中国巡天光谱望远镜主镜面预拼接获得成功(图)

　　懂行的同志说说新闻内涵的意义

<p>&nbsp;&nbsp; LAMOST，原名“大天区面积多目标光纤光谱望远镜”。有些长！依国际科学社会的习惯，可以用英译全名字头简写。1994年在“他”学名待定之际，中国科技大学周又元教授提出了这个既容易上口又留有可供意会的“字义空间”的“LAMOST”。</p><p>&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; <strong>LAMOST方案及其形成</strong></p><p>&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; ---------王绶<img src="http://lamost.bao.ac.cn/icons/guan.gif" alt=""/></p><p>&nbsp;&nbsp;&nbsp; 由王绶<img src="http://lamost.bao.ac.cn/icons/guan.gif" alt=""/>和苏定强两位著名天文学家、中科院院士牵头提出“大天区面积多目标光纤光谱望远镜”(简称LAMOST）的设计方案.</p><p align="justify">&nbsp;&nbsp; 最先的方案是陈建生提出的。第一步的内容是“中国施密特望远镜的设计和‘8米级’‘后随’光谱望远镜的探讨”。施密特镜口镜将为150厘米，居世界首位。采用与“UK施密特镜”相似的工作模式（除成像和光度学系统外，着重配备物端梭镜和光纤系统），制成后其“巡天”和大规模“选样”（如类星体的选样等）功能，在北半球将是独一无二的。这个方案陈建生提出后得到了国家的支持（以及欧共体成员国的主要天文单位的支持）。他主持了总体设计，其中包含了对在我国观测条件下光纤光谱仪各项指标的计算。这个方案后来因故没有实施（但是我国的光学巡天工作则由于陈建生等对60／90厘米施密特望远镜的巧妙使用得到了重要的发展）。</p><p align="justify">“8米级后随光谱望远镜”最初受到了H·史密斯提出的PT－SST系统的启发。PT－SST是一个口径8米的球面望远镜，镜面由多个构形相同的小球面拼接而成，采用了“等高仪装置”，固定在一个倾斜角上的主镜可以通过镜座的转动来对准所需的“观测位置”。天体在“过等高圈”时进入望远镜视场，在焦面上成像。探测天体时所需要的长时间曝光（几十分钟或更长）要求望远镜有相应的跟踪能力。为此用了精确移动焦面探测器的跟踪方法。对焦面成像中的球面像差的改正，PT一SST的方法是，在视场中每个待测目标的位置上放一个“改正透镜”，改正了像差又同时把收到的光由光纤引到一个光谱仪的狭缝上。狭缝上可以排列许多根光纤，因而可以同时测量视场上许多个天体的光谱。PT－SST在光纤光谱的测量上，可望达到与“8米级”新技术望远镜相近的能力。而它由于采取了“等高仪装置”（主镜只有一维旋转运动，而不是其他望远镜那样的二维旋转），造价较之新技术望远镜约低一个量级。</p><p align="justify">用类似于PT－SST这样的望远镜与我们自己的巡天工作相配合，由巡天资料选出的大批等待光谱测量的样本，可以较快较多地得到安排。当然，这种“后随”主要是随着“使用权”，而来的使用上的配套，而不涉及更多的功能。但是，如果想到巡天资料的主要特</p><p align="justify">点是覆盖广大的天区、记录到尽可能多的天体。结合巡天选出的样本（如星系、类星体、某个亮度限以内的各种目标，以及射电源，X源，IR源等等）都有着“大天区分布——多样本”的性质。而PT一SST也和其他的大型望远镜－样，视场比较小（难以覆盖大天区），光纤数量不多（难以应付“多样本”），实际上不能做到有效的“后随”观测。</p><p align="justify">针对这些问题，苏定强把设计目标转移到“大视场——多样本”上。PT－SST的光纤数量不多的一个主要原因是“改正透镜”的尺寸太大。而这种改正镜的尺寸与望远镜的“焦比”的平方成反比。“焦比”是望远镜的焦距与口径之比。PT一SST的口径大达8米，需要有很长的焦距才能得到足够大的焦比。苏定强把口径降到4米（当时最大的光学望远镜为“4米级”。下一阶段“8米级”新技术望远镜进入角色后，在大规模光谱观测这类课题上，“4米级”望远镜仍将起重要作用）。取焦距为16米，得到了焦比4。由此设计的改正透镜，直径为2厘米。在下面即将说到的视场上，可以安放600个这样的透镜（也就是引出600根光纤对600个天文目标同时进行光谱测量）。