什么是自適應光學？自適應光學原理與方法的發展

對于傳統的地基天文望遠鏡，由于受到大氣湍流影響，即使口徑增大，設計、加工能力提高，分辨率也無法獲得衍射極限水平。為解決該問題，1953年，美國天文學家H.W.Babkock提出自適應光學（Adaptive Optics，AO）概念；1957年，蘇聯天文學家Linnik也提出類似思想。

經過多年的發展，光學工作者創立了一個光學新分支——自適應光學。

目前，世界上大型的望遠鏡系統都采用了自適應光學技術，自適應光學的出現為補償動態波前擾動，提高光波質量提供了新的研究方向。

60多年來，自適應光學技術獲得蓬勃發展，現已應用于天文學、空間光學、激光、生物醫學等領域。

在天文學領域，用于克服大氣湍流形成的波前動態擾動，提高光學儀器分辨率及信噪比；在空間光學領域，用于遙感成像、戰略防御等系統，以克服設計、制造、裝調及熱、結構變形等誤差；在激光領域，用于克服激光器腔內熱變形、光學元件加工及裝調誤差、激光增益介質不均勻、諧振腔失調、大氣湍流擾動及熱暈效應等，以提高高能束到達靶標的能量密度或解決激光通信中激光鏈路相干度退化及可用度降低問題；在生物醫學領域，用于校正各類系統靜態、動態像差，以獲得清晰的生物組織圖像。

自適應光學集成了光、機、電、熱、計算機、控制等多門學科的專業知識，是一門以多學科為基礎，以實際波前誤差為根據，實時校正波前誤差的學科。

與傳統光學技術相比，其在校正光學系統動態誤差方面具有獨特優勢。依據波前誤差源的時頻與空頻特性，自適應光學系統可采用適宜的、各具特色的波前傳感與校正方法，且校正器件種類繁多。

在國際上，通常把校正低頻誤差源的光學系統稱為主動光學（Active Optics）系統，主動光學的研究內容與自適應光學極其相似，兩者的主要區別是誤差源、傳感器及校正器不同。主動光學的誤差源主要是光學系統設計、加工與裝調、熱畸變、重力變形等誤差，時頻帶通常低于0.1 Hz，但是幅度可遠大于幾個波長。

針對該類誤差的探測，除采用自適應光學波前傳感器外，還有傳統的電容、電感傳感器以及形變傳感器等。而且，校正器往往放置于大口徑鏡體的背面，具有大型結構，并可承受較重負載。但是，二者的共同點是主要的。

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自適應光學的發展

自適應光學是一門體現科學性與工程性相結合的綜合性學科，是利用光傳播路徑上獲取的信息自動改善光波質量的理論、系統、技術和工程。

隨著科學技術的進步，新材料、新技術的涌現，自適應光學也不斷地發展。美國學者Robert Tyson 稱，“自適應光學并沒有一個獨立的發明者，而是成百上千的科研與技術工程人員共同努力下發展起來的?！碧貏e是近40年來，在自適應光學領域發生了許多革命性變革，科學工作者們不斷研究新方法、新技術以實現無畸變光束傳輸，獲取無畸變圖像。

在美國天文學家H. W. Babkock首先提出自適應光學概念后；1978年，美國Itek公司的J.W.Hardy對自適應光學的歷史、技術和前景作了綜合評論與總結。

至此，自適應光學進入了一個真正的發展時期，關鍵器件、信息處理方法、新概念、新系統等不斷涌現。以下從自適應光學原理與方法、器件及應用三個方面簡述自適應光學的發展。

自適應光學原理與方法的發展

1953年，H. W. Babkock提出用波前傳感器探測波前畸變信息，再用可任意變形的光學元件產生可控的光學移相來補償波前畸變，自適應光學的基本概念由此產生。

1956年，B.Leighton研制了補償天文望遠鏡影像運動的一階主動光學系統，獲得了當時最佳質量的照片。

20世紀60年代初期，微波領域出現了對電磁波前進行自適應控制的技術。

1964年，M.I.Skolink和D.D.king提出了相位共軛與波前補償原理。

1964年，R.T.Adams提出發射波高頻振動和接收波成像清晰度最大原理。

上述四種原理成為傳統校正式自適應光學系統的基本原理。

1972年，B.Y.Zedovich觀察到非線性光學的相位共軛現象，利用該發現可自動校正光波波前畸變。

經5年持續研究，蘇聯學者在拉曼（Raman）散射和瑞利（Rayleigh）散射中亦發現了相位共軛波，從而出現了另一類型自適應光學系統———非線性光學式自適應光學系統。目前，該系統適用于發射激光（但當前實用的非線性介質時間常數較大，限制了其應用范圍）。

傳統的校正式自適應光學系統實時性極好，但其包括波前傳感、控制與校正三部分，結構復雜、價格昂貴。隨著新技術和新器件的出現，自適應光學也向著結構簡單、價格低廉的實用化方向發展。 從20世紀90年代開始，出現了無波前校正器與無波前傳感器自適應光學系統。

1990年，J.Primot等提出解卷積式自適應光學原理。通過實時測定波前誤差及目標像的光強分布，用解卷積的方法恢復目標像。該類系統無波前校正部分，結構較為簡單，也具有較好的實時性與自適應性，但要求計算速度較高。

另外，無波前傳感器自適應光學（WavefrontSensorless Adaptive Optics， WSLAO）系統去掉了傳統自適應光學系統中的波前傳感器，直接利用成像傳感器獲取波前誤差信息，實現了在結構和工作流程上對自適應光學系統的簡化。

