液晶自适应光学在天文学研究中的应用展望

宣 丽!，李大禹，刘永刚

（中国科学院 长春光学精密机械与物理研究所 应用光学国家重点实验室，吉林 长春130033）

1 引 言

近十年，人类对年轻星座与褐矮星群的观测、尤其是探讨星球起源搜寻可能存在生命的类似地球的行星／类星体成为最令人振奋的天文学成果，从而对望远镜的观测能力提出了越来越高的要求。

望远镜的观测能力由2个指标决定，一是成像分辨率，二是集光效率。为提高这2个指标，增大望远镜口径是最有效的技术手段。20世纪90年代以后，发达国家已研制十几台8～10m 口径望远镜，如欧洲南方天文台的4 台单孔径8.2m甚大望远镜VLT、美国2台10m 凯克望远镜（由36块1.8m 口径的六角形镜面构成）以及单孔径8m 的 双 子 望 远 镜、日 本8.2 m 的SUBARU 望远镜、南非9m 的SALT 望远镜。30～40m 拼接式望远镜的建设也已在策划启动中，如多国联合、包括我国参与建设的30m TMT 望远镜，还有欧南台正在建设的GMT（由7 个8.4 m 子镜组成）、主镜直径达到39m 的E－ELT。

然而地基望远镜在观测星体状态和星系结构时，必须透过地面上约10～20km 厚的大气层，大气中折射率不均匀、在风力作用下形成湍流干扰成像光束的传播，使得波前畸变，图像完全失去结构特征，甚至区分不开角间距在1″以内的双星。虽然理论上光学系统的成像分辨率（1.22"／D，"为波长，D 为通光口径）随口径增大而提高，但受大气的衍射极限（1.22"／r0，r0为大气相干长度～10cm＠"＝550nm）限制，数米大口径望远镜的分辨率并不比10～20cm 口径望远镜的分辨率高，口径增大的巨大代价只是增加了接收能量，自身的固有分辨率无法发挥出来，只有结合自适应光学波前校正技术才能恢复大口径望远镜的成像分辨率。

2 自适应光学对天文学研究的历史贡献

图1 自适应光学系统的结构说明图［1］Fig.1 Schematic diagram of AO system

自适应光学（Adaptive Optics，缩写AO）系统中有2个关键器件，如图1所示，一是波前探测器，二是波前校正器，二者形成闭环，高速校正波前畸变，实现高分辨率成像。现阶段所用的波前探测器几乎都是哈特曼波前探测器，波前校正器为变形镜。国际上10m 级以下的地基望远镜在近十几年内大多配备了AO 系统，使这些大口径天文光学望远镜的图像分辨能力比配备AO 之前提高10 倍或10倍以上，角分辨率恢复至0.1″左右。这无疑给天文学家提供了新的研究手段，可以在恒星和行星形成区进行以前所不能开展的研究，特别是那些被掩盖的年轻天体和恒星演化中的质量损失。年轻天体通常伴随着丰富的盘状物、壳层、喷流、耀斑和伴星等，提供了恒星形成与早期演化过程的证据。如近年通过观测银河系最内层区域恒星的动态特征，使得银心存在黑洞的证据不断增多，趋于更加清晰合理的天体机理与模型将呈现出来，促使天文研究工作进入一个新的发展时期。

1988～1990年法国CILAS公司第一个为欧南台（ESO）1.52 m 天文望远镜研制了变形镜波前校正器，并由科学家们装配为AO 系统，之后该AO 系统移植到3.6m 望远镜上；1991年1月首次用AO 系统在2.2μm 波长为中心的红外K 波段获得小行星1号Ceres和小行星2号Pallas带有细节的表面图像，测出其自转轴的空间取向［2－3］；1991年5月又在1.96～2.14μm 红外窄波段观测了太阳系中惟一已知拥有大气的土卫六Titan，看到其低层大气云和地表特征［2］，揭示了在其南半球存在着明亮的陆地，并在不断地扩展［4］；对木卫一Io不同时期的红外观测表明，Io的头侧有显著的热斑，而尾侧则有众多的火山，形成所谓的火环［5］。图2 是由凯克激光引导星AO 系统拍摄的蛋云翳（Egg Nebula）近红外波段的合成图片，这是一个原行星云翳，在生命的最后阶段云翳最外部有垂死恒星在脱落，当恒星表面越来越多的物质脱离，其表面变得更加炽热，产生紫外光电离气体，呈现出美丽的色彩，该区域几千年后可以形成行星；对Sey fert星系NGC 1068的多波段AO 观测建立了一个具有衍射极限角精度的天体测量参考架；以角分辨率优于0.15″的多波段成像研究［6］，揭示了Markarian 星系273的核由两个主要子源组成，一子源可能是一个被掩盖的星爆区。