苏定强用“子午仪装置”代替了“等高仪装置”，在天体通过子午（即南北）方向时进行观测。这时天体的方位离地平最高，成像质量受地球大气的影响最小，运行的轨迹也最平坦，因此是最佳的选择。</p><p align="justify">这个方案中取消了镜筒。把望远镜圆顶在南北方向开的天窗的框子作为支撑焦面探测器系统的支架。为了扩大视场，主镜向东西方向扩伸。焦面探测器相应地沿东西方向排列（见<a href="http://lamost.bao.ac.cn/docs/jour/index.html#A">图1</a>。<a href="http://lamost.bao.ac.cn/docs/jour/index.html#A">图1</a>是它倒下来放时的形状，结构原型没有变）。支架主镜16米（焦距的长度）。</p><p align="justify">&nbsp;</p><p align="center"><a name="A"><img height="399" src="http://lamost.bao.ac.cn/docs/jour/tour1.jpg" width="465" alt=""/></a></p><p align="center">图1 第三方案结构示意</p><p align="justify">这种望远镜的功能与PT－SST的区别很大。设计上，它是我们向着解决天文望远镜设计上“大口径和大视场难以兼备”的难题迈出的第一步。</p><p align="justify">这个方案曾多次在国内外会议中讨论。对它的耽心主要有两点：一是科学目标上，它已经脱离了与“中国巡天”配合（“中国施密特望远镜”这时已经停止研制），那么，面向国际，这种4米口径、600根光纤的设备，制成后届时能有多大的竞争力？二是技术上的，它的焦面探测器系统，要带着许多光纤在远离主镜16米的支架上精确跟踪天体，它的机械难度如何能保证得到克服？</p><p align="justify">这一期间我们得到了美国SLOAN计划（简称SDSS）的报告。这是美国普林斯顿大学天文学系等四个单位（后来又加入了日本国家天文台等两个单位）合作的项目。望远镜是专门为了在大天区范围进行大量目标的测量而设计的，目的和我们完全一致。SDSS的口径2．5米，地平装置，视场约7平方度。焦而上引出660根光纤接到望远镜后端的两台光谱仪上。它的目标是在10000平方度的天区范围内测出10⁶个星系和10⁵个类星体的光谱。这种测量预计将在跨世纪时期完成。SDSS的重要性是明显的。仅举星系谱线红移一个例：到目前，光学巡天已经登记下来的天体数目约为10⁹。其中得到光谱测量（包括星系红移测量）的仅及10⁵。而几年前这10⁵左右的星系红移样本的测出，给宇宙结构研究、宇宙学研究带来的爆炸性冲击，人们至今记忆犹新。 SDSS计划几年内将测到比这更多出 10倍的天文光谱，涉及到更深得多的空间范围。这对当前的天文研究将要产生巨大影响应当说是毋庸置疑的。</p><p align="justify">SDSS计划的出现使我们必须重新检查自己的方案。结果认为：首先，以“大天区面积、大规模光谱测量”为突破口的抉择是可取的，而现在遇到了强大的对手；第二，我们的设备在SDSS完成观测之后才能制成，因此性能指标必须较大地超过SDSS（否则，可能难以确保学术效果）。为此，把望远镜口径取为4米以上是必须的（SDSS的为2．5米）；第三，SDSS的观测计划将在跨世纪时完成。我们应当尽可能利用现有台址，以避免选址和建址所费的时间。这样的话，口径的优势将被台址的劣势所抵消。因此，在视场大小和光纤数量上建立优势是至关重要的。</p><p align="justify">现在我们可以把SDSS的性能作为参照，来考虑“大口径兼大视场望远镜”的设计。前面说到，在这个问题上大的焦比是关键。为了使焦距能够做到比现有望远镜的长得多，我们把前面方案的子午仪系统倒下来放，加上一面反射镜，成为一种“卧式子午仪”。图1是这种结构的示意。图中的文字概略地说明了它的规格和工作方式。这样的卧式结构，球面主镜和焦面光纤板架分别固定在地面上，两者之间的距离，也就是焦距，可以很容易地做到设计所需的长度。这里定焦距为20米。对于4米望远镜，焦比为5，按设计可使改正透镜的尺寸降到1．3厘米。这种透镜安在图中所示的5个1×1平方米的光纤板上，总共可安4500个。光纤板覆盖的视场约5×8平方度。这样的视场和光纤数目（即透镜数目）都比SDSS的大很多。