用液氦致冷的球载远红外光度计

    1前言

    我国空间红外天文学起步较晚，到70年代末才与我国高空科学气球同步发展起来。由于当时球载平台的姿态控制精度较差，加之红外探测器的灵敏度较低，因此首次的球载观测以太阳为目标。用调制盘斩波的太阳远红外光度计^[l]，于1982年观测成功^[2]。1985年又将这一装置改装成快速扫描系统，并采用硅光二极管作为探测器，成功地探测到银河系中心和一些天体的近红外辐射^[3]。以后为了提高远红外光度计的灵敏度，采用了液氦致冷的冷光学系统和锗测辐射热探测器，这一远红外光度计于1987年起从日本的鹿儿岛起飞到我国的天目山附近回收，取得了初步的成果l’l，填补了我国远红外天文观测的空白。

    2远红外光度计的总体考虑

    远红外光度计的关键技术包括:低噪声探测系统、低热辐射的望远镜结构、良好的斩波技术、准确的指向和稳定的跟踪。为了减少背景的辐射，采用望远镜副镜摆动斩波技术。要达到准确指向和稳定跟踪，需有成像的导星系统，还要求遥测的传输速率很高。从经费、放球场的设备和课题的先进性等问题考虑，我们研制了一架快速扫描的红外光度计，用来观测银河中心和银道平面的远红外辐射。

    基本设计考虑如下:

    1)光度计接收到的源流量:

    对于面源，因此，利用小口径大视场的望远镜与利用大口径小视场的望远镜可以获得相同的流量及信噪比。当然，前者是以牺牲空间分辨率为代价的，对于大尺度结构的观测和研究，前者可大大减少观测时间，降低技术要求和成本。

    2)为了获得源强度的空间分布和消除固定背景辐射，采用快速扫描的观测方法，即利用源强度空间分布进行辐射调制。由于降低了指向准确度和姿态控制的稳定度要求，使技术实施相应简化，又提高了观测的效率^[5]。

    3红外光度计的结构

    用来观测银河中心和银道面的远红外光度计的示意图见图1。下面分为若干部分作介绍。

   3.1望远镜

    望远镜为典型的卡塞格林系统，主镜1的直径为10 cm，副镜2的直径为3.4 cm，焦比为8,在主镜的前面放一块反射玻璃3，将星象的焦点引到望远镜筒外并落在红外窗口的中心，杜瓦瓶置于吊篮底座中央，以便减少吊篮转动时液氦振荡引起的噪声，望远镜的仰角和方位转动由步进电机带动，为了实现方位的快速扫描，可采用两种方式:平面镜扫描和吊篮转动扫描，两种扫描方式的替换由地面遥控。