牛顿为什么叹息？地基望远镜是否会被太空望远镜所终结？天文望远镜为何纷纷加入“激光大战”？今天质心教育为物理竞赛党们整理了相关的知识~供各位物理竞赛党们参考~
1.牛顿的叹息
图1. 凯克望远镜I/II（KeckTelescope I/II）像银河中心射出两道利剑一般的激光。图片源自SPIE新闻间(http://spie.org/newsroom/technical-articles/4881-upgrading-the-laser-guide-star-system-at-the-keck-ii-telescope)。
400年前的牛顿先生无奈地发现无论望远镜口径如何增大，在观测天体的时候，天体的像的大小并不像理论推导的那样与望远镜口径成反比，而是远低于理论值。于是他在自己的《光学》一书中叹息到: “之所以这样是由于大气不够宁静，唯一的解决方式是将望远镜建到高高的山巅。”如果再进一步，当望远镜运行在太空里，那么大气对望远镜成像的影响将不再是个问题。图2是当今世界上最大的地基望远镜之一，8米的斯巴鲁望远镜（Subaru Telescope），与位于太空的哈勃望远镜对同一个星系成像的对比。很明显，这个星系的细节特征在斯巴鲁的图像中无法辨别。那么大气扰动（湍流）到底是如何影响地基望远镜的成像质量的呢？
图2. 地基8米望远镜斯巴鲁望远镜（左）和哈勃太空望远镜（右）的成像对比。图像源自Nature（http://www.nature.com/nature/journal/v457/n7225/full/nature07621.html）。
2.大气湍流和视宁度
我们知道，光是以电磁波的形式从天体发射出来。我们观测的天体因为距离遥远，来自天体的电磁波波阵面在地球大气层上方的一部分已经可以被近似为平面。我们称这个平面为波前。波前上相位相同。如果望远镜放在太空，那么波前进入望远镜后，将得到一个单纯由望远镜口径决定的艾里斑①。但是，一旦存在大气，平面波前就会由于大气湍流产生畸变。地面上的望远镜接收成像后，将得到斑点图（Speckle Image，图3）。图中每一个斑点的大小均与艾里斑近似。天文观测因为经常要长时间曝光，得到的最终图像就是一幅幅短曝光斑点图叠加出来的一个巨大光斑。这个巨大光斑的尺寸与曝光过程中大气湍流的情况直接相关，我们将这个尺寸定义为“视宁度”。
图3. 艾里斑（左）和短时间曝光斑点图（右）
3.Babcock的大胆假设
既然地基望远镜之所以赶不上太空望远镜是拜大气所赐，是否有办法校正大气对光波造成的畸变？上个世纪50年代，天文学家Horace W. Babcock提出了一个想法[1]：将一个镜面可以变形的反射镜②放置在望远镜成像的光路中，假设我们可以通过一个参考信号探测得到大气引起的湍流畸变，就可以将该镜面面型变成与此时入射波前形状相同，波前被反射后，将会被恢复成平面进入后续光路，最终得到没有大气畸变的高分辨天文图像（图3）。这个想法非常美妙（这个想法同当今的自适应光学系统原理是一样的），Babcock也在文中给出了一个装置的设计。但是，进一步考虑，这个系统存在若干实际问题。首先，波前畸变探测需要在被观测天体附近有一个高亮度的天体以提供校准用的参考信号。但是尽管天上亮星很多，能满足这个亮度要求的仅能占全天空的百分之几。大大限制了该系统的应用。
图4. 自适应光学系统简图。目的是将畸变的波前恢复成平面波，实现接近衍射极限分辨率的图像。该系统主要分成三大部分，波前校正环节（变形镜及其驱动器，“双手”），波前探测环节（波前探测器，“双眼”）以及联系这两部分的实时运算控制环节（“大脑”）。Babcock提出的设计与这个原理简图近似。
其次，大气湍流的变化速率通常为毫秒量级，实时校正要求在几毫秒内完成畸变波前的探测、计算、校正。在当时的技术条件下，无法实现如此高速校正、探测的元器件，而研发耗资巨大，没有政府投入难以实现。所以Babcock以及当时的一批天文学家，仅管提出了设想，但没有真正在望远镜上实现这样一个系统。
4.自适应光学，“冷战的产物”？
上世纪70年代，在冷战的背景下，美苏双方均展开了利用激光拦截对方导弹的相应研究。激光和星光都是光，本质上没太大区别，只是激光的波长更单一，能量更集中。由于能量高度集中，激光发射路径上的空气就会被迅速加热，形成湍流。这部分湍流如果不校正，就会使得激光能量发散损耗，难以摧毁目标。自适应光学则提供了很好的一个校正途径，在70年代末也就最先被应用到激光反导系统当中[2]。在成像方面，由于对卫星进行反侦察（观测对方卫星的型号、指向、轨道等信息），必须校正大气湍流造成的图像模糊才能实现[3]。美国军方也在同时期成功研制了用于检测低轨卫星的自适应光学系统，并投入使用。但是相关研发资料直到1992年才公开给天文学界。而在此之前的80年代，像美国的国家光学天文台、欧洲南方天文台、法国的航空航天研究院均已开始针对天文应用的自适应光学系统的相应研发。
随着2000年前后的一系列10米级大口镜望远镜建成并投入使用，利用自适应光学系统突破大气视宁度的限制成为各大望远镜首要引入的功能。下一代巨型地基望远镜，国际三十米望远镜（Thirty Meter Telescope）, 美国的巨型麦哲伦望远镜（Giant Megellan Telescope），以及欧洲的甚大望远镜（Extremely Large Telescope）也都将自适应光学系统作为望远镜首光的必备子系统。
