宣 麗!，李大禹，劉永剛

（中國(guó)科學(xué)院 長(zhǎng)春光學(xué)精密機(jī)械與物理研究所 應(yīng)用光學(xué)國(guó)家重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，吉林 長(zhǎng)春130033）

1 引 言

近十年，人類對(duì)年輕星座與褐矮星群的觀測(cè)、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(xué)成果，從而對(duì)望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)能力提出了越來(lái)越高的要求。

望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)能力由2個(gè)指標(biāo)決定，一是成像分辨率，二是集光效率。為提高這2個(gè)指標(biāo)，增大望遠(yuǎn)鏡口徑是最有效的技術(shù)手段。20世紀(jì)90年代以后，發(fā)達(dá)國(guó)家已研制十幾臺(tái)8～10m 口徑望遠(yuǎn)鏡，如歐洲南方天文臺(tái)的4 臺(tái)單孔徑8.2m甚大望遠(yuǎn)鏡VLT、美國(guó)2臺(tái)10m 凱克望遠(yuǎn)鏡（由36塊1.8m 口徑的六角形鏡面構(gòu)成）以及單孔徑8m 的 雙 子 望 遠(yuǎn) 鏡、日 本8.2 m 的SUBARU 望遠(yuǎn)鏡、南非9m 的SALT 望遠(yuǎn)鏡。30～40m 拼接式望遠(yuǎn)鏡的建設(shè)也已在策劃啟動(dòng)中，如多國(guó)聯(lián)合、包括我國(guó)參與建設(shè)的30m TMT 望遠(yuǎn)鏡，還有歐南臺(tái)正在建設(shè)的GMT（由7 個(gè)8.4 m 子鏡組成）、主鏡直徑達(dá)到39m 的E－ELT。

然而地基望遠(yuǎn)鏡在觀測(cè)星體狀態(tài)和星系結(jié)構(gòu)時(shí)，必須透過(guò)地面上約10～20km 厚的大氣層，大氣中折射率不均勻、在風(fēng)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(jié)構(gòu)特征，甚至區(qū)分不開角間距在1″以內(nèi)的雙星。雖然理論上光學(xué)系統(tǒng)的成像分辨率（1.22"／D，"為波長(zhǎng)，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(zhǎng)度～10cm＠"＝550nm）限制，數(shù)米大口徑望遠(yuǎn)鏡的分辨率并不比10～20cm 口徑望遠(yuǎn)鏡的分辨率高，口徑增大的巨大代價(jià)只是增加了接收能量，自身的固有分辨率無(wú)法發(fā)揮出來(lái)，只有結(jié)合自適應(yīng)光學(xué)波前校正技術(shù)才能恢復(fù)大口徑望遠(yuǎn)鏡的成像分辨率。

2 自適應(yīng)光學(xué)對(duì)天文學(xué)研究的歷史貢獻(xiàn)

圖1 自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)的結(jié)構(gòu)說(shuō)明圖［1］Fig.1 Schematic diagram of AO system

自適應(yīng)光學(xué)（Adaptive Optics，縮寫AO）系統(tǒng)中有2個(gè)關(guān)鍵器件，如圖1所示，一是波前探測(cè)器，二是波前校正器，二者形成閉環(huán)，高速校正波前畸變，實(shí)現(xiàn)高分辨率成像?，F(xiàn)階段所用的波前探測(cè)器幾乎都是哈特曼波前探測(cè)器，波前校正器為變形鏡。國(guó)際上10m 級(jí)以下的地基望遠(yuǎn)鏡在近十幾年內(nèi)大多配備了AO 系統(tǒng)，使這些大口徑天文光學(xué)望遠(yuǎn)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(fù)至0.1″左右。這無(wú)疑給天文學(xué)家提供了新的研究手段，可以在恒星和行星形成區(qū)進(jìn)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(zhì)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(guò)程的證據(jù)。如近年通過(guò)觀測(cè)銀河系最內(nèi)層區(qū)域恒星的動(dòng)態(tài)特征，使得銀心存在黑洞的證據(jù)不斷增多，趨于更加清晰合理的天體機(jī)理與模型將呈現(xiàn)出來(lái)，促使天文研究工作進(jìn)入一個(gè)新的發(fā)展時(shí)期。

