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什么是自适应光学？

光电汇OESHOW

2022-06-02

导读：知识大涨

对于传统的地基天文望远镜，由于受到大气湍流影响，即使口径增大，设计、加工能力提高，分辨率也无法获得衍射极限水平。为解决该问题，1953年，美国天文学家H.W.Babkock提出自适应光学（Adaptive Optics，AO）概念；1957年，苏联天文学家Linnik也提出类似思想。

经过多年的发展，光学工作者创立了一个光学新分支——自适应光学。

目前，世界上大型的望远镜系统都采用了自适应光学技术，自适应光学的出现为补偿动态波前扰动，提高光波质量提供了新的研究方向。

60多年来，自适应光学技术获得蓬勃发展，现已应用于天文学、空间光学、激光、生物医学等领域。

在天文学领域，用于克服大气湍流形成的波前动态扰动，提高光学仪器分辨率及信噪比；在空间光学领域，用于遥感成像、战略防御等系统，以克服设计、制造、装调及热、结构变形等误差；在激光领域，用于克服激光器腔内热变形、光学元件加工及装调误差、激光增益介质不均匀、谐振腔失调、大气湍流扰动及热晕效应等，以提高高能束到达靶标的能量密度或解决激光通信中激光链路相干度退化及可用度降低问题；在生物医学领域，用于校正各类系统静态、动态像差，以获得清晰的生物组织图像。

自适应光学集成了光、机、电、热、计算机、控制等多门学科的专业知识，是一门以多学科为基础，以实际波前误差为根据，实时校正波前误差的学科。

与传统光学技术相比，其在校正光学系统动态误差方面具有独特优势。依据波前误差源的时频与空频特性，自适应光学系统可采用适宜的、各具特色的波前传感与校正方法，且校正器件种类繁多。

在国际上，通常把校正低频误差源的光学系统称为主动光学（Active Optics）系统，主动光学的研究内容与自适应光学极其相似，两者的主要区别是误差源、传感器及校正器不同。主动光学的误差源主要是光学系统设计、加工与装调、热畸变、重力变形等误差，时频带通常低于0.1 Hz，但是幅度可远大于几个波长。

针对该类误差的探测，除采用自适应光学波前传感器外，还有传统的电容、电感传感器以及形变传感器等。而且，校正器往往放置于大口径镜体的背面，具有大型结构，并可承受较重负载。但是，二者的共同点是主要的。

自适应光学的发展

自适应光学是一门体现科学性与工程性相结合的综合性学科，是利用光传播路径上获取的信息自动改善光波质量的理论、系统、技术和工程。

随着科学技术的进步，新材料、新技术的涌现，自适应光学也不断地发展。美国学者Robert Tyson 称，“自适应光学并没有一个独立的发明者，而是成百上千的科研与技术工程人员共同努力下发展起来的。”特别是近40年来，在自适应光学领域发生了许多革命性变革，科学工作者们不断研究新方法、新技术以实现无畸变光束传输，获取无畸变图像。

在美国天文学家H. W. Babkock首先提出自适应光学概念后；1978年，美国Itek公司的J.W.Hardy对自适应光学的历史、技术和前景作了综合评论与总结。

至此，自适应光学进入了一个真正的发展时期，关键器件、信息处理方法、新概念、新系统等不断涌现。以下从自适应光学原理与方法、器件及应用三个方面简述自适应光学的发展。

自适应光学原理与方法的发展

1953年，H. W. Babkock提出用波前传感器探测波前畸变信息，再用可任意变形的光学元件产生可控的光学移相来补偿波前畸变，自适应光学的基本概念由此产生。

1956年，B.Leighton研制了补偿天文望远镜影像运动的一阶主动光学系统，获得了当时最佳质量的照片。

20世纪60年代初期，微波领域出现了对电磁波前进行自适应控制的技术。

1964年，M.I.Skolink和D.D.king提出了相位共轭与波前补偿原理。

1964年，R.T.Adams提出发射波高频振动和接收波成像清晰度最大原理。

上述四种原理成为传统校正式自适应光学系统的基本原理。

1972年，B.Y.Zedovich观察到非线性光学的相位共轭现象，利用该发现可自动校正光波波前畸变。

经5年持续研究，苏联学者在拉曼（Raman）散射和瑞利（Rayleigh）散射中亦发现了相位共轭波，从而出现了另一类型自适应光学系统———非线性光学式自适应光学系统。目前，该系统适用于发射激光（但当前实用的非线性介质时间常数较大，限制了其应用范围）。

传统的校正式自适应光学系统实时性极好，但其包括波前传感、控制与校正三部分，结构复杂、价格昂贵。随着新技术和新器件的出现，自适应光学也向着结构简单、价格低廉的实用化方向发展。

从20世纪90年代开始，出现了无波前校正器与无波前传感器自适应光学系统。

1990年，J.Primot等提出解卷积式自适应光学原理。通过实时测定波前误差及目标像的光强分布，用解卷积的方法恢复目标像。该类系统无波前校正部分，结构较为简单，也具有较好的实时性与自适应性，但要求计算速度较高。