图2 由凯克自适应系统拍摄的蛋云翳Fig.2 Egg Nebulas taken by Keck AO system

3 变形镜自适应光学技术面临的挑战

以上结果可以发现，用于天文大望远镜（2m口径以下的除外）的AO 系统都是工作于红外波段，而不能实现在星体辐射强度较高的可见光波段的高分辨率观测成像。究其原因是，可见光的波长比红外波长短，大气湍流强度正比于λ－6／5（λ为波长），所以可见光波段的大气湍流频率高、大气相干长度r0短，要求AO 系统的变形镜驱动频率更快、驱动点密度更高，技术难度显著增大，即使是变形镜制造实力最强的CILAS公司至今也没有提供过可见波段的用于天文大望远镜的高驱动密度快速变形镜。

图3 变形镜波前校正器的示意图Fig.3 Scheme of deformable mirror

变形镜波前校正器如图3所示，是由薄镜及其后面的很多驱动其变形的促动器构成，促动器的数目即所谓变形镜单元数，与望远镜口径D 和大气相干长度r0匹配的变形镜单元数＝（D／r0）2。就8m 口径望远镜而言，取可见光的λ＝0.5μm，r0＝10cm，则 所 需 变 形 镜 单 元 数 为6 400，驱动频率至少要1kHz以上，促动器的密度不能做得太高（间隔一般5～10mm，甚至可以几十mm）［7］，因为邻近促动器的相干性太强则无法保证补偿面形和足够的变形量，也容易谐振造成驱动频率受限，如果用增大变形镜口径来降低驱动密度，则不仅要付出天文数字的经济代价，机械制造的难度也达到极限。因此具备8～10 m望远镜红外AO 系统制造实力的厂家国际上也屈指可数（一是法国CILAS公司，二是美国Xinetics公司，三是意大利的Microgate和ADS），配备在天文望远镜上的变形镜大多为数百单元、工作于2.2μm 波长为中心的红外波段（K 波段）。虽然CILAS公司2007年11 月又为欧南台的8.2 mVLT 望远镜递交了41×41单元的变形镜波前校正器，并且正在设计40m 口径望远镜E－ELT的8000单元变形镜，不过其驱动密度还都是仅适用于短波红外波段（K 波段前后）。近年已提出同时在系统中利用2个变形镜分低阶和高阶分别对湍流波前进行校正，弥补千单元变形镜位相调制量不足的问题，如美国5.1 m 海尔望远镜PALM－3000自适应项目，其中校正低阶畸变的变形镜驱动单元只有241个，驱动器间距8mm，校正深度可达4μm，而校正高阶畸变的变形镜驱动单元有3 388个（Xinetics公司），能够应对5m口径上的高阶畸变，由于高阶畸变的PV 值比较小，3 388 个驱动器的变形镜位相调制量达到1 μm 即可，驱动器间距1.8 mm，这使得该变形镜也具备高频响应能力，有希望在可见波段校正成像。PALM－3000自适应系统在2012年6～8月期间获得了2.2μm 波长为中心的红外K 波段斯特列尔比高达0.8 的校正效果（r0＝9cm＠550 nm）［8］，但是还不能应对太差的视宁度，该系统的应用还在研究中。