</p><p align="justify">由于光纤板架固定在地上。连接光纤另一端的光谱仪可以固定地安在附近。这使得我们可以很容易地设置一个光谱仪组，例如包括10台左右分辨率有高有低的各类光谱仪，以适应很大的光纤数目和不同的观测要求。这个很重要的特色也是SDSS所不具备的。</p><p align="justify">对准目标和跟踪（1．5小时）的任务由位于主镜球心处的反射镜来承担。反射镜安在一个“地平装置上”（参照<a href="http://lamost.bao.ac.cn/docs/jour/index.html#B">图2</a>）。</p><p align="center"><a name="B"><img height="376" src="http://lamost.bao.ac.cn/docs/jour/tour2.jpg" width="465" alt=""/></a></p><p align="center">图2 LAMOST结构示意</p><p align="center"></p><p align="justify">这个方案的缺点是不能用以进行成像观测。虽然这对当前的科学目标来说影响不大。但作为一种新型的天文设备，这种欠缺还是令人遗憾的（尽管它的巨大视场十分吸引人！〕。</p><p align="justify">LAMOST方案保留了“卧式子午仪”的结构，因而也保留了前一方案的优点。但是在光学上改用典型的“反射式施密特望远镜”设计，把位于主镜球心处的反射镜用作改正球面像差的“改正板”。 根据苏定强、王亚男的设计，焦距20米，焦比为5，得到的视场约为20平方度。视场在焦面上的线尺度约2．5平方米，可以很宽裕地安放4000到6000根光纤。这些规格较之SDSS有着很大的优势。但是，粗粗一看便可发现，这样的系统存在着一个严重的矛盾。即，球面像差的改正，要求改正板设计成所需的“非球面形状”改正板相对于球面主镜的倾斜角度不同时，对这种“形状”的设计也不相同。但是，担任着这种改正板的反射镜，在执行它的对准和跟踪目标的任务中却必须随时改变它相对于主镜的倾斜角度。这就是说，要求反射镜这样地“一身二任”，本身是矛盾的。</p><p align="justify">苏定强等提出的“主动反射镜”方法解决了这个矛盾。他们把反射镜做成由多块薄镜面拼成、施加“主动光学”控制使整体镜面可以随时调整成所需的“非球面形状”。这样，反射镜在跟踪目标的过程中可以按预定程序同时改正球面像差。这个方法创造性地应用了主动光学技术。对于LAMOST，是“画龙点睛”的一笔。</p><p align="justify">LAMOST是一种新型望远镜，它的名称应当是“卧式子午装置主动改正板反射施密特望远镜”。它近期的首要任务是“大天区面积多目标光纤光谱”的开拓。开拓能力如果用“性能指标”来表达（定义：一个望远镜的这种性能指标为：对一批相同的天体作同样规格的光谱测量时，在一个规定的时间内它所能得到的光谱数量），取SDSS的性能指标为1，则LAMOST的当为19。</p><p align="justify">这种性能使LAMOST的初期工作，允许在大气条件仅为中等的台址上进行。这样可能会牺牲掉一半的性能指标，但换来的是建设时间的缩短。</p><p align="justify">LAMOST观测的天区覆盖略大于20000平方度，在现有台址上，取视宁度为2″，天光为21等/平方角秒，每年“可用”观测时间为2000小时，当积分时间为1．5小时，谱分辨率为 Δλ＝10埃时，用4000根光纤每年可以测到10⁷天体光谱。留下“保险系数”，按实测能力的1/3设计，LAMOST预定目标为每3年测量10⁷个天体（包括10⁶个类星体）的光谱。 LAMOST的光谱仪中，至少有一台是高分辨率（1埃到0.1埃）的。可以设计预定每年测量多于10⁵个高分辨率光谱。</p><p align="justify">总结一下LAMOST的性能，与当前世界上同一领域性能最高的SDSS相比，有：</p><p align="center"><table cellspacing="0" cellpadding="7" width="500" border="0"><tbody><tr><td valign="top" width="32%"><p align="justify">天区覆盖：</p></td><td valign="top" width="10%"><p align="justify">SDSS</p></td><td valign="top" width="23%"><p