加之，隨著微電子機械系統（Micro ElectroMechanical System， MEMS）的飛速發展，作為波前校正器的變形鏡體積趨向小型化，更為無波前傳感器自適應光學系統沿著小型集成、結構簡單、可靠性高的方向發展提供了條件。

按照校正模式，無波前傳感校正方法分為模型法與無模型法，典型的無模型法有高頻振動法、爬山法、遺傳算法、隨機并行梯度下降法等。這些方法中都包含迭代循環，其收斂性不是十分穩定或受到多方面因素的影響而不可預知，影響了校正效率。

2002年，英國牛津大學工程系Martin Booth等采用Lukosz模式，選用基于圖像的適宜評價函數，對光學掃描顯微鏡首次成功實施了基于圖像的無波前傳感器模型法自適應光學校正。該方法避免了無模型法收斂不穩定問題，校正所用的循環周期與所用模式階數相關，校正次數固定，具有較好的實時性。

上述自適應光學系統各具特點，需要根據所校正的誤差源特性及應用環境合理選擇。

自適應光學系統器件的發展

自適應光學系統器件主要包括波前校正器、波前傳感器及波前控制器。

波前校正器波前校正器是以光學移相技術為基礎，通過改變折射率與光路長度實現波前校正。分為傾斜鏡（Tip-Tilt Mirror，TTM）與變形鏡（Deformable Mirror，DM）兩大類。

傾斜鏡用于波前畸變整體傾斜校正，隨著科技的進步，傾斜鏡校正誤差的動態范圍及時間頻率不斷增大，能夠滿足不同使用環境的需求。德國PI公司是傾斜鏡主要制造商之一，其生產的傾斜鏡動態范圍可達30 μm（Z方向位移）、50 mrad（tilt-X，tilt-Y）或更高，快速響應可達亞微秒量級，已廣泛應用于天文、軍事等領域。

除波前整體傾斜外，其他高階項畸變可用變形鏡（反射鏡面面形可主動控制）校正。自1966年第一塊變形鏡問世至今的50多年中，隨著超精密加工技術、電子技術、新材料技術及MEMS技術等相關技術的出現，變形鏡的發展經歷了從分立力致動變形鏡、連續力致動變形鏡、單壓電陶瓷致動變形鏡、堆疊式壓電陶瓷變形鏡到MEMS變形鏡5個階段。

1966年，美國國家航空航天局（NASA）為其56 cm太陽望遠鏡設計加工了世界上第一塊變形鏡———分立變形鏡，其由3塊小反射子鏡拼合而成，每塊子鏡后有3個致動器，可校正鏡面的二維傾斜（tilt-tilt）與軸向平移（pistion）；隨后，珀金·埃爾默公司（Perkin Elmer）為NASA制造了第一塊連續表面變形鏡，其口徑為76 cm，有61個致動器，鏡面厚12 mm，面形精度為0.5 λ。

1973年，Itek公司發明了單壓電陶瓷致動器（Monolithic Piezoelectric Mirror，MPM），并成功應用于實時大氣補償（Real-TimeAtmospheric Compensation，RTAC）計劃中。

1979年，Itek公司又為美國空軍研究實驗室（AFRL）制造了第一個堆疊式壓電陶瓷變形鏡（Stacked Actuator Deformable Mirror，SADM），堆疊的壓電陶瓷結構，可使變形鏡在較低工作電壓下獲得較大動態范圍。

1986年，得州儀器中心研究室研制成功第一個微變形鏡陣列（Deformable Mirror Device，DMD），在硅基片上，應用微電子加工工藝制造出靜電致動器陣列，利用靜電力使硅反射膜發生形變，補償畸變波前相位差。

到了20世紀90年代，隨著MEMS技術的發展，變形鏡的研發朝著高精度、低功耗、低成本、模塊化的方向邁進。

MEMS變形鏡的主要特點是體積?。ㄆ鋯卧叽邕_到微米級，可與光波波長相比擬），便于儀器小型化；可采用集成電路的平面工藝制作，易于批量生產，價格便宜；易于制成多陣列元件，產品性能重復性好，成品率高，便于光機電集成；具有低慣性，即使在高頻工作狀態下，也可通過較小的力進行精確定位，此外還具有寬帶寬的優點。

MEMS變形鏡按照表面形狀可分為連續表面變形鏡和分立表面變形鏡兩種，后者按致動方向又可分為piston型和pistion-tip/tilt型。其主要的鏡面材料有薄膜、多晶硅、單晶硅及金屬，致動器類型也可分為靜電、熱、壓電、記憶合金及磁等。歐美等國在MEMS反射鏡的研究與制造能力方面處于世界領先水平，如波士頓大學、波士頓微機械公司、AFRL、艾斯自適應光學公司、得州儀器、加州大學伯克利分校、貝克自適應光學公司、OKO公司等。

目前，單元數最多的MEMS變形鏡是波士頓微機械公司研制的4096單元變形鏡，其將被應用于Gemini South望遠鏡上。

由于上述各類變形鏡的表面運動可見，將其稱為慣性型變形鏡。此外，還有利用電光、聲光等特性研制而成的非慣性型變形鏡，如液晶空間光調制器、聲光調制器等。

波前傳感器自適應光學系統中的另一個重要器件是波前傳感器。波前傳感技術分為直接測量和間接測量兩類。直接波前測量，即直接探測入瞳面被測波前的特征量。該類方法主要分為兩類，一類是通過測量波前斜率獲得波前相位信息，典型的有夏克－哈特曼（Shack-Hartmann，SH）法、金字塔波前傳感法以及由這些方法派生出來的其他類似方法。

