大口径望远镜衍射极限可见光成压电变形副镜的研制与应用
自适应光学中使用的变形镜可以通过改变其表面来即时校正光学系统的静态波前像差和大气湍流波前扰动。这使得光学系统能够自动适应环境的变化并保持最佳性能。高分辨率天文观测、激光大气传输和生物医学成像都广泛使用它。传统的天文自适应光学系统通常安装在独立于望远镜的平台上，主要由特殊的变形镜、倾斜镜、波前传感器和中继光学元件等组成。该路线存在系统体积庞大、静态像差大、光能利用率低等问题。因此，这种架构不利于测量和校正高空间和时间频率下的微弱恒星的波前。可变形次镜(DSM)的概念，是将望远镜的次镜改造为可变形镜，用于波前校正，最早由天文学家贝克斯提出，作为解决上述缺陷的一种手段。这一概念使得望远镜和自适应光学系统能够深度集成。此后，MMT、LBT、麦哲伦、VLT等众多知名大口径地基天文台均成功利用了音圈可变形次镜(VCDSM)，显示了DSM技术的可行性。与此同时，光电子研究所启动了压电DSM(PDSM)技术的研究。研究人员随后开发了第一个73单元的PDSM原型机，并于2016年成功安装在1.8米望远镜上用于天文观测。这证明了PDSM技术对于天文观测的实用性。与 VCDSM 相比，PDSM 更加紧凑，不需要任何额外的冷却系统、内部控制电子设备或执行器位置传感器。本文介绍了光电子研究所研制的新型241单元PDSM及其在国家自然科学基金重点项目丽江天文台1.8米自适应望远镜上的应用。
如图1所示，PDSM-241配备了直径为320毫米的石英反射镜，其通光孔径约为270毫米，由241个压电执行器驱动改变其表面以进行波前校正。PDSM-241的自校正像差约为10 nm。图2为丽江1.8米自适应望远镜的结构：PDSM-241与六足位移台相结合的组合波前校正装置，可实现大行程、高精度的跟踪和高阶波前像差校正。1.8 米望远镜的主镜反射因大气湍流而扭曲的恒星光束，然后通过 PDSM-241 和六足机构校正倾斜和高阶波前像差。最后，第三镜将光束反射到 Nasmyth 焦点处的波前传感器和高分辨率成像相机。
丽江1.8米自适应望远镜利用PDSM-241的高效闭环校正获得了高分辨率的恒星图像。可见R波段(中心波长0 nm)的图像如图3所示，其成像分辨率达到衍射极限的1.25倍，成像斯特列尔比(SR)接近0.5。
该研究旨在满足大口径光学望远镜高集成度和高分辨率的需求，在高性能压电可变形副镜的开发和天文观测应用方面取得了令人瞩目的进展。这进一步简化了大口径高分辨率光学望远镜的结构，提高了成像分辨率，在天文学中具有重大的应用价值。
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