align="justify">10000平方度</p></td><td valign="top" width="13%"><p align="justify">LAMOST</p></td><td valign="top" width="22%"><p align="justify">20000平方度</p></td></tr><tr><td valign="top" width="32%"><p align="justify">望远镜口径：</p></td><td valign="top" width="10%"><p align="justify">SDSS</p></td><td valign="top" width="23%"><p align="justify">2．5米</p></td><td valign="top" width="13%"><p align="justify">LAMOST</p></td><td valign="top" width="22%"><p align="justify">4．O米</p></td></tr><tr><td valign="top" width="32%"><p align="justify">望远镜视场：</p></td><td valign="top" width="10%"><p align="justify">SDSS</p></td><td valign="top" width="23%"><p align="justify">7平方度</p></td><td valign="top" width="13%"><p align="justify">LAMOST</p></td><td valign="top" width="22%"><p align="justify">21平方度</p></td></tr><tr><td valign="top" width="32%"><p align="justify">光纤数：</p></td><td valign="top" width="10%"><p align="justify">SDSS</p></td><td valign="top" width="23%"><p align="justify">660根</p></td><td valign="top" width="13%"><p align="justify">LAMOST</p></td><td valign="top" width="22%"><p align="justify">4000～6000根</p></td></tr><tr><td valign="top" width="32%"><p align="justify">每阶段获得光谱总数：</p></td><td valign="top" width="10%"><p align="justify">SDSS</p></td><td valign="top" width="23%"><p align="justify">10⁶级</p></td><td valign="top" width="13%"><p align="justify">LAMOST</p></td><td valign="top" width="22%"><p align="justify">10⁷级</p></td></tr></tbody></table></p><p align="justify">　</p><p align="justify">高分辨率光谱测量，是深入、精细研究天体的物理性质的重要手段。目前全世界所有“4米级”望远镜如果全部用在这种测量上，则每年约可获得50000个天体的这种光谱。与此对比，LAMOST（每年可测多于10⁵个）在这方面的作用也是不凡的。</p><p align="justify">如果在LAMOST焦面上配置CCD或照相底片，则它将是一个威力巨大的巡天望远镜。与现有基本巡天所用的1．2米施密特望远镜相比，聚光能力提高了－个量级。</p><p align="justify">还应当指出，LAMOST的结构上，最大的主镜和最复杂的焦面系统都是固定的；主要的转动部分集中在反射面，但是它的结构轻，而且转动量比一般望远镜少得多；此外，球面主镜和反射镜都采用了小块拼接的方式。所有这些，都有助于使整个设备牢靠、简洁、易于制造，节省经费。估计LAMOST的造价为“千万美元级”，和一台普通的4米望远镜相当。</p><p align="center">《天文爱好者》1996年第1期第2－5页</p><p align="center"></p><p align="center"></p><p align="center"></p><p align="center"></p><p align="center"></p>