1971年，夏克（R.K.Shack）基于經典的測量幾何像差的哈特曼（Hartmann）方法，研制成功了夏克－哈特曼（SH）波前傳感器。隨著高靈敏度、高量子效率、低噪聲的新型陣列式光電探測器件，如像增強CCD、光子計數雪崩光電二極管陣列等的不斷問世，夏克－哈特曼波前傳感技術不斷改進，在子孔徑數很多和參考光很弱的自適應光學系統中，夏克－哈特曼波前傳感器已成為使用最廣泛的一種波前傳感器。

近20年來，在不同的應用背景中，發展了擴展目標波前傳感器和金字塔波前傳感器。另一類是通過測量波前曲率獲得波前相位信息，典型的有波前曲率傳感器，于1988年由F.Roddier提出，它與雙壓電變形反射鏡或薄膜變形反射鏡結合，可將波前誤差的輸出信號直接用于波前畸變校正，但是只適用于波前低階模誤差的測定。

直接測量方法中，還可將整個光瞳面相位分布在模式上分解成各階波前，設法探測出各階模式系數，繼而由各階系數重構出整個波前分布，典型的有整體傾斜傳感器、離焦傳感器、光學全息傳感器等。 1972年，R.N.Smartt提出點衍射干涉儀，可以直接測量波前的相位分布。由于這種干涉儀的光能利用率很低，所以只適用于發射強激光的自適應光學系統。

間接波前測量，即通過測量與光波波前存在一定數學關系的其他物理量間接獲得波前信息，如由被測入瞳波前在后焦面上或附近的光強分布而逆解出入瞳波前分布的相位恢復（Phase Retrieval，PR）法和相位變更（Phase Diversity，PD）法。

1972年，Gerchberg Saxton提出從已知像平面和衍射平面（出射光瞳）上的強度分布，計算出兩個平面上的相位分布（稱為GS算法）。

1973年，Misell仿照GS算法，提出從兩個離焦平面上的強度分布，計算出兩個離焦平面上的相位分布，稱為Misell算法，從而將離焦型相位變更應用于點光源（目標）的相位恢復波前傳感中。

1982年，Gonsalves提出相位變更法，將其應用于擴展光源（目標）的相位恢復波前傳感中，通過獲得多個添加不同相位變更后的像面光強分布，可同時求解出被測波前和成像系統的物分布。該兩種方法的傳感系統相對簡單，但傳感原理和相應算法比較復雜。

目前，難以用于快速變化波前的傳感，但其空間分辨率高、空間頻率范圍大、精度高，比夏克－哈特曼波前傳感的某些性能有明顯的優勢。因此，當波前傳感對實時性要求不高時（在主動光學中），它是首選的波前傳感方案，在近些年來引起了較高的重視并引發了研究熱潮。

波前控制器波前傳感器輸出信息一般要經過處理，即經過波前重構后才能得到校正波前信號。連接波前傳感器與波前校正器的就是波前控制器。它最早是模擬電路，精度低，也缺乏靈活性，現在已全部采用數字電路。

在算法上，D.L.Fried等詳細研究了區域法重構波前算法，為快速、精確重構波前和消除病態解問題打下了良好基礎。這種方法的優點是方法簡單，要求的計算速度不特別高；缺點是沒有分離出對自適應光學系統非常重要的波前傾斜量和離焦量。

1979年，R.Cubealchini提出了用Zernike多項式重構波前的算法（稱為模式法），解決了區域法存在的問題，但是也存在模式間耦合和混淆以及要求很高的計算速度問題。在這以后，為了提高區域法和模式法的計算精度、降低計算容量和速度、消除病態解等，還提出了許多優化算法。為了實現快速算法，還研制了專用數字計算機、脈動（Systolic）運算器、空間光運算器和神經網絡運算器等。

自適應光學應用的發展

自適應光學發展之初主要服務于軍事應用，之后，隨著該技術的不斷發展與變革，開始向天文觀測等民用領域推廣，在天文界形成了應用自適應光學的熱潮。

隨著新技術、新工藝及新材料的不斷涌現，目前自適應光學除應用于天文觀測外，還廣泛應用于軍事及民用等其他領域。例如，激光大氣傳輸的動態誤差校正，激光加工中的光束穩定、凈化和整形，激光核聚變波前校正，大型航天望遠鏡由溫度變化和失重造成變形的補償，空間相機光軸的擺動和抖動誤差校正，自由空間激光通信大氣擾動的補償，紅外制導的氣動光學效應校正，光學掃描顯微鏡系統的誤差校正及人眼視網膜高分辨率成像等。

1）軍事應用

自適應光學的應用可以追溯到20世紀的70年代，美國是研究自適應光學最早和投入最大的國家。雖然該概念是為滿足天文觀測的需要提出的，但是最早卻應用在了軍事領域。

1982年，世界上第一臺實用化的天文觀測自適應光學望遠鏡被安裝在美國夏威夷的Maui島上，用于美國空軍探測基地觀察近地軌道上運行的空間目標（衛星、助推器及其殘?。?，利用其形態特性進行識別和分類。該系統工作于可見光波段，有168個子孔徑，波前傳感器采用交流橫向剪切干涉儀，波前校正器為整塊式壓電變形鏡，系統帶寬1000Hz，探測靈敏度達到7等星。