图5. 地基10米Keck望远镜自适应光学系统关闭（左）与打开（右）的成像对比。图像源自http://www.cis.rit.edu/class/simg799/ao/aoWhatis.htm。
图5. 哈勃太空望远镜与地基10米的Keck望远镜对土星的卫星，土卫六（Titan）的成像对比。图像源自http://www.cis.rit.edu/class/simg799/ao/aoWhatis.htm。
5.“神光一阳指，造星耀银河”
③尽管如此，为了突破全天区可用自然导星数量少，自适应光学系统天空覆盖率低的缺点，天文学家就考虑如果能够利用激光在天上打出一颗亮星（图6），那么在观测的时候便总能保证目标附近存在一颗亮度足够高的“激光导引星”。
图6. （左）河北兴隆观测站外场试验中从地面观测到的激光导引星。靠近图像中间的是高度在90-110公里的钠导引星。下方尖尖的一条是瑞利散射造成的光柱，可以利用距离选通技术用于底层大气湍流的探测。（右）河北兴隆观测站外场试验照片，瑞利散射形成的黄色光柱清晰可见。图片源自作者所在中科院国家天文台/理化所/光电所激光导星攻关团队。
激光导引星的具体发展历程可以参考文献[4]。最早的激光导引星技术利用的是底层大气的大分子、尘埃对激光的瑞利散射所形成光柱的一部分作为导引星。这种导引星的缺点在于高度较低，高层大气湍流无法探测得到，校正水平有限。幸运的是，在大气90-110公里高度存在一圈钠离子层。通过将激光波长对准钠的共振荧光谱线，当钠原子被泵浦到高能级后，一部分的钠原子将发生自发辐射。自发辐射是全向的，那么背向激光发射方向的一部分光子将被望远镜接收，在自适应光学系统中便形成一个可被探测到的信号，也就是通常所说的“钠激光导引星”。钠导引星克服了瑞利导引星高度低所带来的缺点。然而，有效激发钠原子的共振荧光对激光器性能、稳定性要求极高，是当今国际上自适应光学技术的研究热点和难点之一。我们前面看到的各种从望远镜射出的“激光剑”就由来于此。
配备了激光导引星的自适应光学系统极大地扩展了自适应光学系统的应用。由于相较太空望远镜，地基望远镜后端可接驳的仪器更丰富，口径更大，看得更深，可用于观测的时间也更多。当分辨率通过自适应光学校正接近甚至超过太空望远镜的水平后，很多以前在地面难以实现的观测内容将得以开展。比如对银河系中心黑洞周围天体运动进行高精度运动学观测以研究星系形成与演化以及中心黑洞相关内容（图7），对系外行星候选目标源进行跟踪观测，寻找类地行星（图8），等等。配备了自适应光学系统的下一代30米级大口径望远镜观测能力将比哈勃望远镜的分辨能力提高1个量级，灵敏度提高4个量级，更多宇宙之谜将有望被发现、解答。步入了自适应光学时代的地基望远镜将在未来的天文观测中继续发挥其中流砥柱的作用。
图7. 通过观测银河系中心超大质量黑洞周边天体运动情况，可以获得关于银河系中心黑洞的许多信息。配备有新一代自适应光学系统的三十米级望远镜将为相关研究提供更多、更精确的数据。（左）地基10米Keck望远镜当前自适应光学系统对银河系中心成像；（中）Keck升级新一代自适应光学系统后的成像质量（仿真结果）；（右）未来30米望远镜及其自适应光学系统成像质量（仿真结果）。图片源自http://www.galacticcenter.astro.ucla.edu/。
图8. 小口径望远镜也在升级自适应光学系统后再次焕发活力。RoboAO，一个安装于1.5米望远镜上的无人看守全自动自适应光学系统（动画1-3），被成功用于搜索类地行星及恒星系统多样性研究等前沿工作中。图片源自http://www.ifa.hawaii.edu/Robo-AO/。
注释
① 艾里斑，实际上就是单孔衍射实验里面得到的一圈圈明暗相间的图形。
② 变形镜，顾名思义，就是表面形状可以受控变形的反射镜。当时还不存在这种技术。当前较为成熟的办法利用了介电陶瓷伸缩量可有电流控制的特性。将介电陶瓷堆利用特殊工艺一个一个地粘接在金属薄镜背面，通过改变各陶瓷堆的伸长量，改变镜面形状。变形镜的加工技术至今仍是个难题，其他波前校正方式也在不断涌现。
③ http://www.bjb.cas.cn/kytd/kjdt/201412/t20141230_4285240.html
参考文献
[1] Horace W. Babcock et al., “The possibilityof compensating astronomical seeing”.
[2] Robert K. Taylor et al.,”How adaptive optics may have won the Cold war”
[3] John W. Hardy,”Adaptive Optics for Astronomical Telescope”.
[4] 薄勇等，“激光钠导引星技术研究进展”。
作者简介
冯麓，学工科的理学博士，2008-2011年在欧洲南方天文台自适应光学部博士联合培养，2012年获中国科学院国家天文台博士学位，同年加入国家天文台三十米望远镜项目组。现任国家天文台副研究员。主要研究方向为自适应光学系统，钠激光导星技术及相应的天文观测方法等。
沈志侠，天体物理学博士，现为国家天文台副研究员，国家天文台三十米望远镜项目组成员。主要研究方向为恒星物理。
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