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<p><font color="#008000" size="2"></font></p><p><font color="#008000" size="2"><a href="http://www.lamost.org/xoops/">www.<b>lamost</b>.org/xoops/</a></font></p><p><font color="#008000" size="2"></font></p><p><font color="#008000" size="2"><font color="#000000" size="3">&nbsp;&nbsp;&nbsp; LAMOST的最重要的关键技术--1:1的室外主动光学试验闭环校正光学系统的象差获得初步成功! 在对角径为1.1米，厚为25毫米的正六角形试验子镜上的偏轴非球面的精度达到均方根值42纳米。&nbsp;<br/>&nbsp;<br/>&nbsp;&nbsp;&nbsp; 在1.1米的六角形的薄镜面上通过主动光学产生偏轴非球面目前在国际上还未有先例。LAMOST在观测天体的过程中不仅要实时地在24块子镜上分别产生高精度的偏轴非球面，还要实时地将24块子镜拼接成一块5.7x4.4米的施米特改正镜以获得最终好的成像质量。目前这种技术在LAMOST之前也未有先例。&nbsp;</font></font></p><p><font color="#008000" size="2"><font color="#000000" size="3">&nbsp;&nbsp; 事实上，中国仅有的一台主动光学大望远镜还是买英国的。这次算是跨了一大步，不在于前面的世界第一次通过主动光学产生偏轴非球面（中国特色的科技宣传），而是自己制造主动光学系统。但配件是不是全国产，我就不知了。</font><br/></font></p>

<p><a href="http://www.astronomy.com.cn/bbs/">http://www.astronomy.com.cn/bbs/</a></p><p></p><p>欢迎大家加入，警告：</p><p>&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; 天文是烧钱烧时间的贵族爱好。</p>

<p><font size="4"><b>主动光学和自适应光学介绍</b></font></p><p><a href="http://www.qiji.cn/"><strong><font size="4">www.qiji.cn</font></strong></a><strong><font size="4">/</font></strong><a href="http://www.qiji.cn/eprint"><strong><font size="4">eprint</font></strong></a><strong><font size="4">/ </font></strong><br/></p><b>作者：</b>摘自 ESO 比邻星 译<br/><p><b>摘要/内容：</b> </p><ul><b>对像质的质疑</b> <br/><br/>自从天文望远镜诞生400年以来，它从小型手控的光学器材发展到由计算机控制的庞大复杂仪器。其间，有两个参数极其重要：望远镜的口径（聚光能力）和角分辨率（图像的清晰度）。对于一架在太空中使用的性能绝佳的望远镜来说，分辨率直接与口径的倒数成正比。从遥远星球发出的平面波波前将被望远镜转换成完美的球面波波阵面从而成像。像的角分辨率只受到衍射的限制--我们可以称之为衍射极限。 <br/><br/>实际上大气的影响和望远镜的质量问题都会扭曲球面波前，造成成像过程中的相位错误。即使是在最好的观测地点，地面上可见光波段望远镜的角分辨率都无法超过10到20厘米口径的望远镜，这仅仅是因为大气湍流的缘故。对于一台口径四米的望远镜来说，大气湍流使其空间分辨率降低了一个数量级（与衍射极限相比），同时星像中心的清晰度降低了100多倍。