Millimeter-wave adaptive optics: Demonstrating closed-loop correction for lowest Zernike modes

地面望远镜上方的天空并非一个完美的、静止的窗口。即使在晴朗的夜晚，风也会冲击现代天文台巨大的金属结构，而太阳的热量也会以微妙且不断变化的方式使它们的表面发生形变。对于那些在毫米和小波段（位于无线电波与红外线之间的光波范围）监听宇宙的望远镜来说，这些微小的畸变是灾难性的。它们会模糊图像，将一个清晰的光点变成一片模糊的残影。为了看清景象，这些巨大的碟形天线需要保持其表面极其平滑，精度要达到人类头发丝的宽度，尽管天气造成的持续震动和弯曲始终存在。这就是毫米波自适应光学技术的挑战：一种旨在实时测量这些畸变并立即进行校正，从而保持望远镜视野清晰的系统。

研究人员团队现在通过建造并测试一种新型的望远镜“眼睛”，在解决这一问题方面迈出了重要一步。通过在日本著名的野边山45米望远镜进行工作，他们开发了一种原型传感器，能够检测出最基础、最基本的表面误差类型。通过将该传感器与一个可移动的副镜相连，他们成功演示了一个闭环系统，该系统可以感知畸变并自动推动副镜来抵消这种畸变。这一成就证明了保持未来更大规模望远镜表面完美对齐是可能的，为更清晰地观测宇宙中寒冷、多尘的区域铺平了道路。

问题的核心在于现代望远镜的巨大尺寸。随着这些仪器为了捕捉来自早期宇宙的微弱信号而变得越来越大，它们的金属表面也变得更容易受到环境影响。风压和温度变化会导致主镜发生挠曲，在表面产生误差波。为了解决这个问题，研究人员转向了一种基于射电干涉测量法的方法。他们并没有尝试用尺子或激光来测量镜面的形状，而是将望远 de 本身视为一个巨大的无线电接收器。他们在主镜的五个特定点上放置了小型发射器。这些发射器向通过望远镜光学系统的焦点处的接收器发送参考信号。通过将从这五个点接收到的信号与一个主参考信号进行对比，系统可以计算出由于镜面畸变导致信号传输路径增加的确切距离。这个被称为“超额路径长度”的差异，揭示了波前误差的形状。

团队在45米望远ک 望远镜上安装了一个五元件版本的传感器，工作频率为20 GHz。五个发射器呈十字形排列，一个位于中心，另外四个分别向顶、底、左、右延伸。选择这种特定的排列方式，是因为它是能够检测两种最常见且最具破坏性的畸变类型的最简单设置：一是“倾斜”（tip-tilt），类似于望远镜指向略微偏离目标；二是“离焦”（defocus），即表面过于弯曲或过于平坦。这些是“低阶”误差模式，也是可以通过移动位于主碟形天线上方的副镜来进行校正的模式。

为了测试该传感器是否能在现实世界中观察到这些畸变，研究人员利用月球进行了一项实验。他们将望远镜对准月球盘的边缘。当望远镜指向稍微偏移时，它所捕获的月球光量会发生变化，这个数值被称为“波束填充因子”。如果望远镜的表面发生扭曲，波束指向就会发生抖动，导致总信号功率发生波动。研究人员在记录传感器数据的同时，观察了这些波动。他们发现两者之间存在清晰且强烈的联系。当传感器检测到波前梯度时，总功率信号也同步发生了偏移。这种相关性证实了传感器正在成功测量那些导致望远镜晃动的畸变，即便当时风速约为每秒6米。

最后也是最关键的一步是闭合回路。仅仅检测到误差只是成功了一半；系统必须能够修复它。研究人员将传感器连接到一个可以移动副镜的计算机控制器。他们设置了一个比例-积分（PI）控制器，这是一种根据误差的大小和持续时间来调整镜面位置的反馈系统。当他们人为引入一个等效于低阶波前误差的扰动时，系统立即做出了反应。传感器测量了误差，控制器计算了必要的校正量，随后副镜便移动以进行补偿。结果是一个稳定的系统，误差得到了抑制，信号恢复了正常。

至关重要的是，该系统仅校正其设计用于处理的误差。当研究人员引入一种副镜无法修复的复杂畸变时，系统并未过度反应或试图进行不可能的强制校正。它保持了稳定性，忽略了那些无法校正的模式。这种选择性的稳定性对于未来的应用至关重要。研究人员指出，这一成功为未来大规模亚毫米波设施（如拟议中的AtLAST或大亚毫米波望远镜）的计量学（即测量科学）奠定了基础。通过证明一个简单的五点传感器可以可靠地检测并实时校正最基本的表面误差，这项工作为保持下一代巨型望远镜精准聚焦于宇宙提供了一条切实可行的路径。