自调光学看清前景

　　科学家把天文观测常用的自调光学技术，用来协助解决太空垃圾问题，并有助于推展量子通讯。与此同时，持续改良该技术本身，也开发新的应用。
　　身为天文学家，这是神奇的时刻：你盯着萤幕，天体影像从模糊变得清晰，逐渐浮现新细节。这种自调光学回路称为「闭回路」，可以修正大气紊流造成望远镜影像的朦胧感。自调光学回路消除我们与星空之间由大气造成的影响，使恒星看起来不再闪烁，原本模糊的星空影像变得清晰透澈。
　　去年某天晚上，我们三人在澳洲国立大学的团队把闭回路应用于新的成像系统，希望取得太空垃圾的细节影像。在澳洲首都坎培拉，我们坐在史拓姆罗山的天文台控制室里，并选择了一枚气象卫星进行第一次测试。这是很单纯的目标物：可轻易辨识出卫星本体与太阳能板，适合用来测试我们系统的性能。
　　对某些团队成员来说，这是第一次使用望远镜来观察除了恒星、星系或其他宇宙现象以外的物体。这枚卫星只是数千个绕行地球的人造物之一，这些人造物多已丧失功能，只有少数仍在运作，却逐渐使近地轨道变得太壅塞。我们的测试正是其中一项尝试，希望建立解决太空垃圾问题的系统，使这些轨道在未来仍保持畅通。自调光学技术过往多用于天文观测，如今这项技术用于达成不同目标。该技术发展30多年，已臻完善；天文学家凭借专业知识，也可将它应用在任何关于太空和地面之间发送或接收光子的研究。
　　摆脱大气干扰
　　保护人类生存的大气层位于地球与太空之间，光穿透其间的路径会不断改变。这是由不同温度的空气混合成大气紊流所致；光穿透不同介质会弯曲路径或偏折，例如杯中吸管的倾斜角度在水面上方和下方看起来不同，因为光从水下的吸管表面反射进入空气时，改变行进路线。光穿透不同温度的空气时，也发生同样的事。当光从暖空气进入冷空气，速度降低，行进路径随之改变。
　　这种效应造成恒星闪烁现象，天文学家因此难以拍摄到精确的天空影像。通常以「视宁度」（astronomical seeing）量化大气紊流的影响，该角度的参数代表地面望远镜所看到模糊的恒星斑点范围。大气紊流越强，视宁度越低。在紊流较小的良好地点，例如高山上，视宁度为0.5~1角秒，也就是任何望远镜的解析度都在此范围内，但现代望远镜的解析度明显优于这个范围。根据光学理论，望远镜的解析度与「绕射极限」有关：它与观测到的光波长成正比，与望远镜口径成反比。观测到的光波长取决于目标天体的化学组成，这无法改变，因此增加望远镜口径是提高解析度的唯一方法。例如一座口径两公尺的望远镜可分辨出波长为0.05角秒的天体，相当于看见位在100公里外的一枚大型硬币。即使在优良观测地点，低视宁度或许会使解析度也降低10倍。
　　因此不难了解，位于大气之外的太空望远镜确实吸引人，但兴建地面望远镜仍有意义。由于火箭有载重限制，太空望远镜不能太大；另外，也很难把人送上太空去维护并升级太空望远镜。目前最大的太空望远镜是预计今年10月发射的韦伯太空望远镜，其主镜口径为6.5公尺。当今最大的地面望远镜口径超过10公尺，兴建中的超大型望远镜（Extremely Large Telescope, ELT），其主镜口径将增加到39公尺。地面望远镜在运作期间可不断升级，纳入最新的仪器设备。但必须消除大气的影响，才能完全发挥这些望远镜的功能。
　　1950年代早期，自调光学的概念首次提出，美国军方在1970年代把它应用于卫星的地面成像，天文学家在1990年代才把该技术运用在天文观测。自调光学主要由三项关键组件构成。第一项是波前感测器（wavefront sensor），一台配备一组光学元件的快速数位相机，可绘制望远镜接收的光波的扭曲形状，即时测量大气造成的扭曲；由于测量结果需要反映大气的快速变化，每秒必须绘出数百到数千幅新图像。波前感测器若要在这么短的曝光时间内收集足够光子，大气层外必须有一个明亮光源，但恒星的亮度通常不足。幸好天文学家足智多谋，把雷射朝天空发射，制造出人造恒星。
　　自调光学系统的第二项关键组件便是参考光源，也就是雷射导星。我们的大气有厚度达数公里的钠原子层，高度约在90公里，远高于造成扭曲效应的紊流。科学家利用特制的雷射激发钠原子，高层大气中的钠原子吸收了明亮的橙光雷射（该颜色与许多城市的钠路灯相同）后重新发光，成为一颗发光的人造恒星。只要把雷射装在望远镜旁，随着望远镜移动，波前感测器就能一直看见这颗人造恒星。
　　当波前感测器持续获得波前的形状，就需修正其像差。系统的第三项关键组件就是可变形镜。这面镜子由反射薄膜构成，膜下有一个致动器矩阵，透过致动器推拉薄膜来形塑反射光。当波前感测器测量时，会发送讯息给该可变形镜，调整镜面形状，校正入射光的失真，有效消除大气造成的像差。由于大气变化非常快，可变形镜必须约每毫秒校正一次。这是机械与运算能力的大挑战：可变形镜面的硬体必须每秒变动数千次，电脑与波前感测器的处理速度也必须匹配。镜面中有数千个致动器，每个都能使可变形镜面弯曲几微米。透过自行校正以不断更新的过程，就是所谓的「闭回路」。
　　这项技术困难且复杂，但截至目前为止，天文学家大致掌握了自调光学技术，所有主要光学望远镜都安装了这套系统，甚至有不同观测类型专用的。早期的自调光学系统只使用一颗导星以及一面可变形镜，对范围较小的天区进行大气紊流校正。更复杂的系统，例如多共轭自调光学系统，使用多个雷射导星与可变形镜来探测并校正望远镜上方大范围的大气紊流。这种方法使天文学家能进行不受大气影响的天文观测，可观测天区比传统自调光学系统还大10~20倍，但价格不斐。在其他状况下，例如天文学家想研究系外行星这种单一目标，接近完美的影像解析度比天区范围更重要。极致自调光学系统具备了速度更快、解析度更高的波前感测器和反射镜，通常再运用滤镜阻挡母恒星的光，以对绕行母恒星的昏暗系外行星拍照。目前所有望远镜都可能使用自调光学，天文学之外的领域也因而受惠。