问题与挑战
oD&axNk 来自遥远天体的波前，在太空中经历了漫长的传播，却在到达地球的最后30微秒因大气湍流的扰动而破坏。大气扰动限制了大型
望远镜的分辩率，大气的这一现象通常被称为“视宁度”。因此，地面天文学常被比作“湖底看鸟”。望远镜的口径越大，可以收集越多的
光线，但是，如果不进行校正，在超过一定程度后，分辩率则不再提高。
^ah9:}Ll 解决方案
pt=H?{06 1) 天文选址：要求要有最佳的视宁度，山峰位置有利于空气层流动
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VQwF9Iq]` 自适应系统及其整体结构
1) 自适应反射镜
, IDCbJ ■ 自适应反射镜通过一个非序列的7x7方形反射镜阵列创建
5V@c~1\ ■ 也可以使用UDS自定义表面
b ]u01T- 2) 夏克-哈特曼传感器
fuF!3Q ■ 夏克-哈特曼传感器使用用户自定义复眼透镜功能建模
kBg8:bo~ ■ 通过一个宏程序，对每个子孔径追迹5x5的光线网格
,v$Q:n| ■ 然后，对每个自适应反射镜进行Alpha和Beta倾斜，追迹光线网格
\x;`8H Gqs)E"h 
FDC c?>,o 复眼透镜阵列
bfX y uv 3) 大气扰动建模
l~Rd\.O ■ 要正确建模自适应光学系统，我们必需要能够正确建模大气扰动
ZGj ^,? a ■ 1954年Kolmogorov和之后的Tatarski，建立了一个大气扰动的统计模型
pq$-s7# ■ Kolmogorov的统计模型常被用来建模大气
1U6 z2i+y ■ 通过使用WFR干涉图文件对模型添加扰动
|Q+:vb: ■ 编写宏程序，生成干涉图文件，其功率谱密度与Kolmogorov统计模型匹配
=bJ7!& ■ 宏程序添加一系列正弦项，具有固定的幅度（空间频率的函数），但是相位和方向是随机的
liU8OXBl ■ 数据生成后，即刻被转换为WFR网格格式的干涉图文件
Bht! + #. j}: 
w?:tce 添加扰动前后的光瞳图
+^|_vq^XR 4) 自适应校正前后图像对比
b|oT!s ■ 校正前后的光瞳图
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D$ Eq~VQ 校正前 校正后
Fj4>)!^kM ■ 校正前后的像场图
oh na1a^ J"~!jrzBh( 
Yhte&,D" 校正前 校正后
M>[e1y>7 结论
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5ie CODE V可以精确建模自适应光学系统，其干涉图功能可以用来精确
模拟大气扰动。虽然该过程并不是一个实时的仿真，但对于计算时间的要求大大降低。通过这样的建模过程可以获得自适应光学系统的真实物理模型和光学性能。
d$hBgJe>N je8 5G`{DC （原文链接：http://www.cybernet.sh.cn/solution/s66.html，来自莎益博工程系统开发（上海）有限公司官方网站）