这源于大气扰动造成的波前在时间和空间的不稳定--也是人类发送哈勃到太空进行观测的的最主要原因--避免大气湍流的影响。此外，像质的好坏也受到工业技术问题以及由机械、温度和望远镜光学效应而引起的波前扭曲的影响。 <br/><br/><b>被动光学</b> <br/><br/>不久以前，天文望远镜依然是一种"被动"的仪器。因为没有内置的改正仪在观测过程中主动改善和调整像质，能够进行人工调整的时间是在白天或夜幕初垂时。 <br/><br/>尽管大家公认大气扰动所造成的影响无可避免，人们做了最大的机械上的改进去修正望远镜本身的错误：光学玻璃的冷加工以及磨光技术均有了改进；坚实的结构和玻璃被用来消除由于重力造成的透镜变形；人们采用了低膨胀系数的玻璃来消除温度所造成的影响；为了消除当地温度的影响，发动机和电子器件的热耗散在夜晚被减到最小；同时用来保护望远镜免受风吹造成震动的圆顶在白天得到冷却。对于这样合理设计并被谨慎使用的中小型望远镜来说，像质仍然会受到大气湍流的影响。 <br/><br/><b>主动光学</b> <br/><br/>随着80年代新观念的诞生（为了加强望远镜的集光能力，主镜的口径最好在4米以上），很显然，以上所述的传统的维护像质、防止透镜因重力而变形的方法由于受到价格和结构重量的限制已经不再适用。为了改善大中型望远镜的像质，主动光学诞生了：在观测过程中内置的光学修正部件对像质进行自动调整，这些修正部件工作在相对较低的频率。 <br/><br/><b>自适应光学</b> <br/><br/>自适应光学系统开发者的工作是令人畏惧的——平面波波阵面透过了20千米的大气湍流层，穿过大型天文望远镜，产生了几微米的相位差。自适应光学系统必须通过分析有限的数据在每一毫秒内做出新的修正。另一个复杂的因素是：适用于自适应光学的视场大小--等晕角是相当小的（在可见波段只有几角秒）。 <br/><br/>考虑到相对较宽的波段和极小的天空覆盖率，自适应光学采用了一块直径在8到20厘米小型可变形镜面，这块镜面被安放在望远镜的焦点后方，不过近期来采用大型可变形镜面的可能也越来越大了。选择造成形变的触动器的数量必须综合考虑改正度、观测波段、参考星的选择（见下文）以及可用预算。举例来说，对一台口径８米的望远镜在可见光波段（比如0.6/265m）做出近乎完美的改正需要大约6400个触动器，而相同的情况下在波长为2/265m时只需要250个触动器。 <br/><br/><table cellspacing="0" cellpadding="0" width="407" align="right" bgcolor="#c04060" border="0"><tbody><tr><td><table cellspacing="1" cellpadding="0" width="100%" border="0"><tbody><tr><td align="left" width="92%" bgcolor="#ffe4c8"><a href="http://www.qiji.cn/baike/pages/1835" target="_blank"><img alt="自适应光学。" src="http://www.qiji.cn/baike/attachment/7/237-aodiagram.gif" width="407" border="0"/></a><br/><font size="2">自适应光学。</font></td></tr></tbody></table></td></tr></tbody></table><br/><br/>大数量的触动器意味着波前传感器（用来测量波前扭曲的状况）上需要同样较大数量的图像探测器（每个图像探测器对应一块二级透镜），这说明如果要在可见光波段进行修正，参考星的亮度应该比在红外波段进行修正时大25倍左右。大部分现代天文观测系统被设计用来提供红外波段附近（1 到2 /265m）接近衍射极限的星像，同时对可见波段的星像进行部分修正。不过，美国的一些卫星军事系统也提供可见波段的完全修正（至少是口径1米的望远镜）。 <br/><br/>目前探测波前扭曲程度的传感器主要有两类：沙克-哈特曼（Shack-Hartmann）波前传感器，它通过由每一个附属的图像探测器产生的参考星星像来探测实际波前的扭曲情况。另一个是曲率探测系统，它的改正是通过双压电晶片自适应透镜来完成的，透镜由两个压电平面组成。对于这两种方法来说，波前探测的完成都基于引导星，或者说是基于观测对象本身（当观测对象足够亮时其本身就可以被当作一颗引导星）。