羅秀娟，劉 輝，張 羽，陳明徠，蘭富洋

(1.中國科學(xué)院 西安光學(xué)精密機(jī)械研究所，西安 710119；2.中國科學(xué)院大學(xué)，北京 100049)

1 引 言

隨著國際形勢與空間資源競爭環(huán)境的日趨復(fù)雜，對空間目標(biāo)探測和識別能力的需求不斷增長，地球同步軌道(Geostationary Earth Orbit,GEO)暗弱目標(biāo)高分辨率(20 cm)光學(xué)成像技術(shù)研究已引起很多國家的高度重視。大氣對光的吸收、折射、散射、抖動以及目標(biāo)亮度昏暗等問題，嚴(yán)重影響了空間目標(biāo)地基光學(xué)的成像效果，成像分辨力與集光能力成為地基光學(xué)成像系統(tǒng)的重要指標(biāo)。一方面，大氣湍流限制了用于分辨目標(biāo)細(xì)節(jié)的有效孔徑尺寸，使傳統(tǒng)地基望遠(yuǎn)鏡實(shí)現(xiàn)衍射極限分辨率成像的臨界口徑與大氣相干長度相等，分辨率被限制在1″左右。另一方面，增大集光孔徑尺寸或入瞳尺寸可以提高集光能力去發(fā)現(xiàn)更多更遠(yuǎn)更暗弱的目標(biāo)，但由于材料、制造工藝、機(jī)械結(jié)構(gòu)和成本等原因，望遠(yuǎn)鏡口徑難以大幅增大。如果用自適應(yīng)光學(xué)進(jìn)行大氣補(bǔ)償，依然存在兩個主要技術(shù)瓶頸：(1)GEO目標(biāo)的目視星等通常為Mv=12，甚至更加微弱。自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)波前傳感器的效能在目視星等Mv≥7時明顯下降，使信噪比降低，嚴(yán)重影響自適應(yīng)光學(xué)校正能力；(2)要達(dá)到衍射極限分辨率，大型望遠(yuǎn)鏡的自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)變得極其復(fù)雜、昂貴和難以實(shí)現(xiàn)。目前，世界上最大自適應(yīng)鏡面是裝配在歐洲南方天文臺VLT(Very Large Telescope)望遠(yuǎn)鏡上的自適應(yīng)副鏡，口徑為1.2 m。因此，如何突破大氣湍流對成像分辨率的限制并提高系統(tǒng)的集光能力，成為科學(xué)家不懈努力的目標(biāo)，目前已發(fā)展出多種傳統(tǒng)與非傳統(tǒng)光學(xué)成像技術(shù)。

2 傳統(tǒng)成像技術(shù)

傳統(tǒng)光學(xué)成像中的光學(xué)系統(tǒng)主要是靠折射和反射元件在焦平面形成二維圖像?？臻g目標(biāo)傳統(tǒng)光學(xué)成像技術(shù)分為大孔徑成像、稀疏孔徑成像、散斑成像和高光譜成像等，如圖1所示。

圖1 空間目標(biāo)地基傳統(tǒng)光學(xué)成像技術(shù) Fig.1 Traditional ground-based optical imaging technology for space target

一些代表性的天文臺將可見光波段的大氣相干長度定義在10～20 cm內(nèi)。在大氣相干長度為10 cm的觀測站址，1 m口徑望遠(yuǎn)鏡因大氣湍流的影響，其分辨率并不比天文愛好者手中10 cm口徑望遠(yuǎn)鏡高。受大氣湍流、目標(biāo)亮度和探測能力的限制，傳統(tǒng)4 m自適應(yīng)望遠(yuǎn)鏡只能對7等星左右的低軌目標(biāo)進(jìn)行高分辨力成像[1]。GEO軌道目標(biāo)主要是空間碎片，NASA估計GEO目標(biāo)尺寸在10 cm及以上的大約有3 250顆，受最小碎片尺度靈敏度的限制，空間碎片編目中能被維持的一般是70 cm的GEO目標(biāo)。軌道目標(biāo)光學(xué)特性是具有很多變量的復(fù)雜函數(shù)，包括目標(biāo)大小、形狀、方向、觀測站、太陽和目標(biāo)的幾何位置以及材料的雙向發(fā)射分布函數(shù)。由于GEO目標(biāo)距離遙遠(yuǎn)，可以用球體近似，目標(biāo)視星等表示為：

(1)

其中，Msun為太陽視星等(-26.7 Mv)，D是目標(biāo)直徑，R是觀測站到目標(biāo)的距離，αS是全反射率，αD是漫反射率，f(φ)是太陽相位角函數(shù)，一般地，全反射相位角函數(shù)是常數(shù)1/4，漫反射相位角函數(shù)為：

(2)

其中，φ為太陽相位角。目標(biāo)反射流量密度如下：

ECSO=5.6×1010×10-0.4Mobj.