另外，无波前传感器自适应光学（WavefrontSensorless Adaptive Optics, WSLAO）系统去掉了传统自适应光学系统中的波前传感器，直接利用成像传感器获取波前误差信息，实现了在结构和工作流程上对自适应光学系统的简化。

加之，随着微电子机械系统（Micro ElectroMechanical System, MEMS）的飞速发展，作为波前校正器的变形镜体积趋向小型化，更为无波前传感器自适应光学系统沿着小型集成、结构简单、可靠性高的方向发展提供了条件。

按照校正模式，无波前传感校正方法分为模型法与无模型法，典型的无模型法有高频振动法、爬山法、遗传算法、随机并行梯度下降法等。这些方法中都包含迭代循环，其收敛性不是十分稳定或受到多方面因素的影响而不可预知，影响了校正效率。

2002年，英国牛津大学工程系Martin Booth等采用Lukosz模式，选用基于图像的适宜评价函数，对光学扫描显微镜首次成功实施了基于图像的无波前传感器模型法自适应光学校正。该方法避免了无模型法收敛不稳定问题，校正所用的循环周期与所用模式阶数相关，校正次数固定，具有较好的实时性。

上述自适应光学系统各具特点，需要根据所校正的误差源特性及应用环境合理选择。

自适应光学系统器件的发展

自适应光学系统器件主要包括波前校正器、波前传感器及波前控制器。

波前校正器波前校正器是以光学移相技术为基础，通过改变折射率与光路长度实现波前校正。分为倾斜镜（Tip-Tilt Mirror，TTM）与变形镜（Deformable Mirror，DM）两大类。

倾斜镜用于波前畸变整体倾斜校正，随着科技的进步，倾斜镜校正误差的动态范围及时间频率不断增大，能够满足不同使用环境的需求。德国PI公司是倾斜镜主要制造商之一，其生产的倾斜镜动态范围可达30 μm（Z方向位移）、50 mrad（tilt-X，tilt-Y）或更高，快速响应可达亚微秒量级，已广泛应用于天文、军事等领域。

除波前整体倾斜外，其他高阶项畸变可用变形镜（反射镜面面形可主动控制）校正。自1966年第一块变形镜问世至今的50多年中，随着超精密加工技术、电子技术、新材料技术及MEMS技术等相关技术的出现，变形镜的发展经历了从分立力致动变形镜、连续力致动变形镜、单压电陶瓷致动变形镜、堆叠式压电陶瓷变形镜到MEMS变形镜5个阶段。

1966年，美国国家航空航天局（NASA）为其56 cm太阳望远镜设计加工了世界上第一块变形镜———分立变形镜，其由3块小反射子镜拼合而成，每块子镜后有3个致动器，可校正镜面的二维倾斜（tilt-tilt）与轴向平移（pistion）；随后，珀金·埃尔默公司（Perkin Elmer）为NASA制造了第一块连续表面变形镜，其口径为76 cm，有61个致动器，镜面厚12 mm，面形精度为0.5 λ。

1973年，Itek公司发明了单压电陶瓷致动器（Monolithic Piezoelectric Mirror，MPM），并成功应用于实时大气补偿（Real-TimeAtmospheric Compensation，RTAC）计划中。

1979年，Itek公司又为美国空军研究实验室（AFRL）制造了第一个堆叠式压电陶瓷变形镜（Stacked Actuator Deformable Mirror，SADM），堆叠的压电陶瓷结构，可使变形镜在较低工作电压下获得较大动态范围。

1986年，得州仪器中心研究室研制成功第一个微变形镜阵列（Deformable Mirror Device，DMD），在硅基片上，应用微电子加工工艺制造出静电致动器阵列，利用静电力使硅反射膜发生形变，补偿畸变波前相位差。

到了20世纪90年代，随着MEMS技术的发展，变形镜的研发朝着高精度、低功耗、低成本、模块化的方向迈进。

MEMS变形镜的主要特点是体积小（其单元尺寸达到微米级，可与光波波长相比拟），便于仪器小型化；可采用集成电路的平面工艺制作，易于批量生产，价格便宜；易于制成多阵列元件，产品性能重复性好，成品率高，便于光机电集成；具有低惯性，即使在高频工作状态下，也可通过较小的力进行精确定位，此外还具有宽带宽的优点。

MEMS变形镜按照表面形状可分为连续表面变形镜和分立表面变形镜两种，后者按致动方向又可分为piston型和pistion-tip/tilt型。其主要的镜面材料有薄膜、多晶硅、单晶硅及金属，致动器类型也可分为静电、热、压电、记忆合金及磁等。欧美等国在MEMS反射镜的研究与制造能力方面处于世界领先水平，如波士顿大学、波士顿微机械公司、AFRL、艾斯自适应光学公司、得州仪器、加州大学伯克利分校、贝克自适应光学公司、OKO公司等。

