自适应光学简介
自适应光学（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。自适应光学的概念和原理最早是在1953年由海尔天文台的胡瑞斯·拜勃库克（Horace Babcock）提出的，但是超越了当时的技术水平所能达到的极限，只有美国军方在星球大战计划中秘密研发这项技术。冷战结束后，1991年5月，美国军方将自适应光学的研究资料解密，计算机和光学技术也足够发达，自适应光学技术才得以广泛应用。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。上海旭为提供包括各种变形镜，空间光调制器，DMD及波前分析仪等自适应光学核心部件，以及高灵敏相机，微透镜阵列等多种自适应光学常用组件。此外还提供各种用于天文，大气，强光及生物方面的自适应光学系统解决方案。
自适应光学原理
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。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。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
配备自适应光学系统的望远镜能够克服大气抖动对成像带来的影响，将空间分辨率显著提高大约一个数量级，达到或接近其理论上的衍射极限。第一台安装自适应光学系统的大型天文望远镜是欧洲南方天文台在智利建造的3.6米口径的新技术望远镜。越来越多的大型地面光学/红外望远镜都安装了这一系统，比如位于夏威夷莫纳克亚山的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、8米口径的日本昴星团望远镜等等。自适应光学已经逐步成为各大天文台所广泛使用的技术，并为下一代更大口径的望远镜的建造开辟了道路。
自从天文望远镜诞生400年以来，它从小型手控的光学器材发展到由计算机控制的庞大复杂仪器。其间，有两个参数极其重要：望远镜的口径（聚光能力）和角分辨率（图像的清晰度）。对于一架在太空中使用的性能绝佳的望远镜来说，分辨率直接与口径的倒数成正比。从遥远星球发出的平面波波前将被望远镜转换成完美的球面波波阵面从而成像。像的角分辨率只受到衍射的限制–我们可以称之为衍射极限。
实际上大气的影响和望远镜的质量问题都会扭曲球面波前，造成成像过程中的相位错误。即使是在最好的观测地点，地面上可见光波段望远镜的角分辨率都无法超过10到20厘米口径的望远镜，这仅仅是因为大气湍流的缘故。对于一台口径四米的望远镜来说，大气湍流使其空间分辨率降低了一个数量级（与衍射极限相比），同时星像中心的清晰度降低了100多倍。这源于大气扰动造成的波前在时间和空间的不稳定–也是人类发送哈勃到太空进行观测的的最主要原因–避免大气湍流的影响。此外，像质的好坏也受到工业技术问题以及由机械、温度和望远镜光学效应而引起的波前扭曲的影响 。
