基于衍射理论的分块镜共相位误差的高精度测量

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　　大型望远镜是物理学家及天文学家研究宇宙起源最重要的工具，望远镜的集光能力及角分辨率随着口径的增大而增强，集光能力越强，就能看到越暗越远的天体，即能够看到更早期的宇宙，天体物理的发展需要更大口径的望远镜。从16 世纪伽利略发明望远镜到当今美国加州理工大学建造的10 m 口径的凯克望远镜，主镜口径在不断增大。但是，随着望远镜口径的增大，一系列的技术问题接踵而来。首先，望远镜的自重引起的镜头变形影响相当大，镜面畸变严重影响成像质量[1]。其次，从制造成本来看，传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方甚至立方成正比[2]，因此，从20 世纪80 年代开始，采用可收展式的分块镜的思想逐步发展起来[3]，如图1 所示。

　　拼接式分块镜光学系统能满足下一代太空望远镜更大、更轻和可折叠的要求[4]。拼接镜面即将一系列子镜拼接在一起达到单一镜面的光学性能。如果不采用分块镜共相位成像技术，整个光学系统的分辨力将受限于单个分块镜的分辨力，分块镜共相位误差的存在会严重影响成像质量。分块镜光学共相位误差与系统成像质量之间存在如下关系[5]：

　　式中： S.R 为斯特列尔比， 是光学系统像质评价的一种指标， 理想值为1;σ =2kδ = 4πλ δ ，λ 为波长，δ 为各分块镜镜面之间高度差的均方根值;n 是分块主镜的数量。要保证系统具有优良的像质，各分块镜之间高度差的均方根值要达到δ≤λ/20。沿光轴方向，分块镜之间的高度差即为共相位误差，如图1 (b)所示。分块镜在展开后首先进行机械调整，将误差范围尽量减少，然后进入合像环节， 将倾斜等量检测并校正到很小的范围内，满足共相位误差的检测要求。对于尺度为米级的大型分块镜而言， 要把各分块镜之间的共相位误差检测到λ/20 的精度水平， 是一个极具挑战性的难题。因此， 分块镜共相位误差高精度的检测和校正是实现超大口径、甚高分辨率成像的前提和技术关键。

　　分块镜共相位误差的检测通常采用分步测量的方法，用宽光谱光源进行粗测，将共相位误差的测量范围减少到一个波长范围内。切换单色光光源，利用单色光实现纳米级的高精度测量。美国在这方面的研究处于领先地位，Keck 地基天文望远镜用PSF 法[6]实现共相位误差的测量，该方法系统结构简单，但是计算量较大，测量周期长。美国加州大学的Gary Chanan等人发展了一种新的基于相位反演原理的分块镜共相位误差检测方法， 即相位反演法(PDS)[7]。目前，NASA 正在着手第二代太空望远镜(NGST)的研制，提出了色散条纹法(DFS)[8]。这两种方法的测量精度较高，但是系统较前者更为复杂，不利于空间环境下的高精度测量。我国在这方面的研究起步较晚，中国科学院光电技术研究所采用基于迈克尔逊干涉系统的拼接主镜的共相位误差检测技术[9-11]，该方法系统复杂，对噪声较为敏感，很难适应空间环境下的高精度测量。