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自适应光学在天文学领域的发展与趋势

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发布日期:2018-10-31 17:01

 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8.2m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30mTMT望远镜,还有欧南台正在建设的GMT(由7个8.4m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

自适应光学(AdaptiveOptics,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)1.52m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的头侧有显着的热斑,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(EggNebula)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Seyfert星系NGC1068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。 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,技术难度显着增大,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。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6400,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8~10m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Xinet-ics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8.2mVLT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5.1m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3388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,3388个驱动器的变形镜位相调制量达到1μm即可,驱动器间距1.8mm,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@550nm)[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。

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出版地:北京

发行周期: 月刊

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