液晶自適應光學在天文學研究中的應用展望

宣 麗!，李大禹，劉永剛

（中國科學院 長春光學精密機械與物理研究所 應用光學國家重點實驗室，吉林 長春130033）

1 引 言

近十年，人類對年輕星座與褐矮星群的觀測、尤其是探討星球起源搜尋可能存在生命的類似地球的行星／類星體成為最令人振奮的天文學成果，從而對望遠鏡的觀測能力提出了越來越高的要求。

望遠鏡的觀測能力由2個指標決定，一是成像分辨率，二是集光效率。為提高這2個指標，增大望遠鏡口徑是最有效的技術手段。20世紀90年代以后，發達國家已研制十幾臺8～10m 口徑望遠鏡，如歐洲南方天文臺的4 臺單孔徑8.2m甚大望遠鏡VLT、美國2臺10m 凱克望遠鏡（由36塊1.8m 口徑的六角形鏡面構成）以及單孔徑8m 的 雙 子 望 遠 鏡、日 本8.2 m 的SUBARU 望遠鏡、南非9m 的SALT 望遠鏡。30～40m 拼接式望遠鏡的建設也已在策劃啟動中，如多國聯合、包括我國參與建設的30m TMT 望遠鏡，還有歐南臺正在建設的GMT（由7 個8.4 m 子鏡組成）、主鏡直徑達到39m 的E－ELT。

然而地基望遠鏡在觀測星體狀態和星系結構時，必須透過地面上約10～20km 厚的大氣層，大氣中折射率不均勻、在風力作用下形成湍流干擾成像光束的傳播，使得波前畸變，圖像完全失去結構特征，甚至區分不開角間距在1″以內的雙星。雖然理論上光學系統的成像分辨率（1.22"／D，"為波長，D 為通光口徑）隨口徑增大而提高，但受大氣的衍射極限（1.22"／r0，r0為大氣相干長度～10cm＠"＝550nm）限制，數米大口徑望遠鏡的分辨率并不比10～20cm 口徑望遠鏡的分辨率高，口徑增大的巨大代價只是增加了接收能量，自身的固有分辨率無法發揮出來，只有結合自適應光學波前校正技術才能恢復大口徑望遠鏡的成像分辨率。

2 自適應光學對天文學研究的歷史貢獻

圖1 自適應光學系統的結構說明圖［1］Fig.1 Schematic diagram of AO system

自適應光學（Adaptive Optics，縮寫AO）系統中有2個關鍵器件，如圖1所示，一是波前探測器，二是波前校正器，二者形成閉環，高速校正波前畸變，實現高分辨率成像。現階段所用的波前探測器幾乎都是哈特曼波前探測器，波前校正器為變形鏡。國際上10m 級以下的地基望遠鏡在近十幾年內大多配備了AO 系統，使這些大口徑天文光學望遠鏡的圖像分辨能力比配備AO 之前提高10 倍或10倍以上，角分辨率恢復至0.1″左右。這無疑給天文學家提供了新的研究手段，可以在恒星和行星形成區進行以前所不能開展的研究，特別是那些被掩蓋的年輕天體和恒星演化中的質量損失。年輕天體通常伴隨著豐富的盤狀物、殼層、噴流、耀斑和伴星等，提供了恒星形成與早期演化過程的證據。如近年通過觀測銀河系最內層區域恒星的動態特征，使得銀心存在黑洞的證據不斷增多，趨于更加清晰合理的天體機理與模型將呈現出來，促使天文研究工作進入一個新的發展時期。

1988～1990年法國CILAS公司第一個為歐南臺（ESO）1.52 m 天文望遠鏡研制了變形鏡波前校正器，并由科學家們裝配為AO 系統，之后該AO 系統移植到3.6m 望遠鏡上；1991年1月首次用AO 系統在2.2μm 波長為中心的紅外K 波段獲得小行星1號Ceres和小行星2號Pallas帶有細節的表面圖像，測出其自轉軸的空間取向［2－3］；1991年5月又在1.96～2.14μm 紅外窄波段觀測了太陽系中惟一已知擁有大氣的土衛六Titan，看到其低層大氣云和地表特征［2］，揭示了在其南半球存在著明亮的陸地，并在不斷地擴展［4］；對木衛一Io不同時期的紅外觀測表明，Io的頭側有顯著的熱斑，而尾側則有眾多的火山，形成所謂的火環［5］。圖2 是由凱克激光引導星AO 系統拍攝的蛋云翳（Egg Nebula）近紅外波段的合成圖片，這是一個原行星云翳，在生命的最后階段云翳最外部有垂死恒星在脫落，當恒星表面越來越多的物質脫離，其表面變得更加熾熱，產生紫外光電離氣體，呈現出美麗的色彩，該區域幾千年后可以形成行星；對Sey fert星系NGC 1068的多波段AO 觀測建立了一個具有衍射極限角精度的天體測量參考架；以角分辨率優于0.15″的多波段成像研究［6］，揭示了Markarian 星系273的核由兩個主要子源組成，一子源可能是一個被掩蓋的星爆區。

