最后更新：2025年9月16日

自适应光学与激光导引星

我们的大气层是观测天空的障碍。

地球大气层是动态的，其空气层温度分布不均匀。这些气层不断运动、混合、交换能量，而压力、热量、湿度和运动引起的扰动严重阻碍了从地面进行的天文观测。此外，这种大气湍流是持续存在且不可预测的。

望远镜接收到的图像随着空气分子的扰动和涡流而颤动。我们称之为波前受到干扰。那已经传播了数十亿年的平坦波前，在它旅程的最后几毫秒内，在地球大气层中破碎了。自2010年以来，自适应光学系统已成为大型天文台的标准设备。

自适应光学（AO）是一种实时校正大气湍流引起畸变的技术。这些扰动会改变光波前，降低地面望远镜的分辨率。该系统基于由波前分析仪控制的变形镜，该概念于1953年由美国天文学家霍勒斯·巴布科克（1912-2003）提出。

当观测一片没有亮星引导望远镜的天空区域时，天文学家会自行制造发光参照物：人造激光导引星。他们向距离中间层约90公里处的稀薄钠层发射黄色激光束，钠原子受激发后从地面反射回可见光，从而形成明亮光点。该光点可作为参照，用于校正大气湍流效应，从而获得更清晰的图像。

注：地球中间层确实存在一层钠，其中心高度约90公里。这并非肉眼可见的"云"，而是由微流星体烧蚀产生的极稀薄钠原子层。

传感器观测恒星或激光导星发出的光在穿过大气层时如何发生畸变。计算机将这些畸变转化为一张地图，指示镜面需要在何处以及以多大程度弯曲以进行补偿。微型促动器以几十纳米的幅度推拉镜面背面，为光线恢复规则的传播表面。这种“测量-分析-校正”循环每秒重复数百至数千次，以实时跟踪湍流的变化。

目标是几乎完全抵消空气造成的变形，从而获得如同望远镜在太空中拍摄般清晰的图像。其质量通过斯特列尔比（Strehl ratio）来衡量，该比值会随着自适应光学系统减小残余误差而提高。

在实际应用中，高精度传感器、稳健的重建算法以及快速密集的变形镜相结合，能够在校正后的光谱波段和角度下，获得接近望远镜衍射极限的校正图像。

配备在VLT或凯克等望远镜上的自适应光学系统，能够获得分辨率接近衍射极限的图像。这些系统对于拍摄系外行星、研究星系核或致密星团至关重要。

AO系统示例及其特性
仪器	望远镜	修正后的海拔高度	如何
球体	VLT（欧洲南方天文台）	90%的湍流	优化用于直接成像系外行星和高对比度
凯克自适应光学系统	凯克二号	80%	首台基于大型地基望远镜的实用激光自适应光学系统
GPI	双子座南方	85%	设计用于观测靠近恒星的年轻巨行星
MagAO-X	马格兰·克莱（LCO）	85%	高对比度可见光与红外成像用于行星与恒星观测
SCExAO	斯巴鲁	80%	专注于系外行星的高分辨率成像和日冕仪
艾里斯	VLT（ESO）	90%	替代近红外NACO，提升对比度和分辨率
NFIRAOS	TMT（在建中）	计划 > 90%	未来三十米望远镜计划的首个多共轭自适应光学系统