美國的“星球大戰”計劃直接促進了自適應光學技術的研究與應用。

1982-1985年，麻省理工學院研制出自適應光學激光光束補償系統，并于1984年和1985年分別對飛機和探空火箭、航天飛機進行試驗，均獲得成功，是美國“星球大戰”計劃取得的重要進展。在對地偵察方面，美軍發射了多顆偵察衛星，均采用自適應光學技術以提高地面分辨率。例如，KH-12偵察衛星，由于采用了自適應光學技術，在160 km的軌道高度上觀測地面目標，可獲得分辨率為8-10 cm的可見光圖像。

除了對地偵察外，自適應光學更是激光武器中的關鍵技術之一，以強激光武器為背景開展了大量的研究工作。

1990年，美國發射了名為“低功率大氣補償試驗”（LACE）衛星，用來驗證自適應光學對激光束的校正能力。

1991年，MIT對LACE衛星進行發射激光試驗，達到0.2′′的接近衍射極限的高分辨率，并且還進行了激光導星和合作目標試驗，取得成功，創造了衛星跟蹤精度的世界紀錄，從而證明了自適應光學可以有效地校正地面向衛星發射激光束所受大氣湍流的影響。

1990年，卡門（Kaman）宇航公司也進行了激光光束校正試驗，采用交變剪切干涉儀作波前傳感器，采樣頻率為3950幀／s，并采用登山法校正低階Zernike像差，使像清晰化函數達極值。

1990年，美國洛倫茲·利弗莫爾國家實驗室建立了一個校正激光像散的自適應光學系統，采用哈特曼波前傳感器和壓電驅動的15單元變形反射鏡，校正頻率為6 Hz。

1992年，TETC公司開展了自適應光學激光光束控制系統的研究，采用直流剪切干涉儀，應用3.5 GHz的脈動陣列完成波前處理，系統帶寬2 kHz，室內試驗結果使斯特列爾比（Strehl Ratio，SR）從0.1提高到0.55。

近年來，美國在其龐大的天基激光器（SBL）、機載激光器（ABL）、地基反衛星激光器、艦載激光器等計劃中都采用了自適應光學技術，并在多次激光打靶試驗中成功地進行了應用。

2）天文觀測

如上所述，自適應光學是為解決大氣湍流問題應運而生的，已廣泛地應用于天文觀測領域中。

1981年，J.Feinleib提出激光瑞利散射導星的概念，使自適應光學系統觀察弱光目標成為可能。

1984年，美國洛克希德公司研制了用于觀察太陽的自適應光學望遠鏡。

1987-1990年，歐洲南方天文臺（ESO）在法國空間研究院和Laserdot公司的協助下，開展了COME-ON的自適應光學系統研制計劃。該系統相繼于1989年在法國Haute省天文臺的1.5 m望遠鏡上和1990年在智利La-Sila山上的ESO3.6 m望遠鏡上試驗成功，并進行了實用的天文觀測。這是自適應光學技術在天文觀測上第一次成功的應用，是天文觀測技術發展的里程碑。

1991年，美國軍方對其自適應光學技術進行了局部解密，促使自適應光學向天文觀測、工業、醫學等民用領域發展，掀起了自適應光學研究的熱潮。

目前，許多地基望遠鏡，特別是大口徑地基望遠鏡都采用了自適應光學系統校正大氣湍流所帶來的波前畸變誤差，如位于美國新墨西哥州的1.5 m自適應光學望遠鏡；美國加州LICK天文臺的3.5 m自適應光學望遠鏡；位于西班牙的德國—西班牙天文中心3.5 m自適應光學望遠鏡；位于夏威夷Mauna Kea島的8 m北半球雙子星Gemini自適應光學系統望遠鏡；日本8.3的Subaru自適應光學望遠鏡；位于智利的ESO的8 m VLT自適應光學望遠鏡；位于美國夏威夷的10 m口徑超大雙子型Keck自適應光學望遠鏡系統等。

此外，很多正在建設的大口徑望遠鏡也都計劃采用自適應光學系統，如ESO 50 m歐洲超大望遠鏡（E-ELT）、美國與加拿大共同設計研究的30 m大口徑望遠鏡（TMT）、美國25 m大麥哲倫望遠鏡（GMT）等，均在設計時加入了自適應光學校正系統。

除對星觀測外，太陽觀測也是天文領域一個重要的研究課題。由于太陽是擴展目標，傳統自適應光學系統由于受到大氣非等暈的影響，不能滿足校正要求。

1988年，J.Beckers首次提出多層共軛自適應光學（Multi Conjugate Adaptive Optics，MCAO）的概念，可以有效地擴大校正視場，特別適用于太陽望遠鏡系統。

從20世紀90年代末開始，MCAO系統的研究進入一個黃金時代。目前，以美國和德國為代表的許多國家都在研制多層共軛自適應光學系統，大大推動了自適應光學在天文觀測領域的應用。

例如，位于夏威夷Haleakala天文臺的ATST（現改名DKIST）是由美國國家太陽天文臺牽頭，22家研究機構共同參與研制，口徑為4 m的大型地面太陽望遠鏡，工作波長為300 nm～35 μm。該望遠鏡的自適應光學系統包括高階自適應光學校正系統（子口徑1232單元SH-WFS、快速傾斜鏡及1313單元DM）、自適應次鏡（336單元）及MCAO系統三個部分，擬采用主動光學（校正主鏡重力、熱變形誤差）和自適應光學技術（校正大氣擾動），實現高分辨率太陽觀測。