圖2 由凱克自適應系統拍攝的蛋云翳Fig.2 Egg Nebulas taken by Keck AO system

3 變形鏡自適應光學技術面臨的挑戰

以上結果可以發現，用于天文大望遠鏡（2m口徑以下的除外）的AO 系統都是工作于紅外波段，而不能實現在星體輻射強度較高的可見光波段的高分辨率觀測成像。究其原因是，可見光的波長比紅外波長短，大氣湍流強度正比于λ－6／5（λ為波長），所以可見光波段的大氣湍流頻率高、大氣相干長度r0短，要求AO 系統的變形鏡驅動頻率更快、驅動點密度更高，技術難度顯著增大，即使是變形鏡制造實力最強的CILAS公司至今也沒有提供過可見波段的用于天文大望遠鏡的高驅動密度快速變形鏡。

圖3 變形鏡波前校正器的示意圖Fig.3 Scheme of deformable mirror

變形鏡波前校正器如圖3所示，是由薄鏡及其后面的很多驅動其變形的促動器構成，促動器的數目即所謂變形鏡單元數，與望遠鏡口徑D 和大氣相干長度r0匹配的變形鏡單元數＝（D／r0）2。就8m 口徑望遠鏡而言，取可見光的λ＝0.5μm，r0＝10cm，則 所 需 變 形 鏡 單 元 數 為6 400，驅動頻率至少要1kHz以上，促動器的密度不能做得太高（間隔一般5～10mm，甚至可以幾十mm）［7］，因為鄰近促動器的相干性太強則無法保證補償面形和足夠的變形量，也容易諧振造成驅動頻率受限，如果用增大變形鏡口徑來降低驅動密度，則不僅要付出天文數字的經濟代價，機械制造的難度也達到極限。因此具備8～10 m望遠鏡紅外AO 系統制造實力的廠家國際上也屈指可數（一是法國CILAS公司，二是美國Xinetics公司，三是意大利的Microgate和ADS），配備在天文望遠鏡上的變形鏡大多為數百單元、工作于2.2μm 波長為中心的紅外波段（K 波段）。雖然CILAS公司2007年11 月又為歐南臺的8.2 mVLT 望遠鏡遞交了41×41單元的變形鏡波前校正器，并且正在設計40m 口徑望遠鏡E－ELT的8000單元變形鏡，不過其驅動密度還都是僅適用于短波紅外波段（K 波段前后）。近年已提出同時在系統中利用2個變形鏡分低階和高階分別對湍流波前進行校正，彌補千單元變形鏡位相調制量不足的問題，如美國5.1 m 海爾望遠鏡PALM－3000自適應項目，其中校正低階畸變的變形鏡驅動單元只有241個，驅動器間距8mm，校正深度可達4μm，而校正高階畸變的變形鏡驅動單元有3 388個（Xinetics公司），能夠應對5m口徑上的高階畸變，由于高階畸變的PV 值比較小，3 388 個驅動器的變形鏡位相調制量達到1 μm 即可，驅動器間距1.8 mm，這使得該變形鏡也具備高頻響應能力，有希望在可見波段校正成像。PALM－3000自適應系統在2012年6～8月期間獲得了2.2μm 波長為中心的紅外K 波段斯特列爾比高達0.8 的校正效果（r0＝9cm＠550 nm）［8］，但是還不能應對太差的視寧度，該系統的應用還在研究中。

