第一章引言
过去的20世纪，天文学产生了巨大的进步。天体物理学家建立了成熟的恒星结构与演化理论以及宇宙大爆炸标准模型：恒星结构与演化理论研究了恒星的形成与演化，指出了只要知道恒星的初始质量和元素丰度，就可以确定恒星一生的演化轨迹(Kippenhahn和Weigert, 1994; Clayton, 1983)；宇宙大爆炸模型研宄了宇宙的起源和演化以及初始元素的形成，并且预言了宇宙的最终命运(Ohanian和Ruffini，1994; Dodelson，2003)。这些理论的成果，既离不开理论物理学的进步，更离不开大量天文观测的贡献。而天文观测的能力强烈的依赖于科学的天文观测方法和在科学需求指导下的天文设备的取得的进步(Longair，2006)。人类进入21世纪之后，天文学突飞猛进的进步，在众多领域产生了很多有趣的问题。包括但不限于：宇宙学发展所带来的暗物质(Moore等，1999)，暗能量(Frieman等，2008)问题；极端环境下的天体物理如黑洞物理(Schiklel等，2002),中子星(Orosz和Kuulkers，1999)的结构与演化；太阳系外行星的探测(Richardson等，2007);高红移星系的结构和演化(Carlberg等，1997)；双星特别是密近双星的演化(White和Ghez，2001)等。这些问题无疑会大大促进人类的认知，使得众多新的理论产生和发展，这些新的理论又要求天文学的更好的观测来提供更多的证据。理论与观测相互促进，导致对于观测仪器的要求不断提高。仅以光学红外的地面望远镜为例(Wilson, 2007)，新的地面望远镜i追求更高的空间分辨率，更强的集光能力和更高的光谱分辨率；对于用作巡天的望远镜，需要更大的视场和更快的时间分辨率（如果进行成像巡天的话，点扩散函数的一致性也是一个很重要的要求)。在有限的资金支持下，如何使用现有技术或者发展新的技术来满足上面提出的要求，从而最终实现科学观测目标，是每一个天文仪器工作者面临的问题。
目前，国际和国内的在建的和改造中的地面望远镜及后端设备，都是在这样的前提下进行设计和制造的。对于大口径的地面望远镜，大气层给其观测带来了很多不利的因素。为了降低地面观测的不利因素，目前主要采用的办法是选择良好的台址，同时使用一些新的技术和方法来使得地面望远镜得到尽可能高的观测能力。表格L1列出了世界上几个主要的台址以及他们的观测条件的数据。除了好的台址之外，很多新技术和新方法也纷纷被采用来提高观测能力，包括：为了减少大气瑞流对于观测的影响而采用的：散斑干涉技术(Dainty, 1981)，幸运成像技术(Law等，2006),盲卷积(Carasso，2001),自适应光学(Beckers, 199.3)等；以及为了减少大气色散而采用的大气色散改正器(Su,1986)等。以上所采用的新技术和新方法，其目的都是为了在有限的基金的资助和有限的时间之下，能够制造完成相应的仪器以满足科学目标。由于资助和时间有限，因此，在实际设计中，采用如图1.1的流程。一般首先要使用相关的软件进行系统的设计和模拟，之后根据模拟结果购买或者加工合适的元件，在实验室进行小规模试验。当试验结果满足需求时，可以进行实际的系统的制造与调试。系统的设计和模拟，实验室的小规模试验和实际系统的制造和调试是三个密不可分的整体。通过计算机设计和模拟，可以大大地降低系统试验所需要的成本和时间；实验室的小规模试验可以在实际系统搭建前提前检验实际系统性能；根据之前的模拟和试验结果，可以大大加快最终系统调试的进度。在我攻读博士期间，主要围绕以上三个过程，进行相关的工作。
第二章南天LAMOST的大气色散改正器的设计
在1869年，英国皇家天文台的艾利在观测火星和金星时，他发现观测到的金星和火星的边缘有一层有色彩的晕严重的影响了观测的精度(Airy, 1869)。艾利遇到的问题在现代天文观测中也经常出现，当观测的天体天顶距较大时，天体会在像面产生彩虹状的光晕，给系统成像和光谱观测带来困难。产生这一现象的原因就是大气的色散。在本章第一小结我们会简单的回顾一下大气色散产生的原因和大气色散的平行平面层模型。在本章后半部分介绍为南天LAMOST实际设计的大气色散改正器。本部分的主要内容是苏老师指导的，我对于系统的不同情况下的性能使用软件进行了计算。
2.1大气的色散和色散改正器
大气的色散产生的原因是地球大气对不同波长的光线的折射率不同而造成的。大气色散可以使用平行平面层模型对其进行粗略的描述。我们近似地将大气分为很多平行的平面层，各层间的折射率是跃变的。如图2.1所示，图中数字标出了各层大气的标号，对于每一层大气的折射率为Ti,: (i为大气的标号），入射角为0,,出射角为0,(由于分层的大气平行，因此我们有0, = 0,)，我们可以得到等式2.1。大气色散给天文观测带来了众多的不便。对于高精度的天体测量，大气色散会使得不同光谱型的恒星的位置发生不同的变化；对于光学成像，大气色散使得天体不同波长的像拉长为一条几个角秒长的光谱；对于光谱观测，大气色散会使得天体的能量分布到一个很大的范围，导致光谱能量的损失（Gubler和 Tytler，1998; Filippenko, 1982； Arribas 等，1999)。