(3)

由以上公式可知，GEO軌道70 cm目標(biāo)在大氣層外的亮度為16 Mv[2-3]?？梢奊EO目標(biāo)暗弱，使望遠(yuǎn)鏡光瞳面接收到的信號十分微弱，信噪比很低；而且在毫秒級的大氣相干時間內(nèi)，昏暗的目標(biāo)無法提供足夠數(shù)量的光子來探測大氣相位畸變，從而無法利用自適應(yīng)光學(xué)校正畸變的相位，直接影響了對目標(biāo)的成像。

2.1 大孔徑成像

2.1.1 單鏡面成像

單鏡面成像特性會受到集光孔徑尺寸的限制。集光孔徑尺寸確定了光收集性能(比例為D2)和分辨率(比例為1/D)。為了收集盡可能多的光以增加信噪比，人們力爭建造更大口徑的望遠(yuǎn)鏡。當(dāng)然，造價也會按D2.7左右的比例增大[4]。風(fēng)力、本身重力以及周圍溫度變化的作用會使巨大的鏡面發(fā)生變形，直接對成像產(chǎn)生威脅。由于材料、工藝和機(jī)械結(jié)構(gòu)等的限制，進(jìn)一步增大單口徑望遠(yuǎn)鏡的直徑極為困難。而且，大型單片玻璃鏡熱脹冷縮變化較為緩慢，需要一段時間才能適應(yīng)周圍環(huán)境，這就削弱了望遠(yuǎn)鏡的聚焦性能。同時，笨重的大鏡子還需要復(fù)雜的機(jī)械支撐系統(tǒng)。隨著望遠(yuǎn)鏡尺寸的增大，大氣湍流就更加難以校正，系統(tǒng)造價也將無法承受。目前全世界擁有13個等效孔徑為8.0 m或更大些的望遠(yuǎn)鏡設(shè)施，如美國、英國、加拿大等6國合作建成的8 m GEMINI雙子望遠(yuǎn)鏡，日本的8.2 m SUBARU昴星團(tuán)望遠(yuǎn)鏡，歐洲南方天文臺的8.2 m VLT甚大望遠(yuǎn)鏡。最大的是位于美國亞利桑那州Graham山上的大型LBT(Large Binocular Telescope)雙目望遠(yuǎn)鏡。它有一對8.417 m的望遠(yuǎn)鏡[5]，該尺寸已經(jīng)達(dá)到了當(dāng)今單片望遠(yuǎn)鏡鏡面制造技術(shù)的極限，仍然無法滿足對GEO空間目標(biāo)觀測的要求。

2.1.2 拼接鏡成像

鏡面拼接技術(shù)是用多片子鏡片緊密拼接合成大口徑鏡面。隨著快速控制系統(tǒng)、主動光學(xué)和自適應(yīng)光學(xué)的出現(xiàn)，由小鏡片拼接構(gòu)成大望遠(yuǎn)鏡的構(gòu)想已經(jīng)實(shí)現(xiàn)。通過光學(xué)鏡面拼接技術(shù)，我國已成功研制出4 m拼接式LAMOST(Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopy Telescope)大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜巡天望遠(yuǎn)鏡。國外已實(shí)現(xiàn)大于8.4 m的等效孔徑，如，在夏威夷大島上莫納克亞山的凱克天文臺有一對有效孔徑均為10 m的Keck望遠(yuǎn)鏡，每個鏡面都是由36塊1.8 m寬的六邊形小鏡片緊密拼接而成[6]，如圖2所示。

圖2 凱克拼接鏡 Fig.2 Keck Segmented mirror

多鏡片拼接結(jié)構(gòu)除了可以解決主鏡重量問題外，還允許采用自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)來校正大氣湍流的影響。如果要收集來自GEO昏暗目標(biāo)的光信號且要保證較好的分辨率，鏡子的孔徑還需要繼續(xù)做得更大，由于技術(shù)和造價原因，進(jìn)展緩慢。國際上正在研究和籌建中的巨型地基天文光學(xué)望遠(yuǎn)鏡主要有加拿大的20 m望遠(yuǎn)鏡VOLT、美國天文光學(xué)中心的30 m望遠(yuǎn)鏡TMT[7-9]、加州理工大學(xué)的30 m望遠(yuǎn)鏡CELT、歐洲南方天文臺的39 m望遠(yuǎn)鏡E-ELT[10]。雖然這些大口徑望遠(yuǎn)鏡能識別更多、更暗、更遠(yuǎn)的天文物體，但就其分辨率而言，根本無法滿足GEO目標(biāo)高分辨率識別需求，只能分辨出一些尺寸較大的GEO目標(biāo)的整體輪廓。

2.1.3 稀疏孔徑成像

稀疏孔徑是指由多個小孔徑子鏡按照一定形式排列等效成大口徑主鏡。

(1)多鏡面成像

1978年，美國建造了第一臺多鏡面望遠(yuǎn)鏡(Multiple Mirror Telescope，MMT)。該MMT由6個口徑各為1.8 m的卡塞格林望遠(yuǎn)鏡組成。MMT的6個望遠(yuǎn)鏡繞中心軸排成六角形，它們的光束被聚集到同一個焦點(diǎn)上，等效孔徑為4.45 m。后來被改造成孔徑為6.5 m的望遠(yuǎn)鏡。美國Streward和Arizona大學(xué)聯(lián)合研制的20 m口徑巨型麥哲倫望遠(yuǎn)鏡(Giant Magellan Telescope，GMT)，主觀測鏡片將由7個直徑均為8.4 m的大型子鏡片組成(圖3)。第一面主鏡于2005年鑄成，于2010年初完成拋光，整個望遠(yuǎn)鏡預(yù)計在2025年完成。造價預(yù)計超過10億美元。