波前扭曲的测量可以在可见波段进行而在红外波段应用，如果参考星很暗的话则直接在红外波段（1 到2 /265m）进行。 <br/><br/>自适应光学的控制系统是一台专门的计算机，它通过分析由波前传感器采集的数据来对镜面的形状做出修正。分析必须在极短的时间内完成（0.5到1毫秒内），不然大气情况的改变将使系统的改正因延误而产生错误。 <br/><br/>等晕角对自适应光学系统的影响很大，当波长为2/265米时等晕角大约为20",但当波长为0.6/265米的时候,等晕角只有5"左右，这个时候就很难在如此小的范围内找到足够亮的引导星。以上所述的情况在红外波段要比可见波段改善许多：首先大气湍流对长波的影响较小，从而波前的扭曲较小，找一颗比较暗的引导星往往也能满足要求；再加上红外波段的等晕角一般比较大，于是红外波段的自适应光学改正比可见波段要理想许多。 <br/><br/>然而，即使是在2.2微米的波长，适用于自适应光学的天空覆盖率（相当于在目标天体周围等晕角的范围内找到一颗引导星的概率）只有百分之0.5到1。于是自适应光学适用的对象一般是那些在视场附近存在比如行星或亮星团的天体。 <br/><br/>现在，许多大中型望远镜都采用自适应光学系统，举例来说：第一个自适应光学系统---ADONIS，应用于欧洲南方天文台（ESO）的3.6米望远镜；安装于8米北半球双子星（Gemini）望远镜的Hokupa'a自适应光学系统；应用于3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜 （CFHT）的PUEO自适应光学系统；第一次实现激光引导星（见下文）, 安装于西班牙卡拉阿托（CalarAlto）天文台3.5米望远镜的ALFA自适应光学系统；虽然曾经只利用自然引导星做自适应光学改正，但是很快开始使用激光引导星 ，应用于里克天文台的（Lick）3.5米沙因（Shane）望远镜的LLNL自适应光学系统；还有第一次应用于超大型望远镜凯克2号（Keck II）的Keck II 的自适应光学设备（AO facility）。另外有不少望远镜正在建设自适应光学系统，包括应用于甚大望远镜（VLT）的NAOS和SINFONI自适应光学系统。 <br/><br/><b>自适应光学1：激光引导星</b> <br/><br/>为了克服引导星的限制，最有效的方法是人为制造一颗引导星，这也被称为激光导星（LGS）。大气中间层的钠原子或一些其他位于低层大气的微粒都能够反射脉动的激光从而造成狭小的光斑。前者反射的光集中在90千米的高度（纳共振），后者大概集中在10到20千米（瑞利漫散）。这样一个人造引导星可以离目标星无限地近，波前传感器通过测量反射的激光来纠正来自目标星光束的波前的扭曲。 <br/><br/><table cellspacing="0" cellpadding="0" width="398" align="right" bgcolor="#c04060" border="0"><tbody><tr><td><table cellspacing="1" cellpadding="0" width="100%" border="0"><tbody><tr><td align="left" width="92%" bgcolor="#ffe4c8"><a href="http://www.qiji.cn/baike/pages/1836" target="_blank"><img alt="激光引导星, 版权：Caltech" src="http://www.qiji.cn/baike/attachment/8/238-laserstar.jpg" width="398" border="0"/></a><br/><font size="2">激光引导星, 版权：Caltech</font></td></tr></tbody></table></td></tr></tbody></table><br/><br/>美国的一些签有军事合同的实验室已经宣布人造激光引导星在国防部高级研究项目处Maui光学站的60厘米望远镜[Defense Advanced Research Projects Agency （DARPA）, Maui Optical Station （AMOS）]和美国空军星火光学1.5米望远镜（U.S. Air Force Starfire Optical Range）上成功应用。