1988～1990年法國(guó)CILAS公司第一個(gè)為歐南臺(tái)（ESO）1.52 m 天文望遠(yuǎn)鏡研制了變形鏡波前校正器，并由科學(xué)家們裝配為AO 系統(tǒng)，之后該AO 系統(tǒng)移植到3.6m 望遠(yuǎn)鏡上；1991年1月首次用AO 系統(tǒng)在2.2μm 波長(zhǎng)為中心的紅外K 波段獲得小行星1號(hào)Ceres和小行星2號(hào)Pallas帶有細(xì)節(jié)的表面圖像，測(cè)出其自轉(zhuǎn)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(cè)了太陽(yáng)系中惟一已知擁有大氣的土衛(wèi)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?cái)U(kuò)展［4］；對(duì)木衛(wèi)一Io不同時(shí)期的紅外觀測(cè)表明，Io的頭側(cè)有顯著的熱斑，而尾側(cè)則有眾多的火山，形成所謂的火環(huán)［5］。圖2 是由凱克激光引導(dǎo)星AO 系統(tǒng)拍攝的蛋云翳（Egg Nebula）近紅外波段的合成圖片，這是一個(gè)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(dāng)恒星表面越來(lái)越多的物質(zhì)脫離，其表面變得更加熾熱，產(chǎn)生紫外光電離氣體，呈現(xiàn)出美麗的色彩，該區(qū)域幾千年后可以形成行星；對(duì)Sey fert星系NGC 1068的多波段AO 觀測(cè)建立了一個(gè)具有衍射極限角精度的天體測(cè)量參考架；以角分辨率優(yōu)于0.15″的多波段成像研究［6］，揭示了Markarian 星系273的核由兩個(gè)主要子源組成，一子源可能是一個(gè)被掩蓋的星爆區(qū)。

圖2 由凱克自適應(yīng)系統(tǒng)拍攝的蛋云翳Fig.2 Egg Nebulas taken by Keck AO system

3 變形鏡自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)面臨的挑戰(zhàn)

以上結(jié)果可以發(fā)現(xiàn)，用于天文大望遠(yuǎn)鏡（2m口徑以下的除外）的AO 系統(tǒng)都是工作于紅外波段，而不能實(shí)現(xiàn)在星體輻射強(qiáng)度較高的可見光波段的高分辨率觀測(cè)成像。究其原因是，可見光的波長(zhǎng)比紅外波長(zhǎng)短，大氣湍流強(qiáng)度正比于λ－6／5（λ為波長(zhǎng)），所以可見光波段的大氣湍流頻率高、大氣相干長(zhǎng)度r0短，要求AO 系統(tǒng)的變形鏡驅(qū)動(dòng)頻率更快、驅(qū)動(dòng)點(diǎn)密度更高，技術(shù)難度顯著增大，即使是變形鏡制造實(shí)力最強(qiáng)的CILAS公司至今也沒(méi)有提供過(guò)可見波段的用于天文大望遠(yuǎn)鏡的高驅(qū)動(dòng)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(qū)動(dòng)其變形的促動(dòng)器構(gòu)成，促動(dòng)器的數(shù)目即所謂變形鏡單元數(shù)，與望遠(yuǎn)鏡口徑D 和大氣相干長(zhǎng)度r0匹配的變形鏡單元數(shù)＝（D／r0）2。就8m 口徑望遠(yuǎn)鏡而言，取可見光的λ＝0.5μm，r0＝10cm，則 所 需 變 形 鏡 單 元 數(shù) 為6 400，驅(qū)動(dòng)頻率至少要1kHz以上，促動(dòng)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?yàn)猷徑賱?dòng)器的相干性太強(qiáng)則無(wú)法保證補(bǔ)償面形和足夠的變形量，也容易諧振造成驅(qū)動(dòng)頻率受限，如果用增大變形鏡口徑來(lái)降低驅(qū)動(dòng)密度，則不僅要付出天文數(shù)字的經(jīng)濟(jì)代價(jià)，機(jī)械制造的難度也達(dá)到極限。因此具備8～10 m望遠(yuǎn)鏡紅外AO 系統(tǒng)制造實(shí)力的廠家國(guó)際上也屈指可數(shù)（一是法國(guó)CILAS公司，二是美國(guó)Xinetics公司，三是意大利的Microgate和ADS），配備在天文望遠(yuǎn)鏡上的變形鏡大多為數(shù)百單元、工作于2.2μm 波長(zhǎng)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(tái)的8.2 mVLT 望遠(yuǎn)鏡遞交了41×41單元的變形鏡波前校正器，并且正在設(shè)計(jì)40m 口徑望遠(yuǎn)鏡E－ELT的8000單元變形鏡，不過(guò)其驅(qū)動(dòng)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(shí)在系統(tǒng)中利用2個(gè)變形鏡分低階和高階分別對(duì)湍流波前進(jìn)行校正，彌補(bǔ)千單元變形鏡位相調(diào)制量不足的問(wèn)題，如美國(guó)5.1 m 海爾望遠(yuǎn)鏡PALM－3000自適應(yīng)項(xiàng)目，其中校正低階畸變的變形鏡驅(qū)動(dòng)單元只有241個(gè)，驅(qū)動(dòng)器間距8mm，校正深度可達(dá)4μm，而校正高階畸變的變形鏡驅(qū)動(dòng)單元有3 388個(gè)（Xinetics公司），能夠應(yīng)對(duì)5m口徑上的高階畸變，由于高階畸變的PV 值比較小，3 388 個(gè)驅(qū)動(dòng)器的變形鏡位相調(diào)制量達(dá)到1 μm 即可，驅(qū)動(dòng)器間距1.8 mm，這使得該變形鏡也具備高頻響應(yīng)能力，有希望在可見波段校正成像。PALM－3000自適應(yīng)系統(tǒng)在2012年6～8月期間獲得了2.2μm 波長(zhǎng)為中心的紅外K 波段斯特列爾比高達(dá)0.8 的校正效果（r0＝9cm＠550 nm）［8］，但是還不能應(yīng)對(duì)太差的視寧度，該系統(tǒng)的應(yīng)用還在研究中。