從光學儀器角度來說，波長越短，望遠鏡的衍射極限分辨率越高，而且高靈敏度的成像相機也是可見波段的最為成熟，量子轉化效率可高達90%，J波段（以1.6μm 為中心）就要下降到50%以下，K 波段（以2.2μm 為中心）則低到不足30%，因此可見波段的成像觀測很可能會觸發現代天文學的更多突破。這個預言已經開始被證實：美國Star fire光學靶場的1.5m 口徑AO 望遠鏡，借助激光引導星節省了目標在波前探測器上的分光能量，1997 年就在可見光邊緣I波段（700～900nm）清楚觀測到海王星同溫層云的旋轉［9］；2013年8月20日，APJ期刊正式報道了以美國亞利桑那大學為主的研究團隊研制成功全球首個0.6～1.1μm 可見光波段成像的585 單元變形鏡AO 系統（VisAO），采樣頻率1kHz，已服役于坐落在智利阿塔卡馬沙漠高處的6.5 m 口徑麥哲倫II望遠鏡，依賴阿塔卡馬地區0.5″的優良視寧度和部分幸運成像技術彌補了該變形鏡單元數不足的缺陷，獲得了最好為0.02″的分辨率，比配備了近紅外AO 系統的8～10m 口徑地基望遠鏡的成像分辨率提高2～3倍，比哈勃空間望遠鏡（無大氣干擾）在相同波段的成像分辨率提高2.7倍，如圖4，其中B2和B3雙星在哈勃空間望遠鏡中只能勉強被識別，而在具有VisAO 系統的6.5m 麥哲倫II望遠鏡中被完全分開。這樣的高分辨率可以用于觀測年輕星云團中極低質量的褐矮星族形成，觀測其中豐富的雙星出沒，測量這些褐矮星的半徑速度與軌道弧度變化以證明它們互相吸引，從而理解至今還未解開的星體形成機理。看得出來，伴隨著首個（對應望遠鏡口徑大于5 m）可見光波段天文成像AO 系統的問世，令世人矚目的天文學成果將迅速呈現出來。

圖4 B2和B3雙星成像Fig.4 Binary star of B2and B3

國內的AO 技術從中科院成都光電所起家，近十年逐漸形成廣泛的研究趨勢。中科院成都光電所應用于1.8m 望遠鏡（云南天文臺）的127單元變形鏡（促動器間隔10mm，校正量±3μm，響應＞2 000Hz，探測器采樣頻率1 000 Hz），可以對應r0＝15cm 的較弱湍流和前35項Zernike模式 的波前［10－11］，根 據2010年 饒 長 輝 在SPIE 上 的報道：J波段（以1.6μm 為中心）校正后斯特列爾比 從0.08 提 高 到0.33（半 高 寬FWHM ＝0.21″），而I波段（700～1 000nm）校正后斯特列爾比從0.02 只提高到0.07（半高寬FWHM＝0.11″）［11］，說明該變形鏡校正密度與I波段不相適應，因為斯特列爾比達到0.1以上才具備分辨圖像的最低對比度。中科院長春光機所王建立的研究團隊2009年突破了變形鏡的制作技術，2010年研制出97單元變形鏡，2011年又做出137單元變形鏡，先后應用于1.23m 望遠鏡，可以對應r0＝10cm 的中等湍流強度；2012年研制出961單元變形鏡［12］。

總的來說，變形鏡的制作是國際頂尖制造技術，目前已經發展到極限水平，而且耗資巨大。世界上只有少數幾個像CILAS公司、Xinetics公司才能承擔天文望遠鏡上的自適應系統研制，而我國位于麗江最大的2.4 m 天文成像望遠鏡至今還未配備AO 系統；使得國內的天文學研究幾乎都限于光譜手段，而不涉及成像手段。

