主动光学

主動光學是在1980年代發展出來，使用在反射望遠鏡的一種技術，它主動的塑造望遠鏡的鏡面，以消除來自外部，例如風、溫度、機械應力變形等的影響。沒有主動光學，就不可能建造8米級以上的望遠鏡，也不會有拼接鏡面望遠鏡的可行性。

這種方法除了應用在之外，也用在新技術望遠鏡、、凱克望遠鏡，以及所有在1990年代之後建造的大望遠鏡。

不要將主動光學與調適光學混淆在一起，後者是在短時間內運作，以糾正大氣畸變。

在天文學 

現代的望遠鏡幾乎都是反射鏡，它們的主要元件都是非常巨大的面鏡。  在歷史上，主鏡為了維持正確的表面形狀以避免受到風和自身重力造成的變形，都非常的厚重。這限制了它們最大只能建造口徑5至6米（200英吋至230英寸）的望遠鏡，例如帕洛瑪山天文台的海爾望遠鏡。

1980年代起，新一代的望遠鏡使用薄且重量輕的鏡面。他們因為太薄而不能固定的維持正確的形狀，所以使用促動器的陣列連接到鏡子的後面。促動器可以施力在鏡面，使反射面保持正確的形狀，而不需要重新置放。望遠鏡也可以分割成許多個較小的鏡面，可以以減少大型反射鏡因為整體所產生的重量而導致的下垂與變形。

促動器的組合、影像品質檢測器，經由電腦控制促動器已獲得最佳的影像，被稱為"主動光學"。

主動光學的名稱意味著系統能保持它的鏡面（通常是主鏡）在最佳成像的狀況下，以抵禦風、下陷、熱膨脹和望遠鏡軸變形等環境力的影響。主動光學補償扭曲變形的變化是緩慢的，大致上是以秒為單位。因此望遠鏡是持續奪動的，維持在它能最佳成像的位置上。

與調適光學比較 
主動光學不應該與調適光學混淆，後者在更短的時間尺度上運作，以補償大氣效應，而不是鏡像變形。主動光學補償的是溫度、重力的影響，本質上是較慢（1Hz）
，並且有較大的畸變振幅。另一方面，調適光學是依根據波長和天氣狀況，以100-1000Hz（）校正大氣層對圖像造成扭曲的影響。這種修正需要快得多的頻率，振幅也小得多。因此調適光學使用較小的。這在過去是單獨使用一個不在望遠鏡集成光路上的鏡子，但現在可以使用望遠鏡的次鏡 或第三，甚至第四反射鏡。

其它的應用 
複雜的雷射裝置和干涉儀也可以使用主動光學來穩定。

光束的一小部分透過轉向鏡被導向用來測量雷射光束位置的4個象限二極體，另一個在透鏡後面焦平面上的被用來測量方向。使用PID控制器可以加快系統的速度，或者免除躁訊。對於脈衝雷射器，控制器應鎖定在重複的頻率上；連續（非脈衝）的先導光束可以用頻寬在10千赫茲的低頻雷射器（反制振動、空氣湍流、和聲學噪音）。

有時，法布里-珀羅干涉儀必須經過長度的調整才能讓給定的波長通過。因此，反射光是通過和偏振光來提取。由或干涉產生的波長微小變化與傳入輻射的一小部分所提供的資訊，可以說明法布里-珀羅干涉儀是太長或太短。
 
長光學腔對鏡像是否對齊非常敏感，控制電路可以用於峰值功率，一種可能是在鏡的尾端執行小的旋轉。如果這個旋轉是處於最佳位置時，則不會產生能量振盪。任何指向振盪器的光束都可以使用上面提到的光束轉向機制來消除。

利用主動變形掠入射鏡的X射線主動光學也在進行研究中。

相關條目 
 調適光學 – 更快的技術, 更小的畸變。
 望遠鏡
  – 使用在電波望遠鏡的相似技術。

參考資料

外部連結 
 An introduction to active & adaptive optics (European Southern Observatory web-site)
 Active optics on ESO's NTT.
 Active optics at the Gran Telescopio Canarias.

望遠鏡
天文成像

sv:Teleskop#Aktiv optik