從光學(xué)儀器角度來(lái)說(shuō)，波長(zhǎng)越短，望遠(yuǎn)鏡的衍射極限分辨率越高，而且高靈敏度的成像相機(jī)也是可見波段的最為成熟，量子轉(zhuǎn)化效率可高達(dá)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(cè)很可能會(huì)觸發(fā)現(xiàn)代天文學(xué)的更多突破。這個(gè)預(yù)言已經(jīng)開始被證實(shí)：美國(guó)Star fire光學(xué)靶場(chǎng)的1.5m 口徑AO 望遠(yuǎn)鏡，借助激光引導(dǎo)星節(jié)省了目標(biāo)在波前探測(cè)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(cè)到海王星同溫層云的旋轉(zhuǎn)［9］；2013年8月20日，APJ期刊正式報(bào)道了以美國(guó)亞利桑那大學(xué)為主的研究團(tuán)隊(duì)研制成功全球首個(gè)0.6～1.1μm 可見光波段成像的585 單元變形鏡AO 系統(tǒng)（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(yuǎn)鏡，依賴阿塔卡馬地區(qū)0.5″的優(yōu)良視寧度和部分幸運(yùn)成像技術(shù)彌補(bǔ)了該變形鏡單元數(shù)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(tǒng)的8～10m 口徑地基望遠(yuǎn)鏡的成像分辨率提高2～3倍，比哈勃空間望遠(yuǎn)鏡（無(wú)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(yuǎn)鏡中只能勉強(qiáng)被識(shí)別，而在具有VisAO 系統(tǒng)的6.5m 麥哲倫II望遠(yuǎn)鏡中被完全分開。這樣的高分辨率可以用于觀測(cè)年輕星云團(tuán)中極低質(zhì)量的褐矮星族形成，觀測(cè)其中豐富的雙星出沒(méi)，測(cè)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(jī)理?？吹贸鰜?lái)，伴隨著首個(gè)（對(duì)應(yīng)望遠(yuǎn)鏡口徑大于5 m）可見光波段天文成像AO 系統(tǒng)的問(wèn)世，令世人矚目的天文學(xué)成果將迅速呈現(xiàn)出來(lái)。

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

國(guó)內(nèi)的AO 技術(shù)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(shì)。中科院成都光電所應(yīng)用于1.8m 望遠(yuǎn)鏡（云南天文臺(tái)）的127單元變形鏡（促動(dòng)器間隔10mm，校正量±3μm，響應(yīng)＞2 000Hz，探測(cè)器采樣頻率1 000 Hz），可以對(duì)應(yīng)r0＝15cm 的較弱湍流和前35項(xiàng)Zernike模式 的波前［10－11］，根 據(jù)2010年 饒 長(zhǎng) 輝 在SPIE 上 的報(bào)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(shuō)明該變形鏡校正密度與I波段不相適應(yīng)，因?yàn)樗固亓袪柋冗_(dá)到0.1以上才具備分辨圖像的最低對(duì)比度。中科院長(zhǎng)春光機(jī)所王建立的研究團(tuán)隊(duì)2009年突破了變形鏡的制作技術(shù)，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(yīng)用于1.23m 望遠(yuǎn)鏡，可以對(duì)應(yīng)r0＝10cm 的中等湍流強(qiáng)度；2012年研制出961單元變形鏡［12］。