4 自適應光學新技術——液晶AO技術的迅速突起及展望

正是由于可見光波段的大口徑AO 成像需求，90年代后期國際上出現了高驅動單元密度波前校正器的研究熱潮。為突破制作難度，發明了MEMS變形鏡，美國Xinetics公司目前已有48×48、64×64單元的MEMS變形鏡產品，但至今還未有MEMS變形鏡服役于大口徑望遠鏡的報道，估計穩定性方面還存在問題。液晶波前校正器作為一種高單元密度的新型波前校正器件，自20世紀70年代開始就進入人們的視線。90年代國際上聯合研制單臺口徑8.4 m 的大雙筒望遠鏡（Large Binocular Telescope，LBT）時，就曾探討使用液晶波前校正器的可行性。隨著TFT 及LCOS液晶器件制作工藝的迅速發展，液晶波前校正器可以很容易實現數十萬甚至上百萬的高像素密度，且像素尺寸可以小到10～20μm，各象元獨立驅動，通過相息圖的衍射可以輕松實現10 μm 的波前位相校正量，而其位相的絕對調制量只須等于1λ（λ為校正波段的中心波長）。以往的研究結果表明，液晶的像素數只要達到傳統變形鏡驅動器數目的25倍就可獲得同樣的校正精度、達到64倍就能兼顧衍射能量效率［13］，那么64萬像素液晶波前校正器（相當1萬單元變形鏡）就可以滿足10 m 級望遠鏡的校正密度要求。因此，基于液晶波前校正器的AO 光學（LCAO）系統是21世紀天文觀測領域非常有希望普及的系統。

有關液晶波前校正器，雖然穩定性良好，但由于響應速度慢（＞10ms）、工作波段窄（600～700 nm）的雙重問題，一直處于探索研究中，而且在世界上也就只限于很少幾個研究小組在做。其原因是，液晶物理是上世紀70 年代剛剛興起的新學科，到現在為止國內外還沒有一本正規的教科書，雖然1973 年諾貝爾獎獲得者de Geness和印度科學家Chandrasekehar分別出版了一本液晶物理學，我國的液晶前輩謝毓章老先生1986年出版了中文的《液晶物理學》，但從事液晶物理研究的人數一直不多，這使得后來從事液晶應用研究的大多數人，對液晶物理的認識停留在不夠確切不夠規范化的文獻報道層面。90年代TFT 液晶顯示器面市，許多人投入液晶的應用開發研究，但真正關心液晶物理問題的人并不多。這種狀況造成液晶只能用于顯示器而很難用于其它領域的錯覺，使得液晶波前校正器的響應速度與穩定性的矛盾長時間沒有人去攻克。另外液晶波前校正器驅動密度相對變形鏡增大數十倍使波前探測數據處理與傳輸時間也大幅延長，導致誤差抑制－3 dB帶寬很難高于30 Hz。這意味著高于30 Hz（格林伍德頻率）的大氣湍流都無法校正，而一般天文臺站的大氣湍流總要接近40 Hz或高于40 Hz；還有受響應速度限制，液晶波前校正器位相調制量（＝1λ）一般小于1μm，限定校正波段只能在波長較短的I波段（700～950nm），在紅外波段由于位相調制量需大幅增加致使液晶波前校正器響應速度大幅下降而不能滿足要求。估計這些障礙也是90年代8.4mLBT 望遠鏡沒有采用液晶波前校正器的原因。

液晶自適應光學（LCAO）技術里程碑式的進展要屬2002年美國應用技術協會與空軍實驗室獲得的結果［14］。他們采用雙頻液晶材料制備出了響應時間約0.8ms的快速液晶波前校正器，使AO 光學系統誤差抑制－3dB 帶寬達到40 Hz（對應閉環校正頻率～280 Hz，即探測環節到校正完成的延時為3.57ms）；該系統在毛伊島觀測站與一個等效通光口徑1.12 m 的望遠鏡對接，在700～950nm 可見光邊緣I波段，大氣相干長度約15cm、湍流格林伍德頻率約40 Hz的良好大氣條件下，對400km 軌道上的國際空間站進行了AO 成像觀測，獲得了如圖5所示的國際空間站太陽能帆板清晰圖像。該結果首次證明了LCAO 的速度能夠提高到應用于望遠鏡成像水平。但是，這個結果中也存在很多缺陷，如雙頻液晶需要高頻、高壓驅動（30V／38kHz），因此該液晶校正器不能與成熟的大規模集成電路匹配，像元數只做出127個；由于像元數少，衍射效率低，干脆放棄相息圖技術，而采用分立鏡的較低級校正模式，位相條質量只有1.8μm；該系統還沒有考慮能量利用率問題，從探測到校正成像兩部分能量都來源于700～950nm 波段，分別為該波段的P偏振光和S偏振光，因此觀測對象選擇了很亮的零視星等的國際空間站。

