它领域内获得广泛应用,最重要也是最可行的途径就是利用日趋成熟的微光机电技术,开展自适应光学系统的微小型化、集成化及总体优化集成的研究。

20世纪80年代后期，随着大规模集成电路制造技术的迅速发展，微型机械从单元到系统都得到了迅猛发展。

科学家们把微驱动器、微执行器、微传感器、微控制器和微能源集成到一个极小的几何空间内，获得完备的微机电系统(Micro electromechanical Systems，简称MEMS)。

MEMS是用微细加工技术制作的微型器件、装置与系统，通常由微型电子系统与微型机械系统复合而成。

随着微光学的发展，人们不仅可以在硅芯片上制作出与衬底平行的微光学元件，更可以制作出与衬底垂直的三维光学微器件，例如各种折射、反射、衍射、全息、变折射率器件，开始实现微光学平台(MOT)。

微光学平台与微机电系统(MEMS)结合最终出现了微光机电系统(MOEMS)。

MOEMS是一种可控的微光学系统（如微反射镜、微变形镜等），该系统中的微光学元件在微电子和微机械装置的作用下能够对光束
进行会聚、衍射和反射等控制。

该系统把微光学元件、微电子和微机械装置有机地集成在一起，并充分发挥三者的综合性能。

NASA为研制天基望远镜NGST，其下研究中心GSFC计划使用4百万块基于MEMS技术的小镜面构成8m的反射镜。

（由MEMS工艺制作
的分立式变形镜，每块独立的小镜面是10*10，间距lum，该变形镜可以倾斜10 度）。

韩国也研制出微镜阵列天文望远镜
/gnwkjdt/200701/t20070119_39755.htm
近年来，国际上红外波段滤光器研究取得了很大成就。

例如声光方法、Fabry-Perot方法和Fourier变换红外光谱方法等均具有高透射、宽接收角和宽可调性焦平面变频等优点，使红外成象与传感技术取得了突破性的进展。

但这些器件都有一个共同的不足，即体积过大。

这一弱点极大地限制了这些器件在微小光学系统中的应用，同时阻碍了光学系统的微小型化进程。

因此，滤光器微型化成为待解决的问题之一。

近几年来，国际上已经逐渐开展对红外光学器件的微型化研究，如在美国国防部高级研究计划局(DARPA)的资助下，美国Honeywell 技术中心、Wisconsin大学应用微电子中心与Texas A&M大学联合进行了微型滤光器的探索，取得了理论与工艺进展。

国内近几年也逐渐开展了MOEMS可调谐器件的研究工作。

长春光机所梁静秋在其博士学位论文《微光机电器件及其关键技术研究》中提出一种基于三维微细加工技术的集成化微型可调谐红外滤光器，探索其中的理论及技术问题，并从中摸索出一套集成化MOEMS 的设计及工艺方法。

与已有技术相比，该器件具有体积小、可控性好、。