为了降低大气色散对于观测的影响，目前普遍通过设计相应的大气色散改正器来达到这一目标。小视场望远镜的大气色散改正器的设计和应用在多年前就已经相当成熟了。对大视场望远镜的大气色散改正器的研究和设计开始于上个世纪80年代，我的导师苏定强先生和许多国外天文光学技术学家几乎同时注意到了这一问题，基于一对棱镜或者透棱镜的色散改正器纷纷被提了出来（Epps等，1984; Su, 1986；Liang 和 Su，1988； Wang 和 Su，1990； Wynne, 1986； Wynne 和 Worswick, 1986;Willstrop，1987)。这种色散改正器在使用时，通过旋转透棱镜来产生与大气反向的色散，从而达到补偿大气色散的效果。这种传统的大气色散改正器能够很好的减少大气色散对于望远镜的影响。但是，对于实际的望远镜系统，大气色散改正器需要根据实际望远镜的结构进行设计。对于像LAMOST这样的有很大焦面的望远镜，如果要装备这样的色散改正器则需要制造非常大的透棱镜。这样大的透棱镜无论从材料的选择，加工和支撑都是一个困难的问题。为了解决这个问题，我们提出了拼接式的大气色散改正器，在第三节我们会介绍我们设计的改正器。这里我们首先简单介绍一下我们的改正器安装的目标-LAMOST。
第三章基于分形理论的大气相位屏......... 22
3.1大气湍流及其对天文学观测的影响........ 22
3.2大气湍流的分形模型........ 24
3.2.1 大气湍流的统计理论........ 26
3.2.2 大气瑞流的分形模型........ 30
3.3实验室的大气瑞流相位屏的制造........ 38
第四章自适应光学系统元件的理论分析........ 42
4.1自适应光学系统的基本原理........ 42
4.2自适应光学系统各部分的工作原理........ 44
4.3自适应光学系统的设计的初步讨论........ 66
4.3.1自适应光学系统的光学质量评价........ 66
4.3.2自适应光学系统其他元件........ 67
4.3.3自适应光学系统的设计........ 68
第五章2.16米望远镜的经典自适应........ 69
5.1 2.16米望远镜简介........ 69
5.2 2.16米望远镜自适应光学系统........ 70
5.3 结果和讨论........ 73
结论
大气层的存在使得地面光学望远镜的观测受到了诸多的影响，天文学家和光学工程专家为了得到更好的观测结果，为之付出了很多努力。为了减少大气瑞流和大气色散对于我国国内望远镜的观测的影响，本文做了如下的工作。为建议中的南天LAMOST望远镜设计了拼接式的色散改正器，这种色散改正器创造性的使用了拼接式的结构，在校正多达3.35角秒的大气色散的情况下仅残余不到0.4角秒的残差。这种改正器可以广泛应用在大焦面的巡天望远镜中。为了在实验室检验自适应光学系统的性能，使用统计理论研究了大气瑞流引起的光波前相位的变化，利用大气瑞流的分形理论设计了可以产生任意长度的大气相位屏的程序，并生成了大气瑞流相位屏。这一设计不仅可以用在计算机对于瑞流进行模拟，也可以将其烛刻在溶石英板上制造成可以在实验室或者望远镜观测室内检验自适应校正性能的相位屏。在对自适应光学系统性能的研究过程中，研究了包括光波在大气中传播，波前探测器，变形镜和控制机构等原件的工作原理，对各个机构进行了基本的计算机模拟，并且对于如何在实验室进行自适应光学系统的小规模实验进行了讨论。利用计算机模拟技术，我为我国2.16米望远镜和南极暗宇宙巡天望远镜分别模拟和设计了经典的自适应光学系统和地面层自适应光学系统。为2.16米望远镜设计的经典自适应光学系统能够在10个角秒以内将望远镜的Strehl值提高到0.2以上；并且为南极暗物质巡天望远镜设计了地面层自适应光学系统，经过初步模拟表明这个系统能够在较大的视场内（20个角分）显著的提高系统的性能，从而为未来的南极巡天提供更好的观测结果。
在未来的望远镜的光学系统设计中，很需要能够将自适应光学系统，望远镜的主动光学系统，机械控制，后端光学仪器结合在一起的通用模拟，这种模拟可以将光学设计，机械设计，控制程序和天文观测方法联合起来，从而大大减少设计成本，提高系统的设计效率。基于参数识别的系统模拟方法，这种模拟将实际系统的参数进行识别，从而可以将系统的模拟和实际系统的调试联系起来，不仅能够提高模拟的精度，同时还可以为系统的新型控制算法和重建算法提供依据。对导星的性质进行进一步的研究，在实验室构造导星模型，为GLAO或者MCAO的实验室检验提供更好的参考对象。自适应光学系统的模拟是一个世界性的难题，国内尚未开展全面的研究。但是随着国内对于自适应光学系统研宄的重视，模拟也会逐渐引起同行的重视，得到更多的研宄，逐渐成为系统设计中不可缺少的一环。系统的模拟和设计，实验室小规模实验，最终系统的搭建相互衔接，最终大大降低设计成本，提高设计效率，为天文观测提供表现更优异，更稳定的系统。
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