超级自适应光学的概念于2003年被提出，在已经成熟的通用自适应光学系统的研制基础上，天文学家希望针对特定的高对比度成像科学目标，研究性能更好的专用自适应光学系统，其中重要的应用之一是直接成像探测太阳系外行星。在地基望远镜上直接成像观测太阳系外行星面临的最大挑战是恒星光经大气湍流产生的散斑噪声淹没了来自其周围行星的光信号，传统的低阶自适应光学虽然能够校正部分大气湍流像差，但大量散斑噪声仍残留在主星衍射艾里斑周围的视宁圆面内（Seeing disk），而超级自适应光学凭借在10角秒×10角秒小视场内更高性能的校正，能够进一步抑制上述散斑噪声。以斯特列尔比（Strehl Ratio; SR，定义为有像差衍射图样中心强度与无像差图样中心强度的比值）评价，经传统低阶自适应光学校正后的点扩散函数（PSF）在近红外波段的SR通常不超过0.7，而超级自适应光学视场中心PSF在近红外波段的SR需要超过0.9。在此基础上超级自适应光学系统可以后续搭配星冕仪等高对比度成像仪器，提供10^-6～10^-8的成像对比度，实现对年轻热木星的成像探测。

如图给出了超级自适应光学的原理示意图，与传统低阶自适应光学相比，超级自适应光学的特殊之处在于：①采用拥有密集校正单元的高速可变形镜以保证小视场内SR>0.9的极限校正性能；②需要尽可能校正系统静态像差，包括成像光路和波前检测光路之间的非共光路静态像差，以及可变形镜自身面形和其他光学元件贡献的共光路静态像差；③成像光路末端可以放置星冕仪等高对比度成像仪器，提供额外的成像对比度增益。

超级自适应光学系统原理示意图

超级自适应光学的校正性能可以通过残余误差估算。校正总残余误差决定了校正后PSF的斯特列尔比：

(1)

主要包括可变形镜的孔径匹配误差、开环校正的时变误差、波前传感器的测量误差和系统静态像差的残差，以及与视场有关的其他误差项。用多项式表示为：

(2)

对自适应光学系统性能影响最大的是可变形镜的孔径匹配误差，可以用如下公式估计：

(3)

式中为匹配误差系数，通常取为0.28～0.34；为每个校正单元采样望远镜子孔径的直径；为观测波段对应的大气相干长度，传统低阶自适应光学的校正单元数量不足以充分采样望远镜孔径，即，导致极限校正性能，因此超级自适应光学需要采用更密集的校正单元，使得，抑制孔径匹配误差，从而使极限校正性能。国际上8米级望远镜上正式装备或正在研制的超级自适应光学系统，均采用了促动器超过千单元的可变形镜作为校正器件，而上一代通用自适应光学基本采用不超过200单元的可变形镜，例如双子座望远镜早期的自适应光学系统ALTAIR（ALTtitude conjugate Adaptive optics for the InfraRed）采用的可变形镜仅有177个促动器。表中给出了超级自适应光学系统GPI和SPHERE在近红外J、H、K波段的极限校正性能，并与ALTAIR系统的性能对比，说明超级自适应光学的性能优势。

截至2017年11月，在8米级望远镜上正式投入科学观测的超级自适应光学系统分别是双子南座望远镜的GPI（Gemini Planet Imager）和甚大望远镜（VLT）UT3望远镜的SPHERE（Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research），这两套装置均在2014年实现首光观测，截至2020年实测成像对比度为10^-6，主要用于在红外波段探测和研究主星周围的年轻巨行星以及星盘。昴星团望远镜上也正在研制超级自适应光学系统SCExAO并与PIAA星冕仪对接，优化设计在主星近角距离处实现高对比度成像。上述系统代表了超级自适应光学研究的最前沿水平，但也面临仪器研制成本高，技术复杂，大口径望远镜观测时间不充裕等不利因素。

基于2～4米级中等口径望远镜研制超级自适应光学是一种新的方案，采用数百校正单元的可变形镜并匹配2～4米的望远镜口径，子孔径的采样密度将超过现有基于8米级望远镜的超级自适应光学系统，并且有望将校正波段向波长更短的Ic（786.5纳米）、Z（900纳米）和Y（1020纳米）波段扩展，这些波段更适合观测表面温度较低、形成更久的“冷”行星，整套仪器的尺寸、研制难度和成本也会相应地降低。如果基于中国云南丽江2.4米望远镜，设计一套468单元（22×22排列）的超级自适应光学系统，可以估算出该套系统在中等视宁度条件下（FWHM=0.8角秒），Ic、Z、Y波段的极限校正性能SR值分别为0.86、0.89和0.91，满足超级自适应光学的性能要求。