圖3 GMT望遠(yuǎn)鏡概念圖 Fig.3 GMT telescope concept map

(2)稀疏陣列成像

如果要分辨出36 000 km遠(yuǎn)處GEO目標(biāo)上的細(xì)節(jié)，望遠(yuǎn)鏡的口徑需達(dá)到130多米，這就必須引入光學(xué)干涉測量技術(shù)。稀疏陣列成像技術(shù)是一種利用小望遠(yuǎn)鏡陣列實(shí)現(xiàn)較大等效孔徑的振幅相干成像技術(shù)，每個望遠(yuǎn)鏡孔徑采集到的干涉信號代表傅立葉平面上一個分量，采集這些傅立葉分量可以重建目標(biāo)圖像。優(yōu)點(diǎn)是陣列不需要具有每個可能的傅立葉分量所對應(yīng)的孔徑，可利用稀疏陣列來成像；同時，使用小孔徑望遠(yuǎn)鏡陣列能降低成本。缺點(diǎn)是探測器的路徑要精確匹配，才能在“孔徑對”間形成干涉條紋，且這一過程所需的復(fù)雜光學(xué)系統(tǒng)會造成較大光能損失，在10 ms大氣相干時間內(nèi)產(chǎn)生的干涉條紋太弱而難以探測，共相位要求是制約其應(yīng)用的主要問題。此外，除了美、英兩國合作研制的MROI光學(xué)/近紅外成像干涉陣列(圖4)是獨(dú)立建模外[11-12]，其它的都依賴于所成像目標(biāo)的先驗(yàn)?zāi)Ｐ蚚13-15]。

圖4 MROI干涉陣列 Fig.4 MROI interference array

對GEO目標(biāo)成像的已有項目主要有NPOI干涉儀、MROI干涉儀和DARPA Galileo機(jī)動稀疏孔徑望遠(yuǎn)鏡，造價都超過了10億美元。目前還未能實(shí)現(xiàn)對GEO目標(biāo)的高分辨率成像觀測。

2003年，美、英兩國開始合作研制MROI，對由10個1.4 m可移動式望遠(yuǎn)鏡組成的干涉陣列進(jìn)行嚴(yán)格“設(shè)備級優(yōu)化”，力圖經(jīng)過科研人員的不懈努力，使MROI的靈敏性比現(xiàn)有地基干涉儀陣列提高50～100倍，分辨率比地基經(jīng)自適應(yīng)光學(xué)校正的望遠(yuǎn)鏡提高10倍以上，角分辨率最大達(dá)到0.35毫角秒(mas)，使之具有對同步軌道目標(biāo)成像的潛能。2006年，其2.4 m直徑的快速定位與跟蹤主鏡完成了首光實(shí)驗(yàn)，2008年，進(jìn)行了陣列及1.4 m主鏡單元設(shè)計，2011年，完成對GEO目標(biāo)成像的數(shù)值仿真，2015年，與NASA合作利用跟蹤鏡實(shí)現(xiàn)了對WT1190F天體歷時兩天的定位與跟蹤，2018年6月，陣列各個單元已經(jīng)進(jìn)入最后的裝調(diào)階段。MROI有望在未來的10到20年得到全面部署。

2012年，美國國防先進(jìn)研究計劃局DARPA啟動了一項對GEO目標(biāo)成像的Galileo機(jī)動稀疏孔徑成像項目[16](圖5)，用靈活的光纖光纜取代傳統(tǒng)天文長基線干涉儀中的固定抽空光管，在一個1.5 m級固定式望遠(yuǎn)鏡的基礎(chǔ)上，再引入一個或幾個可移動式1.5 m級望遠(yuǎn)鏡來測量GEO目標(biāo)反射光的相位差，方便地進(jìn)行基線配置(最長基線500 m)，以期利用分時采集的多組數(shù)據(jù)實(shí)現(xiàn)對GEO目標(biāo)成像。

圖5 Galileo望遠(yuǎn)鏡概念圖 Fig.5 Galileo telescope concept map

圖像空間分辨率為10 cm(角分辨率為2.5 nrad)，對亮度為Mv=11等星目標(biāo)的圖像質(zhì)量達(dá)到國家影像判讀等級NIIRS 8或更好，最大采集時間為20 h/10晚。原計劃于2016年在星火光學(xué)靶場進(jìn)行Galileo項目的全面演示，目前尚未有最新研究進(jìn)展的相關(guān)報道。

2015年3月5日和6日，美國海軍利用目標(biāo)帆板與太陽的視赤緯相同時反射陽光產(chǎn)生的幾分鐘高亮閃爍(甚至達(dá)到一級目視星等)，用NPOI干涉儀實(shí)現(xiàn)了對DirecTV-7S同步軌道衛(wèi)星的觀測[17]，分辨率為4 m。這種觀測條件極為苛刻，局限于僅有兩次的“閃爍季節(jié)”，即每年春分前夕和秋分后的一周時間，且太陽能帆板可以較強(qiáng)反射太陽光的時間僅僅持續(xù)幾分鐘。下一步，NPOI擬設(shè)計更新系統(tǒng)，使3臺1 m望遠(yuǎn)鏡同時試運(yùn)行，以提高儀器的靈敏度，使其在“非閃爍”季節(jié)也能對GEO目標(biāo)進(jìn)行觀測，目前還處在設(shè)計的初級階段。

