天文像的复原(卷名：天文学)
astronomical image reconstruction
为消除大气引起的望远镜中天体图像畸变而发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奬5～2″甚至更大的模糊圆，大望远镜的分辨率因而受到严重限制（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达到望远镜的衍射极限，从而再现消除了大气影响的星像。
1970年，法国拉贝里提出，如果曝光时间短（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涉的结果，其尺寸接近望远镜的衍射极限。在斑点干涉图的瞬时天体像中包含了接近衍射极限的高分辨信息。对斑点干涉图进行数学上称为“傅里叶变换”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涉测量。这种技术之所以能够实现，主要是由于多级像增强器技术的发展。应用这种技术才能在瞬间将暗弱的星像拍摄下来。图为美国基特峰天文台 4米望远镜的斑点照相机：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。干涉滤光片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）斑点干涉图，以便进行统计平均，并提高测量结果的信噪比。对斑点干涉图可用模拟方法处理：用平行的激光光束穿过斑点干涉图，投射到照相底片上，底片上记录的衍射花样便是傅里叶变换的干涉图。在观测双星时，衍射花样是平行的条纹，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奬035的双星角距，方位角误差0°2。比模拟方法更精确的是数字方法，即用快速显微密度计对每张干涉图扫描，数字化的测量结果输给电子计算机，再进行傅里叶变换。斑点干涉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，能够快速检测出波前畸变。主镜的表面形状是可以快速变化的，例如主镜采用挠性结构，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，则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。
不论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相同的区域，其大小约在10″之内。像复原技术一般也限于这个区域。目前，像复原技术还在发展之中，这种技术突破了大气限制，是地面天文光学的一项重大发展，对解决许多天文学前沿课题具有很大的推动力。
参考书目
F. Pacini， W. Richter and R. N. Wilson， ESO Conference Optical Telescope of the Future，ESO/CERN， Geneva， 1978.