使用Robo-AO将可见宇宙聚焦清晰

摘要

来自天文物体的光必须穿过地球的湍流大气，才能被地面望远镜成像。为了实现接近最大理论角分辨率的直接成像，必须采用先进的技术，例如Robo-AO自适应光学系统所使用的技术。

摘要

地基光学望远镜的角分辨率受到湍流大气退化效应的限制。在没有大气的情况下，典型望远镜的角分辨率仅受衍射限制，即由所关注的波长 λ 除以主镜孔径尺寸 D 决定。例如，主镜直径为 2.4 米的哈勃空间望远镜（HST），在可见光波段的角分辨率约为 0.04 角秒。大气由温度略有不同的空气组成，因而折射率也各不相同，并持续混合。光波在穿过非均匀大气时会发生弯曲。当地面望远镜聚焦这些光波时，瞬时图像呈现碎片化，并随时间变化。因此，使用地基望远镜获取的长时间曝光图像——即使望远镜的直径是 HST 的四倍——看起来仍然模糊，在最佳情况下角分辨率也仅为大约 0.5 到 1.5 角秒。

天文自适应光学系统可补偿大气湍流造成的影响。首先，通过波前传感器对邻近亮星的测量，确定入射非平面波的波前形状。接着，光学系统中的元件（例如可变形镜）被驱动以校正入射光波的波前形状。系统以足够高的频率进行持续校正，以跟上望远镜所观测方向大气的动态变化，最终获得接近衍射极限的图像。

波前传感器测量的准确性取决于入射光在空间和时间上的采样程度¹。更精细的采样需要更亮的参考目标。在最佳条件下，最亮的恒星可作为距离数角秒至数十角秒天文目标的参考源，但大多数感兴趣的天文目标附近没有足够明亮的恒星。一种解决方案是将一束高功率激光聚焦于天文目标方向，以产生一个形状已知的人工参考源，即所谓的“激光导星”。Robo-AO 激光自适应光学系统^2,3采用一束10 W的紫外激光，聚焦在10 km处以生成激光导星。通过对激光导星进行波前传感器测量，驱动自适应光学校正，从而在1.5米望远镜上获得接近衍射极限的图像，角分辨率约为0.1角秒。

引言

大气湍流对天文成像的影响早在几个世纪前就已被克里斯蒂安·惠更斯（Christiaan Huygens）⁴ 和艾萨克·牛顿（Isaac Newton）⁵ 所认识。20世纪50年代，霍勒斯·巴布科克（Horace Babcock）⁶ 和弗拉基米尔·林尼克（Vladimir Linnik）⁷ 分别独立发表了首个用于补偿湍流效应的自适应光学概念设计。20世纪70年代，美国国防部资助研制了首批自适应光学系统，旨在冷战期间对外国卫星进行成像⁸。民间天文界在20世纪80年代逐步推进系统研发；然而，直到1992年自适应光学的军事研究解密后（参考文献⁹），天文系统的数量和复杂性才迅速增长¹⁰。

目前，大约二十台口径超过5米的可见光与红外望远镜中，大多数都配备了自适应光学系统（例如 参考文献 ^11-19随着望远镜尺寸的增大，其集光能力也随之增强，使用自适应光学技术时在分辨率和灵敏度方面将获得更大提升。然而，受限于当前技术，大型望远镜的自适应光学系统极为复杂，且仅能在近红外波段运行；这些系统需要配备专业支持团队，观测时往往伴随较大的操作开销，且这些稀缺而宝贵的资源可供使用的机会也十分有限。

在尺寸谱的另一端，口径为1至3米的望远镜已有一百多台，但其中配备自适应光学系统的却寥寥无几。由于这些较小的望远镜所穿过的大气湍流体积要小得多（图1），因此利用当前技术，即使在较短的可见光波长下校正大气湍流也变得可行。湍流引起的光学误差总量几乎与望远镜主镜直径成正比，与观测波长成反比。在较大望远镜上用于近红外光的自适应光学技术，同样可用于中等口径望远镜的可见光观测。此外，许多此类尺度的望远镜正在被 retrofit（例如 参考文献²⁰），或新建为具备完全机器人化、远程和/或自主运行能力的系统（例如 参考文献²¹），从而显著提高这些设施的成本效益。若配备自适应光学系统，这些望远镜将为开展大量天文科学研究提供极具吸引力的平台，而这些研究在大型望远镜的自适应光学系统上则难以实现或根本不可行²²。利用这些中等口径望远镜的自适应光学系统，可实现对数万个目标的衍射极限分辨率定向巡天^23,24、长期监测^25,26，以及在目标密集区域对快速暂现源的快速表征²⁷。