總的來(lái)說(shuō)，變形鏡的制作是國(guó)際頂尖制造技術(shù)，目前已經(jīng)發(fā)展到極限水平，而且耗資巨大。世界上只有少數(shù)幾個(gè)像CILAS公司、Xinetics公司才能承擔(dān)天文望遠(yuǎn)鏡上的自適應(yīng)系統(tǒng)研制，而我國(guó)位于麗江最大的2.4 m 天文成像望遠(yuǎn)鏡至今還未配備AO 系統(tǒng)；使得國(guó)內(nèi)的天文學(xué)研究幾乎都限于光譜手段，而不涉及成像手段。

4 自適應(yīng)光學(xué)新技術(shù)——液晶AO技術(shù)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(guó)際上出現(xiàn)了高驅(qū)動(dòng)單元密度波前校正器的研究熱潮。為突破制作難度，發(fā)明了MEMS變形鏡，美國(guó)Xinetics公司目前已有48×48、64×64單元的MEMS變形鏡產(chǎn)品，但至今還未有MEMS變形鏡服役于大口徑望遠(yuǎn)鏡的報(bào)道，估計(jì)穩(wěn)定性方面還存在問(wèn)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(jì)70年代開始就進(jìn)入人們的視線。90年代國(guó)際上聯(lián)合研制單臺(tái)口徑8.4 m 的大雙筒望遠(yuǎn)鏡（Large Binocular Telescope，LBT）時(shí)，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(fā)展，液晶波前校正器可以很容易實(shí)現(xiàn)數(shù)十萬(wàn)甚至上百萬(wàn)的高像素密度，且像素尺寸可以小到10～20μm，各象元獨(dú)立驅(qū)動(dòng)，通過(guò)相息圖的衍射可以輕松實(shí)現(xiàn)10 μm 的波前位相校正量，而其位相的絕對(duì)調(diào)制量只須等于1λ（λ為校正波段的中心波長(zhǎng)）。以往的研究結(jié)果表明，液晶的像素?cái)?shù)只要達(dá)到傳統(tǒng)變形鏡驅(qū)動(dòng)器數(shù)目的25倍就可獲得同樣的校正精度、達(dá)到64倍就能兼顧衍射能量效率［13］，那么64萬(wàn)像素液晶波前校正器（相當(dāng)1萬(wàn)單元變形鏡）就可以滿足10 m 級(jí)望遠(yuǎn)鏡的校正密度要求。因此，基于液晶波前校正器的AO 光學(xué)（LCAO）系統(tǒng)是21世紀(jì)天文觀測(cè)領(lǐng)域非常有希望普及的系統(tǒng)。

有關(guān)液晶波前校正器，雖然穩(wěn)定性良好，但由于響應(yīng)速度慢（＞10ms）、工作波段窄（600～700 nm）的雙重問(wèn)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(gè)研究小組在做。其原因是，液晶物理是上世紀(jì)70 年代剛剛興起的新學(xué)科，到現(xiàn)在為止國(guó)內(nèi)外還沒(méi)有一本正規(guī)的教科書，雖然1973 年諾貝爾獎(jiǎng)獲得者de Geness和印度科學(xué)家Chandrasekehar分別出版了一本液晶物理學(xué)，我國(guó)的液晶前輩謝毓章老先生1986年出版了中文的《液晶物理學(xué)》，但從事液晶物理研究的人數(shù)一直不多，這使得后來(lái)從事液晶應(yīng)用研究的大多數(shù)人，對(duì)液晶物理的認(rèn)識(shí)停留在不夠確切不夠規(guī)范化的文獻(xiàn)報(bào)道層面。90年代TFT 液晶顯示器面市，許多人投入液晶的應(yīng)用開發(fā)研究，但真正關(guān)心液晶物理問(wèn)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(lǐng)域的錯(cuò)覺(jué)，使得液晶波前校正器的響應(yīng)速度與穩(wěn)定性的矛盾長(zhǎng)時(shí)間沒(méi)有人去攻克。另外液晶波前校正器驅(qū)動(dòng)密度相對(duì)變形鏡增大數(shù)十倍使波前探測(cè)數(shù)據(jù)處理與傳輸時(shí)間也大幅延長(zhǎng)，導(dǎo)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(wú)法校正，而一般天文臺(tái)站的大氣湍流總要接近40 Hz或高于40 Hz；還有受響應(yīng)速度限制，液晶波前校正器位相調(diào)制量（＝1λ）一般小于1μm，限定校正波段只能在波長(zhǎng)較短的I波段（700～950nm），在紅外波段由于位相調(diào)制量需大幅增加致使液晶波前校正器響應(yīng)速度大幅下降而不能滿足要求。估計(jì)這些障礙也是90年代8.4mLBT 望遠(yuǎn)鏡沒(méi)有采用液晶波前校正器的原因。