2010-2012年，德國科學家連續發表了所擁有的VTT及GREGOR太陽望遠鏡研究現狀，其鮮明特色為采用MCAO系統擴大太陽望遠鏡高分辨率成像視場。

2013年11月，GREGOR望遠鏡更新了MCAO系統，并可與之前的傳統自適應光學系統自由切換，GREGORMCAO系統使用了三個DM分別共軛在0 km、8 km、25 km的高度，兩個相關夏克－哈特曼傳感器（CSHWFS），預計實現1′的校正視場。

2013年11月和2014年1月進行了太陽觀測試驗，但效果并不理想，系統仍需調試。美國大熊湖天文臺1.6 m口徑太陽望遠鏡NST，于2013年10月安裝了一套自適應光學系統AO-308，使用了一個308子孔徑的SHWFS和一個357致動單元的DM，后來又更新了MCAO系統，增加了兩個357致動單元的DM。NSTMCAO系統的三個DM，其中一個與系統入瞳共軛，另外兩個分別與2～5 km和6～9 km的高層大氣共軛，這兩個DM可以沿軌道靈活調整共軛位置，也可以互換位置。

2014年4月，NST成功進行了太陽觀測試驗，試驗表明MCAO系統擴大了校正視場。但是，圖像的校正效果并不明顯，還需要進一步完善。

此外，歐洲計劃發展的4 m太陽望遠鏡（EST）將采用集成自適應光學系統和多層共軛自適應光學系統的方案。2012年發表的文獻中提到，EST使用兩套自適應光學系統，分別是傳統自適應光學（Conventional Adaptive Optics，CAO）系統和MCAO系統。其中，MCAO系統使用五個DM，分別共軛在0和1.6 km、6.6 km、10.6 km、23.6 km高空；在傳感器方面，中心視場采用一個高階CSHWFS，邊緣視場使用一個低階CSHWFS，EST計劃實現1′以上的校正視場。

除了MCAO系統外，Rigaut于2000年提出的地表層自適應光學技術（Ground LayerAdaptive Optics，GLAO）目前也在天文觀測領域被廣泛關注。GLAO大部分試驗研究在夜天文自適應光學系統上開展。

2006年，美國亞利桑那大學在1.55 m口徑的Kuiper望遠鏡上開展開環GLAO試驗，可以在2′視場內進行可見光到紅外波段的恒星成像。位于南美智利的4.1 m SOAR望遠鏡上裝備了單導星GLAO試驗系統SAM，采用了一顆高度為7 km、波長為355 nm的紫外光瑞利導星，60單元雙壓電變形鏡，工作在藍光（320 nm）到近紅外波段，視場為3′的方形區域，在天氣情況良好的條件下校正后的圖像半寬高（FWHM）能達到0.3′′。

一般情況下，I波段FWHM為0.4′′，V波段為0.5′′。位于美國亞利桑那州格拉漢姆山國際天文臺的8.4 m口徑大雙筒望遠鏡也裝備了GLAO試驗系統，名為ARGOS。大雙筒望遠鏡的每只“眼”都裝備有三個波長為532 nm的綠光瑞利導星，傳感區域直徑為2′，成像視場大小為4′，工作在可見光到中紅外波段，并使用一個672單元的自適應次鏡進行校正。

在2014年和2015年進行的觀測試驗中，裝備了ARGOS系統后的校正效果在H波段可以達到0.27′′，與未校正的圖像相比效果提升了近40％。

3）空間光學遙感

空間光學遙感器成像質量一方面取決于光學系統自身的設計、制造、裝調；另一方面與系統熱變形、力學變形、遙感器平臺抖動等諸多影響因素有關。

為了實現空間光學遙感器高分辨率成像的目標，必須對系統中誤差源的特性及其對像質的影響進行詳細分析，同時采取必要的措施將誤差限制在可以接受的范圍以內。

當對系統的像質要求很高時，采用自適應光學系統（主動光學）校正波前誤差是較為常用的解決辦法，在有些情況下甚至是唯一可行的解決辦法。

目前，國際上已有多個空間光學遙感器采用自適應光學技術實現了高分辨率成像觀測，如哈勃空間望遠鏡（HST）、下一代空間望遠鏡（NGST）、詹姆斯－韋伯空間望遠鏡（JWST）、美國空軍發展大型空間可折疊展開光學系統研究計劃等。

HST主鏡后裝有24個面形致動器，次鏡后裝有6個位置致動器，均由計算機控制，可以實現主鏡和次鏡的準確定位，并修正鏡面的重力變形、發射過程中的力學變形和在軌工作時的溫度變形。

LDR是美國噴氣推進實驗室（JPL）于1985年提出的大型空間可展開望遠鏡方案，采用自適應光學系統校正主鏡的分塊鏡位置誤差以及鏡面熱變形和材料老化引起的低階像差。

1998年，美國空軍研究實驗室報道了美國空軍發展大型空間可折疊展開光學系統的研究計劃（AFRL計劃），該計劃的應用目標是空基激光彈道導彈防御計劃中的激光鏡及戰略偵察傳輸式衛星相機主鏡。采用自適應光學技術實現系統波前傳感與誤差校正。

