一、大气湍流－—困扰与“模糊”天文学家几百年的难题 

　　光学望远镜是利用光波获取远距离目标信息的有力工具。自大科学家伽里略在1609年发明光学望远镜并用于天文观测以来，已将近400年了。由于光学天文望远镜的利用和不断发展，才使人类得以观测到更遥远更暗弱的天体，进而把视野扩展到茫茫太空和深邃的宇宙，为人类最终揭示宇宙起源之谜提供了前所未有的科学手段。 

　　为了不断深化对宇宙的认识，天文学家总是希冀利用天文望远镜把浩瀚星空中的目标观测得更清楚、分辨得更仔细。因此无止境地追求高分辨力是天文学家和光学工作者共同追求的目标。 

　　从理论上讲，望远镜口径越大，其分辨率越高。伽利略望远镜口径只有5厘米，其后数百年间，人们建造了越来越大的望远镜，特别是20世纪中叶以来，一些发达国家纷纷斥巨资竞相研制大型光学天文望远镜，迄今最大的口径已达10米。随着望远镜口径的增大，分辨能力也本应该更高。然而，天文学家无奈地发现，在实际的星体目标观测中，由于“大气湍流”这种动态干扰的影响，光学望远镜的实际分辨力远远达不到理论上所预期的衍射极限（最佳性能和工作状态）。比如，一个口径达数米的大型光学望远镜，在地面通过大气层对星体目标进行观察时，由于大气湍流的影响，其实际成像分辨力不会超过天文爱好者手中口径仅为0.1~0.2m的小望远镜。而且观测到的星体像模糊、抖动。 

　　这个动态干扰“难题”数百年前即被天文界发现并始终困扰着天文界。即使大科学家牛顿对此也无能为力，他在18世纪初出版的《光学》一书中，已经描述了望远镜的实际观测分辨力因受大气湍流影响而大大降低的现象，他认为没有什么办法来克服这一现象，“唯一的良方是寻找宁静的大气，云层之上的高山之巅也许能找到这样的大气”。 

　　然而，即使看来似乎宁静的大气也始终存在这种扰动。在大气条件很好的天文台，用足够大倍率望远镜观测星像时，可以发现星像在不断抖动而且不断改变成像光斑的形状。图1就是用望远镜通过大气湍流观察单点目标时的瞬时像，光斑已经破碎成许多斑点，这些斑点不断在变化形状和位置，如果用较长时间来曝光，这些不断变化的斑点累积成为一个直径放大了的圆斑(图2)，而且中心光强（亮度）也显著下降。望远镜看到的远非星星的本来面目，而宛如雾里看花，朦朦胧胧一团絮状的云。这就象近视眼患者拿掉眼镜看远处景物一般。 

　　图1. 通过大气湍流观测星体的瞬时像斑及其能量分布 

　　图2. 通过大气湍流观测星体的长曝光像斑及其能量分布 

　　这给天文观测带来严重后果，它降低了对星体目标的探测能力，使得目标的形态细节分辨不清，若隐若现。“星星眨眼”、繁星闪烁，这些美妙的文学词汇，对于梦寐以求廓清宇宙轮廓、看清星星真相的天文学家来说，却无异于始终困扰心头的梦魇。 

　　然而，让牛顿始料未及的是，20世纪70年代自适应光学技术的诞生，使这个 “难题”终于有了解决的可能与途径。 

　　二、解开“难题”的钥匙——新兴的自适应光学技术 

　　〔名词解释：光学波前 大气湍流 “一石激起千层浪”，我们很容易理解。当一块石头落入平静的水面，激起的水波以落点为中心，呈同心圆一圈一圈依次扩展开。距离中心落点越近，环状波纹弧度越大。距离中心落点越远，环状波纹弧度越小，到更远乃至无穷远处，水波波纹则接近于平面。如果水波在传播过程中不受干扰，则波纹总是呈理想的球面（近处）或平面（远处）传播，扩展距离也就越远。如受到干扰（如漂浮于水面的树枝、树叶等），则水波的扩展被打乱。