为了探索这一新的发现领域，我们设计并实施了一种适用于1至3米级望远镜的新型经济型自适应光学系统——Robo-AO（参考文献^2,3；图2）。与其他激光自适应光学系统类似，Robo-AO包含几个主要子系统：激光系统、一组电子设备，以及安装在望远镜卡塞格林焦点处（主镜后方；图3）的仪器，该仪器内集成有高速光学快门、波前传感器、波前校正器、科学探测仪器以及定标光源。本文所展示的Robo-AO设计说明了典型的激光自适应光学系统在实际中的运行方式。

Robo-AO 激光系统的核心是一台安装在望远镜侧面封闭式投影组件中的 Q 开关 10 W 紫外激光器。从激光器本身开始，激光投影装置还额外配备了一个冗余快门（除激光器内部快门外），以增强安全性；一个半波片用于调节投射线偏振光的角度；以及一个上行链路倾斜-平移镜，用于稳定激光束在天空中的表观位置，并校正望远镜的形变。一个位于可调焦平台上的双凸透镜将激光束扩展，以充满一个 15 cm 的输出孔径透镜，该透镜在光学上与倾斜-平移镜共轭。输出透镜将激光聚焦至 10 km 的视线距离。当激光脉冲（每 100 μs 发射一次，持续约 35 ns）从投影器向外穿过大气时，极小部分光子通过瑞利散射从空气分子上反弹并返回望远镜（图 2B）。这些返回的散射光子来源于激光束向上的整个路径，若不加控制，将呈现为一条条纹，导致波前测量不准确。在自适应光学仪器内部，使用一个高速 Pockels 盒光学快门²⁸，仅允许来自 10 km 投影焦点附近狭窄大气层区域的返回激光通过，从而使激光呈现为一个光斑。Pockels 盒的开关由与脉冲激光相同的主时钟驱动，并引入延迟以补偿激光脉冲在大气中往返所需的时间。最终，每发射约一万亿个光子中仅有一个被波前传感器探测到。即便如此，该辐射通量仍足以驱动自适应光学系统运行。

紫外激光的额外优势在于其对人眼不可见，主要原因是角膜和晶状体对它的吸收²⁹。因此，它不会导致飞行员瞬间致盲，被归类为1类激光系统（即在运行期间无法产生有害辐射水平，且免于采取任何控制措施³⁰），适用于所有可能暴露于飞行器中人员的情况，从而无需像美国联邦航空管理局通常要求的那样，在现场配置人工观测员³¹。然而，该激光可能对近地轨道上的某些卫星造成损害。出于安全和责任考虑，建议与相关机构协调激光操作活动（例如在美国与美国战略司令部（USSTRATCOM）协调³²）。

用于测量Robo-AO卡塞格林仪器内入射激光光束的波前传感器被称为夏克-哈特曼传感器³³，其组成部分包括微透镜阵列、光学中继系统和成像传感器。微透镜阵列是一种折射光学元件，一侧为平面，另一侧则分布有方形凸透镜的网格结构。该阵列位于与望远镜入瞳在光学上共轭的位置。当激光的“返回光”穿过微透镜阵列时，会在阵列中每个透镜的焦平面上形成天空中激光光源的像（图4）。这一组激光像随后通过光学中继系统投射到一台经紫外优化的电荷耦合器件（CCD）相机上。每个像的横向x-y位置反映了光线通过阵列中对应微透镜时的局部波前梯度或“斜率”。Robo-AO系统中各位置测量的信噪比根据天顶角和视宁度条件的不同，介于6至10之间（每个测量中每幅像的信号为100至200个光电子，四个像素中每个像素的探测器噪声为6.5个电子）。

通过将测得的斜率与预先计算的波前重建矩阵相乘，计算出光波的整体形状。重建矩阵的创建首先建立瞳孔几何结构的模型，该模型由微透镜阵列进行细分。然后使用单独的正交归一基函数（在本例中为高达第11阶的圆盘谐波函数）^th 径向序，共75个函数；参考文献 ³⁴在模型上实现上述过程，并针对阵列中每个透镜计算最佳拟合平面的二维最小二乘解。尽管这是对平均梯度的一种近似，但在实际应用中差异可忽略不计，且该方法能够方便地处理投影瞳孔边缘部分被照明透镜的几何问题。由此推导出一个影响矩阵，该矩阵将每个基函数的单位幅值转换为每个透镜的斜率偏移量。接着，通过奇异值分解法对影响矩阵求伪逆，从而构建重构矩阵。一旦以基函数系数的形式确定了光波的形状，即可在高阶波前校正器上施加相应的补偿性逆向形状。进行测量、施加校正并反复执行此循环的过程，是积分控制环路的一个实例。Robo-AO 以 1.2 kHz 的频率执行其控制环路，以跟上大气动态变化的速度。为了在减小校正后光波残余误差的同时维持控制环路的稳定性，校正信号会施加一个小于 1 且通常接近 0.6 的比例因子（也称为积分控制环路的增益）。

