科學人雜誌
天文學

自調光學看清前景

2021-06-01 特伏隆(Tony Travouillon)、道究維拉(Celine d’Orgeville)、班奈特(Francis Bennet)
科學家把天文觀測常用的自調光學技術,用來協助解決太空垃圾問題,並有助於推展量子通訊。與此同時,持續改良該技術本身,也開發新的應用。

重點提要

  1. 當光穿透大氣層時,會因大氣擾動而偏折,使得望遠鏡的觀測影像扭曲變形。科學家發展了自調光學技術,以獲得清晰影像。
  2. 自調光學技術包含三個關鍵要素:波前感測器、雷射導星、可變形鏡。透過自行校正的閉迴路,得以每毫秒校正一次。
  3. 除了使模糊影像變得清晰,自調光學也能用於尋找太空垃圾、使量子加密傳送得更遠,以及醫學影像與眼科等領域。


身為天文學家,這是神奇的時刻:你盯著螢幕,天體影像從模糊變得清晰,逐漸浮現新細節。這種自調光學迴路稱為「閉迴路」,可以修正大氣紊流造成望遠鏡影像的朦朧感。自調光學迴路消除我們與星空之間由大氣造成的影響,使恆星看起來不再閃爍,原本模糊的星空影像變得清晰透澈。


去年某天晚上,我們三人在澳洲國立大學的團隊把閉迴路應用於新的成像系統,希望取得太空垃圾的細節影像。在澳洲首都坎培拉,我們坐在史拓姆羅山的天文台控制室裡,並選擇了一枚氣象衛星進行第一次測試。這是很單純的目標物:可輕易辨識出衛星本體與太陽能板,適合用來測試我們系統的性能。


對某些團隊成員來說,這是第一次使用望遠鏡來觀察除了恆星、星系或其他宇宙現象以外的物體。這枚衛星只是數千個繞行地球的人造物之一,這些人造物多已喪失功能,只有少數仍在運作,卻逐漸使近地軌道變得太壅塞。我們的測試正是其中一項嘗試,希望建立解決太空垃圾問題的系統,使這些軌道在未來仍保持暢通。自調光學技術過往多用於天文觀測,如今這項技術用於達成不同目標。該技術發展30多年,已臻完善;天文學家憑藉專業知識,也可將它應用在任何關於太空和地面之間發送或接收光子的研究。


擺脫大氣干擾

保護人類生存的大氣層位於地球與太空之間,光穿透其間的路徑會不斷改變。這是由不同溫度的空氣混合成大氣紊流所致;光穿透不同介質會彎曲路徑或偏折,例如杯中吸管的傾斜角度在水面上方和下方看起來不同,因為光從水下的吸管表面反射進入空氣時,改變行進路線。光穿透不同溫度的空氣時,也發生同樣的事。當光從暖空氣進入冷空氣,速度降低,行進路徑隨之改變。


這種效應造成恆星閃爍現象,天文學家因此難以拍攝到精確的天空影像。通常以「視寧度」(astronomical seeing)量化大氣紊流的影響,該角度的參數代表地面望遠鏡所看到模糊的恆星斑點範圍。大氣紊流越強,視寧度越低。在紊流較小的良好地點,例如高山上,視寧度為0.5~1角秒,也就是任何望遠鏡的解析度都在此範圍內,但現代望遠鏡的解析度明顯優於這個範圍。根據光學理論,望遠鏡的解析度與「繞射極限」有關:它與觀測到的光波長成正比,與望遠鏡口徑成反比。觀測到的光波長取決於目標天體的化學組成,這無法改變,因此增加望遠鏡口徑是提高解析度的唯一方法。例如一座口徑兩公尺的望遠鏡可分辨出波長為0.05角秒的天體,相當於看見位在100公里外的一枚大型硬幣。即使在優良觀測地點,低視寧度或許會使解析度也降低10倍。


因此不難了解,位於大氣之外的太空望遠鏡確實吸引人,但興建地面望遠鏡仍有意義。由於火箭有載重限制,太空望遠鏡不能太大;另外,也很難把人送上太空去維護並升級太空望遠鏡。目前最大的太空望遠鏡是預計今年10月發射的韋伯太空望遠鏡,其主鏡口徑為6.5公尺。當今最大的地面望遠鏡口徑超過10公尺,興建中的超大型望遠鏡(Extremely Large Telescope, ELT),其主鏡口徑將增加到39公尺。地面望遠鏡在運作期間可不斷升級,納入最新的儀器設備。但必須消除大氣的影響,才能完全發揮這些望遠鏡的功能。


1950年代早期,自調光學的概念首次提出,美國軍方在1970年代把它應用於衛星的地面成像,天文學家在1990年代才把該技術運用在天文觀測。自調光學主要由三項關鍵組件構成。第一項是波前感測器(wavefront sensor),一台配備一組光學元件的快速數位相機,可繪製望遠鏡接收的光波的扭曲形狀,即時測量大氣造成的扭曲;由於測量結果需要反映大氣的快速變化,每秒必須繪出數百到數千幅新圖像。波前感測器若要在這麼短的曝光時間內收集足夠光子,大氣層外必須有一個明亮光源,但恆星的亮度通常不足。幸好天文學家足智多謀,把雷射朝天空發射,製造出人造恆星。


自調光學系統的第二項關鍵組件便是參考光源,也就是雷射導星。我們的大氣有厚度達數公里的鈉原子層,高度約在90公里,遠高於造成扭曲效應的紊流。科學家利用特製的雷射激發鈉原子,高層大氣中的鈉原子吸收了明亮的橙光雷射(該顏色與許多城市的鈉路燈相同)後重新發光,成為一顆發光的人造恆星。只要把雷射裝在望遠鏡旁,隨著望遠鏡移動,波前感測器就能一直看見這顆人造恆星。


當波前感測器持續獲得波前的形狀,就需修正其像差。系統的第三項關鍵組件就是可變形鏡。這面鏡子由反射薄膜構成,膜下有一個致動器矩陣,透過致動器推拉薄膜來形塑反射光。當波前感測器測量時,會發送訊息給該可變形鏡,調整鏡面形狀,校正入射光的失真,有效消除大氣造成的像差。由於大氣變化非常快,可變形鏡必須約每毫秒校正一次。這是機械與運算能力的大挑戰:可變形鏡面的硬體必須每秒變動數千次,電腦與波前感測器的處理速度也必須匹配。鏡面中有數千個致動器,每個都能使可變形鏡面彎曲幾微米。透過自行校正以不斷更新的過程,就是所謂的「閉迴路」。

這項技術困難且複雜,但截至目前為止,天文學家大致掌握了自調光學技術,所有主要光學望遠鏡都安裝了這套系統,甚至有不同觀測類型專用的。早期的自調光學系統只使用一顆導星以及一面可變形鏡,對範圍較小的天區進行大氣紊流校正。更複雜的系統,例如多共軛自調光學系統,使用多個雷射導星與可變形鏡來探測並校正望遠鏡上方大範圍的大氣紊流。這種方法使天文學家能進行不受大氣影響的天文觀測,可觀測天區比傳統自調光學系統還大10~20倍,但價格不斐。在其他狀況下,例如天文學家想研究系外行星這種單一目標,接近完美的影像解析度比天區範圍更重要。極致自調光學系統具備了速度更快、解析度更高的波前感測器和反射鏡,通常再運用濾鏡阻擋母恆星的光,以對繞行母恆星的昏暗系外行星拍照。目前所有望遠鏡都可能使用自調光學,天文學之外的領域也因而受惠。


# 關鍵字:天文學自調光學望遠鏡
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