NGST是NASA在1996年正式啟動的作為哈勃望遠鏡繼任者的下一代空間望遠鏡研究計劃（后更名為JWST），光學系統采用三鏡消像散及分塊主鏡結構，采用自適應光學系統分階段校正主鏡各分塊鏡、次鏡、三鏡的位置誤差和面形誤差。2002年，在NGST的基礎上，開展了JWST的研究。JWST采用了復雜的波前傳感和控制方法逐級校正波前誤差，在工作波長大于2 μｍ時可以達到接近衍射極限的像質。

4）其他領域

激光應用領域

1985年，中國科學院成都光電技術研究所在“神光”Ｉ激光核聚變裝置中采用爬山法實現了激光波前校正，開創了自適應光學技術在激光核聚變裝置中使用的先河。接著，其他國家也都在其各自的激光核聚變裝置中添加了自適應光學系統以校正激光束的波前。

1988年，TRW公司聯合Itek公司利用像差補償系統對化學激光器輸出光束進行凈化和診斷。此后，采用自適應光學技術的光束凈化裝置成為很多輸出高質量光束激光器的重要組成部分。

2003年，日本早稻田大學的Hirokilshkawa等報道了利用一塊雙壓電變形鏡對重復頻率50 Hz，峰值功率7 TW（168 mJ/脈沖，24 fs/脈沖）的Ti:Sapphire激光器系統進行光束凈化，哈特曼傳感器用來測量系統的波前畸變。經校正后，SR由0.073提高到了0.87。

2003年，法國的Thomas Planchon等報道了10Hz/100TW CPATi ： Sapphier激光器光束凈化結果，其中波前校正器為36單元的雙壓電變形鏡，哈特曼傳感器用于探測激光器及系統中球面反射鏡的波前畸變。

對于F數分別為6.7、5和3.3的球面鏡，SR分別由校正前的0.10、0.02和0.01提升到校正后的0.94、0.89和0.71。

2005年，LLNL的科學家K.N.LaFortune等報道了對平均功率為10 kW的脈沖固體熱容激光器實施腔內校正的結果。在激光器沒有運行時，先用參考光束入射到諧振腔內，用哈特曼傳感器測量該參考光，對靜態像差進行預校正。開啟激光器后，用哈特曼傳感器探測出射的主激光，對整個系統的動態像差進行校正。SR由0.03提高到最多達0.26，充分證明了該校正系統及方法的有效性。

2006年，J.V.Sheldkova等報道了應用水冷雙壓電變形鏡的1 kW連續二極管泵浦固體激光器光束凈化試驗，優化算法采用基于爬山法和遺傳算法的改進算法，低功率下腔外校正使Ｍ2因子由6減小到3，在高功率下腔內校正使Ｍ2因子由55減小到50。

2008年，S.Fourmaux等報道了利用48個驅動器的雙壓電變形鏡對重復頻率10 Hz，平均功率200 TW，功率密度1020 W／cm2的高亮度Ti:Sapphire脈沖固體激光器光束凈化試驗研究，經校正后，遠場光斑聚焦性明顯提升，SR由0.34提高至0.84。

同年，JiPingZou等人報道了法國LULI2000拍瓦激光系統波前畸變控制情況，該系統中采用了PHASICS的四波橫向剪切干涉儀作為波前探測器，控制一塊32單元的雙壓電變形鏡實施光束凈化，最終遠場光斑的SR由0.2提高到0.7。

另外，英國Strathclyde大學的Walter Lubegt等也于2008年報道了應用37單元薄膜變形鏡作為激光器腔鏡，提高板條激光器亮度的研究。

分別利用遺傳算法和模擬退火算法控制變形鏡使得輸出功率6W的側面泵浦Nd:YaO激光器和輸出功率15 W掠入射Nd:GdVO4激光器光束質量提高，其中掠入射Nd:GdVO4激光器兩方向M2因子分別由27減小到9，由10.5減小到3。

2009年，Strathclyde大學WLubeigt等用變形鏡校正固體激光介質開機過程中的動態熱透鏡效應，使激光器的“開機全亮時間”縮短了1/6～1/3。

N.K.Metzge等在2010年報道了超短脈沖激光腔內光束凈化試驗，凈化系統使脈沖持續時間降低了41 fs。

2011年，俄羅斯V.V.Kiyko等報道了一種輸出模式可控的固體激光器，該激光器采用變形鏡進行模式控制，可以輸出基模、平頂光和幾種超高斯光束。

2012年，德國Stuttgart大學在一臺單盤片激光器中，利用變形鏡作為諧振腔的高反射腔鏡，實現了最大輸出功率達800 W，光束質量M2≈1.2，接近衍射極限的光束輸出。

2013年，南非Sandil Ngcobo等報道了一臺能夠產生任意模式輸出的“數字激光器”。該激光器采用液晶空間光調試器（SLM）作為諧振腔的腔鏡。通過改變液晶空間光調制器位相，實現對激光器輸出模式的實時控制，理論上數字激光器可以實現任意模式的激光輸出。

2015年，俄羅斯Julia Sheldakova等利用雙壓電變形鏡和夏克－哈特曼波前探測器搭建了一套焦面光束整形系統，取得了較好的校正效果。

生物醫學、眼科領域

近年來，在光學掃描顯微鏡、眼底視網膜成像等領域，自適應光學也顯示了很好的應用前景。例如，在眼底視網膜成像領域，涌現了許多應用自適應光學的眼底成像系統。 目前，應用于眼底成像的自適應光學技術主要有CAO、MCAO及無波前傳感自適應光學（WSLAO）。CAO因為技術成熟，已經廣泛與各種眼底成像技術結合，如蔡司公司出品的第四代OCT產品上都已經整合了CAO技術。

