天文像的復(fù)原（astronomicalimagereconstruction）中學(xué)物理百科

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2、遠(yuǎn)鏡中天體圖像畸變而開展起來的一種新技術(shù)。在一般天文觀測(cè)中，由于快速變化的大氣湍動(dòng)的平均效應(yīng)，所得到的星像是一個(gè)角徑0.52甚至更大的模糊圓，大望遠(yuǎn)鏡的分辨率因此受到嚴(yán)重限制見天文寧?kù)o度。天文像復(fù)原的目的，是使觀測(cè)結(jié)果的分辨率接近或到達(dá)望遠(yuǎn)鏡的衍射極限，從而再現(xiàn)消除了大氣影響的星像。1970年，法國(guó)拉貝里提出，假如曝光時(shí)間短小于0.02秒，那么在曝光瞬間大氣是相對(duì)穩(wěn)定的，拍到的星像不會(huì)是模糊一團(tuán)，而是由許多斑點(diǎn)細(xì)節(jié)所構(gòu)成的復(fù)雜圖像。所謂斑點(diǎn)就是入射波前上同位相區(qū)域的光線干預(yù)的結(jié)果，其尺寸接近望遠(yuǎn)鏡的衍射極限。在斑點(diǎn)干預(yù)圖的瞬時(shí)天體像中包含了接近衍射極限的高分辨信息。對(duì)斑點(diǎn)干預(yù)圖進(jìn)展物理上稱為傅

3、里葉變換的處理，便可將這些信息提取出來，在某些情況下可以再現(xiàn)天體的像。這個(gè)過程被稱為斑點(diǎn)干預(yù)測(cè)量。這種技術(shù)之所以可以實(shí)現(xiàn)，主要是由于多級(jí)像增強(qiáng)器技術(shù)的開展。應(yīng)用這種技術(shù)才能在瞬間將暗弱的星像拍攝下來。在美國(guó)基特峰天文臺(tái)4米望遠(yuǎn)鏡的斑點(diǎn)照相機(jī)示意圖中：顯微物鏡3將星像放大，在照相機(jī)8的底片上顯示出斑點(diǎn)細(xì)節(jié)。干預(yù)濾光片5帶寬約200埃，限制入射光的波寬范圍，以保證成像光束的瞬時(shí)相干性。棱鏡4用來補(bǔ)償大氣色散。照相機(jī)8的快門是聯(lián)動(dòng)的，能在短時(shí)間內(nèi)拍攝大量幾十到幾百?gòu)埌唿c(diǎn)干預(yù)圖，以便進(jìn)展統(tǒng)計(jì)平均，并進(jìn)步測(cè)量結(jié)果的信噪比。對(duì)斑點(diǎn)干預(yù)圖可用模擬方法處理：用平行的激光光束穿過斑點(diǎn)干預(yù)圖，投射到照相底片上，底

4、片上記錄的衍射把戲便是傅里葉變換的干預(yù)圖。在觀測(cè)雙星時(shí)，衍射把戲是平行的條紋，其間隔反比于雙星角距。條紋方向決定雙星連線的方位角。這套裝置已用于雙星的常規(guī)觀測(cè)，可測(cè)出0.035的雙星角距，方位角誤差0.2。比模擬方法更準(zhǔn)確的是數(shù)字方法，即用快速顯微密度計(jì)對(duì)每張干預(yù)圖掃描，數(shù)字化的測(cè)量結(jié)果輸給電子計(jì)算機(jī)，再進(jìn)展傅里葉變換。斑點(diǎn)干預(yù)測(cè)量是一種被動(dòng)方法，其應(yīng)用頗受原理上的限制。此外，快速拍攝暗弱星像，盡管采用了多級(jí)像增強(qiáng)器，也只能應(yīng)用到亮于15等星見星等的天體。另一種稱為主動(dòng)光學(xué)系統(tǒng)的像復(fù)原技術(shù)正處于試驗(yàn)階段。這種技術(shù)是在光線進(jìn)入探測(cè)器之前，主動(dòng)改正入射光束的波前畸變。為此，需在光路中引入一種裝置，

5、可以快速檢測(cè)出波前畸變。主鏡的外表形狀是可以快速變化的，例如主鏡采用撓性構(gòu)造，或由許多可控制的小鏡塊拼成。在上述檢測(cè)裝置控制下，鏡面不同部分可獨(dú)立運(yùn)動(dòng)。在光路中引進(jìn)相反的波前畸變，那么在最后焦平面上可獲得消除湍流大氣和光學(xué)像差影響的天體像。利用這種技術(shù)可以研究亮星鄰近區(qū)域的細(xì)節(jié)。不管是主動(dòng)或被動(dòng)的天文像復(fù)原技術(shù)，一般都要求在被測(cè)天體的等暈區(qū)內(nèi)有一顆足夠亮的星其角直徑必須小于望遠(yuǎn)鏡的衍射極限作為基準(zhǔn)，用來確定瞬時(shí)間大氣導(dǎo)致的波前畸變。所謂等暈區(qū)就是諸點(diǎn)源的波前畸變一樣的區(qū)域，其大小約在10之內(nèi)。像復(fù)原技術(shù)一般也限于這個(gè)區(qū)域。目前，像復(fù)原技術(shù)還在開展之中，這種技術(shù)打破了大氣限制，是地面天文光學(xué)的一項(xiàng)重大開展，對(duì)解決許