主动光学

主动光学是在1980年代发展出来，使用在反射望远镜的一种技术，它主动的塑造望远镜的镜面，以消除来自外部，例如风、温度、机械应力变形等的影响。没有主动光学，就不可能建造8米级以上的望远镜，也不会有拼接镜面望远镜的可行性。

加那利大型望远镜的主动光学促动器。

这种方法除了应用在北欧光学望远镜之外，也用在新技术望远镜、伽利略国际望远镜、凯克望远镜，以及所有在1990年代之后建造的大望远镜。

不要将主动光学与调适光学混淆在一起，后者是在短时间内运作，以纠正大气畸变。

在天文学

E-ELT主动光学支援系统的原型部分。

现代的望远镜几乎都是反射镜，它们的主要元件都是非常巨大的面镜。 在历史上，主镜为了维持正确的表面形状以避免受到风和自身重力造成的变形，都非常的厚重。这限制了它们最大只能建造口径5至6米（200英吋至230英寸）的望远镜，例如帕洛玛山天文台的海尔望远镜。

1980年代起，新一代的望远镜使用薄且重量轻的镜面。他们因为太薄而不能固定的维持正确的形状，所以使用促动器的阵列连接到镜子的后面。促动器可以施力在镜面，使反射面保持正确的形状，而不需要重新置放。望远镜也可以分割成许多个较小的镜面，可以以减少大型反射镜因为整体所产生的重量而导致的下垂与变形。

促动器的组合、影像品质检测器，经由电脑控制促动器已获得最佳的影像，被称为"主动光学"。

主动光学的名称意味著系统能保持它的镜面（通常是主镜）在最佳成像的状况下，以抵御风、下陷、热膨胀和望远镜轴变形等环境力的影响。主动光学补偿扭曲变形的变化是缓慢的，大致上是以秒为单位。因此望远镜是持续夺动的，维持在它能最佳成像的位置上。

与调适光学比较

主动光学不应该与调适光学混淆，后者在更短的时间尺度上运作，以补偿大气效应，而不是镜像变形。主动光学补偿的是温度、重力的影响，本质上是较慢（1Hz） ，并且有较大的畸变振幅。另一方面，调适光学是依根据波长和天气状况，以100-1000Hz（格林伍德频率）校正大气层对图像造成扭曲的影响。这种修正需要快得多的频率，振幅也小得多。因此调适光学使用较小的修正镜。这在过去是单独使用一个不在望远镜集成光路上的镜子，但现在可以使用望远镜的次镜 或第三，甚至第四反射镜。

其它的应用

复杂的雷射装置和干涉仪也可以使用主动光学来稳定。

光束的一小部分透过转向镜被导向用来测量雷射光束位置的4个象限二极体，另一个在透镜后面焦平面上的被用来测量方向。使用PID控制器可以加快系统的速度，或者免除躁讯。对于脉冲雷射器，控制器应锁定在重复的频率上；连续（非脉冲）的先导光束可以用频宽在10千赫兹的低频雷射器（反制振动、空气湍流、和声学噪音）。

有时，法布里-珀罗干涉仪必须经过长度的调整才能让给定的波长通过。因此，反射光是通过法拉第旋转器和偏振光来提取。由声光调制器或干涉产生的波长微小变化与传入辐射的一小部分所提供的资讯，可以说明法布里-珀罗干涉仪是太长或太短。

长光学腔对镜像是否对齐非常敏感，控制电路可以用于峰值功率，一种可能是在镜的尾端执行小的旋转。如果这个旋转是处于最佳位置时，则不会产生能量振荡。任何指向振荡器的光束都可以使用上面提到的光束转向机制来消除。

利用主动变形掠入射镜的X射线主动光学也在进行研究中。

相关条目

• 调适光学 – 更快的技术, 更小的畸变。
• 望远镜
• 主动表面 – 使用在电波望远镜的相似技术。
• 望远镜结构和零件名称

外部链接

• An introduction to active & adaptive optics (European Southern Observatory web-site)
• Active optics（页面存档备份，存于互联网档案馆） on ESO's NTT.
• Active optics（页面存档备份，存于互联网档案馆） at the Gran Telescopio Canarias.