MCAO是近幾年才開始用于眼底成像技術的，主要是為了解決CAO成像視場小的問題。

WSCAO可以視為一種CAO的替代，其不需波前傳感，可以簡化系統，是研究熱點之一。

1994年，美國Rochester大學視覺科學中心的Junzhongliang等將自適應光學應用于視覺研究，建立了世界上第一臺用于人眼的自適應光學成像系統，并且首次得到了活體人眼高分辨率單視錐細胞圖像，證實了自適應光學的引入可以很好地消除人眼像差等問題以得到高分辨率的圖像。

2004年，Hermann將時域光學相干層析技術（OCT）與自適應光學結合，采用光路切換方式實現高分辨率眼底成像。

2009年，Cense Barry等將超輻射發光二極管及飛秒激光器應用于AO-OCT得到了高分辨率的視網膜成像，分辨率達到3.2 μm。

2011年，Robert將自適應光學分別應用于激光掃描檢眼鏡（Scanning Laser Ophthalmoscopy，SLO）和OCT，采用兩種模式觀察視網膜，并得到了高分辨率的視網膜圖像，其中AO-SLO和AO-OCT分辨率均可以高于3.5 μm。

2012年，Takayama等將自適應光學與SLO相結合，構成AO-SLO系統，獲得了視神經乳頭的高分辨率成像。

2006年，P.A.Bedggood等基于ZEMAX建立了MCAO眼底成像仿真模型。仿真結果表明，相對于CAO，MCAO可以將校正視場從2°擴大至8°左右。

2009年，J.Thaung等也設計了基于ZEMAX平臺的MCAO眼底成像系統，采用5顆導星傳感波前誤差，并使用兩個DM（37單元和79單元）進行校正，稱為雙層共軛自適應光學眼底成像系統（DCAO）。仿真結果表明，DCAO眼底成像技術可以實現校正視場的擴大，證明了MCAO的可行性。

為了解決CAO眼底成像技術所帶來的問題，近年來WSLAO眼底成像研究逐步展開并且發展迅速。WSLAO不需要專用的波前傳感器，就可以直接由成像探測器的光強信息建立像質評價函數；然后基于特定的優化算法（一般分為無模型法和模型法）控制波前校正器尋找評價函數的極值，當評價函數達到極值時即認為波前誤差得到了校正。

WSLAO系統去掉了SH-WFS的影響，對于噪聲和誤差有很好的免疫性，校正能力穩定，并且眼部抖動對其影響較小。

WSLAO眼底成像系統的算法研究最早可追溯至2006年。S.Zommer等分別使用仿真眼和人造眼作為研究對象，對常用的SPGD和模擬退火算法（SA）進行了比較。

結果發現，SA比SPGD計算速度更快，效果更好；另外，和具有SH-WFS的CAO系統相比，雖然SA運算時間長，但可以通過使用單發光二極管（LED）降低圖像采集等過程所花費的時間，使其最終與傳統自適應光學達到相近的迭代收斂時間。

2015年，QingyunYang等又提出了一種自由衍生信賴域算法（TRDF），并證明了這種算法在DM行程為中等大小時，收斂速率要快于SPGD和SA算法。

近年來，WSLAO結合各種眼底成像技術的系統層出不窮。

2011年，Hofer Heidi首次將WSLAO結合CSLO，并用于活體人眼眼底成像，其系統可以分別實現CAO眼底成像和WSLAO眼底成像。其中的SLO系統控制垂直振鏡（VS）和水平振鏡（HS）并通過光電倍增管（PMT）得到眼底圖像。

采用雙DM實現校正，其中擁有52個致動器的低頻DM可以校正低階Zernike像差，擁有140個致動器的高頻ＤＭ可以校正高階Zernike像差。

算法上采用了SPGD算法，對3～20階Zernike系數進行校正，最終實現了1.5°視場成像，單幅成像周期為40ms。試驗結果證明，與CAO眼底成像相比較，WSLAO眼底成像在系統復雜度、光強利用率等方面具有顯著優勢。

2013年，S.Bonora等提出了一種基于模式變形鏡（MDM）的WSLAO-OCT系統，使用了基于模型的算法，因其迭代次數比無模型算法要少，故收斂速度快。系統點擴散函數作為性能評價指標，校正后橫向分辨率達到了14.4 μm，接近系統衍射極限（10 μm）。另外，MDM可以只用9個致動器就實現低階像差的校正，因而系統復雜度可大大降低。

2015年，Kevin. K. Wong等，進行了基于頻域OCT（FD-OCT）的活體人眼WSLAO眼底成像系統的研究。經WSLAO校正后，系統波前RMS值小于λ／14，接近衍射極限水平。與CAO眼底成像相比較，WSLAO可簡化系統，大幅降低成本，這對于未來臨床產品的推廣具有重大意義。

當然，WSLAO也存在諸多不足，如算法會直接影響收斂速度和成像精度，WSLAO眼底成像技術雖然對抖動適應性較強。但是，在一些系統中抖動仍然不可以忽略，WSLAO技術依然面臨成像視場小的問題。

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我國自適應光學技術的發展概況

1978年，我國開始自適應光學的研究。

1980年，中國科學院光電技術研究所（簡稱成都光電所）成立了第一個自適應光學研究室。此后，在長達40余年的研究中，為我國自適應光學的發展做出了杰出貢獻。

1985年，建立了國際上第一套用于激光核聚變裝置的校正激光波前誤差的自適應光學系統。

1990年，建立的“21單元星體成像自適應光學系統”在云南天文臺首次實現對星體目標的大氣湍流校正成像，使我國成為繼美國和法、德聯合研究之后，世界上第三個實現星體目標實時校正成像的國家。 1998年，將自適應光學系統成功應用于北京天文臺2.16 m望遠鏡的紅外波段大氣湍流校正。

