问题与挑战
9=}[~V n 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。
<t*<SdAq>` 解决方案
\ym^~ Q| 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
ysl#Rwt/2 –高大的山峰还有其它的优势，包括超过空气水汽层的高度，其基本思想就是要透过尽可能少的空气进行观察
z@pa;_ 2) 通过改进圆顶的设计，降低由湍流和吸热引起的“圆顶室视宁度”
=5V7212 –基本的原则就是，圆顶越小越好，在有些方案中，采用完全可以收回的圆顶
4[MTEBx 3) 若能将望远镜发射到外太空，则可以完全消除这些影响
R[S1<m; –天文选址的终极方案，成本高昂且体积受限，通勤工作也异常艰难，哈勃太空望远镜是这种方式的一个极好的例子
`wU['{= 4) 观察波段较长时，扰动的影响正比于λ-6/5，这会带来一些好处
CR%h$+dzy 5) 后期处理
,d&3IhYhD –可以从散斑图中复原出衍射受限的数据，但要求目标物体足够亮，这就限制了大部分感兴趣的物体
)pT5"{ 6) 借助自适应
光学实时修正波前
(v|<"
tv –拼接或者转向反射镜，配合快速倾斜反射镜，将空气扰动的影响降到最低，需要能够建模这样的
系统 (Z[c7 实施案例
Sy4 |JM-5 我们将建模一个3m的卡塞格林望远镜，可以工作在世界一流的观测站点。自适应系统位于望远镜的焦点之后，使用一个简单的7x7拼接式自适应反射镜，而子反射镜可以翻转/倾斜和平移，并通过一个非球面反射镜将光阑
成像于自适应反射镜上。同时，使用一个反射镜将系统分向波前
传感器端和测试端，通过多重
结构实现两个工作端，利用少量复杂的非球面
透镜代表一系列复杂的传递
光学系统。
bZ OCj1 Kg2Du'WQ^ QjG/H0*mP
自适应系统及其整体结构
A9u>bWIE7 1) 自适应反射镜
JtxVF !v ■ 自适应反射镜通过一个非序列的7x7方形反射镜阵列创建
R8eBIJ/@_ ■ 也可以使用UDS自定义表面
-C}"1|P! 2) 夏克-哈特曼传感器
_z{9V7n4 ■ 夏克-哈特曼传感器使用用户自定义复眼透镜功能建模
d;wq@ e ■ 通过一个宏程序，对每个子孔径追迹5x5的光线网格
o$Nhx_F ■ 然后，对每个自适应反射镜进行Alpha和Beta倾斜，追迹光线网格
W6i9mER- g1"Z pD d|7LCW+HW
复眼透镜阵列
:yJ([ 3) 大气扰动建模
XM*5I 4V ■ 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
g\@ .qKF ■ 1954年Kolmogorov和之后的Tatarski，建立了一个大气扰动的统计模型
Bp5ra9*5+~ ■ Kolmogorov的统计模型常被用来建模大气
ilHf5 $ ■ 通过使用WFR干涉图文件对模型添加扰动
/F~/&p1<\k ■ 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
B a|}$jo ■ 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
#OM)71kB8 ■ 数据生成后，即刻被转换为WFR网格格式的干涉图文件
LP|YW*i=IQ ruB D
^- 3W_7xL A
添加扰动前后的光瞳图
\4G9YK-N> 4) 自适应校正前后图像对比
7Re\*[)T ■ 校正前后的光瞳图
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校正前 校正后
m*N8!1Ot ■ 校正前后的像场图
PlLt^q.z[ udA@9a^; |m"Gr)Gm
校正前 校正后
x 4L3Z_ _ 结论
$ B&Zn Z? r~ f;g9I 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。
PQSmBTs. t[>UAr1Vt （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）