液晶自適應(yīng)光學(xué)（LCAO）技術(shù)里程碑式的進(jìn)展要屬2002年美國(guó)應(yīng)用技術(shù)協(xié)會(huì)與空軍實(shí)驗(yàn)室獲得的結(jié)果［14］。他們采用雙頻液晶材料制備出了響應(yīng)時(shí)間約0.8ms的快速液晶波前校正器，使AO 光學(xué)系統(tǒng)誤差抑制－3dB 帶寬達(dá)到40 Hz（對(duì)應(yīng)閉環(huán)校正頻率～280 Hz，即探測(cè)環(huán)節(jié)到校正完成的延時(shí)為3.57ms）；該系統(tǒng)在毛伊島觀測(cè)站與一個(gè)等效通光口徑1.12 m 的望遠(yuǎn)鏡對(duì)接，在700～950nm 可見光邊緣I波段，大氣相干長(zhǎng)度約15cm、湍流格林伍德頻率約40 Hz的良好大氣條件下，對(duì)400km 軌道上的國(guó)際空間站進(jìn)行了AO 成像觀測(cè)，獲得了如圖5所示的國(guó)際空間站太陽(yáng)能帆板清晰圖像。該結(jié)果首次證明了LCAO 的速度能夠提高到應(yīng)用于望遠(yuǎn)鏡成像水平。但是，這個(gè)結(jié)果中也存在很多缺陷，如雙頻液晶需要高頻、高壓驅(qū)動(dòng)（30V／38kHz），因此該液晶校正器不能與成熟的大規(guī)模集成電路匹配，像元數(shù)只做出127個(gè)；由于像元數(shù)少，衍射效率低，干脆放棄相息圖技術(shù)，而采用分立鏡的較低級(jí)校正模式，位相條質(zhì)量只有1.8μm；該系統(tǒng)還沒(méi)有考慮能量利用率問(wèn)題，從探測(cè)到校正成像兩部分能量都來(lái)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(cè)對(duì)象選擇了很亮的零視星等的國(guó)際空間站。

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

盡管如此，基于美國(guó)的這一進(jìn)步，國(guó)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(guó)BNS 公司報(bào)道了256×256 高密度像素（＞65 000）、亞毫秒響應(yīng)時(shí)間的雙頻液晶波前校正器［15］；2005年美國(guó)應(yīng)用技術(shù)協(xié)會(huì)的研究組改進(jìn)了液晶校正器的電子學(xué)接口，驅(qū)動(dòng)信號(hào)傳輸速度大幅提高，可使系統(tǒng)的誤差抑制－3dB帶寬提高到70Hz［16］，但未做成像實(shí)驗(yàn)。然而，雙頻液晶波前校正器的技術(shù)水平強(qiáng)烈依賴于高壓高頻集成電路技術(shù)的發(fā)展［17－18］，而這種技術(shù)即使在美國(guó)也不成熟。盡管美國(guó)BNS公司、Rockwell Scientific公 司、Meadowlark Optics 公 司 以 及 英 國(guó) 的Durham 大學(xué)一直在堅(jiān)持雙頻液晶波前校正器的研發(fā)，由于西方經(jīng)濟(jì)近10年整體疲軟，這方面的研發(fā)經(jīng)費(fèi)投入不足，因此，沒(méi)有再看到雙頻液晶的AO 成像進(jìn)展報(bào)道。不過(guò)美國(guó)BNS 公司、德國(guó)Holo Eye公司、Meadowlark Optics公司、日本濱松公司都在堅(jiān)持液晶波前校正器的產(chǎn)品研發(fā)，其中性能指標(biāo)與價(jià)格最高的液晶波前校正器是美國(guó)BNS公司研發(fā)的產(chǎn)品。美國(guó)BNS公司可出售的最快的液晶波前校正器，響應(yīng)時(shí)間略小于5 ms，而相對(duì)望遠(yuǎn)鏡上的天文觀測(cè)應(yīng)用需要亞毫秒才行。