2000年，研制了用于活體人眼視網膜成像的19單元小型自適應光學系統。

2002年，又將其升級為37單元，獲得了視覺細胞和眼底微血管的高分辨率圖像，從而使我國成為繼美國之后第二個獲得活體人眼視覺細胞實時成像的國家。

同年，成都光電所與南京大學合作，研制了國內首套太陽觀測傾斜校正自適應光學系統，使我國成為國際上少數幾個擁有自適應光學太陽望遠鏡的國家之一，并研制成功用于激光核聚變裝置的45單元方形激光束校正系統。

2007年，在云南天文臺1.2 m地平式望遠鏡上利用自適應光學技術對大氣波前的傾斜量進行實時校正，完成了月球激光測距試驗。

2009年，在云南天文臺26 cm精細結構望遠鏡上，采用由37單元DM和基于絕對差分算法的SH-WFS組成的自適應光學系統，首次獲得了高分辨率太陽表面圖像。

2011年，在1 m紅外太陽塔上，利用自適應光學系統同時獲得了可見光波段和近紅外波段的太陽黑子高分辨率圖像。

2013年，成功地研制出太陽活動區多波段同時成像試驗系統，并對37單元太陽自適應光學試驗系統進行了技術升級，突破了白天太陽自適應光學系統高時間帶寬、高幀頻相關夏克—哈特曼波前探測、高速波前實時處理控制以及多波段太陽高分辨率同時成像等技術難題，并于6月16日在云南天文臺1 m紅外太陽望遠鏡上實現了對太陽擴展目標的低階自適應光學校正，獲得了太陽活動區多波段高分辨率層析圖像。

在GLAO應用方面，成都光電所于2016年在云南撫仙湖1 m新型真空太陽望遠鏡（NVST）上用一臺GLAO的原型機進行了觀測試驗。系統采用了一臺30孔徑的CSHWFS和一臺151單元DM，在1′成像視場上對可見光波段進行了校正試驗。

此外，我國計劃將于南極DomeA建造的2.5 m口徑“昆侖”暗宇宙巡天望遠鏡（KDUST）擬采用GLAO系統，裝備一個激光導星和一個變形鏡，通過旋轉激光導星來實現區域傳感。

北京理工大學在自適應光學的發展方面也做了很多有意義的工作。

1996年，出版了國內第一部自適應光學專著，并培養了國內第一位自適應光學的研究生和博士后。

1995年，研究成功極弱光哈特曼波前傳感器，可以進行單光子測試，達到了理論的極限靈敏度。

1996年9月，建立了大氣湍流共軛校正的兩層湍流模型，首次求解出最小二乘解。

1999年，對星載高分辨率相機鏡面溫度及自重變形的自適應光學校正技術進行了仿真研究，并進行了縮比實驗驗證。

2000年，建立了微小型自適應光學系統，質量不到4 kg，波前校正精度為λ／10。由于體積小、質量小、成本低，特別適用于空間光學系統，同時也可用于激光加工、醫用光學、測量計量等光學儀器與系統，該成果入選我國高科技發展計劃（“863”計劃）十五周年成果展。

2005年，北京理工大學與中國航天科技集團508所、中國科學院光電技術研究所等單位合作，完成了機內信標及徑向斜率波前傳感方法、擴展信標及相關夏克－哈特曼波前傳感方法的理論和實驗研究，實現了空間光學系統熱畸變的地面演示驗證。

2004-2008年，開展新型空間光學系統自適應光學理論與方法研究，填補了我國在大型空基光學系統自適應光學校正研究領域的空白。

2008年，利用相位差異法實現了空間光學遙感器大動態范圍高精度波前傳感的仿真研究及實驗驗證。

2009年，對高分辨率空間光學遙感器的寬視場自適應光學校正進行了初步的實驗研究。

從2005年至今，一直從事空間自適應光學系統的理論、方法研究及實驗驗證工作，獲得了重要的研究成果，為空間自適應光學的發展奠定了雄厚的理論基礎。

2009年起，北京理工大學開展了WSLAO系統研究，并在原理、方法、應用等方面取得豐碩成果。同時，在氣動光學、高能激光、共型光學、太陽觀測、眼底成像等領域也開展了大量的研究工作。

除了上述兩個主要研究單位外，國家天文臺、中國科學院安徽光學精密機械研究所、南京天文光學技術研究所、中國科學院長春光學精密機械與物理研究所、國防技術大學等也在從事自適應光學的研究。

例如，我國于1997年開始實施的LAMOST望遠鏡（大天區面積多目標光纖光譜望遠鏡）計劃，該望遠鏡采用自適應光學技術控制主分塊鏡面拼接和非球面面型校正，同時還建立了一個低階自適應光學系統，用于校正地面觀測引起的低階波前誤差。

2008年10月，LAMOST望遠鏡正式竣工，成為世界上光譜獲取率最高的望遠鏡。

目前，我國的自適應光學技術不僅應用于天文觀測、激光核聚變、激光武器、眼科醫學中，在光束凈化、光束整形、激光通信、氣動光學等方面也得到了應有的重視。

審核編輯：黃飛