从光学仪器角度来说，波长越短，望远镜的衍射极限分辨率越高，而且高灵敏度的成像相机也是可见波段的最为成熟，量子转化效率可高达90%，J波段（以1.6μm 为中心）就要下降到50%以下，K 波段（以2.2μm 为中心）则低到不足30%，因此可见波段的成像观测很可能会触发现代天文学的更多突破。这个预言已经开始被证实：美国Star fire光学靶场的1.5m 口径AO 望远镜，借助激光引导星节省了目标在波前探测器上的分光能量，1997 年就在可见光边缘I波段（700～900nm）清楚观测到海王星同温层云的旋转［9］；2013年8月20日，APJ期刊正式报道了以美国亚利桑那大学为主的研究团队研制成功全球首个0.6～1.1μm 可见光波段成像的585 单元变形镜AO 系统（VisAO），采样频率1kHz，已服役于坐落在智利阿塔卡马沙漠高处的6.5 m 口径麦哲伦II望远镜，依赖阿塔卡马地区0.5″的优良视宁度和部分幸运成像技术弥补了该变形镜单元数不足的缺陷，获得了最好为0.02″的分辨率，比配备了近红外AO 系统的8～10m 口径地基望远镜的成像分辨率提高2～3倍，比哈勃空间望远镜（无大气干扰）在相同波段的成像分辨率提高2.7倍，如图4，其中B2和B3双星在哈勃空间望远镜中只能勉强被识别，而在具有VisAO 系统的6.5m 麦哲伦II望远镜中被完全分开。这样的高分辨率可以用于观测年轻星云团中极低质量的褐矮星族形成，观测其中丰富的双星出没，测量这些褐矮星的半径速度与轨道弧度变化以证明它们互相吸引，从而理解至今还未解开的星体形成机理。看得出来，伴随着首个（对应望远镜口径大于5 m）可见光波段天文成像AO 系统的问世，令世人瞩目的天文学成果将迅速呈现出来。

图4 B2和B3双星成像Fig.4 Binary star of B2and B3

国内的AO 技术从中科院成都光电所起家，近十年逐渐形成广泛的研究趋势。中科院成都光电所应用于1.8m 望远镜（云南天文台）的127单元变形镜（促动器间隔10mm，校正量±3μm，响应＞2 000Hz，探测器采样频率1 000 Hz），可以对应r0＝15cm 的较弱湍流和前35项Zernike模式 的波前［10－11］，根 据2010年 饶 长 辉 在SPIE 上 的报道：J波段（以1.6μm 为中心）校正后斯特列尔比 从0.08 提 高 到0.33（半 高 宽FWHM ＝0.21″），而I波段（700～1 000nm）校正后斯特列尔比从0.02 只提高到0.07（半高宽FWHM＝0.11″）［11］，说明该变形镜校正密度与I波段不相适应，因为斯特列尔比达到0.1以上才具备分辨图像的最低对比度。中科院长春光机所王建立的研究团队2009年突破了变形镜的制作技术，2010年研制出97单元变形镜，2011年又做出137单元变形镜，先后应用于1.23m 望远镜，可以对应r0＝10cm 的中等湍流强度；2012年研制出961单元变形镜［12］。

总的来说，变形镜的制作是国际顶尖制造技术，目前已经发展到极限水平，而且耗资巨大。世界上只有少数几个像CILAS公司、Xinetics公司才能承担天文望远镜上的自适应系统研制，而我国位于丽江最大的2.4 m 天文成像望远镜至今还未配备AO 系统；使得国内的天文学研究几乎都限于光谱手段，而不涉及成像手段。

