定义
生物成像中的自适应光学可对经由生物组织传播产生的波前畸变进行实时探测和精确校正，从而提升激发光照明和发射荧光成像的空间分辨率和深度。
背景
自适应光学是一项使用可变形镜面矫正因大气抖动造成光波波前发生畸变，从而改进光学系统性能的技术。自适应光学的概念和原理最早是在1953年由海尔天文台的胡瑞斯·拜勃库克（Horace Babcock）提出的，但是超越了当时的技术水平所能达到的极限，只有美国军方在星球大战计划中秘密研发这项技术。冷战结束后，1991年5月，美国军方将自适应光学的研究资料解密，计算机和光学技术也足够发达，自适应光学技术才得以广泛应用。配备自适应光学系统的望远镜能够克服大气抖动对成像带来的影响，将空间分辨率显著提高大约一个数量级，达到或接近其理论上的衍射极限。第一台安装自适应光学系统的大型天文望远镜是欧洲南方天文台在智利建造的3.6米口径的新技术望远镜。越来越多的大型地面光学/红外望远镜都安装了这一系统，比如位于夏威夷莫纳克亚山的8米口径双子望远镜、3.6米口径的加拿大-法国-夏威夷望远镜、10米口径的凯克望远镜、8米口径的日本昴星团望远镜等等。自适应光学已经逐步成为各大天文台所广泛使用的技术，并为下一代更大口径的望远镜的建造开辟了道路。
显微成像是开展微观生命科学研究的重要手段，其中荧光显微成像以其可特异性标记、暗场对比度高、动态示踪性能出色等优势在生物成像领域占据重要地位.由于活体生物组织通常是非透明、非均匀、各向异性的复杂三维结构，激发光和发射荧光在生物组织内传播时均会由于折射、散射、吸收等作用使得光波波前发生明显畸变，造成激发光点扩散函数以及荧光成像点扩散函数的性能显著降低.借助自适应光学技术可对上述经由生物组织传播产生的波前畸变进行实时探测和精确校正，从而提升激发光照明和发射荧光成像的空间分辨率和深度。
工作原理
自适应光学的目的是修复大气湍流等因素对光波波前的扭曲。自适应光学首先要检测波前扭曲情况，然后通过安装在望远镜焦面后方的一块小型的可变形镜面对波前实时进行矫正。可变形镜面后安装有促动器。自适应光学与主动光学不同，后者通过改变主镜的形状调整因重力形变等因素造成的像质扭曲，前者用于补偿大气湍流带来的影响。安装在口径8米左右的地面大型光学天文望远镜上的可变形镜面尺寸为8到20厘米，促动器数量为数百个到数千个不等，每次调整要在0.5到1毫秒的时间内完成，否则大气抖动将造成波前扭曲情况发生改变。
自适应光学需要以很高的频率调整镜面形状，因而可变形镜面尺寸一般比较小，对材料的要求很高。曾发生过变形镜无法承受高频调整而碎裂的事故。此外，还要求促动器的数量足够多，由此还会带来成本提高、运算量过大等一系列问题。天文望远镜上的自适应光学更多用于红外观测，而非可见光观测。可见光波段的自适应光学已经广泛用于侦察卫星的小口径望远镜上。
自适应光学的应用
最显然的应用是直接利用滤镜成像。所有的自适应光学系统都提供这一基础模式，但经常配备附加的扫描滤镜（圆形可变滤波器），这样做是为了取得丰富的数据（二维的平面空间和一维的光谱）。考虑到大气湍流是随着时间不断改变的，在短时间内获得丰富的观测资料及数据听起来就显得异常诱人。这可以利用全视场摄谱仪（IFS）做到。加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的CMOS系统在可见波段的观测和西班牙卡拉阿托天文台的3D在红外波段的观测是这一方面的先驱。类似的设备同样安装于8米望远镜，尤其是安装于双子星望远镜（Gemini）的GMOS系统在可见波段的应用以及安装于甚大望远镜（VLT）的SINFONI-SPIFFI系统在红外波段的应用。
自适应光学系统有很大的技术挑战。其中包括快速低噪声的传感器（为了能使用比较昏暗的引导星来进行矫正）；高能、可信且易于操作的钠激光器；超高速处理器，要求每秒的运作此时达109到1010次；可变形镜面，带宽几千赫兹和上千个触动器；大型的二级自适应透镜。后者在热波段尤其有趣，任何一小块附加的镜面都加大由设备造成的原本已经很大的热背景。
基于自然引导星的自适应光学系统正帮助现代的8到10米望远镜不断取得接近衍射极限的成像质量以及分光数据。可见光波段的改正已相当理想，但是至今仍然无法到达衍射极限。人造引导星自适应光学系统被应用于不少天文台，而且这个数字正不断的增加。但是人造引导星在极高天空覆盖率下的稳定应用仍然没有实现。MCAO技术仍在襁褓阶段。
许多最近的天文观测成果都基于新的光学观测技术。尤其是当甚大望远镜（VLT）投入使用后（干涉观测法带来了更清晰的像质），自适应光学系统显得更加重要。强大的集光能力和极小的分辨率（空间上的和光谱上的）将为未来地面天文观测带来最主要的进步。更深入地，计划和讨论中的巨型光学望远镜（比如OWL）将依赖先进的自适应光学技术来实现全部的天文观测---在这些项目的建设初期望远镜就和自适应光学系统融为一体。
参考文献
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