天文自适应光学系统实验教学设计

彭志欣， 陈 亮

(南京大学 天文与空间科学学院，南京 210046)

0 引 言

自适应光学(Adaptive Optics，AO)是现代天文观测中的一项重要技术，最早于1953年由美国天文学家Babcock[1]提出实时测量波前误差并使用可变形光学元件实时补偿大气湍流等动态扰动的大气畸变。1989年4月，首次实现了地基天文望远镜获得AO校正的天文图像[2]。在天文望远镜成像领域得以实现后，已在广泛的工业和民用领域得以发展，尤其是显微镜、激光系统和视网膜成像等领域取得了许多突破[3]。目前大部分国外著名的天文台都把这一重要技术当做是标准配置，例如著名的10.2 m Keck天文望远镜、帕罗玛天文台(Palomar Observatory)5 m天文望远镜[4]。自适应光学技术使得地面望远镜能够达到衍射极限并获得媲美空间望远镜的空间分辨率。

我国在自适应光学领域的研究起步较早，已在部分天文望远镜上实现了对大气湍流的校正，例如云南天文台的1.2 m望远镜、国家天文台2.16 m望远镜[5-6]，但相比国外而言，我国还处在一个明显落后的地位。随着国内天文大型地面望远镜的提出和建设，自适应光学作为标准配置一定不会缺席。目前国内高校天文教育中，基本未涉及自适应光学的实验，这对于我国培养实测天文人才，追赶世界先进的步伐是极为不利的。为此，利用目前公开渠道获得的光学、电子等实验模块和器件，开发设计了用于实验教学的自适应光学系统，完整还原了自适应光学的校正原理，实现了实验室内对测试靶图像的优化，并应用于天文本科实测天体物理实验课程。

1 自适应光学系统

自适应光学是一项实时校正由大气湍流或其他因素造成的光学波前畸变，从而改进光学系统性能的技术。这项技术应用于天文观测时，可以找到自然导星(Natural Guide Star)作为对目标星体的参考源，当目标星体和自然导星的光子经过大气扰动后，可以认为原来平面的波前受到大气湍流扰动后，变成了扭曲的波前。扭曲的波前经过望远镜的光学系统，到达可变形镜(Deformable Mirror, DM)，经过反射后到达分束器(Beam splitter，BS)，由分束器把目标星体和自然导星的光路分开。自然导星的光路会到达波前传感器(Wavefront Sensor, WS)，观测后计算出扭曲的波前，由计算机反馈给可变形镜，通过改变可变形镜的反射表面对扭曲的波前进行校正，这样目标星体的波前也相应的得到了校正，从而可以用科学相机获得校正后的图像[7-8]。但自然导星系统对系统响应时间、导星的亮度等条件要求非常高，使得只有很小的天区能通过自然导星进行观测，因此天文上可以使用激光导星系统(Laser Guide Star)代替自然导星系统来进行自适应观测[3,8-9]。

2 实验系统的设计与建立

本实验系统模拟了一个完整的激光导星自适应光学系统，图1所示为实验系统光路示意图。该系统由激光模拟激光导星，测试图样模拟目标星体，利用波前传感器检测出样品区扰动带来的波前畸变，通过改变可变形镜，对测试图样的波前进行校正，并得到校正后的测试图样，最后利用天文CCD相机与其前端的透镜组成了类似天文望远镜的成像系统实现天文观测的模拟。激光由功率0.3 mW激光二极管提供，波长635 nm；光源则提供波长530 nm的准直光；可变形镜(DM)为零迟滞微机械(MEMS)技术12×12驱动器阵列，最大位移3.5 μm；波前传感器使用了Shack-Hartmann波前传感器，工作波长范围300～1 100 nm，工作帧率880 Hz。图1中另外还有分束器(BS)或二向色镜把不同波长的光束反射或透射；L为光路中准直的透镜；M为反射镜。最终的实物图参见图2。

图1 实验系统光路示意图

图2 自适应光学实验系统装置实物图

3 实验结果与讨论

在实验系统的样品区，放入干扰样品，测试整个系统是否能对干扰的波前进行校正。倾斜放入屈光度为-50°的镜片，产生光路的波前畸变，静态模拟扰动带来波前影响。打开自适应光学系统控制软件，并开启实时校正后，可以看到测试图样的成像像质得到了改善。在加入干扰样品后，相对于未打开系统的校正，开启校正后的成像效果和分辨力都得到了改善。实验过程的畸变波前和校正后的波前对比图如图3所示。校正前的畸变光斑峰谷(PV)值为1.632 μm，均方根(RMS)值为0.393 μm，见图3(e)；开启自适应光学系统闭环校正后，光斑PV值为1.551 μm，RMS为0.349 μm，见图3(f)，均有下降，校正后说明波前畸变得到改善。

(a) 无干扰样品(b) 加入干扰样品,未打开校正(c) 校正后(d) 无干扰样品时对应的波前(e) 加入干扰样品,未打开校正时的畸变波前(f) 校正后的波前

测试整个系统对模拟大气扰动的实时校正。真实的地球大气，由于温度的微小起伏(小于1 ℃)会引起风速的随机变化，从而产生大气中的湍流运动；温度的这些变化还造成了大气密度的微小变化，引起了折射率的微小变化。这些都会导致来自大气层以外的恒星星像，发生闪烁、颤动和星像的扩散[8]。而在实验室中，需要模拟真实的大气湍流，控制光束波前相位的变化。常见的有采用热空气对流模拟湍流[10-11]，利用变形镜和空间光调制器模拟湍流的畸变[12]，还有旋转相位屏模拟大气湍流的时空特性[13-14]。其中旋转相位屏符合真实大气湍流的一些统计物理参数，实验条件可重复，效果较好，本实验系统采用了旋转相位屏来模拟真实的大气扰动。

采用100 mm直径的相位屏，相干长度r0=0.5 mm。样品区加载静态旋转相位屏，对平直波前进行扭曲。打开自适应光学系统控制软件，开启实时校正后，测试图样的成像也能得到改善。进一步加载旋转相位屏的动态旋转，模拟风速影响下的大气扰动。最终对模拟的大气扰动校正，成像改善不明显，并未达到校正的目的，调节相位屏旋转速度也不能改善。通过分析实验数据发现，由于采用的旋转相位屏光程差范围5～30 μm，模拟的大气扰动，在实验过程中可能超过了本实验系统可变形镜驱动器的最大位移3.5 μm，使得可变形镜在校正时不能收敛，因此校正效果不佳。

4 结 语

在天文实验教学课程中，通过设计搭建自适应光学系统平台，将现代天文观测及科学研究中用到的前沿技术融入实验教学中，对天文实验教学内容进行大胆改革探索与创新，帮助学生了解天文自适应光学系统的原理、架构与功能，进一步拓宽科学研究视野;学生亦可通过控制软件相关参数改变来掌握更多与天文观测研究相关的理论知识，提高现代科学素养和创新能力。