目前，单元数最多的MEMS变形镜是波士顿微机械公司研制的4096单元变形镜，其将被应用于Gemini South望远镜上。

由于上述各类变形镜的表面运动可见，将其称为惯性型变形镜。此外，还有利用电光、声光等特性研制而成的非惯性型变形镜，如液晶空间光调制器、声光调制器等。

波前传感器自适应光学系统中的另一个重要器件是波前传感器。波前传感技术分为直接测量和间接测量两类。直接波前测量，即直接探测入瞳面被测波前的特征量。该类方法主要分为两类，一类是通过测量波前斜率获得波前相位信息，典型的有夏克－哈特曼（Shack-Hartmann，SH）法、金字塔波前传感法以及由这些方法派生出来的其他类似方法。

1971年，夏克（R.K.Shack）基于经典的测量几何像差的哈特曼（Hartmann）方法，研制成功了夏克－哈特曼（SH）波前传感器。随着高灵敏度、高量子效率、低噪声的新型阵列式光电探测器件，如像增强CCD、光子计数雪崩光电二极管阵列等的不断问世，夏克－哈特曼波前传感技术不断改进，在子孔径数很多和参考光很弱的自适应光学系统中，夏克－哈特曼波前传感器已成为使用最广泛的一种波前传感器。

近20年来，在不同的应用背景中，发展了扩展目标波前传感器和金字塔波前传感器。另一类是通过测量波前曲率获得波前相位信息，典型的有波前曲率传感器，于1988年由F.Roddier提出，它与双压电变形反射镜或薄膜变形反射镜结合，可将波前误差的输出信号直接用于波前畸变校正，但是只适用于波前低阶模误差的测定。

直接测量方法中，还可将整个光瞳面相位分布在模式上分解成各阶波前，设法探测出各阶模式系数，继而由各阶系数重构出整个波前分布，典型的有整体倾斜传感器、离焦传感器、光学全息传感器等。

1972年，R.N.Smartt提出点衍射干涉仪，可以直接测量波前的相位分布。由于这种干涉仪的光能利用率很低，所以只适用于发射强激光的自适应光学系统。

间接波前测量，即通过测量与光波波前存在一定数学关系的其他物理量间接获得波前信息，如由被测入瞳波前在后焦面上或附近的光强分布而逆解出入瞳波前分布的相位恢复（Phase Retrieval，PR）法和相位变更（Phase Diversity，PD）法。

1972年，Gerchberg Saxton提出从已知像平面和衍射平面（出射光瞳）上的强度分布，计算出两个平面上的相位分布（称为GS算法）。

1973年，Misell仿照GS算法，提出从两个离焦平面上的强度分布，计算出两个离焦平面上的相位分布，称为Misell算法，从而将离焦型相位变更应用于点光源（目标）的相位恢复波前传感中。

1982年，Gonsalves提出相位变更法，将其应用于扩展光源（目标）的相位恢复波前传感中，通过获得多个添加不同相位变更后的像面光强分布，可同时求解出被测波前和成像系统的物分布。该两种方法的传感系统相对简单，但传感原理和相应算法比较复杂。

目前，难以用于快速变化波前的传感，但其空间分辨率高、空间频率范围大、精度高，比夏克－哈特曼波前传感的某些性能有明显的优势。因此，当波前传感对实时性要求不高时（在主动光学中），它是首选的波前传感方案，在近些年来引起了较高的重视并引发了研究热潮。

波前控制器波前传感器输出信息一般要经过处理，即经过波前重构后才能得到校正波前信号。连接波前传感器与波前校正器的就是波前控制器。它最早是模拟电路，精度低，也缺乏灵活性，现在已全部采用数字电路。

在算法上，D.L.Fried等详细研究了区域法重构波前算法，为快速、精确重构波前和消除病态解问题打下了良好基础。这种方法的优点是方法简单，要求的计算速度不特别高；缺点是没有分离出对自适应光学系统非常重要的波前倾斜量和离焦量。

1979年，R.Cubealchini提出了用Zernike多项式重构波前的算法（称为模式法），解决了区域法存在的问题，但是也存在模式间耦合和混淆以及要求很高的计算速度问题。在这以后，为了提高区域法和模式法的计算精度、降低计算容量和速度、消除病态解等，还提出了许多优化算法。为了实现快速算法，还研制了专用数字计算机、脉动（Systolic）运算器、空间光运算器和神经网络运算器等。

自适应光学应用的发展

自适应光学发展之初主要服务于军事应用，之后，随着该技术的不断发展与变革，开始向天文观测等民用领域推广，在天文界形成了应用自适应光学的热潮。

随着新技术、新工艺及新材料的不断涌现，目前自适应光学除应用于天文观测外，还广泛应用于军事及民用等其他领域。例如，激光大气传输的动态误差校正，激光加工中的光束稳定、净化和整形，激光核聚变波前校正，大型航天望远镜由温度变化和失重造成变形的补偿，空间相机光轴的摆动和抖动误差校正，自由空间激光通信大气扰动的补偿，红外制导的气动光学效应校正，光学扫描显微镜系统的误差校正及人眼视网膜高分辨率成像等。