圖5 400公里軌道上的國際空間站Fig.5 International space station on 400km orbit

盡管如此，基于美國的這一進步，國際上許多研究組開展了雙頻液晶波前校正器的研究。2003年美國BNS 公司報道了256×256 高密度像素（＞65 000）、亞毫秒響應時間的雙頻液晶波前校正器［15］；2005年美國應用技術協會的研究組改進了液晶校正器的電子學接口，驅動信號傳輸速度大幅提高，可使系統的誤差抑制－3dB帶寬提高到70Hz［16］，但未做成像實驗。然而，雙頻液晶波前校正器的技術水平強烈依賴于高壓高頻集成電路技術的發展［17－18］，而這種技術即使在美國也不成熟。盡管美國BNS公司、Rockwell Scientific公 司、Meadowlark Optics 公 司 以 及 英 國 的Durham 大學一直在堅持雙頻液晶波前校正器的研發，由于西方經濟近10年整體疲軟，這方面的研發經費投入不足，因此，沒有再看到雙頻液晶的AO 成像進展報道。不過美國BNS 公司、德國Holo Eye公司、Meadowlark Optics公司、日本濱松公司都在堅持液晶波前校正器的產品研發，其中性能指標與價格最高的液晶波前校正器是美國BNS公司研發的產品。美國BNS公司可出售的最快的液晶波前校正器，響應時間略小于5 ms，而相對望遠鏡上的天文觀測應用需要亞毫秒才行。

本研究團隊具有液晶物理與液晶材料研發的基礎，因此2002年抓住能匹配8～10m 大口徑的LCAO 系統的熱點研究契機，擬解決其速度慢和能量利用率低的問題。研究組認為，雙頻液晶雖然速度快，但對溫度敏感，要求工作環境苛刻；更重要的是國內不具備雙頻高壓的集成電路技術；因此應該繞開雙頻液晶波前校正器的技術壁壘，另辟蹊徑，采用能與大規模集成電路匹配的向列相液晶材料（液晶顯示器中所用的同類材料），研究出提高其響應速度以及LCAO 系統能量利用率的途徑。

2007年本研究組提出開環控制的液晶自適應光路［19］，能夠解決LCAO 偏振光能量損失的問題［20］，并為快速校正控制奠定了基礎。2011年底，完成了一項國家自然科學基金重點項目“可見－近紅外寬波段快速液晶自適應光學系統”，研制出400～950nm 可見光全波段能量接收的LCAO 系統，如圖6所示，圖中分色濾光片1和分色濾光片2均為700nm 波長處分光的長波通分色片，LC1和LC2分別為校正S偏振光和P偏振光的液晶波前校正器，PBS為偏振分束棱鏡。該系統不但沒有偏振光損失，同時能夠像變形鏡AO 系統那樣將400～700nm 高能量的短波段分配給哈特曼探測器，使探測曝光時間可以短至1 ms、甚至亞毫秒，而700～950nm 能量較弱的長波段分配給液晶波前校正器，然后到達成像CCD，恰到好處地發揮成像CCD 能30倍于探測時間進行曝光的優勢，同時長波處的大氣湍流強度減弱（r0#"－6／5）使液晶波前校正器的壓力降低。另外該系統中的液晶波前校正器使用的是自行合成出的快速向列相液晶材料［21］，并提出灰度級過量驅動方法，使液晶波前校正器在785nm 位相調制量下的響應時間縮短到1.15 ms；發掘了GPU 專門處理器的CUDA 計算功能，提出Zernike基函數的四象限對稱算法［22］，解決了數據傳輸速度與計算速度的矛盾，減少了3／4 的計算延遲；LCAO 系統從波前探測到校正完成的時間延遲（系統延遲）從研究初始的30ms減少到4 ms（美國的雙頻LCAO 系統是3.57ms［14］）。在重點基金的研究過程中，課題組將研制的LCAO系統與興隆觀測站的2.16 m 望遠鏡連結，2008年3月做了第一次恒星觀測實驗，當時的系統延遲20ms，看不出任何校正效果；2010年4 月22日，系統延遲縮短到8ms，采樣頻率500Hz，再次在2.16m 望遠鏡上對0.15視星等的αBoo星進行了觀測，興隆站平均r0約7cm，由于剛下過雨，當晚相對濕度一直處于60%以上，平均風速1.5 m／s，但LCAO 校正仍取得了較明顯效果，如圖7，（a）為校正前，（b）為校正后，驗證了原理可行。