2017年5月，美國情報高級研究計劃局IARPA提出一個對地球同步軌道目標(biāo)成像的Amon-Hen項目[18]。與現(xiàn)有的設(shè)計相比，在其性能不受到明顯影響的前提下，試圖將系統(tǒng)成本降低至少一個數(shù)量級。期望對GEO目標(biāo)進(jìn)行分辨率為12.5 nrad的成像。其單個目標(biāo)數(shù)據(jù)采集時間少于1 h，1天內(nèi)即可完成圖像處理，圖像質(zhì)量需達(dá)到NIIRS 6級或更高。初步擬定2018年3月啟動Amon-Hen項目。期望33個月后達(dá)到能夠演示的水平，圖像分辨率為75 nrad。未來將根據(jù)前期的成功仿真、建模和實(shí)驗(yàn)結(jié)果，來決定進(jìn)一步的經(jīng)費(fèi)支持力度，以實(shí)現(xiàn)全面完整的GEO成像驗(yàn)證。

稀疏陣列成像技術(shù)雖然在對恒星成像上是非常成功的，但現(xiàn)有干涉陣列因望遠(yuǎn)鏡數(shù)量有限、采樣數(shù)據(jù)過于稀疏、最短基線太長等因素的影響，靈敏度和分辨率受到限制，都無法滿足對GEO目標(biāo)成像的要求。實(shí)現(xiàn)對GEO目標(biāo)成像的技術(shù)難點(diǎn)在于如何提高靈敏性和分辨率，并盡可能降低整個系統(tǒng)的造價。由于GEO目標(biāo)非?；璋担缮鏃l紋太弱而難以探測，因此其成像的最佳時機(jī)依賴于太陽和目標(biāo)的相對位置，每年的觀測時間僅有十幾天，非常有限。盡管困難重重，從美、英兩國的仿真結(jié)果看，稀疏陣列成像技術(shù)具有對GEO目標(biāo)成像的潛在可能。

2.1.4 散斑成像

從地面拍攝空間目標(biāo)時，時間變化尺度為10 ms的大氣湍流在拍攝時間內(nèi)會產(chǎn)生多次變化，從而使圖像產(chǎn)生模糊。圖像中出現(xiàn)散斑的原因是，來自直徑約為大氣相干長度r0、分布于望遠(yuǎn)鏡整個孔徑的許多相干小區(qū)域內(nèi)的光產(chǎn)生了干涉[19]。Labeyrie研究指出，短曝光的圖像強(qiáng)度分布是望遠(yuǎn)鏡和大氣的傳遞函數(shù)與目標(biāo)物函數(shù)的卷積[20]，可通過物函數(shù)的自相關(guān)恢復(fù)傅立葉模量信息，因此可利用每個受到最小化大氣影響的短曝光時間平均值恢復(fù)出傅立葉幅值，再結(jié)合先驗(yàn)知識，獲取目標(biāo)的圖像。由此引伸出諾克斯-湯普森法[21]和三重相關(guān)法[22]兩種圖像重構(gòu)方法。諾克斯-湯普森法和三重相關(guān)法在一定情況下可進(jìn)行相位恢復(fù)，由此恢復(fù)出完整的圖像，這對GEO目標(biāo)成像非常有用。

近幾年，借助于靈敏度高、光度測量線性度好、速度與其它探測器相當(dāng)?shù)碾娮颖对鯟CD相機(jī)的大力發(fā)展和應(yīng)用，使散斑成像技術(shù)在單孔徑高分辨率成像中解決了一些重要問題，繼而增加了散斑成像在中型和大型望遠(yuǎn)鏡中的應(yīng)用。2016年1月，美國用8 m雙子北望遠(yuǎn)鏡成功地對亮度比16等星還昏暗的太陽系外恒星目標(biāo)成像，分辨率達(dá)到衍射極限。因此，有望在未來將散斑成像技術(shù)應(yīng)用于對GEO昏暗目標(biāo)成像[23]。

2.1.5 高光譜成像

高光譜成像技術(shù)融合了傳統(tǒng)成像技術(shù)和光譜技術(shù)的優(yōu)勢，可以同時獲取被測物體的空間信息和光譜信息。高光譜傳感器將物體反射的電磁波分離成很多獨(dú)立的窄波段，形成該物體獨(dú)一無二指紋印般的特征。隨著高光譜成像的光譜分辨率的提高，其探測能力也隨之增強(qiáng)。目前應(yīng)用的高光譜成像主要用于對地球表面成像，能準(zhǔn)確區(qū)分地表植被覆蓋類型、道路地面的材料等。空間目標(biāo)的光譜測量的主要對象是太陽反射或者自身輻射的光譜。由于空間目標(biāo)溫度低，輻射強(qiáng)度也很低，因此限制了光譜成像的探測能力?？蒲腥藛T期望將高光譜信息和其它成像信息結(jié)合起來，擴(kuò)充人們對特定GEO目標(biāo)的知悉度。因此，利用高光譜成像來觀測GEO目標(biāo)、獲取其高光譜信息的研究，一直在進(jìn)行中。

3 非傳統(tǒng)成像技術(shù)

