通常自适应光学系统是将被成像目标的光能量分出60%以上用于波前探测。此外自适应光学系统通常所使用的哈特曼波前探测器,是用子孔径将望远镜接收波前分割为直径只有10cm左右的子波前,通过一一探测子光束的波前倾斜来重构望远镜接收的整体波前,此处限定了子孔径接收的光能量只相当10cm口径的望远镜,因此传统的自适应光学系统能够校正成像的极限星等只有5星等!利用激光导星来探测波前,不仅能提高成像目标的极限星等,而且使自适应光学系统能对分布在大视场中的多目标同时成像。但是,激光导星能发射的高度相对被成像目标来说低得多,导致探测的波前缺失信息产生非等晕误差。因此采用多个导星弥补波前信息缺失、进行波前的信息融合与重构是导星探测技术的关键。本论文首先按照普遍认可的Hufnagel-Valley的大气折射率结构模型,以大气折射率垂直分布函数为光通道分层权重分配依据,采用高度各阶原点矩算法计算各层等效面的高度位置,得出:大气湍流对光波前有影响的通道为从地面到15km高度处,集中了全部大气湍流的99.3%,也可以近似认为从地面到8km高度处,其中集中了全部大气湍流的96%,;可将15km大气通道分为近似等密度的三层或将8km大气通道分为近似等密度的二层:第一层从地面到1.65km,等效面高度为0.15km,湍流强度权重为88.2%;第二层从1.65km到8.00km,等效面高度为3.78km,湍流强度权重为7.1%;第三层从8.00km到15km,等效面高度为11.20km,湍流强度权重为4.0%。提出一种符合大气湍流的空间统计特性和时间统计特性的动态相位屏生成方法,基于该方法建立了大气湍流仿真程序,为波前重构算法的验证和分析提供了基础。提出在地基望远镜的接收平面上多颗瑞利导星波前信号的平面加权波前重构方法。基于相位结构函数,分别以每颗导星在地面的投影位置为中心,计算该导星的波前探测信号在望远镜接收口径的径向与方位上的权重分配函数,进行多颗导星波面的加权融合,完成成像目标的波前重构。针对望远镜口径为1.25m,大气相干长度为10cm,采用5颗呈十字形排布、外接圆与望远镜口径重合、高度为10km的瑞利导星,用平面加权算法模拟校正轴上目标成像时,不考虑校正误差的斯特列尔比理论上能够达到0.49。进一步考虑10km高度以上大气层的未采样误差,计算得到上层未采样误差为0.57rad,这样波前探测的总误差rms值增至1.02rad,换算为系统的斯特列尔比仍然可以达到0.35,说明五颗10km高度的瑞利导星能够满足实用要求。搭建了光学平台上的检验光学系统,实验结果与理论值吻合,证明平面加权波前重构的算法精度足够高。对于4米以上大口径望远镜的多层共轭自适应光学成像的应用,须使用发射高度90km的钠导星,采用广义tikhonov正则化的zernike模式分层解析重构波前算法,避免投影矩阵条件数过大的问题。当望远镜口径为8m,大气相干长度为12cm,采用3颗90km高度的钠激光导星时,广义tikhonov正则化的zernike模式分层解析波前重构算法在1角分视场内的平均误差为0.68rad,其相应的斯特列尔比达到0.63,为1.26倍衍射极限分辨能力。多层共轭自适应光学系统中,钠导星数量在3-5颗为宜,校正器数量在2-3个为宜,进一步增加导星数量和校正器的数量对自适应系统性能的提高有限。导星的最佳分布为:2颗导星为直线分布,导星对应视场中心张角为15.7″、三颗导星为正三角形分布,导星对应视场中心张角为21.5″、四颗导星为正方形分布,导星对应视场中心张角为23.5″、五颗导星为正五边形分布,导星对应视场中心张角为27.4″。最佳的校正器共轭高度只与大气湍流强度的垂直分布有关,使用两个校正器时,其最佳共轭高度为0km和10km;使用三个校正器时,其最佳共轭高度为0km、2km和11km。本文提出的波前重构算法以及得到的以上结论是对多激光导星自适应光学系统实用化有益的探索研究,可将地面层自适应光学模式的视场平均斯特列尔比从0.17提高到0.26,视场中心的的斯特列尔比从0.18提高到0.45。将对我国多激光导星自适应光学系统的发展起到一定的推动作用。