他们都取得了大约0.15角秒的分辨率并证明了激光探测的可能。主动战略防御组织（SDIO）和美国海军宣布在圣地亚哥的一台1米望远镜上像分辨率提高了近10倍。而对于一些用于天文（非军事）的系统来说，美国第一次完成了人造引导星的天文观测，另外还有应用于3.5米ARC望远镜的芝加哥自适应光学系统（ChAOS）。 <br/><br/>目前激光引导星仍有很多物理上的限制。首先是焦点等晕现象，也被称为圆锥效应，这个问题在发展的初级阶段就相当明显。因为人造引导星一般位于较低的高度，散射的光被望远镜收集形成锥形光束，但是这样的光束和来自遥远观测对象的星光经过的湍流层的路径并不相同，这将导致相位估计错误。解决的方法是在观测对象周围同时使用多颗人造引导星。通过钠共振技术可以减小误差，最终效果相当于一台8米望远镜利用距离观测目标10"的引导星进行修正后得到的效果。对于2/265米波长9等的观测对象，这样的结果还算合理。 <br/><br/>更严重的是图像的移动或倾斜。人造星的中心在天空中看来是不动的，但是观测对象的位置看起来是横向移动的（也被称为倾斜）。最简单的解决方法是给自适应光学系统添加倾斜矫正器，但是这受限于有限的光子数据。更复杂的解决方法是使用两套自适应光学系统，一套用于观测对象，一套用于人造引导星。光子数据将随着第二个自适应光学系统的应用而大大增加。 <br/><br/>通过前面所说的第二项技术，对自然引导星亮度的要求降低了，于是在观测对象周围找到一颗自然引导星的概率跟着增大，也就是天空覆盖率的增大（如果一台8米望远镜在1到2微米波段观测，天空覆盖率大约是百分之八十）。很明显，望远镜口径越大，天空覆盖率就越大，因为口径的增大带来的像分辨率的增大得到了充分利用。另一方面，它暗含着很大的技术难度，因为要求所有的部件都是相同的（可变形透镜、波前传感器和人造引导星等）。 <br/><br/>应用多色激光器也是解决星像倾斜的一种方法,但这只适用于高度90千米的钠共振散射。多色激光器激发位于不同状态的钠原子并利用大气对不同波长的光折射率的微小差异来做出修正。其主要的不足是由电离层饱和而造成的有限的反射。多色光引导星不需要任何的自然引导星，天空覆盖率达到了百分之一百，但目前的实验情况并不十分理想。 <br/><br/><b>自适应光学2：多重共轭自适应光学（MCAO）</b> <br/><br/><b>自适应光学的使用</b> <br/><br/>最显然的应用是直接利用滤镜成像。所有的自适应光学系统都提供这一基础模式，但经常配备附加的扫描滤镜（圆形可变滤波器），这样做是为了取得丰富的数据（二维的平面空间和一维的光谱）。考虑到大气湍流是随着时间不断改变的，在短时间内获得丰富的观测资料及数据听起来就显得异常诱人。这可以利用全视场摄谱仪（IFS）做到。加拿大-法国-夏威夷望远镜 （CFHT）的CMOS系统在可见波段的观测和西班牙卡拉阿托天文台的3D在红外波段的观测是这一方面的先驱。类似的设备同样安装于8米望远镜，尤其是安装于双子星望远镜（Gemini）的GMOS系统在可见波段的应用以及安装于甚大望远镜（VLT）的SINFONI -SPIFFI系统在红外波段的应用。 <br/><br/><b>结论</b> <br/><br/>自适应光学系统有很大的技术挑战。其中包括快速低噪声的传感器（为了能使用比较昏暗的引导星来进行矫正）；高能、可信且易于操作的钠激光器；超高速处理器，要求每秒的运作此时达109到1010次；可变形镜面，带宽几千赫兹和上千个触动器；大型的二级自适应透镜。后者在热波段尤其有趣，任何一小块附加的镜面都加大由设备造成的原本已经很大的热背景。 <br/><br/>基于自然引导星的自适应光学系统正帮助现代的8到10米望远镜不断取得接近衍射极限的成像质量以及分光数据。可见光波段的改正已相当理想，但是至今仍然无法到达衍射极限。人造引导星自适应光学系统被应用于不少天文台，而且这个数字正不断的增加。但是人造引导星在极高天空覆盖率下的稳定应用仍然没有实现。MCAO技术仍在襁褓阶段。 <br/><br/>许多最近的天文观测成果都基于新的光学观测技术。尤其是当甚大望远镜（VLT）投入使用后（干涉观测法带来了更清晰的像质），自适应光学系统显得更加重要。强大的集光能力和极小的分辨率（空间上的和光谱上的）将为未来地面天文观测带来最主要的进步。更深入地，计划和讨论中的巨型光学望远镜（比如OWL）将依赖先进的自适应光学技术来实现全部的天文观测---在这些项目的建设初期望远镜就和自适应光学系统融为一体。 </ul><ul></ul><ul></ul>