4 自适应光学新技术——液晶AO技术的迅速突起及展望

正是由于可见光波段的大口径AO 成像需求，90年代后期国际上出现了高驱动单元密度波前校正器的研究热潮。为突破制作难度，发明了MEMS变形镜，美国Xinetics公司目前已有48×48、64×64单元的MEMS变形镜产品，但至今还未有MEMS变形镜服役于大口径望远镜的报道，估计稳定性方面还存在问题。液晶波前校正器作为一种高单元密度的新型波前校正器件，自20世纪70年代开始就进入人们的视线。90年代国际上联合研制单台口径8.4 m 的大双筒望远镜（Large Binocular Telescope，LBT）时，就曾探讨使用液晶波前校正器的可行性。随着TFT 及LCOS液晶器件制作工艺的迅速发展，液晶波前校正器可以很容易实现数十万甚至上百万的高像素密度，且像素尺寸可以小到10～20μm，各象元独立驱动，通过相息图的衍射可以轻松实现10 μm 的波前位相校正量，而其位相的绝对调制量只须等于1λ（λ为校正波段的中心波长）。以往的研究结果表明，液晶的像素数只要达到传统变形镜驱动器数目的25倍就可获得同样的校正精度、达到64倍就能兼顾衍射能量效率［13］，那么64万像素液晶波前校正器（相当1万单元变形镜）就可以满足10 m 级望远镜的校正密度要求。因此，基于液晶波前校正器的AO 光学（LCAO）系统是21世纪天文观测领域非常有希望普及的系统。

有关液晶波前校正器，虽然稳定性良好，但由于响应速度慢（＞10ms）、工作波段窄（600～700 nm）的双重问题，一直处于探索研究中，而且在世界上也就只限于很少几个研究小组在做。其原因是，液晶物理是上世纪70 年代刚刚兴起的新学科，到现在为止国内外还没有一本正规的教科书，虽然1973 年诺贝尔奖获得者de Geness和印度科学家Chandrasekehar分别出版了一本液晶物理学，我国的液晶前辈谢毓章老先生1986年出版了中文的《液晶物理学》，但从事液晶物理研究的人数一直不多，这使得后来从事液晶应用研究的大多数人，对液晶物理的认识停留在不够确切不够规范化的文献报道层面。90年代TFT 液晶显示器面市，许多人投入液晶的应用开发研究，但真正关心液晶物理问题的人并不多。这种状况造成液晶只能用于显示器而很难用于其它领域的错觉，使得液晶波前校正器的响应速度与稳定性的矛盾长时间没有人去攻克。另外液晶波前校正器驱动密度相对变形镜增大数十倍使波前探测数据处理与传输时间也大幅延长，导致误差抑制－3 dB带宽很难高于30 Hz。这意味着高于30 Hz（格林伍德频率）的大气湍流都无法校正，而一般天文台站的大气湍流总要接近40 Hz或高于40 Hz；还有受响应速度限制，液晶波前校正器位相调制量（＝1λ）一般小于1μm，限定校正波段只能在波长较短的I波段（700～950nm），在红外波段由于位相调制量需大幅增加致使液晶波前校正器响应速度大幅下降而不能满足要求。估计这些障碍也是90年代8.4mLBT 望远镜没有采用液晶波前校正器的原因。

液晶自适应光学（LCAO）技术里程碑式的进展要属2002年美国应用技术协会与空军实验室获得的结果［14］。他们采用双频液晶材料制备出了响应时间约0.8ms的快速液晶波前校正器，使AO 光学系统误差抑制－3dB 带宽达到40 Hz（对应闭环校正频率～280 Hz，即探测环节到校正完成的延时为3.57ms）；该系统在毛伊岛观测站与一个等效通光口径1.12 m 的望远镜对接，在700～950nm 可见光边缘I波段，大气相干长度约15cm、湍流格林伍德频率约40 Hz的良好大气条件下，对400km 轨道上的国际空间站进行了AO 成像观测，获得了如图5所示的国际空间站太阳能帆板清晰图像。该结果首次证明了LCAO 的速度能够提高到应用于望远镜成像水平。但是，这个结果中也存在很多缺陷，如双频液晶需要高频、高压驱动（30V／38kHz），因此该液晶校正器不能与成熟的大规模集成电路匹配，像元数只做出127个；由于像元数少，衍射效率低，干脆放弃相息图技术，而采用分立镜的较低级校正模式，位相条质量只有1.8μm；该系统还没有考虑能量利用率问题，从探测到校正成像两部分能量都来源于700～950nm 波段，分别为该波段的P偏振光和S偏振光，因此观测对象选择了很亮的零视星等的国际空间站。

