空间太阳望远镜在紫外波段成像检测中的杂散光测量和消除

　　1　引　言

　　杂散光是影响光学系统成像的主要因素之一,它使探测器面背景变亮,导致像面对比度和调制传递函数下降,系统信噪比降低,从而影响图像清晰度,严重时甚至会使系统失效。杂散光产生的原因主要有3个[1]:光学系统视场外部辐射、光学系统内部辐射以及成像光线的散射。传统光学系统杂光测量普遍使用的是整体包覆后用积分球测试的黑斑法。随着弱光强探测技术的发展,光学系统的杂散光特性一般使用点源透过率(PointSource Transmittance PST)来描述。获得PST有两种方法[2-3]:一个是通过实验直接测量,另一个是利用计算机软件仿真得到。在软件仿真计算中,需要对光学系统的几何模型、镜面的杂散光属性和非镜面元件的杂散光属性进行详尽的描述,以使计算机能够建立起包含足够信息量的计算模型。杂散光分析对于设计任何高性能光学系统都是必不可少的环节,如各类航空仪器、实验室的光谱仪、照明系统及大尺寸的实验设备。一些地基望远镜也通过杂光分析来提高自己在可见光和红外波段的性能,例如SIRTF,SDSST,APOTS,EO-1等[4-5],其中EO-1利用了Traceproe软件建模分析,APOTS使用的是ASAP软件建模分析和实验测量相结合的方法。

　　极紫外(EUV)太阳望远镜[6-7]是用于太阳观测的空间仪器,几何像差、装调误差和工作波段的散射都会影响其实际分辨率。EUV望远镜的设计达到了衍射极限,几何像差可以忽略,但装调误差却会降低成像质量。所以在完成望远镜装调后,需对其进行预先检测,以验证装调水平,保证装调误差不影响工作波段成像。望远镜结构初始设计中没有采取消杂光措施,缺少遮光罩的双反结构,加之内部金属材质的桶壁、镜座、支撑架等都可能引起杂散光,因此有必要预先确定并消除这些影响。

　　传统的PST测量通过待测光学系统或者平行光管的转动来实现不同视场入射光的引入。为解决大型的平行光管和待测望远镜转动的不便,本文设计了一套新的杂散光测量装置。平行光管和待测望远镜呈垂直角度放置,利用反射镜转动扫描机构改变光路进行待测望远镜不同视场下的PST测量。根据望远镜的结构和PST测量曲线分析杂光的主要来源,利用Tracepro软件设计遮光罩,软件模拟和实测结果均表明分辨率检测中的杂光大大降低。根据实测望远镜在小视场范围下的PST响应,计算出了紫外光检测时加带遮光罩的望远镜的杂光系数结果,证明了本文的消杂光设计可以消除分辨率测试时杂光的影响。

　　2　杂散光定义

　　预先检测一般使用可见光或紫外光,要求成像结果能够达到或者接近检测光的衍射极限。本文检测光源选择的是253.7 nm的紫外光,要求得到0.8″分辨率下的成像结果。端对端的分辨率测试中,均匀照明放置在平行光管焦点位置作为目标物的分辨率靶,参与成像的不是严格的点光源,而是一个面光源,它会在CCD像面上引入非成像光线。分辨率检测时光管和望远镜相连接,次镜附近光滑的不锈钢内壁与望远镜入瞳间的距离很近,未经煮黑的内壁对紫外光的反射也会引入非成像的杂光。上述两点即预先检测时产生杂光的原因。光学系统的杂光水平可以用杂光系数和点源透射率来评价,二者都可以通过测量得到。