天文像的复原（astronomicalimagereconstruction）中学物理百科

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2、远镜中天体图像畸变而开展起来的一种新技术。在一般天文观测中，由于快速变化的大气湍动的平均效应，所得到的星像是一个角径0.52甚至更大的模糊圆，大望远镜的分辨率因此受到严重限制见天文宁静度。天文像复原的目的，是使观测结果的分辨率接近或到达望远镜的衍射极限，从而再现消除了大气影响的星像。1970年，法国拉贝里提出，假如曝光时间短小于0.02秒，那么在曝光瞬间大气是相对稳定的，拍到的星像不会是模糊一团，而是由许多斑点细节所构成的复杂图像。所谓斑点就是入射波前上同位相区域的光线干预的结果，其尺寸接近望远镜的衍射极限。在斑点干预图的瞬时天体像中包含了接近衍射极限的高分辨信息。对斑点干预图进展物理上称为傅

3、里叶变换的处理，便可将这些信息提取出来，在某些情况下可以再现天体的像。这个过程被称为斑点干预测量。这种技术之所以可以实现，主要是由于多级像增强器技术的开展。应用这种技术才能在瞬间将暗弱的星像拍摄下来。在美国基特峰天文台4米望远镜的斑点照相机示意图中：显微物镜3将星像放大，在照相机8的底片上显示出斑点细节。干预滤光片5带宽约200埃，限制入射光的波宽范围，以保证成像光束的瞬时相干性。棱镜4用来补偿大气色散。照相机8的快门是联动的，能在短时间内拍摄大量几十到几百张斑点干预图，以便进展统计平均，并进步测量结果的信噪比。对斑点干预图可用模拟方法处理：用平行的激光光束穿过斑点干预图，投射到照相底片上，底

4、片上记录的衍射把戏便是傅里叶变换的干预图。在观测双星时，衍射把戏是平行的条纹，其间隔反比于双星角距。条纹方向决定双星连线的方位角。这套装置已用于双星的常规观测，可测出0.035的双星角距，方位角误差0.2。比模拟方法更准确的是数字方法，即用快速显微密度计对每张干预图扫描，数字化的测量结果输给电子计算机，再进展傅里叶变换。斑点干预测量是一种被动方法，其应用颇受原理上的限制。此外，快速拍摄暗弱星像，尽管采用了多级像增强器，也只能应用到亮于15等星见星等的天体。另一种称为主动光学系统的像复原技术正处于试验阶段。这种技术是在光线进入探测器之前，主动改正入射光束的波前畸变。为此，需在光路中引入一种装置，

5、可以快速检测出波前畸变。主镜的外表形状是可以快速变化的，例如主镜采用挠性构造，或由许多可控制的小镜块拼成。在上述检测装置控制下，镜面不同部分可独立运动。在光路中引进相反的波前畸变，那么在最后焦平面上可获得消除湍流大气和光学像差影响的天体像。利用这种技术可以研究亮星邻近区域的细节。不管是主动或被动的天文像复原技术，一般都要求在被测天体的等晕区内有一颗足够亮的星其角直径必须小于望远镜的衍射极限作为基准，用来确定瞬时间大气导致的波前畸变。所谓等晕区就是诸点源的波前畸变一样的区域，其大小约在10之内。像复原技术一般也限于这个区域。目前，像复原技术还在开展之中，这种技术打破了大气限制，是地面天文光学的一项重大开展，对解决许