图5 400公里轨道上的国际空间站Fig.5 International space station on 400km orbit

尽管如此，基于美国的这一进步，国际上许多研究组开展了双频液晶波前校正器的研究。2003年美国BNS 公司报道了256×256 高密度像素（＞65 000）、亚毫秒响应时间的双频液晶波前校正器［15］；2005年美国应用技术协会的研究组改进了液晶校正器的电子学接口，驱动信号传输速度大幅提高，可使系统的误差抑制－3dB带宽提高到70Hz［16］，但未做成像实验。然而，双频液晶波前校正器的技术水平强烈依赖于高压高频集成电路技术的发展［17－18］，而这种技术即使在美国也不成熟。尽管美国BNS公司、Rockwell Scientific公 司、Meadowlark Optics 公 司 以 及 英 国 的Durham 大学一直在坚持双频液晶波前校正器的研发，由于西方经济近10年整体疲软，这方面的研发经费投入不足，因此，没有再看到双频液晶的AO 成像进展报道。不过美国BNS 公司、德国Holo Eye公司、Meadowlark Optics公司、日本滨松公司都在坚持液晶波前校正器的产品研发，其中性能指标与价格最高的液晶波前校正器是美国BNS公司研发的产品。美国BNS公司可出售的最快的液晶波前校正器，响应时间略小于5 ms，而相对望远镜上的天文观测应用需要亚毫秒才行。

本研究团队具有液晶物理与液晶材料研发的基础，因此2002年抓住能匹配8～10m 大口径的LCAO 系统的热点研究契机，拟解决其速度慢和能量利用率低的问题。研究组认为，双频液晶虽然速度快，但对温度敏感，要求工作环境苛刻；更重要的是国内不具备双频高压的集成电路技术；因此应该绕开双频液晶波前校正器的技术壁垒，另辟蹊径，采用能与大规模集成电路匹配的向列相液晶材料（液晶显示器中所用的同类材料），研究出提高其响应速度以及LCAO 系统能量利用率的途径。

2007年本研究组提出开环控制的液晶自适应光路［19］，能够解决LCAO 偏振光能量损失的问题［20］，并为快速校正控制奠定了基础。2011年底，完成了一项国家自然科学基金重点项目“可见－近红外宽波段快速液晶自适应光学系统”，研制出400～950nm 可见光全波段能量接收的LCAO 系统，如图6所示，图中分色滤光片1和分色滤光片2均为700nm 波长处分光的长波通分色片，LC1和LC2分别为校正S偏振光和P偏振光的液晶波前校正器，PBS为偏振分束棱镜。该系统不但没有偏振光损失，同时能够像变形镜AO 系统那样将400～700nm 高能量的短波段分配给哈特曼探测器，使探测曝光时间可以短至1 ms、甚至亚毫秒，而700～950nm 能量较弱的长波段分配给液晶波前校正器，然后到达成像CCD，恰到好处地发挥成像CCD 能30倍于探测时间进行曝光的优势，同时长波处的大气湍流强度减弱（r0#"－6／5）使液晶波前校正器的压力降低。另外该系统中的液晶波前校正器使用的是自行合成出的快速向列相液晶材料［21］，并提出灰度级过量驱动方法，使液晶波前校正器在785nm 位相调制量下的响应时间缩短到1.15 ms；发掘了GPU 专门处理器的CUDA 计算功能，提出Zernike基函数的四象限对称算法［22］，解决了数据传输速度与计算速度的矛盾，减少了3／4 的计算延迟；LCAO 系统从波前探测到校正完成的时间延迟（系统延迟）从研究初始的30ms减少到4 ms（美国的双频LCAO 系统是3.57ms［14］）。在重点基金的研究过程中，课题组将研制的LCAO系统与兴隆观测站的2.16 m 望远镜连结，2008年3月做了第一次恒星观测实验，当时的系统延迟20ms，看不出任何校正效果；2010年4 月22日，系统延迟缩短到8ms，采样频率500Hz，再次在2.16m 望远镜上对0.15视星等的αBoo星进行了观测，兴隆站平均r0约7cm，由于刚下过雨，当晚相对湿度一直处于60%以上，平均风速1.5 m／s，但LCAO 校正仍取得了较明显效果，如图7，（a）为校正前，（b）为校正后，验证了原理可行。

