自适应光学

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調適光學的說明：空氣會因溫度、流動或密度不同而有不同的折射率，使穿越大氣層的光線（灰色）扭曲；而一般鏡面（紅色）無法修正，反射出的也是變形的影像（藍色）。

有調適光學技術的鏡面可以改變細部的反射，將變形修正回來。因為入射光的變形是不斷改變的，因此適應光學的可調鏡面也要不斷動作。

zh-cn:自适应光学;zh-tw:調適光學（Adaptive optics，缩写为AO）是一項使用可变形镜面矫正因大气抖动造成光波波前发生畸变，从而改進光學系統性能的技術。自适应光学最早是在1953年提出的，但直到计算机和光学技术发达的1990年代才得以广泛应用。配备自适应光学系统的望远镜分辨率能够显著提高大约一个数量级，达到或接近衍射极限。目前许多大型地面光学/红外望远镜都安装了这一系统，比如欧洲南方天文台的3.6米口径新技术望远镜、位于夏威夷的8米口径双子望远镜、3.6米口径的加拿大-法国-夏威夷望远镜、10米口径的凯克望远镜、口径8米的日本昴星团望远镜等等。

[编辑] 自适应光学的原理

自适应光学的目的是修复大气湍流等因素对光波波前的扭曲。自适应光学首先要检测波前扭曲情况，然后通过安装在望远镜焦面后方的一块小型的可变形镜面对波前实时进行矫正。可变形镜面后安装有促动器。自适应光学与主动光学不同，后者通过改变主镜的形状调整因重力形变等因素造成的像质扭曲，前者用于补偿大气湍流带来的影响。目前安装在口径8米左右的地面大型光学天文望远镜上的可变形镜面尺寸为8到20厘米，促动器数量为数百个到数千个不等，每次调整要在0.5到1毫秒的时间内完成，否则大气抖动将造成波前扭曲情况发生改变。

自适应光学需要以很高的频率调整镜面形状，因而可变形镜面尺寸一般比较小，对材料的要求很高。曾发生过变形镜无法承受高频调整而碎裂的事故。此外，还要求促动器的数量足够多，由此还会带来成本提高、运算量过大等一系列问题。目前，天文望远镜上的自适应光学更多用于红外观测，而非可见光观测。可见光波段的自适应光学已经广泛用于侦察卫星的小口径望远镜上。

[编辑] 引导星

美国利克天文台的激光导星系统

探测波前扭曲的传感器一般采用沙克-哈特曼波前传感器，需要借助一颗足够亮的引导星（通常要求亮于15等）来探测实际的波前扭曲。当观测对象足够亮时，本身可以作为一颗引导星，比如太阳望远镜上的自适应光学系统。但是夜间使用的望远镜并非总能在观测目标附近的天区找到足够亮的引导星，如果引导星距离目标星太远，两个方向上波前扭曲并不相同，会令像质严重变差。解决办法是使用zh-cn:激光;zh-tw:雷射人工制造出一颗引导星，称为激光导星。原因是地球大气层中高度为90千米左右中间层，有一层稀薄的钠原子。这些原子受到激发，能够发射波长为589纳米的钠黄光，可以用作引导星。这样就能在离目标星很近的地方用激光制造一颗引导星。

由于人工引导星的路径和目标星的光线路径并不重合，大气湍动造成的相位扭曲并不完全相同。解决办法是制造多颗人工引导星，这称为多重共轭自适应光学。

激光引导星的广泛使用也带来了一系列的问题，如对过路的飞机、卫星带来隐患，大功率激光器的长时间运转开支过大，相互之间距离太近彼此干扰等等。为此，人们在夏威夷的莫纳克亚山上开发了激光管制系统。当有飞机或者卫星经过时，激光器就暂时关闭。　