问题与挑战
r e.chQ6 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。
u;18s-NY 解决方案
&@u;xc| v 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
h<U<KO –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
,rVm81-2 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”
R
h zf.kp –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
9kss)xy 3) 若能将望远镜发射到外太空,则可以完全消除这些影响
+O>!x#)&" –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
o<ak&LX`9 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
<ek_n;R 5) 后期处理
6AV@O –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
":E
7#9 6) 借助自适应
光学实时修正波前
?3~]H –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 m,NUNd#)\ 实施案例
G{
~pA4 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。
ikf!7-, fx(^}e
flDe*F^ 自适应系统及其整体结构
OBaG'lrZy 1) 自适应反射镜
;M}'\. ■ 自适应反射镜通过一个非序列的7x7方形反射镜阵列创建
:c3}J<Z ■ 也可以使用UDS自定义表面
NKf][!bi 2) 夏克-哈特曼传感器
H~UxVQLPp ■ 夏克-哈特曼传感器使用用户自定义复眼透镜功能建模
jH#Tt; ■ 通过一个宏程序,对每个子孔径追迹5x5的光线网格
[u\E*8 ■ 然后,对每个自适应反射镜进行Alpha和Beta倾斜,追迹光线网格
I)Y ^_&= zBD ?O!
ZLw7-H6Fh 复眼透镜阵列
1CK}XLdr 3) 大气扰动建模
EEFM1asJf ■ 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
.|`JS?L[ ■ 1954年Kolmogorov和之后的Tatarski,建立了一个大气扰动的统计模型
D{g6M>,\ ■ Kolmogorov的统计模型常被用来建模大气
,{P*ZK3u ■ 通过使用WFR干涉图文件对模型添加扰动
YSERQo ■ 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
\o3)\
e]o ■ 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
3`[f<XaL ■ 数据生成后,即刻被转换为WFR网格格式的干涉图文件
yx?Z&9z <