图6 400～950nm 可见光波段LCAO系统光路图Fig.6 LCAO system working in 400～950nm waveband

图7 2010／04／22，2.16 m 望 远 镜 上αBoo 星 的LCAO 成像Fig.7 2010／04／22，the image ofαBoo star taken by LCAO on 2.16mtelescope

2010年本所研制的1.23m 口径望远镜在本所园区（平均r0约6cm）投入使用，2010年10月18日液晶系统延迟缩短到7ms，与1.23m 口径望远镜连接，即时检测r0约8cm，湍流格林伍德频率约50Hz，观测了国际空间站如图8，成像效果改善，校正前后图像边界的锐利程度差别很大，说明分辨率的提高。

图8 2010／10／18，1.23m 望远镜上国际空间站的LCAO 成像Fig.8 2010／10／18，the image of International Space Station taken by LCAO on 1.23mtelescope

2011年3 月2 日，LCAO 系 统 延 迟 缩 短 到4.8ms，再次在所园区与1.23 m 口径望远镜连接，即时检测r0约6cm，湍流格林伍德频率约75 Hz，观测了土星如图9所示，校正后土星上环绕的光环带明显展现出来。

图9 2011／3／2日1.23m望远镜上土星的液晶AO成像Fig.9 2011／03／02，the image of Saturn taken by LCAOon 1.23mtelescope

2011年6月17日即时检测r0约6.5cm，湍流格林伍德频率约45 Hz，观测了东上将（α－Com）双星如图10 所示，其亮度分别为4.85 和5.53视星等，检测LCAO 成像分辨率达到0.3″（1.23 m 口径望远镜的衍射极限分辨率为0.17″），斯特列尔比达到0.17。虽然跟理想结果还略有差距，但目标已经非常清楚了：只要LCAO系统延迟缩短到3ms，就可以将成像分辨率提高到1.23m 口径望远镜的衍射极限。

图10 2011／06／17，1.23 m 望远镜上α－Com 双星的LCAO成像Fig.10 2011／06／17，the image ofα－Com binary star taken by LCAO on 1.23mtelescope

近两年，课题组在校正速度方面又取得进步：实验室制备的液晶校正器在700～950nm 的I波段响应时间可短于0.6ms，已与美国制备的双频液晶校正器的响应时间持平；相对2m 口径望远镜，采样频率1kHz的条件下，系统延迟时间只有2ms（－3dB误差抑制带宽约70 Hz），可以说已达到工程应用水平［23－26］。

尽管液晶AO 光学研究已取得突破性进展，但是在与4 m 及其更大口径望远镜匹配中还需解决以下问题：（1）大口径下红外波段的接收能量也大幅增强，利用这部分能量不仅有利于空间目标识别、更是天文观测的亟需；而液晶AO 系统的成像基本被限定在700～950nm 的I波段，因为红外波长长，校正器的位相调制量要等于波长，而位相调制量每增加30%都会使液晶校正器的响应时间明显延长，如果波段扩展到K 波段（以2.2 μm 为中心），液晶校正器的位相调制量要增到3倍，其响应时间无论如何都很难满足要求；（2）随着望远镜口径增大，不仅校正器的像素数需要按口径增大的平方比增加，而且波前重构的Zernike模式数也需数倍增加，造成信号传输和计算延迟，校正频率降低。

因此，针对制约液晶AO 技术的这两个瓶颈问题还需开展更深层次的研究：探讨系统中加入低单元密度（～200）的变形镜，实现I、（J＋K）双波段的快速校正成像；同时进一步提高液晶材料的响应速度、数据处理速度，改进自动控制方法。

5 结 论

液晶AO 技术在大口径天文学望远镜上极具应用潜力，有希望发展到装备8～10 m 级望远镜的水平，为开展突破性天文研究提供技术平台。另外，液晶AO 系统的研究涉及大规模集成电路技术、精密仪器光学、功能液晶材料的研发以及计算机数据处理等多个学科内容的交叉集成，将会带动这些学科的发展，其科学意义也是重大的。

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