Robo-AO 中的高阶波前校正器是一种微机电系统（MEMS）可变形镜³⁵。Robo-AO 使用 120 个驱动器来调节镜面的受照表面，其空间分辨率足以精确拟合计算出的校正形状。这些驱动器的最大表面偏转幅度为 3.5 μm，对应最多可达 7 μm 的光学相位补偿。在天文台典型的大气条件下，该补偿长度超过由湍流引起的光学误差幅度的 5 倍标准差，因此可实现显著的校正余量。此外，可变形镜能够补偿由仪器和望远镜引起的静态光学误差，但代价是降低动态范围。

使用激光作为大气探测手段的一个细微之处在于其无法测量天文图像的运动³⁶。返回的激光光束大致从其投射位置被观测，因此在天空中应始终出现在相同的位置。波前传感器所测得的返回激光光波中的任何整体倾斜主要由机械指向误差造成。该倾斜信号被用于驱动激光系统的上行光路快反镜，从而保持夏克-哈特曼光斑图案在波前传感器上的中心位置。天文图像运动的校正则由科学相机单独处理，如下文所述。

Robo-AO 使用四个离轴抛物面（OAP）镜，以消色差方式将望远镜的光传递至科学相机（图3）。光路中包含一个快速倾斜-平移校正镜，以及一个由一对旋转棱镜组成的色散校正器（ADC）³⁷。ADC 解决了在大气中观测非天顶方向目标时的一个特定问题：大气如同棱镜，会根据波长折射光线，且当望远镜指向的仰角越低时，这种整体效应越强，导致图像——尤其是经过自适应光学校正后变锐利的图像——在垂直于地平线的方向上出现拉伸。ADC 可向入射光引入相反的色散量，从而有效抵消大气棱镜效应引起的色散（图5）。在 OAP 中继光路末端，设有一块可见光二向色镜，可将波长 λ < 950 nm 的光反射至电子倍增电荷耦合器件（EMCCD）相机，同时将红外光透射至红外相机。EMCCD 相机能够在极低的电子（探测器）噪声条件下成像^38,39，其帧率足以将单次曝光内的图像运动抑制到低于衍射极限角分辨率的水平。通过对一系列此类图像进行重新对齐和叠加，可合成出噪声代价极小的长曝光图像。EMCCD 相机还可用于稳定红外相机上的图像运动；通过测量天文目标图像位置的变化，可连续控制快速倾斜-平移镜，将图像实时重定向至期望位置。每台相机前方均配备一组滤光轮，内含适当组合的天文滤光片。

Robo-AO 系统集成了一个内置望远镜和光源模拟器，作为校准工具。它能够同时模拟10公里处的紫外激光聚焦和无穷远处的黑体光源，匹配主望远镜的焦比和出瞳位置。Robo-AO 系统内的第一块折叠镜将来自望远镜副镜的所有光线导向自适应光学系统。该折叠镜还安装在一个电动平移台上，可移出光路，以露出内置望远镜和光源模拟器。