本研究團(tuán)隊(duì)具有液晶物理與液晶材料研發(fā)的基礎(chǔ)，因此2002年抓住能匹配8～10m 大口徑的LCAO 系統(tǒng)的熱點(diǎn)研究契機(jī)，擬解決其速度慢和能量利用率低的問(wèn)題。研究組認(rèn)為，雙頻液晶雖然速度快，但對(duì)溫度敏感，要求工作環(huán)境苛刻；更重要的是國(guó)內(nèi)不具備雙頻高壓的集成電路技術(shù)；因此應(yīng)該繞開雙頻液晶波前校正器的技術(shù)壁壘，另辟蹊徑，采用能與大規(guī)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(yīng)速度以及LCAO 系統(tǒng)能量利用率的途徑。

2007年本研究組提出開環(huán)控制的液晶自適應(yīng)光路［19］，能夠解決LCAO 偏振光能量損失的問(wèn)題［20］，并為快速校正控制奠定了基礎(chǔ)。2011年底，完成了一項(xiàng)國(guó)家自然科學(xué)基金重點(diǎn)項(xiàng)目“可見－近紅外寬波段快速液晶自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)”，研制出400～950nm 可見光全波段能量接收的LCAO 系統(tǒng)，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(zhǎng)處分光的長(zhǎng)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(tǒng)不但沒(méi)有偏振光損失，同時(shí)能夠像變形鏡AO 系統(tǒng)那樣將400～700nm 高能量的短波段分配給哈特曼探測(cè)器，使探測(cè)曝光時(shí)間可以短至1 ms、甚至亞毫秒，而700～950nm 能量較弱的長(zhǎng)波段分配給液晶波前校正器，然后到達(dá)成像CCD，恰到好處地發(fā)揮成像CCD 能30倍于探測(cè)時(shí)間進(jìn)行曝光的優(yōu)勢(shì)，同時(shí)長(zhǎng)波處的大氣湍流強(qiáng)度減弱（r0#"－6／5）使液晶波前校正器的壓力降低。另外該系統(tǒng)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(jí)過(guò)量驅(qū)動(dòng)方法，使液晶波前校正器在785nm 位相調(diào)制量下的響應(yīng)時(shí)間縮短到1.15 ms；發(fā)掘了GPU 專門處理器的CUDA 計(jì)算功能，提出Zernike基函數(shù)的四象限對(duì)稱算法［22］，解決了數(shù)據(jù)傳輸速度與計(jì)算速度的矛盾，減少了3／4 的計(jì)算延遲；LCAO 系統(tǒng)從波前探測(cè)到校正完成的時(shí)間延遲（系統(tǒng)延遲）從研究初始的30ms減少到4 ms（美國(guó)的雙頻LCAO 系統(tǒng)是3.57ms［14］）。在重點(diǎn)基金的研究過(guò)程中，課題組將研制的LCAO系統(tǒng)與興隆觀測(cè)站的2.16 m 望遠(yuǎn)鏡連結(jié)，2008年3月做了第一次恒星觀測(cè)實(shí)驗(yàn)，當(dāng)時(shí)的系統(tǒng)延遲20ms，看不出任何校正效果；2010年4 月22日，系統(tǒng)延遲縮短到8ms，采樣頻率500Hz，再次在2.16m 望遠(yuǎn)鏡上對(duì)0.15視星等的αBoo星進(jìn)行了觀測(cè)，興隆站平均r0約7cm，由于剛下過(guò)雨，當(dāng)晚相對(duì)濕度一直處于60%以上，平均風(fēng)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(yàn)證了原理可行。

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

圖7 2010／04／22，2.16 m 望 遠(yuǎn) 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(yuǎn)鏡在本所園區(qū)（平均r0約6cm）投入使用，2010年10月18日液晶系統(tǒng)延遲縮短到7ms，與1.23m 口徑望遠(yuǎn)鏡連接，即時(shí)檢測(cè)r0約8cm，湍流格林伍德頻率約50Hz，觀測(cè)了國(guó)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(shuō)明分辨率的提高。