非傳統(tǒng)成像技術(shù)本質(zhì)上是一種采用激光照明、不需要成像透鏡的“無透鏡”計算成像技術(shù)。研究表明，依靠相干激光照明的主動成像技術(shù)具有對GEO暗弱目標(biāo)高分辨率成像的潛能?？臻g目標(biāo)非傳統(tǒng)主動成像技術(shù)主要有強(qiáng)度相關(guān)成像、剪切光束成像和傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)3種。非傳統(tǒng)成像技術(shù)利用小孔徑發(fā)射激光照明目標(biāo)，并采用分布式、低光學(xué)質(zhì)量的光桶式接收系統(tǒng)在光瞳面接收反射光，通過測量目標(biāo)空間頻譜實(shí)現(xiàn)對目標(biāo)成像，同時這3種技術(shù)借助于合成孔徑測量和偏振敏感性的技術(shù)優(yōu)勢，在技術(shù)機(jī)理上可透過湍流大氣對空間目標(biāo)進(jìn)行高分辨率成像，無需采用自適應(yīng)光學(xué)方法進(jìn)行大氣補(bǔ)償。3種技術(shù)都引入了長基線光學(xué)干涉測量法，成像分辨率取決于發(fā)射或接收陣列所構(gòu)成的等效口徑。

3.1 強(qiáng)度相關(guān)成像技術(shù)

強(qiáng)度相關(guān)成像技術(shù)是基于不同探測器光子到達(dá)時間的相關(guān)性發(fā)展起來的。發(fā)射單束激光照射目標(biāo)，利用多個高頻探測器構(gòu)成的強(qiáng)度相干陣列采集目標(biāo)光強(qiáng)起伏信息，通過計算目標(biāo)光強(qiáng)相關(guān)度獲得目標(biāo)空間頻譜模值，再結(jié)合目標(biāo)先驗(yàn)信息并利用迭代相位恢復(fù)技術(shù)，對空間頻譜相位進(jìn)行估計，得到目標(biāo)的傅立葉相位，進(jìn)而重構(gòu)出目標(biāo)圖像。成像的空間分辨率取決于探測器接收陣列中最長基線長度，空間頻率靈敏度與被觀測目標(biāo)的功率譜成正比。主要應(yīng)用于恒星成像領(lǐng)域，利用大型集光面的強(qiáng)度干涉陣列可獲得高亮度恒星細(xì)節(jié)圖像，成像分辨力達(dá)到亞毫角秒量級[24-27]，但在目標(biāo)亮度較暗時信噪比非常低，導(dǎo)致圖像質(zhì)量嚴(yán)重下降甚至無法成像。該技術(shù)因相位信息缺失、靈敏度差，信噪比低，只適合對一些先驗(yàn)信息已知的目標(biāo)進(jìn)行成像。在對目標(biāo)成像的研究中，需采用激光對目標(biāo)進(jìn)行主動照明來提高目標(biāo)的亮度，本質(zhì)上是一種激光散斑相關(guān)成像技術(shù)，是首個被考慮用于深空目標(biāo)監(jiān)視的主動成像方法之一[28-30]。

圖6 強(qiáng)度相關(guān)成像技術(shù)原理示意圖 Fig.6 Schematic diagram of imaging correlography

早在1987年，Paul S.Idell就已詳細(xì)闡述了激光散斑相關(guān)成像理論，用仿真結(jié)果給出使用稀疏強(qiáng)度探測器陣列的可行性[31]。1991年，David G.Voelz和Paul S.Idell等人進(jìn)一步對激光散斑相關(guān)成像技術(shù)進(jìn)行了理論研究、計算機(jī)仿真和實(shí)驗(yàn)驗(yàn)證，給出了信噪比表達(dá)式，為精確重建簡單目標(biāo)的頻率分量提供了方法[32]。1997年，美國空軍對一些已有先驗(yàn)知識、選定類別的低地球軌道目標(biāo)進(jìn)行成像實(shí)驗(yàn)，利用強(qiáng)度相干陣列得到了低軌目標(biāo)的部分圖像[33-34]，對500 km低軌目標(biāo)的分辨率為25 cm。但圖像質(zhì)量不穩(wěn)定，大氣引起的相位變化使每幀圖像質(zhì)量均不相同。

2000年之后，因強(qiáng)度相關(guān)成像的信噪比非常低，國外用其對目標(biāo)成像的研究基本處于停滯狀態(tài)。受視場的限制，接收陣列尺寸受限，信噪比難以提高；而且，因每個陣元接收到的能量獨(dú)立參與信號重構(gòu)，不具有能量疊加特性，對激光能量需求較大，實(shí)現(xiàn)困難。自2014年以來，北京跟蹤與測量通信技術(shù)研究所高昕團(tuán)隊開展了對強(qiáng)度相關(guān)成像技術(shù)的研究，分析了相干陣列的集光面以及陣列排布方式對成像質(zhì)量的影響[35]，優(yōu)化了強(qiáng)度相關(guān)成像的頻譜模值估計方法和相位恢復(fù)算法[36]，提高了成像質(zhì)量。若進(jìn)一步研究將該技術(shù)用于對GEO目標(biāo)的成像，首先須解決空間頻譜模值探測信噪比低和頻譜相位恢復(fù)困難兩大瓶頸技術(shù)[37]。但S.R.Restaino認(rèn)為，利用現(xiàn)代的信號分析技術(shù)，并結(jié)合不同辨別處理噪聲的方法，有望將強(qiáng)度干涉儀的信噪比提高至少3倍，甚至可能6～7倍[38]，未來可使強(qiáng)度相關(guān)成像技術(shù)用于對GEO目標(biāo)成像。