尽管Robo-AO系统旨在以完全自主的方式运行，但自适应光学观测的每一步操作均可手动执行。以下部分将详细说明该分步操作流程及其简要解释。

方案

1. 观察前步骤

1. 列出待观测的天文目标。
2. 计算每个目标在所需的科学滤光片与相机组合中，达到规定信噪比所需的总曝光时间。
3. 提前3天以上将待观测的天文目标列表发送给美国战略司令部（USSTRATCOM）。他们将回传一份预测性避让信息（Predictive Avoidance Message, PAM），标明“开放窗口”时间——即在请求观测的每个目标上使用激光系统而不会对卫星造成潜在损害的安全时段。
4. 如果尚未完成，请在白天将Robo-AO系统安装到望远镜上（例如 位于加利福尼亚州帕洛玛天文台1.5米P60望远镜上的Robo-AO系统； 图2).
5. 移动第一折叠镜，露出激光波前传感器的内部望远镜和光源模拟器，并开启模拟激光光源。
6. 记录模拟激光图像在波前传感器相机上的位置。这些位置将作为夏克-哈特曼波前传感器的参考斜率测量值，并会在后续的实测天文观测数据中被扣除。该步骤用于校准由于温度变化引起的仪器准直中微小的光学改变。
7. 将第一折叠镜恢复至原始位置，并关闭模拟激光光源。
8. 在开始观测前一小时联系美国战略司令部（USSTRATCOM），告知当晚的计划活动，并获取有关PAM的任何更新或变更信息。
9. 打开10 W紫外激光器，同时保持冗余快门关闭。液体冷却系统用于调节激光器内二极管泵浦的温度，约需一小时达到稳定。
10. 检查望远镜圆顶开启条件是否安全，待环境足够黑暗以进行观测时，需确保湿度、露点差、降水、风速和空气中颗粒物均处于安全范围内。
11. 打开望远镜圆顶，指向一颗相对较亮的恒星（m_V ≤ 5）开销。
12. 通过调整望远镜的副镜位置，重新对准望远镜，直至恒星接近最佳焦点（图像宽度最小）。利用其中一个科学相机的实时图像进行手动估计即可满足要求。

2. 高阶自适应光学校正

1. 根据PAM选择一个具有足够长“开放窗口”的天文目标。
2. 在“开放窗口”结束前设置至少1分钟缓冲时间的警报。若观测过程中警报触发，应立即关闭激光器快门。
3. 将望远镜指向选定的天文目标。通过调整望远镜指向，使目标物体位于科学相机视场内。
4. 在打开内部及冗余激光快门前，确认激光上行链路倾斜镜处于其行程范围中心位置——即将激光发射至天空（图2）。
5. 在Pockels盒光学快门关闭的情况下，从波前传感器相机记录约1秒的数据，即大约1200帧图像。
6. 从该数据计算中值图像。该图像将用作背景帧，以扣除波前传感器相机所捕获图像中的电学或光学偏置。
7. 开启Pockels盒触发系统，使来自10 km处的激光脉冲传输至波前传感器。
8. 对上行链路倾斜镜进行螺旋搜索，直至波前传感器相机中出现激光图像的Shack-Hartmann图案（图4B）。随后保持上行链路倾斜镜位置不变。
9. 在短暂关闭Pockels盒期间，记录新的波前传感器背景图像。由于上行链路倾斜镜改变激光指向时，光学背景会发生轻微变化，因此此步骤是必要的。
10. 启动高阶自适应光学系统。此时同时启动两个控制回路：由波前传感器微透镜阵列产生的每个激光图像的位置信息，用于驱动可变形镜面致动器，以在光波进入科学相机前将其非平面波前展平；同时，对位置测量值进行加权平均，用于控制上行链路倾斜镜，以维持激光图像阵列在波前传感器上的中心位置。

3. 可见光下的观察（事后配准校正）

1. 将滤光轮的位置设置为所需的观测滤光片。
2. 调整大气色散校正棱镜（ADC）的角度，使科学仪器上的残余大气棱镜色散最小化。
3. 设置EMCCD相机的曝光时间和帧尺寸，使帧转移帧率至少达到约10 Hz，推荐30 Hz。以此速率采集的数据通常可将单次曝光内的图像运动降低至衍射极限角分辨率以下。
4. 设置EMCCD相机的电子倍增增益，使目标的最大强度约为探测器阱深的一半，或对于较暗弱的目标，增益最大设为300。
5. 对于较暗弱的目标（星等大致大于15等），降低EMCCD相机的帧率，直至在图像点扩散函数的核心区域检测到至少约5–10个光子。尽管这会导致帧内图像运动模糊增加并降低角分辨率（例如参考文献⁴⁰；在m_r~16.5的目标上分辨率约为衍射极限的两倍），但后处理中的精确配准仍需要足够的核心光子数。
6. 持续记录EMCCD相机的图像序列，直至总累积曝光时间达到步骤1.2中计算的时间。