圖8 2010／10／18，1.23m 望遠(yuǎn)鏡上國(guó)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(tǒng) 延 遲 縮 短 到4.8ms，再次在所園區(qū)與1.23 m 口徑望遠(yuǎn)鏡連接，即時(shí)檢測(cè)r0約6cm，湍流格林伍德頻率約75 Hz，觀測(cè)了土星如圖9所示，校正后土星上環(huán)繞的光環(huán)帶明顯展現(xiàn)出來(lái)。

圖9 2011／3／2日1.23m望遠(yuǎn)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(shí)檢測(cè)r0約6.5cm，湍流格林伍德頻率約45 Hz，觀測(cè)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(cè)LCAO 成像分辨率達(dá)到0.3″（1.23 m 口徑望遠(yuǎn)鏡的衍射極限分辨率為0.17″），斯特列爾比達(dá)到0.17。雖然跟理想結(jié)果還略有差距，但目標(biāo)已經(jīng)非常清楚了：只要LCAO系統(tǒng)延遲縮短到3ms，就可以將成像分辨率提高到1.23m 口徑望遠(yuǎn)鏡的衍射極限。

圖10 2011／06／17，1.23 m 望遠(yuǎn)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(jìn)步：實(shí)驗(yàn)室制備的液晶校正器在700～950nm 的I波段響應(yīng)時(shí)間可短于0.6ms，已與美國(guó)制備的雙頻液晶校正器的響應(yīng)時(shí)間持平；相對(duì)2m 口徑望遠(yuǎn)鏡，采樣頻率1kHz的條件下，系統(tǒng)延遲時(shí)間只有2ms（－3dB誤差抑制帶寬約70 Hz），可以說(shuō)已達(dá)到工程應(yīng)用水平［23－26］。

盡管液晶AO 光學(xué)研究已取得突破性進(jìn)展，但是在與4 m 及其更大口徑望遠(yuǎn)鏡匹配中還需解決以下問(wèn)題：（1）大口徑下紅外波段的接收能量也大幅增強(qiáng)，利用這部分能量不僅有利于空間目標(biāo)識(shí)別、更是天文觀測(cè)的亟需；而液晶AO 系統(tǒng)的成像基本被限定在700～950nm 的I波段，因?yàn)榧t外波長(zhǎng)長(zhǎng)，校正器的位相調(diào)制量要等于波長(zhǎng)，而位相調(diào)制量每增加30%都會(huì)使液晶校正器的響應(yīng)時(shí)間明顯延長(zhǎng)，如果波段擴(kuò)展到K 波段（以2.2 μm 為中心），液晶校正器的位相調(diào)制量要增到3倍，其響應(yīng)時(shí)間無(wú)論如何都很難滿足要求；（2）隨著望遠(yuǎn)鏡口徑增大，不僅校正器的像素?cái)?shù)需要按口徑增大的平方比增加，而且波前重構(gòu)的Zernike模式數(shù)也需數(shù)倍增加，造成信號(hào)傳輸和計(jì)算延遲，校正頻率降低。

因此，針對(duì)制約液晶AO 技術(shù)的這兩個(gè)瓶頸問(wèn)題還需開展更深層次的研究：探討系統(tǒng)中加入低單元密度（～200）的變形鏡，實(shí)現(xiàn)I、（J＋K）雙波段的快速校正成像；同時(shí)進(jìn)一步提高液晶材料的響應(yīng)速度、數(shù)據(jù)處理速度，改進(jìn)自動(dòng)控制方法。

5 結(jié) 論

液晶AO 技術(shù)在大口徑天文學(xué)望遠(yuǎn)鏡上極具應(yīng)用潛力，有希望發(fā)展到裝備8～10 m 級(jí)望遠(yuǎn)鏡的水平，為開展突破性天文研究提供技術(shù)平臺(tái)。另外，液晶AO 系統(tǒng)的研究涉及大規(guī)模集成電路技術(shù)、精密儀器光學(xué)、功能液晶材料的研發(fā)以及計(jì)算機(jī)數(shù)據(jù)處理等多個(gè)學(xué)科內(nèi)容的交叉集成，將會(huì)帶動(dòng)這些學(xué)科的發(fā)展，其科學(xué)意義也是重大的。

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