3.2 剪切光束成像技術(shù)

剪切光束成像是一種利用目標(biāo)返回光束散斑場來成像的技術(shù)。同時發(fā)射3束以L形式排列、彼此間有微小頻差的相干激光照明目標(biāo)，3束光之間相距一個小剪切距離。通過選擇頻移量使三光束間形成拍頻，通過移動每對光產(chǎn)生的干涉條紋掃描目標(biāo)表面，用高速探測器接收目標(biāo)散射回波信號，通過拍頻信息測得散斑場幅值，同時利用獲得的兩散斑圖樣間的相位差來恢復(fù)散斑相位，進(jìn)而重構(gòu)出目標(biāo)圖像。

圖7 剪切光束成像原理示意圖 Fig.7 Schematic diagram of sheared-beam imaging

該技術(shù)不受湍流擾動和快速運(yùn)動目標(biāo)多普勒頻移的影響，無需自適應(yīng)光學(xué)和成像透鏡就能實(shí)時獲得遠(yuǎn)程目標(biāo)接近衍射極限的圖像，分辨率取決于接收陣列的尺寸。剪切光束成像最根本的優(yōu)勢在于它是一種振幅干涉測量法，場相位和幅值測量的靈敏度與目標(biāo)的傅立葉模量(而不是功率譜)成正比，具有平方根因子優(yōu)勢。因此，與強(qiáng)度相關(guān)成像技術(shù)相比，剪切光束成像的信噪比較高，但實(shí)際系統(tǒng)的實(shí)現(xiàn)要比前者困難。

1987年，美國空軍研究實(shí)驗(yàn)室(AFRL)的AIT項目[39-40]在主動成像試驗(yàn)中，使用了一種被稱為DCbeam的剪切光束，由單光束照射物體，觀察從目標(biāo)返回光的去偏振特性。該過程簡化了發(fā)射器，在地面對若干LEO目標(biāo)進(jìn)行成像，并取得了1 000 km距離分辨率達(dá)到30 cm的成果。該實(shí)驗(yàn)為后來剪切光束成像技術(shù)的發(fā)展奠定了基礎(chǔ)。1990年，光學(xué)科學(xué)公司(the Optical Sciences Company)提出剪切散斑成像概念，討論了透過大氣湍流產(chǎn)生高分辨率目標(biāo)圖像的可能性。1993年，Richard A.Hutchin闡述了二維剪切光束成像技術(shù)消除大氣畸變的機(jī)理，給出了一些研究結(jié)論[41]。同年，AFRL公布了室內(nèi)實(shí)驗(yàn)結(jié)果，證明了剪切光束成像技術(shù)對光學(xué)相位畸變具有補(bǔ)償能力。在隨后的幾年里，人們開展了大氣湍流效應(yīng)補(bǔ)償和波前重構(gòu)算法方面的研究工作。盡管光瞳面相位差測量方法有效補(bǔ)償了低海拔高度(低于9 km)大氣湍流對成像的影響，但對于角尺寸大于大氣等暈斑的目標(biāo)，下行鏈路高海拔大氣湍流引起的大氣非等暈效應(yīng)會對低軌道目標(biāo)成像質(zhì)量產(chǎn)生影響[42-43]，需要利用恢復(fù)出的數(shù)據(jù)尋求一種簡單補(bǔ)償方法。2003年，James R.Fienup等人研究了利用多接收器陣列測量相位差的方法，又于2010年闡述了剪切光束成像的技術(shù)機(jī)理與約束條件[44]。

美國在2011年的財政報告中將剪切光束三維成像列入了研究計劃。針對空間態(tài)勢感知應(yīng)用，美國光學(xué)物理公司(OPC)提出剪切光束成像技術(shù)研究建議：采用輕量級菲涅爾薄膜收集器研制一個0.5～10 m孔徑天基成像器，其對30～1 000 km遠(yuǎn)處目標(biāo)可實(shí)現(xiàn)5 cm二維圖像分辨率和5 mm深度分辨率；由平鋪板條建成一個Φ20 m口徑地基成像器，對1 000 km遠(yuǎn)處目標(biāo)達(dá)到二維2.5 cm和深度2.5 mm的分辨率。同年，OPC著手研究三維剪切光束成像技術(shù)，意在研發(fā)不受大氣湍流和多普勒頻移影響的輕量級成像系統(tǒng)，可用于地基、空基或天基平臺。Richard A.Hutchin等人制定了成像系統(tǒng)實(shí)現(xiàn)方案。OPC將研究分為兩個階段。第一階段演示驗(yàn)證了正投影子孔徑陣列散斑圖像處理方法的可行性，并于2015年完成了1 km水平路徑外場實(shí)驗(yàn)；通過分析、仿真和實(shí)驗(yàn)，證明了剪切光束成像技術(shù)不僅完全不受邊界層湍流的影響，而且還減弱了大氣湍流的影響[45]。OPC在 2016年開展了第二階段的“原型設(shè)計”工作。空基成像器對100 km遠(yuǎn)處目標(biāo)的預(yù)期分辨率可達(dá)到7.5 cm，比邊界層湍流極限好7倍，在此基礎(chǔ)上的三維成像研究也在同步開展。

