三反射镜空间遥感器的光学设计

　　1　引　言

　　高分辨率空间遥感器在航天对地观察和测量上有着广泛的应用,已成为国内外研究者研究的热点。1990年发射的哈勃是世界上最著名的空间遥感器,是一个主镜为2·4m的两镜系统[1],哈勃对宇宙的探测取得了巨大的成就。由于技术上的原因,哈勃将于2011年被下一代空间遥感器詹姆士·韦伯代替。詹姆士·韦伯是主镜口径为6·5m的三镜系统[2]。中国计划于2008年发射主镜口径为1m的空间太阳遥感器。它将用于全面观测太阳磁场、太阳大气的精细结构、太阳耀斑能量的积累和释放以及日地空间环境等[3]。本文所讨论的高分辨率空间遥感器的主镜口径为数米,焦距为数十米,是我国未来10年最重要的空间遥感器。

　　空间遥感器的设计目前常用的有三种不同的结构形式[4],即四镜系统、三镜四反射系统、三镜消像散系统,分别如图1、图2和图3所示。

    图1所示的结构形式的优点是成像质量好,有实的出瞳;缺点是难以固定和装调,第三镜和第四镜口径较大,并且还是高次非球面,给加工带来了困难。图2所示的结构形式的优点是成像质量好,易于固定安装,并且所有反射镜都是二次曲面;缺点是没有实的出瞳,次镜口径也较大。图3所示的结构形式是三镜消像散(TMA)的结构形式,可以克服以上两种结构存在的缺点。这种结构运用了共轴系统离轴使用的方法,即以一定角度入射的的平行光束经主镜、次镜和三镜反射后,光束偏离开主光轴,因此可以加装一个变形镜以实时校正主镜的像差,满足自适应的要求。快速稳像镜的作用是稳定像面。变形镜和快速稳像镜在光学设计的过程中均视为理想平面镜,不影响系统的像差,所以TMA系统实际上是由三个二次曲面构成的三镜系统。首先根据三镜系统的初级像差理论求解出初始结构,然后进行像差优化。

　　本文所设计的系统的性能参数是:焦距为数十米,口径为数米,谱段为0·5~0·8μm,分辨率为0·1m(500km轨道),成像质量接近于衍射极限,视场角为1°×0·05°,面遮拦≤7%,平像面且具有实的出瞳,处在主镜后面,外形尺寸小,长度≤6m,结构紧凑,波前误差接近衍射极限。

　　2　光学系统初始结构的确定

　　三镜系统的自变量共有七个,不仅可以很好地校正初级像差,还能利用剩余的变量控制三个反射镜的外形尺寸。三镜反射系统如图4所示。假设物体位于无穷远,即物距l1=∞,物方孔径角u1=0,入瞳位于主镜上,即x1=0,y1=0。假设主镜、次镜和第三镜的二次曲面系数分别为e21,e22,e23,则副镜对主镜的遮拦比为

　　在以上四个消像差公式中共有七个自由变量,即e21,e22,e23,α1,α2,β1和β2。其中后四个变量与外形尺寸有关,如果只要求消除球差、慧差和像散,则外形尺寸完全可以自由安排。若要求像面是平的,则由式(4)来决定与外形尺寸相关的变量之间的关系。