1）军事应用

自适应光学的应用可以追溯到20世纪的70年代，美国是研究自适应光学最早和投入最大的国家。虽然该概念是为满足天文观测的需要提出的，但是最早却应用在了军事领域。

1982年，世界上第一台实用化的天文观测自适应光学望远镜被安装在美国夏威夷的Maui岛上，用于美国空军探测基地观察近地轨道上运行的空间目标（卫星、助推器及其残骸），利用其形态特性进行识别和分类。该系统工作于可见光波段，有168个子孔径，波前传感器采用交流横向剪切干涉仪，波前校正器为整块式压电变形镜，系统带宽1000Hz，探测灵敏度达到7等星。

美国的“星球大战”计划直接促进了自适应光学技术的研究与应用。

1982-1985年，麻省理工学院研制出自适应光学激光光束补偿系统，并于1984年和1985年分别对飞机和探空火箭、航天飞机进行试验，均获得成功，是美国“星球大战”计划取得的重要进展。在对地侦察方面，美军发射了多颗侦察卫星，均采用自适应光学技术以提高地面分辨率。例如，KH-12侦察卫星，由于采用了自适应光学技术，在160 km的轨道高度上观测地面目标，可获得分辨率为8-10 cm的可见光图像。

除了对地侦察外，自适应光学更是激光武器中的关键技术之一，以强激光武器为背景开展了大量的研究工作。

1990年，美国发射了名为“低功率大气补偿试验”（LACE）卫星，用来验证自适应光学对激光束的校正能力。

1991年，MIT对LACE卫星进行发射激光试验，达到0.2′′的接近衍射极限的高分辨率，并且还进行了激光导星和合作目标试验，取得成功，创造了卫星跟踪精度的世界纪录，从而证明了自适应光学可以有效地校正地面向卫星发射激光束所受大气湍流的影响。

1990年，卡门（Kaman）宇航公司也进行了激光光束校正试验，采用交变剪切干涉仪作波前传感器，采样频率为3950帧／s，并采用登山法校正低阶Zernike像差，使像清晰化函数达极值。

1990年，美国洛伦兹·利弗莫尔国家实验室建立了一个校正激光像散的自适应光学系统，采用哈特曼波前传感器和压电驱动的15单元变形反射镜，校正频率为6 Hz。

1992年，TETC公司开展了自适应光学激光光束控制系统的研究，采用直流剪切干涉仪，应用3.5 GHz的脉动阵列完成波前处理，系统带宽2 kHz，室内试验结果使斯特列尔比（Strehl Ratio，SR）从0.1提高到0.55。

近年来，美国在其庞大的天基激光器（SBL）、机载激光器（ABL）、地基反卫星激光器、舰载激光器等计划中都采用了自适应光学技术，并在多次激光打靶试验中成功地进行了应用。

2）天文观测

如上所述，自适应光学是为解决大气湍流问题应运而生的，已广泛地应用于天文观测领域中。

1981年，J.Feinleib提出激光瑞利散射导星的概念，使自适应光学系统观察弱光目标成为可能。

1984年，美国洛克希德公司研制了用于观察太阳的自适应光学望远镜。

1987-1990年，欧洲南方天文台（ESO）在法国空间研究院和Laserdot公司的协助下，开展了COME-ON的自适应光学系统研制计划。该系统相继于1989年在法国Haute省天文台的1.5 m望远镜上和1990年在智利La-Sila山上的ESO3.6 m望远镜上试验成功，并进行了实用的天文观测。这是自适应光学技术在天文观测上第一次成功的应用，是天文观测技术发展的里程碑。

1991年，美国军方对其自适应光学技术进行了局部解密，促使自适应光学向天文观测、工业、医学等民用领域发展，掀起了自适应光学研究的热潮。

目前，许多地基望远镜，特别是大口径地基望远镜都采用了自适应光学系统校正大气湍流所带来的波前畸变误差，如位于美国新墨西哥州的1.5 m自适应光学望远镜；美国加州LICK天文台的3.5 m自适应光学望远镜；位于西班牙的德国—西班牙天文中心3.5 m自适应光学望远镜；位于夏威夷Mauna Kea岛的8 m北半球双子星Gemini自适应光学系统望远镜；日本8.3的Subaru自适应光学望远镜；位于智利的ESO的8 m VLT自适应光学望远镜；位于美国夏威夷的10 m口径超大双子型Keck自适应光学望远镜系统等。

此外，很多正在建设的大口径望远镜也都计划采用自适应光学系统，如ESO 50 m欧洲超大望远镜（E-ELT）、美国与加拿大共同设计研究的30 m大口径望远镜（TMT）、美国25 m大麦哲伦望远镜（GMT）等，均在设计时加入了自适应光学校正系统。

除对星观测外，太阳观测也是天文领域一个重要的研究课题。由于太阳是扩展目标，传统自适应光学系统由于受到大气非等晕的影响，不能满足校正要求。

1988年，J.Beckers首次提出多层共轭自适应光学（Multi Conjugate Adaptive Optics，MCAO）的概念，可以有效地扩大校正视场，特别适用于太阳望远镜系统。

从20世纪90年代末开始，MCAO系统的研究进入一个黄金时代。目前，以美国和德国为代表的许多国家都在研制多层共轭自适应光学系统，大大推动了自适应光学在天文观测领域的应用。

例如，位于夏威夷Haleakala天文台的ATST（现改名DKIST）是由美国国家太阳天文台牵头，22家研究机构共同参与研制，口径为4 m的大型地面太阳望远镜，工作波长为300 nm～35 μm。该望远镜的自适应光学系统包括高阶自适应光学校正系统（子口径1232单元SH-WFS、快速倾斜镜及1313单元DM）、自适应次镜（336单元）及MCAO系统三个部分，拟采用主动光学（校正主镜重力、热变形误差）和自适应光学技术（校正大气扰动），实现高分辨率太阳观测。

2010-2012年，德国科学家连续发表了所拥有的VTT及GREGOR太阳望远镜研究现状，其鲜明特色为采用MCAO系统扩大太阳望远镜高分辨率成像视场。

2013年11月，GREGOR望远镜更新了MCAO系统，并可与之前的传统自适应光学系统自由切换，GREGORMCAO系统使用了三个DM分别共轭在0 km、8 km、25 km的高度，两个相关夏克－哈特曼传感器（CSHWFS），预计实现1′的校正视场。

2013年11月和2014年1月进行了太阳观测试验，但效果并不理想，系统仍需调试。美国大熊湖天文台1.6 m口径太阳望远镜NST，于2013年10月安装了一套自适应光学系统AO-308，使用了一个308子孔径的SHWFS和一个357致动单元的DM，后来又更新了MCAO系统，增加了两个357致动单元的DM。NSTMCAO系统的三个DM，其中一个与系统入瞳共轭，另外两个分别与2～5 km和6～9 km的高层大气共轭，这两个DM可以沿轨道灵活调整共轭位置，也可以互换位置。

2014年4月，NST成功进行了太阳观测试验，试验表明MCAO系统扩大了校正视场。但是，图像的校正效果并不明显，还需要进一步完善。

此外，欧洲计划发展的4 m太阳望远镜（EST）将采用集成自适应光学系统和多层共轭自适应光学系统的方案。2012年发表的文献中提到，EST使用两套自适应光学系统，分别是传统自适应光学（Conventional Adaptive Optics，CAO）系统和MCAO系统。其中，MCAO系统使用五个DM，分别共轭在0和1.6 km、6.6 km、10.6 km、23.6 km高空；在传感器方面，中心视场采用一个高阶CSHWFS，边缘视场使用一个低阶CSHWFS，EST计划实现1′以上的校正视场。

除了MCAO系统外，Rigaut于2000年提出的地表层自适应光学技术（Ground LayerAdaptive Optics，GLAO）目前也在天文观测领域被广泛关注。GLAO大部分试验研究在夜天文自适应光学系统上开展。

2006年，美国亚利桑那大学在1.55 m口径的Kuiper望远镜上开展开环GLAO试验，可以在2′视场内进行可见光到红外波段的恒星成像。位于南美智利的4.1 m SOAR望远镜上装备了单导星GLAO试验系统SAM，采用了一颗高度为7 km、波长为355 nm的紫外光瑞利导星，60单元双压电变形镜，工作在蓝光（320 nm）到近红外波段，视场为3′的方形区域，在天气情况良好的条件下校正后的图像半宽高（FWHM）能达到0.3′′。

一般情况下，I波段FWHM为0.4′′，V波段为0.5′′。位于美国亚利桑那州格拉汉姆山国际天文台的8.4 m口径大双筒望远镜也装备了GLAO试验系统，名为ARGOS。大双筒望远镜的每只“眼”都装备有三个波长为532 nm的绿光瑞利导星，传感区域直径为2′，成像视场大小为4′，工作在可见光到中红外波段，并使用一个672单元的自适应次镜进行校正。

在2014年和2015年进行的观测试验中，装备了ARGOS系统后的校正效果在H波段可以达到0.27′′，与未校正的图像相比效果提升了近40％。

3）空间光学遥感

空间光学遥感器成像质量一方面取决于光学系统自身的设计、制造、装调；另一方面与系统热变形、力学变形、遥感器平台抖动等诸多影响因素有关。

为了实现空间光学遥感器高分辨率成像的目标，必须对系统中误差源的特性及其对像质的影响进行详细分析，同时采取必要的措施将误差限制在可以接受的范围以内。

当对系统的像质要求很高时，采用自适应光学系统（主动光学）校正波前误差是较为常用的解决办法，在有些情况下甚至是唯一可行的解决办法。

目前，国际上已有多个空间光学遥感器采用自适应光学技术实现了高分辨率成像观测，如哈勃空间望远镜（HST）、下一代空间望远镜（NGST）、詹姆斯－韦伯空间望远镜（JWST）、美国空军发展大型空间可折叠展开光学系统研究计划等。

HST主镜后装有24个面形致动器，次镜后装有6个位置致动器，均由计算机控制，可以实现主镜和次镜的准确定位，并修正镜面的重力变形、发射过程中的力学变形和在轨工作时的温度变形。

LDR是美国喷气推进实验室（JPL）于1985年提出的大型空间可展开望远镜方案，采用自适应光学系统校正主镜的分块镜位置误差以及镜面热变形和材料老化引起的低阶像差。

1998年，美国空军研究实验室报道了美国空军发展大型空间可折叠展开光学系统的研究计划（AFRL计划），该计划的应用目标是空基激光弹道导弹防御计划中的激光镜及战略侦察传输式卫星相机主镜。采用自适应光学技术实现系统波前传感与误差校正。

NGST是NASA在1996年正式启动的作为哈勃望远镜继任者的下一代空间望远镜研究计划（后更名为JWST），光学系统采用三镜消像散及分块主镜结构，采用自适应光学系统分阶段校正主镜各分块镜、次镜、三镜的位置误差和面形误差。2002年，在NGST的基础上，开展了JWST的研究。JWST采用了复杂的波前传感和控制方法逐级校正波前误差，在工作波长大于2 μｍ时可以达到接近衍射极限的像质。

4）其他领域

激光应用领域

1985年，中国科学院成都光电技术研究所在“神光”Ｉ激光核聚变装置中采用爬山法实现了激光波前校正，开创了自适应光学技术在激光核聚变装置中使用的先河。接着，其他国家也都在其各自的激光核聚变装置中添加了自适应光学系统以校正激光束的波前。

1988年，TRW公司联合Itek公司利用像差补偿系统对化学激光器输出光束进行净化和诊断。此后，采用自适应光学技术的光束净化装置成为很多输出高质量光束激光器的重要组成部分。

2003年，日本早稻田大学的Hirokilshkawa等报道了利用一块双压电变形镜对重复频率50 Hz，峰值功率7 TW（168 mJ/脉冲，24 fs/脉冲）的Ti:Sapphire激光器系统进行光束净化，哈特曼传感器用来测量系统的波前畸变。经校正后，SR由0.073提高到了0.87。

2003年，法国的Thomas Planchon等报道了10Hz/100TW CPATi : Sapphier激光器光束净化结果，其中波前校正器为36单元的双压电变形镜，哈特曼传感器用于探测激光器及系统中球面反射镜的波前畸变。

对于F数分别为6.7、5和3.3的球面镜，SR分别由校正前的0.10、0.02和0.01提升到校正后的0.94、0.89和0.71。

2005年，LLNL的科学家K.N.LaFortune等报道了对平均功率为10 kW的脉冲固体热容激光器实施腔内校正的结果。在激光器没有运行时，先用参考光束入射到谐振腔内，用哈特曼传感器测量该参考光，对静态像差进行预校正。开启激光器后，用哈特曼传感器探测出射的主激光，对整个系统的动态像差进行校正。SR由0.03提高到最多达0.26，充分证明了该校正系统及方法的有效性。

2006年，J.V.Sheldkova等报道了应用水冷双压电变形镜的1 kW连续二极管泵浦固体激光器光束净化试验，优化算法采用基于爬山法和遗传算法的改进算法，低功率下腔外校正使Ｍ²因子由6减小到3，在高功率下腔内校正使Ｍ²因子由55减小到50。

2008年，S.Fourmaux等报道了利用48个驱动器的双压电变形镜对重复频率10 Hz，平均功率200 TW，功率密度10²⁰W／cm²的高亮度Ti:Sapphire脉冲固体激光器光束净化试验研究，经校正后，远场光斑聚焦性明显提升，SR由0.34提高至0.84。

同年，JiPingZou等人报道了法国LULI2000拍瓦激光系统波前畸变控制情况，该系统中采用了PHASICS的四波横向剪切干涉仪作为波前探测器，控制一块32单元的双压电变形镜实施光束净化，最终远场光斑的SR由0.2提高到0.7。

另外，英国Strathclyde大学的Walter Lubegt等也于2008年报道了应用37单元薄膜变形镜作为激光器腔镜，提高板条激光器亮度的研究。

分别利用遗传算法和模拟退火算法控制变形镜使得输出功率6W的侧面泵浦Nd:YaO激光器和输出功率15 W掠入射Nd:GdVO₄激光器光束质量提高，其中掠入射Nd:GdVO₄激光器两方向M²因子分别由27减小到9，由10.5减小到3。

2009年，Strathclyde大学WLubeigt等用变形镜校正固体激光介质开机过程中的动态热透镜效应，使激光器的“开机全亮时间”缩短了1/6～1/3。

N.K.Metzge等在2010年报道了超短脉冲激光腔内光束净化试验，净化系统使脉冲持续时间降低了41 fs。

2011年，俄罗斯V.V.Kiyko等报道了一种输出模式可控的固体激光器，该激光器采用变形镜进行模式控制，可以输出基模、平顶光和几种超高斯光束。

2012年，德国Stuttgart大学在一台单盘片激光器中，利用变形镜作为谐振腔的高反射腔镜，实现了最大输出功率达800 W，光束质量M²≈1.2，接近衍射极限的光束输出。