　　光波是与水波有着本质区别的电磁波，但为便于理解，我们暂且用水波来类比。类似于水波波纹的光束波前，在光的传播过程中起了决定性的作用。如果光波在传输过程中不受干扰，则光学波前呈现为理想平面波（或球面波），光学系统总能达到近衍射极限的理想工作状态。对于光学成像系统来说，所成图像总能达到设计的预期最佳效果。然而，光学传输通道中的任何干扰都可以造成光学波前偏离理想平面波（或球面波），形成带有畸变的光学波前误差。几分之一波长（大约相当于头发丝粗细的   ）的波前误差就足以使成像质量变差，造成成像分辨能力下降，图像模糊。例如，夏日阳光下，当沿着地面观看远方的景物，人们可以发现这些景物在不断地抖动，景象也就模糊不清。这是因为接近地面的空气因受热不均始终存在着不断变化的温度起伏，导致空气密度的不断变化，因而造成折射率的不断变化与不均匀分布，从而使通过该气体层的光束波前产生动态的畸变，致使景象模糊不清。这就是大气湍流的扰动。 

　　同样，当人们通过天文望远镜观测遥远的星空时，包裹着地球的大气层同样因为折射率的动态变化及不均匀分布，造成光束波前的动态畸变。因而，大气湍流成为模糊天文望远镜和天文学家视野的“罪魁祸首”。〕 

　　1953年美国天文学家巴布科克（H.W.Babcock）提出用实时测量光学波前误差并加以实时补偿校正的方法来解决大气湍流等动态干扰的设想。其核心是在光学系统中引入一个表面形状可以改变的反射元件（称为波前校正器）和一个波前误差传感器，用波前传感器测量出不断变动的波前误差，利用一套控制系统去控制波前校正器并对波前误差进行补偿校正。如果这一过程足够快，就可以用不断变化的波前校正量来补偿校正不断变化的动态波前误差，就可以使望远镜等光学系统具有自动适应环境变化、克服动态扰动、始终保持理想性能的能力。这就是自适应光学的基本思想。它改变了传统光学技术只是追求静态精度的局限，使光学系统具有了能动可变的特点，从而为解决困扰光学界几百年之久的动态干扰问题提供了途径。

　　在20世纪50年代还不具备实现这一设想的技术基础。到了70年代，随着高分辨力天文观测等的需求更加迫切，相关技术也有了较好的发展，自适应光学才有了实现的可能。因此自适应光学到了70年代中期才真正起步，近30年来获得迅速发展，其应用领域从最初的高分辨力天文成像扩展到医学和工业等方面，成为令人瞩目的光学新技术。 

　　自适应光学系统一般由波前传感器、波前控制器和波前校正器三个部分组成（图3）。传感器测量出望远镜到星体目标传输通道中的波前误差，波前控制器通过控制波前校正器去产生所需的校正量，从而使校正后的光束波前接近理想的平面或球面波，进而得到被观测星体的清晰图像。因此自适应光学系统实际上是以光学波前为控制对象的自动控制系统。 

　　图3． 自适应光学望远镜的基本原理和组成 

　　由上图可以明显看出，直接通过地基望远镜观测遥远太空的星体时，从星体来的光线通过大气时，由于受大气湍流动态干扰的影响，致使望远镜焦平面上所成的星像模糊、抖动。采用自适应光学技术对这些动态干扰实时校正后，使得望远镜焦平面上所成的星像分辨率和清晰度显著提高。因此，自适应光学犹如给望远镜戴上了一副“矫正眼镜”，使得望远镜能看到星星的本来面目。 

　　于是天文学家惊喜地发现，在地面观测星体目标时，自适应光学技术与望远镜的“联姻”产生了奇迹。牛顿的“难题”有了解决的钥匙。