4. 红外波段观测（含可见光导星像斑校正）

1. 将EMCCD相机前方的滤光轮设置为宽带滤光片，即透明滤光片或λ > 600 nm的长波通滤光片。
2. 观察实时图像时，记录用作倾斜校正导引源的目标在EMCCD相机上的像素位置。
3. 将相机读出参数设置为以下数值：像素二乘四分箱（binning factor为4），并将帧转移子帧读出区域设为以先前记录的位置为中心、共2 × 2个分箱像素的区域。
4. 设置EMCCD相机的帧率和电子倍增增益，以匹配倾斜校正导引源的亮度。推荐帧率为300 Hz（以实现约30 Hz的控制环路校正带宽），但对于较暗弱的目标，可根据需要降低帧率，代价是倾斜校正质量有所下降。
5. 启动倾斜校正控制环路。该系统将计算当前导引源的位置，并指令快速倾斜校正镜将其位置调整至分箱像素区域的中心。
6. 从红外相机采集图像，直至累积总曝光时间达到步骤1.2中计算出的时间。单帧最大曝光时间仅受限于来自天空、仪器或目标的红外辐射饱和，或红外探测器阵列的暗电流。曝光时间可从几秒的分数单位到数分钟不等。

5. 夜间结束操作流程

1. 观测结束后，关闭望远镜圆顶，并将望远镜指向平面屏幕。
2. 关闭激光，并在15分钟内向美国战略司令部（USSTRATCOM）报告当晚活动的摘要。
3. 打开圆顶平场灯。
4. 对前一晚使用过的每种天文滤光片，分别在EMCCD相机和红外相机上记录一系列全帧图像，以获取由圆顶平场灯在平面屏幕上产生的平场照明图像。每个像素上的平场强度反映了望远镜、自适应光学系统、滤光片和相机综合的相对量子效率。
5. 关闭圆顶平场灯，并为每台相机切换至前置遮挡滤光片。
6. 在两台相机上记录一系列暗场图像，其曝光时间范围和图像格式需与前一晚记录的数据一致。暗场图像用于消除由暗电流和电子噪声引起的偏差。
7. 将望远镜置于停机位置。

6. 图像处理

1. 通过取5.6)步骤中记录的每组暗场图像序列的中值，生成一幅单一的暗场校准图像。
2. 对每台相机的每个滤光片，通过计算5.4)步骤中记录的每组平场图像序列的中值，减去对应的暗场校准图像，然后将整幅图像除以该图像帧内像素值的中位数，生成一幅平场校准图像。
3. 对从EMCCD和红外相机记录的每一幅天空科学图像，减去相应的暗场校准图像，再除以对应的平场校准图像。
4. 通过将每次观测获得的已校准科学图像中最亮的像素点对齐，重新居中这些图像，并将所有图像叠加，生成一幅合成图像。也可采用更复杂的算法以实现更优的图像配准^39,41。

结果

Robo-AO 激光自适应光学系统用于校正大气湍流，从而在可见光和近红外波段获得衍射极限分辨率的图像 近红外波长 图1A 显示的是通过未校正的大气湍流在红光下观测到的单颗恒星图像，其图像宽度为1.0角秒。 图1B 显示了经过自适应光学校正后的同一颗恒星：图像宽度减小至0.12角秒，略大于该波长下1.5米望远镜理论上的完美图像宽度0.10角秒。第一艾里环，即衍射效应的结果，表现为围绕图像核心的微弱环状结构。这种显著提升的角度分辨率使得双星和多星系统的发现成为可能例如 图1C 和 参考文献中的观察结果 ⁴⁰以及用于探测致密区域中更暗弱的恒星，例如球状星团 M3（在近红外波段观测到的）； 图6）这些在大气湍流下通常无法直接观测到。太阳系天体的特征，例如木星的云层表面及其正在凌日的卫星木卫三（Ganymede）图7使用激光自适应光学技术观察时，也可更清晰地看到。

图1. 可见光波段的自适应光学校正。 每幅图像代表天空中1.5 × 1.5角秒的视场。(A) 一颗单星（视星等 m_V = 3.5）在未校正大气湍流条件下，通过帕洛玛天文台1.5米P60望远镜在i波段（λ = 700 - 810 nm）获得的长时间曝光单次成像。其半高全宽（FWHM）为1.0角秒。(B) 同一颗星（如(A)所示），使用Robo-AO系统进行激光自适应光学校正后的成像结果。恒星图像核心的峰值亮度达到未校正图像的15倍，半高全宽为0.12角秒。(C) 一颗视星等为 m_V = 8.4、角距为0.14角秒的双星，通过Robo-AO自适应光学系统得以分辨。在所有情况下，导星均直接以目标星本身进行倾斜校正。

