关于大望远镜卡焦R-C系统视场改正镜设计的研究

　　1　引　言

　　天文光学望远镜中,卡氏焦点是最常用的一个焦点,例如我国的2.16m望远镜。经典的卡塞格林系统视场受限于彗差,R-C系统消除了初级彗差, 但由于像散未消,视场仍不能很大。为了进一步扩大视场,办法是在像面之前加上透射的视场改正镜组。研究后发现,视场改正镜的设计难易,主要取决于主镜的焦 比,而主镜焦比大,镜筒就长,从而圆顶的尺寸也大,造价就高。因此,主镜焦比的选择是关系到望远镜整个工程,应予以全面考察。我们从统一的限制条件,即同 样的系统焦比F/9,同样的视场大小,同样的使用波段,相同的改正镜片数,都采用球面,都要求平像面出发,设计比较了四种不同主镜焦比的R-C系统改正 镜,得到很有规律性的结果。这对于今后在天文或空间光学系统中用到类似的系统时如何设计是很有参考价值的。

　　2　设计的系统参数,公共的限制条件及结构的初始数据

　　设计的望远镜口径定为2160mm,卡氏焦点焦比为F/9,即系统焦距为19440mm。焦点离主镜顶点距离为1250mm。改变镜组由两片熔 石英组成,均使用球面(不用非球面),设计波段为365~1400nm,视场范围2ω=52′(0°.8667)。系统结构如图1所示。

　　针对主镜的焦比为F/3,F/2.5,F/2及F/1.5,用两镜系统理论[1]解出了这四种情况未加改正镜时的系统参数,列于表1。

　　3　优化设计结果

　　用两镜系统理论解出的结果,对轴上点及近轴区而言,有足够好的像质,为扩大视场,可以直接加入两片熔石英改正镜进行优化。ZEMAX程序的功能 很强,不必先求出改正镜组的初始结构,用平行平板输入即可。我们已知,后工作距离对像差校正的影响很大,因此不对它加以限制,尽量以像质好为准。优化后的 结构数据列于表2,其像斑点列图列于图2。

　　从图中数据可知,在全波段、全视场范围内的最大像斑,当主镜F/3时为27.3μm,主镜F/2.5时为49.64μm,主镜F/2时为 88μm,主镜F/1.5时为168.1μm。如用角秒计(像斑尺寸/总焦距)则分别为0″.290,0″.418,0″.934,1″.784。最佳结 果像斑大小和主镜焦比的关系列于图3,从图上曲线可以清楚看出明显的规律性。

　　4　讨论与结论

　　在上世纪50年代以前,由于非球面工艺方面的原因,大望远镜卡氏系统或R-C系统主镜焦比往往取得比较大,认为容易加工些。但主镜焦比大了,导 致镜筒长,从而安装望远镜的圆顶室尺寸也大,造价也高。20世纪后半世纪,由于工艺方面的进步,主镜的焦比可以做得很小,从而可降低望远镜的造价。在空间 用的光学系统中,仪器的总尺寸往往是关键性的参数,从而主镜焦比的取舍更显得重要。主镜焦比小,改正镜设计难度大。从表1可知,难度主要来自三级像差系数 SⅢ及SⅣ的增大,尤其是SⅣ增大得很快。这也是主镜焦比小时,后工作距离变短的原因。上世纪70年代,国际上对大天文望远镜主焦点视场改正镜的研究较多 [2-4],同时也顾及卡氏焦点改正镜的设计[5]。那时从设计主焦点改正器的角度,十分注重降低主镜焦比的可能性,没有注重主镜焦比对卡氏焦点改正镜设 计的影响。现在卡氏焦除了天文之外,也受到空间光学的关注,所以,弄清其关系是有现实意义。通过研究,可以得到以下几点结论: