NVST高分辨窄带成像系统视场频漂的实测与分析

1 m新真空太阳望远镜的成像系统包括Hα,Ca Ⅱ和He Ⅰ三个窄带成像通道,三者均使用里奥滤光器系统进行单色像观测。以Hα通道实测图像为例,探讨了在线心-线翼的偏带观测出现的太阳像亮度空间分布不均匀问题的原因。该不均匀性不同于杂散光,其空间分布形式与变化程度随观测波长点的不同而不同。通过对多组实测数据的分析认为,出现亮度不均现象的根本原因是滤光器的视场效应,视场边缘区域的工作波长相对中心区域发生频率漂移。频漂的程度和空间分布特征与光路装调密切相关,通过分析对比2017年3月光路调整前后频漂情况得出结论:在目前Hα成像通道2.2'的视场范围内,视场频漂量最大为0.005 nm,小于透过带带宽,且仅出现在视场左下角边缘。     

8m中国巨型太阳望远镜偏振光学设计

望远镜的仪器偏振是影响太阳磁场测量的重要因素,为了获得精确的太阳磁场信息,对大型太阳望远镜光学系统进行偏振优化设计非常必要.针对8 m中国巨型太阳望远镜(Chinese Giant Solar Telescope, CGST)的偏振设计需求,提出了基于四镜偏振补偿结构的望远镜折轴光学系统设计方案.基于偏振光线追迹方法,分析了该方案仪器偏振在望远镜光瞳和视场上的分布特性以及视场分布特性随望远镜运动和波长的变化.结果表明,在HeI 1.083μm和FeI 1.565μm磁敏谱线所在的近红外波段, CGST仪器偏振满足2×10^-4测量精度要求的“无偏振视场”为0.91′,而在可见光波段该“无偏振视场”为0.5′.     

恒星干涉仪中的高速倾斜镜应用研究

在恒星干涉仪中,高速倾斜镜(Fast-steering mirror,FSM)因分辨率高、响应频率快等特点被广泛应用于校正大气湍流、仪器内部振动等引起的波前倾斜.一方面,针对倾斜镜本身在加工、装调中引入的镜面与触动器偏转轴不共面等误差进行系统分析,通过数值方法研究了上述因素在倾斜镜工作时产生的附加光程差(Optical Path Difference,OPD),并讨论了该光程差对恒星干涉仪条纹跟踪精度的影响;另一方面,两臂光束之间的平行度误差是造成干涉条纹可见度损失的主要因素之一,通过分析大气扰动引起的波前倾斜对条纹可见度的影响,提出了一种基于单一阵列探测器、简单高效的星光平行度实时校正方案,并结合室内实验论证了该方案的可行性.实验结果表明:经高速倾斜镜校正后的星光方向平行度初步满足了恒星干涉仪系统对波前倾斜的需求.     

云南天文台1m望远镜暗天体分光仪和照相机

云南天文台1m望远镜终端之一的暗天体分光仪和照相机具有4种运行模式:缩焦照相机、无缝多目标光谱仪、有缝光谱仪和星冕仪。这4种运行模式能在几分钟的时间内相互转换,高效快速和灵活方便。该仪器的光学质量优秀,光学系统消像差,特别是消色差。由于光学系统消色差,所成像的低色散光谱在404.6～766.5nm全波段尖锐平直。在多色测光时,各测光波段的像面位置不变,同时兼有大视场的优点,可提高测光精度和测光效率。     

PSSN在TMT宽视场光谱仪中的应用研究

光学系统像质评价是光学设计的核心,通过对常用像质评价方法与在30 m望远镜(Thirty Meter Telescope,TMT)的像质评价中提出的归一化点源灵敏度函数(Normalized Point Source Sensitivity,PSSN)的分析比较,对PSSN在TMT宽视场光谱仪(Wide Field Optical Spectrometer,WFOS)中的应用进行了研究.包括对大气视宁度的简化模拟、TMT中M3的移动对系统PSSN的影响、WFOS中准直镜的移动对系统PSSN的影响、在不同大气湍流的条件下PSSN与天顶角的关系以及PSSN与波像差的均方根值(root mean square of wavefront error,RMS WFE)μ之间的关系.结果表明,PSSN对视宁度受限下的TMT的像质评价是有效的.     

云南天文台1m望远镜暗天体分光仪和照相机

云南天文台1m望远镜终端之一的暗天体分光仪和照相机具有4种运行模式：缩焦照相机、无缝多目标光谱仪、有缝光谱仪和星冕仪。这4种运行模式能在几分钟的时间内相互转换，高效快速和灵活方便。该仪器的光学质量优秀，光学系统消像差，特别是消色差。由于光学系统消色差，所成像的低色散光谱在404．6～766．5nm全波段尖锐平直。在多色测光时，各测光波段的像面位置不变，同时兼有大视场的优点，可提高测光精度和测光效率。     

波前相位差法探测器的设计

波前相位差法是利用焦面像和离焦面像通过一个相位多样性算法来拟合相位或对目标复原,这就要求采集两个图像,一个是焦面像,另一个是离焦面像。本文的设计是根据晶体的偏振原理分像,并将焦面像和离焦像同时采集到同一个CCD(Charge Coupled Device)上,这种方法保证了两个图像的同步、实时,而且光学系统简单。文中具体给出了一种新型波前相位差法探测器的设计方案、像差分析,并且模拟了波前相位差法探测器对模拟结果的影响。     

抚仙湖一米新真空太阳望远镜6米近红外光谱仪装调及太阳1.56微米光谱的初步观测结果

主要介绍了抚仙湖1 m新真空太阳望远镜(the 1-meter New Vacuum Solar Telescope,NVST)6 m水平式近红外光谱仪的安装过程和实测结果。主要讨论内容是光路设计特点、光学系统的装调以及利用该光谱仪对活动区NOAA 11662黑子进行的初步近红外光谱实测(波长1.56μm附近)。成功观测到由黑子强磁场造成的Fe I 1.56μm谱线裂变现象,并初步估算了磁场强度。该光谱的成功装调和使用,充分实现了对9 m光谱仪光学系统的整体检测,为9 m光谱仪的安装调试提供了宝贵的经验和参考。     

中国丽江积分视场光纤光谱仪分辨能力实验室测试结果

中国丽江积分视场光纤光谱仪(China Lijiang Integral Field Unit,简称CHILI)是中国第一台用于夜天文观测的科学级积分视场光纤光谱仪,安装在丽江天文观测站2.4 m光学望远镜上。CHILI运输到中国前,在美国德克萨斯大学奥斯汀分校(University of Texas at Austin)进行了实验室测试。本次实验主要针对CHILI的蓝端,主要测试内容有本底、平场、暗场和波长定标。为了明确知道谱线在像素位置上的精准波长和CHILI探测器的分辨能力,对测试数据进行了波长定标和光谱分辨能力的计算。结果显示,CHILI蓝端的波长范围约为3 500～5 300,在此波长范围内,光谱分辨本领FW H M■5,其对应的光谱分辨率R=λ/?λ约为600～1 000,符合CHILI预期要求。     

基于积分视场单元的三维天文成像光谱技术

近年来,三维成像光谱技术主要是发展和采用积分视场单元方法,即将枧场内的展源目标连续切割成若干单元,重新排列后进入光谱仪器,同时获得展源的高分辨率三维数据立方体(x,y和λ).相对于传统的技术方法,这种基于积分枧场单元的三维成像光谱技术进行一次观测可以同时获取天体各处的二维空间信息和光谱信息.采用积分视场单元虽然在光谱数据处理上会带来很多困难,但由于其在观测时间和效率上具有明显的优点,因此值得采用.该文简要介绍了三维成像光谱技术的原理;评述了目前实现三维成像光谱的三种不同类型的技术系统:小透镜阵系统、光纤加小透镜阵系统、像切分器系统,重点介绍了像切分器系统的有关情况;最后展望了三维成像光谱技术在天文学上的应用.     

丽江2.4米望远镜双视场终端的控制与图像采集

为充分利用丽江2.4 m望远镜有限的卡焦接口,提高观测效率,研制了一个双视场天文观测终端,在2.4 m望远镜上实现不同视场和图像比例尺等参数进行快速测光和高分辨成像等天文观测,以满足不同的观测需求。针对该终端对滤光片轮精度和大视场光路与小视场光路切换的精度要求,以及对电子倍增电荷耦合器件(Electron-Multiplying Charge-Coupled Device, EMCCD)相机图像采集的速度要求,采用三层电机闭环控制以及多线程并发执行等技术,实现了该终端中滤光片轮、大视场光路与小视场光路切换的精确控制,以及EMCCD相机图像的快速采集与存储。最后在实验室进行了详细测试,结果表明,所设计的控制与图像采集系统能满足各项性能指标的要求。     

一个巨型望远镜方案

提出一个有特色的巨型望远镜(FGT)方案．其主镜口径为30米，主焦比为1．2，由1095块圆环形子镜构成．采用地平式装置．光学系统包括Nasmyth系统、折轴(Coude)系统和一个大视场系统．提出一个由4个镜面组成的新的Nasmyth系统，在约10′的视场范围内像斑小于爱里斑，达到衍射极限．比传统的Nasmyth系统的衍射极限视场大得多．可在这样的大视场内同时作好几个小区域的衍射极限的观测．当由Nasmyth系统转换到折轴系统和大视场系统时，采用主动光学技术改变子镜的面形、倾斜和平移，产生一个新的主镜面形，使折轴系统和大视场系统都能得到很好的像质．大视场系统的视场直径25′，场曲轻微，并有可能校正大气色散．给出了子镜面形和位置的公差，并讨论了望远镜的装置和结构,方案中的特色和创新对未来大望远镜的研制有普遍意义．     

激光球波面干涉仪在天文光学中的应用

本文叙述了用氦氖气体激光管做为光源的干涉仪光路原理、使用方法、注意事项及在天文光学镜面制造中的应用.该仪器现在专用来检验张角≤1:3的会聚球波面的完善性.因此可以用来无接触的直接检验任意口径的镀铝或未镀铝的凹球面镜;加入辅助镜后可以检验平面镜、天文望远镜用的各种非球面镜、介质(如光学玻璃)的均匀性、光学系统的质量、光轴校正及安装变形情况;也可给出物镜对于现用激光波长(6328)的波面差及测出某些象差.     

自适应光学应用于月球激光测距中视场旋转对大气波前倾斜量提取的影响

自适应光学技术应用于月球激光测距试验中需要实时针对月面扩展源进行大气波前倾斜量的提取,望远镜在跟踪月亮的过程中存在月面本身相对望远镜的物方视场的旋转以及望远镜自身的运动所引起的像方视场的旋转,本文讨论了望远镜物方视场及像方视场旋转的规律以及其对大气波前倾斜量提取的影响。     

LAMOST光学系统成像的动态模拟分析

LAMOST是一个大视场兼大口径的中星仪式望远镜,其光学系统是反射Schmidt系统。为克服Schmidt系统长镜筒（二倍焦距）的整体运动所引起的各种困难,采用了特殊的装置,即球面主镜固定不动,由非球面改正板的转动完成对被观测目标的瞄准和跟踪。使大视场和大口径的兼备成为可能。因而AMOST在观测过程中的成像情况与一般的望远镜不同,其焦面、改正板的位置和面形,都随观测天区和时间而变化,另外还有视场旋转和大气折射的影响。本文提出了用光轴稍微倾斜放置的球面代替最佳焦面的方法,并详细叙述了对LAMOST实际观测过程中,光学系统成像情况动态模拟分析的方法和结果。进一步证明了这种特殊的光学系统的可行性。     

STEP天体测量误差源分析

系外类地行星空间探测计划(Search for Terrestrial Exo-Planets,以下简称"STEP")采用天体测量法和微像素级焦平面定标测量技术,设计望远镜焦平面检测精度达到1μas.在假定焦平面设计能达到检测精度的前提条件下,系统分析了恒星自行、视差、卫星速度和位置、光学系统的光心等关键因素对检测系外行星的影响.有别于传统的窄视场照相底片常数法,提出了一种恒星相对角距测量方法,以检测由于可能存在的系外行星而引起星对角距变化的非线性项,消除了传统窄视场天体测量中参考星位置和自行精度对检测系外行星的直接影响.针对同一天区内的8颗参考星和1颗具有行星系统的待测星,分别模拟出5 yr内的观测数据,利用最小二乘法进行处理,发现基于STEP自身1μas的观测精度,在这种情况下是可以观测到类地行星的.     

离焦量误差对相位差法波前重构的影响

相位差法波前探测是利用焦面和已知像差函数及像差尺度的离焦位置上同时采集的一对短曝光图像,通过最优化方法使代价函数最小化,从而得到目标和波前相位估计值的渡前探测方法.本文通过计算机模拟了像差函数为离焦像差的情况下,经相位差法波前探测成像系统后在焦面和离焦面上采集得到的图像强度分布,采用有限内存拟牛顿法(LFBGS)对模拟图像进行数值求解,实现了渡前相位的重构和对面源目标的重建;由于在实际应用中测量误差和机械加工带来的离焦量偏差是不可避免的,因此在模拟实验中就离焦量尺度不精确的情况进行了分析.     

近地天体望远镜增加卡氏内氏焦点的可行性研究

近地天体望远镜是巡天望远镜, 具有短焦距、大视场、低空间分辨率的光学特点. 望远镜只有一个主焦点, 焦距1.8 m, 底片比例9um/'', 像斑几何能量集中度EE80 ≤2''(像斑环绕能量的80%,即80% encircled energy, 记为EE80), 有效视场直径为4.28-°(14.3deg2), 目前配10k times 10k的STA1600LN CCD (charge-coupled device) camera, 观测视场为9deg2. 通过光学系统设计, 在原光学系统上增加副镜及场改正镜, 获得了焦距9m的卡氏焦点和内氏焦点，底片比例43.6 um /"，在直径15''的可用视场内，像斑EE80≤0.5",为近地天体望远镜实现多终端观测提供了理论依据.     

ASO-S/FMG稳像系统的柔性支撑摆镜设计与仿真

全日面矢量磁像仪(Full-disk vector MagnetoGraph, FMG)是先进天基太阳天文台(Advanced Space-based Solar Observatory, ASO-S)的主载荷之一,摆镜作为FMG稳像系统的重要组成部分,其力学性能是决定载荷观测指标的重要一环,需要对其进行仿真.设计了一种侧面固定的柔性支撑镜体结构,通过调整垫片厚度,可以得到由弹性压片提供的不同大小支持力.为了确定合理的支持力范围,建立3种不同参数模型,使用有限元软件对摆镜模型进行了在轨无重力环境的静力学仿真以及摆镜摆动频率为100 Hz、摆幅为±0.1 mrad时的动力学仿真,并进一步分析了地面有重力试验环境对面形的影响.仿真结果表明所设计的摆镜机构模型均满足通光口径内静态和动态的面形波峰波谷差(PeakValley, PV)小于1/10波长,面形均方根误差(Root Mean Square, RMS)小于1/40波长的光学系统要求,地面有重力环境不会对面形产生显著影响.在仿真结果的基础上,对其中一种模型进行加工装配和实际测试,测试结果表明摆镜结构设计合理,仿真计算结果有效.     

近地天体望远镜配置大阵面CCD后轴外像差的校正

近地天体望远镜由SI600S (4k×4k) CCD升级为STA1600LN (10k×10k) CCD后,观测视场由4 deg~2增至9 deg~2,可用视场直径由望远镜原设计视场的3.14°增至4.28°,超出原设计36%,同时作为CCD密封窗的场镜增厚8.75 mm;两个因素导致10k CCD成像的轴外像差增大,视场外围的像质变差.依据望远镜原始设计光学参数,借助光学设计软件ZEMAX进行像质改善尝试,最终选择在10k CCD场镜前插入一个由两片球面透镜组成的场改正镜,使10k CCD的轴外像差得到校正.同时还提出了一个进一步拓展近地天体望远镜观测能力的设计方案,将望远镜的可用视场从目前的14.38 deg~2扩展至28.27 deg~2.