图2. Robo-AO 激光自适应光学系统。(A) 自适应光学系统与科学仪器安装于帕洛玛天文台机器人1.5米P60望远镜的卡塞格林焦点处。激光系统和支持电子设备分别安装在望远镜镜筒的两侧，以保持平衡。(B) Robo-AO 紫外激光束从望远镜圆顶射出。在这张长曝光照片中，由于激光束被空气分子发生瑞利散射，因而可见；其中极小部分光线亦向后散射回望远镜，可用于大气探测。激光束呈现橙色，是由于拍摄照片所用的紫外敏感相机上的彩色滤光片对紫外光的透射方式所致。 点击此处查看高清大图。

图 3. Robo-AO 自适应光学系统与科学仪器。 (A) 简化的 CAD 模型。望远镜副镜聚焦的光（橙色）通过仪器中心的小孔进入，随后由第一折叠镜反射90度，射向离轴抛物面（OAP）镜。该镜将望远镜的出瞳成像在可变形镜面上。经可变形镜反射后，紫外二向色镜将激光（紫色）分离并导向激光波前传感器。波前传感器内部的另一个反向OAP镜用于校正由激光在第一OAP镜上反射时产生的10 km共轭焦点所引入的非共光路光学误差。透过紫外二向色镜的可见光和近红外光（绿色）由一对OAP镜中继至大气色散校正器。随后，光线经由倾斜-平移校正镜反射至最终的OAP镜，后者将光线聚焦至可见光二向色镜。可见光二向色镜将可见光（蓝色）反射至电子倍增CCD，同时让近红外光（红色）透过，经折叠镜反射后最终到达红外相机。来自望远镜和光源模拟器的紫外、可见及近红外光（黄色）可通过将第一折叠镜移出光路的方式，被引导至自适应光学系统和科学仪器。 (B) 仪器组件的对应实物照片。 点击此处查看大图。

图 4. 夏克-哈特曼波前传感器。 (A) 概念示意图。当平面波通过微透镜阵列时，探测器上会形成规则的光斑图案（蓝色）。当非平面波通过微透镜阵列时，波前的局部梯度会影响阵列中每个微透镜所成像的位置（红色）。 (B) Robo-AO 系统中夏克-哈特曼波前传感器的激光光斑图案。这 88 个光斑中的每一个都是由微透镜阵列中各微透镜对 10 公里高空激光散射光所成的像，整体图案的形状由望远镜孔径的几何结构决定。每个光斑相对于参考位置（步骤 1.6）的相对位移，可反映入射光波的局部梯度信息。 点击此处查看高清大图。

图 5. 大气色散的校正。 在望远镜仰角为 45 度时，对球状星团 M15 中一个 11 × 16 角秒子区域进行自适应光学校正后的图像。(A) 尽管自适应光学技术能够校正大气湍流的影响，但大气色散仍会影响单个恒星的成像：图像在平行于地平线方向上清晰，而在垂直于地平线方向上因波长范围 λ = 400 - 950 nm 内约 1 角秒的色散而被拉长。(B) 通过额外使用大气色散校正器来抵消大气色散效应，可在两个方向上恢复衍射极限分辨率的成像。

图6. 球状星团M3的图像。 (A) 在z波段（λ = 830 - 950 nm）对球状星团M3核心区域拍摄的44 × 44角秒视场、曝光2分钟且未进行补偿的图像。 (B) 使用Robo-AO自适应光学系统校正后的同一图像，显示出许多原本无法观测到的恒星。

图7. 木星图像。 (A) 木星在r波段（λ = 560 - 670 nm）的一幅0.033秒未校正快照（视直径为42角秒）。 (B) 经Robo-AO激光自适应光学系统校正后的同一图像，更清晰地显示了木星表面云特征以及正在凌木的木卫三（箭头所示）。

讨论

本文所述方法介绍了Robo-AO激光自适应光学系统的手动操作。在实际应用中，Robo-AO以自动化方式运行；绝大多数操作步骤均由机器人序列控制器自动执行。

Robo-AO 系统的设计目标是以较低成本实现简便复制，其材料成本（约60万美元）和人工成本仅为一台1.5米望远镜的一小部分。目前全球直径超过5米的光学望远镜大约有二十台，而口径在1至3米范围的望远镜则有一百多台，并有望成为Robo-AO复制品的潜在搭载平台。除目前已部署在1.5米P60望远镜上的系统外，首个（预计未来将有多个）复制品正在印度马哈拉施特拉邦的2米IGO望远镜上进行开发⁴²，另一个采用亮星而非激光进行波前传感的改进版本也正在加利福尼亚州桌山1米望远镜上投入运行⁴³。衍射极限科学的研究可能正面临一场革命。