天文自適應光學系統實驗教學設計

彭志欣， 陳 亮

(南京大學 天文與空間科學學院，南京 210046)

0 引 言

自適應光學(Adaptive Optics，AO)是現代天文觀測中的一項重要技術，最早于1953年由美國天文學家Babcock[1]提出實時測量波前誤差并使用可變形光學元件實時補償大氣湍流等動態擾動的大氣畸變。1989年4月，首次實現了地基天文望遠鏡獲得AO校正的天文圖像[2]。在天文望遠鏡成像領域得以實現后，已在廣泛的工業和民用領域得以發展，尤其是顯微鏡、激光系統和視網膜成像等領域取得了許多突破[3]。目前大部分國外著名的天文臺都把這一重要技術當做是標準配置，例如著名的10.2 m Keck天文望遠鏡、帕羅瑪天文臺(Palomar Observatory)5 m天文望遠鏡[4]。自適應光學技術使得地面望遠鏡能夠達到衍射極限并獲得媲美空間望遠鏡的空間分辨率。

我國在自適應光學領域的研究起步較早，已在部分天文望遠鏡上實現了對大氣湍流的校正，例如云南天文臺的1.2 m望遠鏡、國家天文臺2.16 m望遠鏡[5-6]，但相比國外而言，我國還處在一個明顯落后的地位。隨著國內天文大型地面望遠鏡的提出和建設，自適應光學作為標準配置一定不會缺席。目前國內高校天文教育中，基本未涉及自適應光學的實驗，這對于我國培養實測天文人才，追趕世界先進的步伐是極為不利的。為此，利用目前公開渠道獲得的光學、電子等實驗模塊和器件，開發設計了用于實驗教學的自適應光學系統，完整還原了自適應光學的校正原理，實現了實驗室內對測試靶圖像的優化，并應用于天文本科實測天體物理實驗課程。

1 自適應光學系統

自適應光學是一項實時校正由大氣湍流或其他因素造成的光學波前畸變，從而改進光學系統性能的技術。這項技術應用于天文觀測時，可以找到自然導星(Natural Guide Star)作為對目標星體的參考源，當目標星體和自然導星的光子經過大氣擾動后，可以認為原來平面的波前受到大氣湍流擾動后，變成了扭曲的波前。扭曲的波前經過望遠鏡的光學系統，到達可變形鏡(Deformable Mirror, DM)，經過反射后到達分束器(Beam splitter，BS)，由分束器把目標星體和自然導星的光路分開。自然導星的光路會到達波前傳感器(Wavefront Sensor, WS)，觀測后計算出扭曲的波前，由計算機反饋給可變形鏡，通過改變可變形鏡的反射表面對扭曲的波前進行校正，這樣目標星體的波前也相應的得到了校正，從而可以用科學相機獲得校正后的圖像[7-8]。但自然導星系統對系統響應時間、導星的亮度等條件要求非常高，使得只有很小的天區能通過自然導星進行觀測，因此天文上可以使用激光導星系統(Laser Guide Star)代替自然導星系統來進行自適應觀測[3,8-9]。

2 實驗系統的設計與建立

本實驗系統模擬了一個完整的激光導星自適應光學系統，圖1所示為實驗系統光路示意圖。該系統由激光模擬激光導星，測試圖樣模擬目標星體，利用波前傳感器檢測出樣品區擾動帶來的波前畸變，通過改變可變形鏡，對測試圖樣的波前進行校正，并得到校正后的測試圖樣，最后利用天文CCD相機與其前端的透鏡組成了類似天文望遠鏡的成像系統實現天文觀測的模擬。激光由功率0.3 mW激光二極管提供，波長635 nm；光源則提供波長530 nm的準直光；可變形鏡(DM)為零遲滯微機械(MEMS)技術12×12驅動器陣列，最大位移3.5 μm；波前傳感器使用了Shack-Hartmann波前傳感器，工作波長范圍300～1 100 nm，工作幀率880 Hz。圖1中另外還有分束器(BS)或二向色鏡把不同波長的光束反射或透射；L為光路中準直的透鏡；M為反射鏡。最終的實物圖參見圖2。

圖1 實驗系統光路示意圖

圖2 自適應光學實驗系統裝置實物圖

3 實驗結果與討論

在實驗系統的樣品區，放入干擾樣品，測試整個系統是否能對干擾的波前進行校正。傾斜放入屈光度為-50°的鏡片，產生光路的波前畸變，靜態模擬擾動帶來波前影響。打開自適應光學系統控制軟件，并開啟實時校正后，可以看到測試圖樣的成像像質得到了改善。在加入干擾樣品后，相對于未打開系統的校正，開啟校正后的成像效果和分辨力都得到了改善。實驗過程的畸變波前和校正后的波前對比圖如圖3所示。校正前的畸變光斑峰谷(PV)值為1.632 μm，均方根(RMS)值為0.393 μm，見圖3(e)；開啟自適應光學系統閉環校正后，光斑PV值為1.551 μm，RMS為0.349 μm，見圖3(f)，均有下降，校正后說明波前畸變得到改善。

(a) 無干擾樣品(b) 加入干擾樣品,未打開校正(c) 校正后(d) 無干擾樣品時對應的波前(e) 加入干擾樣品,未打開校正時的畸變波前(f) 校正后的波前

測試整個系統對模擬大氣擾動的實時校正。真實的地球大氣，由于溫度的微小起伏(小于1 ℃)會引起風速的隨機變化，從而產生大氣中的湍流運動；溫度的這些變化還造成了大氣密度的微小變化，引起了折射率的微小變化。這些都會導致來自大氣層以外的恒星星像，發生閃爍、顫動和星像的擴散[8]。而在實驗室中，需要模擬真實的大氣湍流，控制光束波前相位的變化。常見的有采用熱空氣對流模擬湍流[10-11]，利用變形鏡和空間光調制器模擬湍流的畸變[12]，還有旋轉相位屏模擬大氣湍流的時空特性[13-14]。其中旋轉相位屏符合真實大氣湍流的一些統計物理參數，實驗條件可重復，效果較好，本實驗系統采用了旋轉相位屏來模擬真實的大氣擾動。

采用100 mm直徑的相位屏，相干長度r0=0.5 mm。樣品區加載靜態旋轉相位屏，對平直波前進行扭曲。打開自適應光學系統控制軟件，開啟實時校正后，測試圖樣的成像也能得到改善。進一步加載旋轉相位屏的動態旋轉，模擬風速影響下的大氣擾動。最終對模擬的大氣擾動校正，成像改善不明顯，并未達到校正的目的，調節相位屏旋轉速度也不能改善。通過分析實驗數據發現，由于采用的旋轉相位屏光程差范圍5～30 μm，模擬的大氣擾動，在實驗過程中可能超過了本實驗系統可變形鏡驅動器的最大位移3.5 μm，使得可變形鏡在校正時不能收斂，因此校正效果不佳。

4 結 語

在天文實驗教學課程中，通過設計搭建自適應光學系統平臺，將現代天文觀測及科學研究中用到的前沿技術融入實驗教學中，對天文實驗教學內容進行大膽改革探索與創新，幫助學生了解天文自適應光學系統的原理、架構與功能，進一步拓寬科學研究視野;學生亦可通過控制軟件相關參數改變來掌握更多與天文觀測研究相關的理論知識，提高現代科學素養和創新能力。