2013年，南非Sandil Ngcobo等报道了一台能够产生任意模式输出的“数字激光器”。该激光器采用液晶空间光调试器（SLM）作为谐振腔的腔镜。通过改变液晶空间光调制器位相，实现对激光器输出模式的实时控制，理论上数字激光器可以实现任意模式的激光输出。

2015年，俄罗斯Julia Sheldakova等利用双压电变形镜和夏克－哈特曼波前探测器搭建了一套焦面光束整形系统，取得了较好的校正效果。

生物医学、眼科领域

近年来，在光学扫描显微镜、眼底视网膜成像等领域，自适应光学也显示了很好的应用前景。例如，在眼底视网膜成像领域，涌现了许多应用自适应光学的眼底成像系统。

目前，应用于眼底成像的自适应光学技术主要有CAO、MCAO及无波前传感自适应光学（WSLAO）。CAO因为技术成熟，已经广泛与各种眼底成像技术结合，如蔡司公司出品的第四代OCT产品上都已经整合了CAO技术。

MCAO是近几年才开始用于眼底成像技术的，主要是为了解决CAO成像视场小的问题。

WSCAO可以视为一种CAO的替代，其不需波前传感，可以简化系统，是研究热点之一。

1994年，美国Rochester大学视觉科学中心的Junzhongliang等将自适应光学应用于视觉研究，建立了世界上第一台用于人眼的自适应光学成像系统，并且首次得到了活体人眼高分辨率单视锥细胞图像，证实了自适应光学的引入可以很好地消除人眼像差等问题以得到高分辨率的图像。

2004年，Hermann将时域光学相干层析技术（OCT）与自适应光学结合，采用光路切换方式实现高分辨率眼底成像。

2009年，Cense Barry等将超辐射发光二极管及飞秒激光器应用于AO-OCT得到了高分辨率的视网膜成像，分辨率达到3.2 μm。

2011年，Robert将自适应光学分别应用于激光扫描检眼镜（Scanning Laser Ophthalmoscopy，SLO）和OCT，采用两种模式观察视网膜，并得到了高分辨率的视网膜图像，其中AO-SLO和AO-OCT分辨率均可以高于3.5 μm。

2012年，Takayama等将自适应光学与SLO相结合，构成AO-SLO系统，获得了视神经乳头的高分辨率成像。

2006年，P.A.Bedggood等基于ZEMAX建立了MCAO眼底成像仿真模型。仿真结果表明，相对于CAO，MCAO可以将校正视场从2°扩大至8°左右。

2009年，J.Thaung等也设计了基于ZEMAX平台的MCAO眼底成像系统，采用5颗导星传感波前误差，并使用两个DM（37单元和79单元）进行校正，称为双层共轭自适应光学眼底成像系统（DCAO）。仿真结果表明，DCAO眼底成像技术可以实现校正视场的扩大，证明了MCAO的可行性。

为了解决CAO眼底成像技术所带来的问题，近年来WSLAO眼底成像研究逐步展开并且发展迅速。WSLAO不需要专用的波前传感器，就可以直接由成像探测器的光强信息建立像质评价函数；然后基于特定的优化算法（一般分为无模型法和模型法）控制波前校正器寻找评价函数的极值，当评价函数达到极值时即认为波前误差得到了校正。

WSLAO系统去掉了SH-WFS的影响，对于噪声和误差有很好的免疫性，校正能力稳定，并且眼部抖动对其影响较小。

WSLAO眼底成像系统的算法研究最早可追溯至2006年。S.Zommer等分别使用仿真眼和人造眼作为研究对象，对常用的SPGD和模拟退火算法（SA）进行了比较。

结果发现，SA比SPGD计算速度更快，效果更好；另外，和具有SH-WFS的CAO系统相比，虽然SA运算时间长，但可以通过使用单发光二极管（LED）降低图像采集等过程所花费的时间，使其最终与传统自适应光学达到相近的迭代收敛时间。

2015年，QingyunYang等又提出了一种自由衍生信赖域算法（TRDF），并证明了这种算法在DM行程为中等大小时，收敛速率要快于SPGD和SA算法。

近年来，WSLAO结合各种眼底成像技术的系统层出不穷。

2011年，Hofer Heidi首次将WSLAO结合CSLO，并用于活体人眼眼底成像，其系统可以分别实现CAO眼底成像和WSLAO眼底成像。其中的SLO系统控制垂直振镜（VS）和水平振镜（HS）并通过光电倍增管（PMT）得到眼底图像。

采用双DM实现校正，其中拥有52个致动器的低频DM可以校正低阶Zernike像差，拥有140个致动器的高频ＤＭ可以校正高阶Zernike像差。

算法上采用了SPGD算法，对3～20阶Zernike系数进行校正，最终实现了1.5°视场成像，单幅成像周期为40ms。试验结果证明，与CAO眼底成像相比较，WSLAO眼底成像在系统复杂度、光强利用率等方面具有显著优势。

2013年，S.Bonora等提出了一种基于模式变形镜（MDM）的WSLAO-OCT系统，使用了基于模型的算法，因其迭代次数比无模型算法要少，故收敛速度快。系统点扩散函数作为性能评价指标，校正后横向分辨率达到了14.4 μm，接近系统衍射极限（10 μm）。另外，MDM可以只用9个致动器就实现低阶像差的校正，因而系统复杂度可大大降低。

