空间太阳磁场望远镜热-杂散光技术研究
发布时间：2020-10-26 21:41
空间太阳观测具有全天时、全天候观测的优点,是研究太阳磁场的重要手段。我国于2011年提出深空太阳天文台(DSO)科学计划,其主载荷太阳磁场望远镜(MFT)要求在日地间L1点晕轨道实现393nm~656nm光谱范围内0.1″~0.15″高分辨率成像,是科学与技术上的难点。目前,MFT在光学系统选型、杂散光抑制、热仿真分析方面依然研究不成熟,本文针对以上问题进行了深入研究,具体研究方法及成果如下:(1)分析了太阳望远镜常用结构型式及其应用特点,结合MFT指标要求,确定了反射-折射型、格里高利型两种结构型式。采用共焦面设计方案分别进行光学系统设计,结果显示,准直镜系统在393nm~656nm谱段、较大相对孔径和较长焦距的情况下实现了复消色差,并在全谱段内达到衍射极限成像。对光学系统进行热差分析,结果表明,反射-折射型和格里高利型MFT准直镜能够衍射极限成像的工作温度分别为20±1℃、20±6℃。(2)分析了MFT在杂散光抑制方面与其它天文望远镜的不同,提出通过增大主镜尺寸来实现消杂散光的方法,该方法避免非光学面成为照射面,在减小杂散光产生风险的同时又降低了热控难度。针对两种结构型式光学系统分别进行了镜筒、挡光板、视场光阑、排热光阑设计,进而进行杂散光仿真分析,结果显示,反射镜表面散射是系统杂散光主要来源。(3)基于全积分散射及双向散射分布函数理论,针对杂散光抑制要求提出一种光学表面粗糙度控制方法,该方法以带限均方根粗糙度控制表面抛光精度,能准确表征表面散射与系统杂散光性能的关系。利用该方法,针对不同的杂散光抑制要求,对MFT反射镜表面粗糙度提出相应的控制要求。(4)常用热分析软件将太阳视为点源,分析得出点源不适用于MFT热仿真分析。根据MFT的特点,提出将光学分析软件得到的照度分布作为热分析模型中的热载荷,避免重新构建太阳模拟源。利用该方案对MFT进行热设计和热分析,量化了相关因素对主要光学元件温度分布的影响程度。(5)对两种型式MFT准直镜进行了公差分析,加工了格里高利型MFT准直镜样机,对其成像性能、温度敏感性进行了测试,测试结果与设计吻合。
【学位单位】：中国科学院大学(中国科学院西安光学精密机械研究所)
【学位级别】：博士
【学位年份】：2018
【中图分类】：P111;P182.2
【部分图文】：
第 1 章 绪论 观测。其望远镜采用卡塞格林结构设计，通光口径 300mm能够实现 1″空间分辨率成像，其结构如图 1.1 所示。望远光片以阻止非成像波长的辐射进入系统。其中三个扇形滤光透波长 171 、195 、284 ，一个圆形滤光片是针对波长 12透膜，所有滤光片都要求将可见光抑制在 10-4量级以下，以热要求。主镜后侧安装两个滤光轮，滤光轮中四个滤光片之同波长成像通道，除此以外滤光片还能进一步抑制杂散光。
图 1.2 Hinode-SOT 光路图Figure 1.2 Hinode-SOT light path diagram卫星是美国宇航局（NASA）“与恒星共存（LWS）”计划实施 2010 年发射，其科学目标是研究太阳活动如何影响地球生命术系统，具体探究太阳磁场如何产生、构成，以及如何将蕴藏到日光层和地球空间[28-32]。SDO 携带三种载荷：极紫外变化性、日震与磁场成像仪（HMI）、大气层成像部件（AIA）。与 HinI 利用可见光测量太阳大气磁场矢量，其结构图如 1.3 所示。H折射式伽利略望远镜设计，通光口径 140mm，探测视场 34′×7.3nm，能以 0.91″衍射极限空间分辨率对太阳成像。光学望远镜，带通宽度为 50 ，能够阻止绝大部分热流辐射进入镜筒内，散光抑制要求。尽管 SDO 空间分辨率不及 Hinode-SOT，但
图 1.3 SDO-HMI 结构示意图Figure 1.3 Structure of SDO-HMI未来太阳探测计划已经在轨运行的卫星，国际上还在积极开展未来的空间太在研状态的包括日本 Solar-C、欧洲 Solar-Obiter 等，下面绍。是日本下一代空间太阳探测卫星[33, 34]，概念图见图 1.4。200de 卫星是极其成功的太阳观测卫星，科学家不仅首次确定 波，而且意识到色球层是理解磁大气中磁场加热、磁场消。在 Hinode 卫星基础上，Solar-C 拟对整个太阳大气进行谱分辨率观测，以进一步理解太阳大气动态和本质特征。断望远镜（SUVIT）口径 1500mm，探测视场 3′×3′，能
【参考文献】
本文编号：2857549
【学位单位】：中国科学院大学(中国科学院西安光学精密机械研究所)
【学位级别】：博士
【学位年份】：2018
【中图分类】：P111;P182.2
【部分图文】：
第 1 章 绪论 观测。其望远镜采用卡塞格林结构设计，通光口径 300mm能够实现 1″空间分辨率成像，其结构如图 1.1 所示。望远光片以阻止非成像波长的辐射进入系统。其中三个扇形滤光透波长 171 、195 、284 ，一个圆形滤光片是针对波长 12透膜，所有滤光片都要求将可见光抑制在 10-4量级以下，以热要求。主镜后侧安装两个滤光轮，滤光轮中四个滤光片之同波长成像通道，除此以外滤光片还能进一步抑制杂散光。
图 1.2 Hinode-SOT 光路图Figure 1.2 Hinode-SOT light path diagram卫星是美国宇航局（NASA）“与恒星共存（LWS）”计划实施 2010 年发射，其科学目标是研究太阳活动如何影响地球生命术系统，具体探究太阳磁场如何产生、构成，以及如何将蕴藏到日光层和地球空间[28-32]。SDO 携带三种载荷：极紫外变化性、日震与磁场成像仪（HMI）、大气层成像部件（AIA）。与 HinI 利用可见光测量太阳大气磁场矢量，其结构图如 1.3 所示。H折射式伽利略望远镜设计，通光口径 140mm，探测视场 34′×7.3nm，能以 0.91″衍射极限空间分辨率对太阳成像。光学望远镜，带通宽度为 50 ，能够阻止绝大部分热流辐射进入镜筒内，散光抑制要求。尽管 SDO 空间分辨率不及 Hinode-SOT，但
图 1.3 SDO-HMI 结构示意图Figure 1.3 Structure of SDO-HMI未来太阳探测计划已经在轨运行的卫星，国际上还在积极开展未来的空间太在研状态的包括日本 Solar-C、欧洲 Solar-Obiter 等，下面绍。是日本下一代空间太阳探测卫星[33, 34]，概念图见图 1.4。200de 卫星是极其成功的太阳观测卫星，科学家不仅首次确定 波，而且意识到色球层是理解磁大气中磁场加热、磁场消。在 Hinode 卫星基础上，Solar-C 拟对整个太阳大气进行谱分辨率观测，以进一步理解太阳大气动态和本质特征。断望远镜（SUVIT）口径 1500mm，探测视场 3′×3′，能
【参考文献】
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本文编号：2857549
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