在國內(nèi)，中國科學(xué)院西安光學(xué)精密機(jī)械研究所于2013年開始對剪切光束成像技術(shù)進(jìn)行研究[46-48]，構(gòu)建了研究平臺，在實(shí)驗(yàn)室模擬的湍流環(huán)境下驗(yàn)證了剪切光束成像原理和圖像重構(gòu)算法的可行性，并于2017年建立了剪切光束三維成像系統(tǒng)模型，對大氣湍流效應(yīng)補(bǔ)償、高質(zhì)量波前重構(gòu)等關(guān)鍵技術(shù)進(jìn)行了攻關(guān)。

利用剪切光束成像技術(shù)對GEO目標(biāo)的成像工作，尚處于探索研究階段。在GEO弱光條件下，散粒噪聲會影響相位差的測量性能，限制了干涉條紋相位的估算精度。此外，還須解決上行鏈路大氣引起的剪切誤差對成像的影響。由于接收陣列的每一個陣元的能量不能疊加，高軌道目標(biāo)成像時對激光能量需求較大，實(shí)現(xiàn)難度大。研究表明，剪切光束成像技術(shù)對中軌道目標(biāo)成像的能量需求大幅降低，因此，在對中軌目標(biāo)成像領(lǐng)域具有較好的應(yīng)用前景。

3.3 傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)

傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)[49-51]采用逆向長基線干涉測量法，用稀疏小孔徑望遠(yuǎn)鏡發(fā)射陣列進(jìn)行基線擴(kuò)展，形成超大等效孔徑成像系統(tǒng)，成像分辨率取決于發(fā)射陣列中最長基線長度。從3個孔徑同時射出具有微小頻差的3束同源調(diào)制激光，在目標(biāo)上形成移動的干涉條紋，由探測器接收其反射信號，該信號與uv面上的一個分量相對應(yīng)。然后從不同組合的3個發(fā)射孔徑中再次發(fā)射3束光照明目標(biāo)，反射信號被接收并與uv平面上另一分量相對應(yīng)，如此利用足夠多的基線配置采樣得到整個uv面，并利用相位閉合技術(shù)抑制大氣湍流對成像的影響，最后通過傅立葉變換重構(gòu)出目標(biāo)圖像。由于測量的只是隨時間變化的強(qiáng)度函數(shù)，所以可使用簡單的大型低光學(xué)性能接收器陣列。相對地面觀測者而言，GEO目標(biāo)長時間無明顯姿態(tài)變化，因此可以在同一基線進(jìn)行多次測量來累積信號和減小噪聲，并提供時間讓系統(tǒng)配置到其它基線來測量足夠多的目標(biāo)信息，用以重建目標(biāo)圖像，因此傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)特別適合對GEO目標(biāo)成像。所需激光能量小，信噪比高，可對14、15等星GEO目標(biāo)高分辨率成像。

圖10 GLINT發(fā)射架與探測器接收陣列 Fig.10 GLINT transmitter and detectors receiving array

1997年，美國AFRL啟動了同步軌道目標(biāo)光學(xué)成像國家試驗(yàn)項目GLINT(圖10)，對傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)進(jìn)行研究，在隨后幾年對發(fā)射系統(tǒng)和接收系統(tǒng)進(jìn)行了大量的理論研究與仿真分析，并先后開展過一系列實(shí)驗(yàn)室及外場實(shí)驗(yàn)驗(yàn)證工作[52-58]。

2004年，由于GLINT在實(shí)施過程中遇到了重大技術(shù)難題，美國將其研究重心轉(zhuǎn)移到了主動成像國家試驗(yàn)項目SAINT上，針對低軌道目標(biāo)進(jìn)行傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)成像系統(tǒng)的研究工作，對1 000 km低軌目標(biāo)成像分辨率預(yù)期達(dá)到5 cm或更高。計劃在SAINT研制成功后，再用15年時間完成GLINT項目，對地球同步軌道目標(biāo)實(shí)現(xiàn)1 m或更高分辨率的成像[59]。圍繞SAINT項目，美國2008年建立了一套可同時發(fā)射5束激光的實(shí)驗(yàn)室裝置，在實(shí)驗(yàn)中驗(yàn)證了多光束傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)系統(tǒng)對快速變化目標(biāo)的成像能力[60]，得到了斯特列爾比大于0.9的較好重建圖像。目前尚無SAINT研制成功的相關(guān)報道。俄羅斯緊隨美國之后，于1999年開始進(jìn)行傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)深空成像技術(shù)研究，進(jìn)行了大量的理論研究工作[61-63]，特別是在有關(guān)大氣湍流與目標(biāo)表面散射帶來的噪聲方面的理論工作。2012年后，國外針對傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)系統(tǒng)層面的研究報道已不多見，轉(zhuǎn)而對其中的一些關(guān)鍵技術(shù)進(jìn)行了針對性的研究，例如2012年法國對光學(xué)相干成像中的閃爍效應(yīng)進(jìn)行了研究；同年美國佛羅里達(dá)大西洋大學(xué)William T.Rhodes研究了在時間平均的情況下傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)透過水平路徑高分辨率成像的問題[64-65]。2015年，William T.Rhodes等人研究并數(shù)值仿真了光束在1 km水平路徑湍流中傳播后的分辨率問題，指出用傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)可達(dá)到衍射極限或更高分辨率[66]；2016年，他們又定義了傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)的空間頻率域點(diǎn)擴(kuò)散函數(shù)，用來評價成像系統(tǒng)的性能。