圖6 400～950nm 可見光波段LCAO系統光路圖Fig.6 LCAO system working in 400～950nm waveband

圖7 2010／04／22，2.16 m 望 遠 鏡 上αBoo 星 的LCAO 成像Fig.7 2010／04／22，the image ofαBoo star taken by LCAO on 2.16mtelescope

2010年本所研制的1.23m 口徑望遠鏡在本所園區（平均r0約6cm）投入使用，2010年10月18日液晶系統延遲縮短到7ms，與1.23m 口徑望遠鏡連接，即時檢測r0約8cm，湍流格林伍德頻率約50Hz，觀測了國際空間站如圖8，成像效果改善，校正前后圖像邊界的銳利程度差別很大，說明分辨率的提高。

圖8 2010／10／18，1.23m 望遠鏡上國際空間站的LCAO 成像Fig.8 2010／10／18，the image of International Space Station taken by LCAO on 1.23mtelescope

2011年3 月2 日，LCAO 系 統 延 遲 縮 短 到4.8ms，再次在所園區與1.23 m 口徑望遠鏡連接，即時檢測r0約6cm，湍流格林伍德頻率約75 Hz，觀測了土星如圖9所示，校正后土星上環繞的光環帶明顯展現出來。

圖9 2011／3／2日1.23m望遠鏡上土星的液晶AO成像Fig.9 2011／03／02，the image of Saturn taken by LCAOon 1.23mtelescope

2011年6月17日即時檢測r0約6.5cm，湍流格林伍德頻率約45 Hz，觀測了東上將（α－Com）雙星如圖10 所示，其亮度分別為4.85 和5.53視星等，檢測LCAO 成像分辨率達到0.3″（1.23 m 口徑望遠鏡的衍射極限分辨率為0.17″），斯特列爾比達到0.17。雖然跟理想結果還略有差距，但目標已經非常清楚了：只要LCAO系統延遲縮短到3ms，就可以將成像分辨率提高到1.23m 口徑望遠鏡的衍射極限。

圖10 2011／06／17，1.23 m 望遠鏡上α－Com 雙星的LCAO成像Fig.10 2011／06／17，the image ofα－Com binary star taken by LCAO on 1.23mtelescope

近兩年，課題組在校正速度方面又取得進步：實驗室制備的液晶校正器在700～950nm 的I波段響應時間可短于0.6ms，已與美國制備的雙頻液晶校正器的響應時間持平；相對2m 口徑望遠鏡，采樣頻率1kHz的條件下，系統延遲時間只有2ms（－3dB誤差抑制帶寬約70 Hz），可以說已達到工程應用水平［23－26］。

盡管液晶AO 光學研究已取得突破性進展，但是在與4 m 及其更大口徑望遠鏡匹配中還需解決以下問題：（1）大口徑下紅外波段的接收能量也大幅增強，利用這部分能量不僅有利于空間目標識別、更是天文觀測的亟需；而液晶AO 系統的成像基本被限定在700～950nm 的I波段，因為紅外波長長，校正器的位相調制量要等于波長，而位相調制量每增加30%都會使液晶校正器的響應時間明顯延長，如果波段擴展到K 波段（以2.2 μm 為中心），液晶校正器的位相調制量要增到3倍，其響應時間無論如何都很難滿足要求；（2）隨著望遠鏡口徑增大，不僅校正器的像素數需要按口徑增大的平方比增加，而且波前重構的Zernike模式數也需數倍增加，造成信號傳輸和計算延遲，校正頻率降低。

因此，針對制約液晶AO 技術的這兩個瓶頸問題還需開展更深層次的研究：探討系統中加入低單元密度（～200）的變形鏡，實現I、（J＋K）雙波段的快速校正成像；同時進一步提高液晶材料的響應速度、數據處理速度，改進自動控制方法。

5 結 論

液晶AO 技術在大口徑天文學望遠鏡上極具應用潛力，有希望發展到裝備8～10 m 級望遠鏡的水平，為開展突破性天文研究提供技術平臺。另外，液晶AO 系統的研究涉及大規模集成電路技術、精密儀器光學、功能液晶材料的研發以及計算機數據處理等多個學科內容的交叉集成，將會帶動這些學科的發展，其科學意義也是重大的。

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