2015年，Kevin. K. Wong等，进行了基于频域OCT（FD-OCT）的活体人眼WSLAO眼底成像系统的研究。经WSLAO校正后，系统波前RMS值小于λ／14，接近衍射极限水平。与CAO眼底成像相比较，WSLAO可简化系统，大幅降低成本，这对于未来临床产品的推广具有重大意义。

当然，WSLAO也存在诸多不足，如算法会直接影响收敛速度和成像精度，WSLAO眼底成像技术虽然对抖动适应性较强。但是，在一些系统中抖动仍然不可以忽略，WSLAO技术依然面临成像视场小的问题。

我国自适应光学技术的发展概况

1978年，我国开始自适应光学的研究。

1980年，中国科学院光电技术研究所（简称成都光电所）成立了第一个自适应光学研究室。此后，在长达40余年的研究中，为我国自适应光学的发展做出了杰出贡献。

1985年，建立了国际上第一套用于激光核聚变装置的校正激光波前误差的自适应光学系统。

1990年，建立的“21单元星体成像自适应光学系统”在云南天文台首次实现对星体目标的大气湍流校正成像，使我国成为继美国和法、德联合研究之后，世界上第三个实现星体目标实时校正成像的国家。

1998年，将自适应光学系统成功应用于北京天文台2.16 m望远镜的红外波段大气湍流校正。

2000年，研制了用于活体人眼视网膜成像的19单元小型自适应光学系统。

2002年，又将其升级为37单元，获得了视觉细胞和眼底微血管的高分辨率图像，从而使我国成为继美国之后第二个获得活体人眼视觉细胞实时成像的国家。

同年，成都光电所与南京大学合作，研制了国内首套太阳观测倾斜校正自适应光学系统，使我国成为国际上少数几个拥有自适应光学太阳望远镜的国家之一，并研制成功用于激光核聚变装置的45单元方形激光束校正系统。

2007年，在云南天文台1.2 m地平式望远镜上利用自适应光学技术对大气波前的倾斜量进行实时校正，完成了月球激光测距试验。

2009年，在云南天文台26 cm精细结构望远镜上，采用由37单元DM和基于绝对差分算法的SH-WFS组成的自适应光学系统，首次获得了高分辨率太阳表面图像。

2011年，在1 m红外太阳塔上，利用自适应光学系统同时获得了可见光波段和近红外波段的太阳黑子高分辨率图像。

2013年，成功地研制出太阳活动区多波段同时成像试验系统，并对37单元太阳自适应光学试验系统进行了技术升级，突破了白天太阳自适应光学系统高时间带宽、高帧频相关夏克—哈特曼波前探测、高速波前实时处理控制以及多波段太阳高分辨率同时成像等技术难题，并于6月16日在云南天文台1 m红外太阳望远镜上实现了对太阳扩展目标的低阶自适应光学校正，获得了太阳活动区多波段高分辨率层析图像。

在GLAO应用方面，成都光电所于2016年在云南抚仙湖1 m新型真空太阳望远镜（NVST）上用一台GLAO的原型机进行了观测试验。系统采用了一台30孔径的CSHWFS和一台151单元DM，在1′成像视场上对可见光波段进行了校正试验。

此外，我国计划将于南极DomeA建造的2.5 m口径“昆仑”暗宇宙巡天望远镜（KDUST）拟采用GLAO系统，装备一个激光导星和一个变形镜，通过旋转激光导星来实现区域传感。

北京理工大学在自适应光学的发展方面也做了很多有意义的工作。

1996年，出版了国内第一部自适应光学专著，并培养了国内第一位自适应光学的研究生和博士后。

1995年，研究成功极弱光哈特曼波前传感器，可以进行单光子测试，达到了理论的极限灵敏度。

1996年9月，建立了大气湍流共轭校正的两层湍流模型，首次求解出最小二乘解。

1999年，对星载高分辨率相机镜面温度及自重变形的自适应光学校正技术进行了仿真研究，并进行了缩比实验验证。

2000年，建立了微小型自适应光学系统，质量不到4 kg，波前校正精度为λ／10。由于体积小、质量小、成本低，特别适用于空间光学系统，同时也可用于激光加工、医用光学、测量计量等光学仪器与系统，该成果入选我国高科技发展计划（“863”计划）十五周年成果展。

2005年，北京理工大学与中国航天科技集团508所、中国科学院光电技术研究所等单位合作，完成了机内信标及径向斜率波前传感方法、扩展信标及相关夏克－哈特曼波前传感方法的理论和实验研究，实现了空间光学系统热畸变的地面演示验证。

2004-2008年，开展新型空间光学系统自适应光学理论与方法研究，填补了我国在大型空基光学系统自适应光学校正研究领域的空白。

2008年，利用相位差异法实现了空间光学遥感器大动态范围高精度波前传感的仿真研究及实验验证。

2009年，对高分辨率空间光学遥感器的宽视场自适应光学校正进行了初步的实验研究。