近幾年，國內(nèi)的研究機(jī)構(gòu)如中國科學(xué)院西安光學(xué)精密機(jī)械研究所(簡稱西安光機(jī)所)、長春光學(xué)精密機(jī)械與物理研究所(簡稱長春光機(jī)所)、中國科學(xué)院光電研究院，國防科技大學(xué)、電子科技大學(xué)等也開展了對傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)成像技術(shù)的研究及驗(yàn)證工作[67-71]。2016年，長春光機(jī)所為確定上行鏈路大氣湍流對傅立葉成像技術(shù)的影響，開展了300 m水平路徑成像實(shí)驗(yàn)[72]。西安光機(jī)所自2009年至今，進(jìn)行了大量的理論研究、計算機(jī)仿真、實(shí)驗(yàn)驗(yàn)證及演示系統(tǒng)研制工作[73-81]，其圖像重構(gòu)算法可消除大氣引起的相位起伏、頻率漂移及光強(qiáng)閃爍等因素對成像的影響[82-84]；同時，對激光大氣傳輸及大氣湍流效應(yīng)進(jìn)行了研究[85-87]。2013年，西安光機(jī)所首次建成5光束室外演示系統(tǒng)。2016年，又建成等效口徑為1.5 m的多光束外場驗(yàn)證系統(tǒng)，基于試驗(yàn)場地的大氣參數(shù)，用1.2 km激光水平傳輸路徑中的大氣效應(yīng)來等效整個大氣層的主要湍流效應(yīng)，驗(yàn)證了相關(guān)關(guān)鍵技術(shù)以及傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)對上行鏈路大氣湍流的抑制作用和成像能力，成像分辨率接近衍射極限[88]。

傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)具有成像時間長、能量需求小和信噪比高等特點(diǎn)，適合于對同步軌道目標(biāo)成像。若要對快速穿越天空的其它目標(biāo)成像，則需要利用一次可發(fā)射多組三束光的“多光束傅立葉望遠(yuǎn)鏡”，但需解決高頻干涉信號弱等問題。

4 結(jié)束語

對GEO暗弱目標(biāo)成像的兩個重大挑戰(zhàn)是分辨率和靈敏度。傳統(tǒng)大孔徑望遠(yuǎn)鏡受限于目標(biāo)尺寸、亮度、望遠(yuǎn)鏡口徑以及系統(tǒng)的大氣補(bǔ)償能力，成像分辨率非常低，無法實(shí)現(xiàn)對GEO目標(biāo)的高分辨率成像觀測。而利用高光譜成像觀測目標(biāo)的技術(shù)也處于研究階段。隨著電子倍增CCD相機(jī)的進(jìn)一步發(fā)展以及相位恢復(fù)新方法的創(chuàng)建，散斑成像技術(shù)有望在未來應(yīng)用于對遠(yuǎn)距離昏暗目標(biāo)成像。用單個小孔徑望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行基線擴(kuò)展的稀疏陣列成像是一種較有前景的方法，現(xiàn)在對GEO目標(biāo)進(jìn)行被動成像的項目有NPOI干涉儀、MROI干涉儀和分辨率極低的大型光學(xué)望遠(yuǎn)鏡(如：Keck和MMT)。這些系統(tǒng)的造價都超過了10億美元，各自存在一些技術(shù)難題和局限性，目前尚不能對GEO目標(biāo)進(jìn)行高分辨率成像?？蒲腥藛T提出的許多GEO地基被動成像方案都集中在幾十個昂貴的、需要自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)的大孔徑(1.5～2.0 m)合成系統(tǒng)上。這些具有足夠孔徑數(shù)量的系統(tǒng)雖能為后續(xù)的圖像重構(gòu)提供充分覆蓋uv面的分量，但也導(dǎo)致整個系統(tǒng)的造價高得令人望而卻步。新一代MROI增強(qiáng)型干涉陣列以及Galileo機(jī)動稀疏孔徑望遠(yuǎn)鏡具有對GEO目標(biāo)高分辨率成像的潛能[24,89]，但因?yàn)槟繕?biāo)非?；璋?，信噪比仍是個限制性問題。

采用激光照明的非傳統(tǒng)光學(xué)成像方法(包括強(qiáng)度相關(guān)成像、剪切光束成像、傅立葉望遠(yuǎn)術(shù)等方法)，在技術(shù)機(jī)理上可透過大氣湍流對空間目標(biāo)進(jìn)行高分辨率成像，但還存在一些需要深入研究的技術(shù)問題，一時難以實(shí)現(xiàn)。一方面需要較長相干長度的高功率激光，至少為目標(biāo)深度的兩倍[48]；另一方面，若使用脈沖激光照明對空間運(yùn)動目標(biāo)成像，要保證來自不同孔徑激光束間的完全恰當(dāng)干涉不是一件易事。

總之，空間目標(biāo)地基光學(xué)探測與識別技術(shù)與需求之間差距很大，目前尚未能實(shí)現(xiàn)從地面對GEO目標(biāo)的高分辨力成像，有待對傳統(tǒng)天文或非傳統(tǒng)成像技術(shù)開展深入研究，滿足GEO暗弱目標(biāo)地基高分辨力光學(xué)成像探測的需求。