30m环形干涉望远镜
德国蔡司HD征服望远镜使用方法
德国蔡司HD征服望远镜使用方法使用提示感谢您购买新款征服者Zeiss CONQUES T® HD 望远镜。
蔡司望远镜以其出色的清晰度和色彩保真度在同类产品中脱颖而出，您可以用它享受到高度保真图像再现的难忘体验。
卓越的光学性能、精细的做工、超长的使用寿命是卡尔蔡司(ZEISS) 品牌一贯秉持的产品特点。
请注意以下使用说明，以便能够发挥产品的最佳性能和使用寿命，让它忠实长久地陪伴在您的左右。
安全信息环境影响•请勿使用望远镜观察太阳或激光光源，这可能会严重损伤您的眼睛。
•在没有护罩的情况下请勿将设备长时间在阳光下曝晒。
物镜和目镜可能会产生与凸透镜相同的作用，损坏内置部件。
•日射或受冷后请避免接触金属表面吞咽危险请勿让可拆卸的外部部件落入孩童手中（吞咽危险）。
部件名称1屈光度调节装置2眼罩3聚焦旋钮4背带环供货范围征服者Zeiss CONQUesTHD 望远镜佩戴及不戴眼镜进行观察不戴眼镜使用设备进行观察时请抽出目镜罩。
为此请逆时针向上旋转目镜罩(图4), 直至达到顶部的锁止位置（图示A), 将之旋出。
可在四个位置上锁定目镜罩–上下以及两个中间位置。
通过调节可改变出瞳距离，因此可针对每位用户进行个性化调整。
佩戴眼睛进行观察时，请顺时针向下旋转目镜罩（图4), 直至其锁止在底部位置中(图示B）。
清洁和更换眼罩可旋下眼罩（整个组件）以进行更换或清洁望远镜。
为此应将眼罩（图4）向上逆时针旋出至止挡位置，并保持相同的旋转方向继续再旋过一圈螺纹，从而将其完整旋下。
完成清洁或更换后，请顺时针旋转目镜罩直至止挡进入底部锁止位置。
然后将目镜罩插到望远镜上，继续往右旋转将其旋至止挡位置并拧紧。
根据瞳孔间的距离进行调整（瞳距）沿中轴线对折望远镜的左右镜筒两部分，调整瞳孔间的距离，从而使得用双眼进行观察时出现一个环形影像。
调整图像锐度该望远镜具有一个聚焦旋钮（图1/3）和一个屈光度调节装置（图1/1）。
调整时请闭上右眼并利用聚焦旋钮（图1/3）对左镜筒中的视像进行调焦。
hubble cilium原理
Hubble望远镜的原理及CILium技术1. Hubble望远镜的基本原理Hubble望远镜是一种在太空中运行的光学望远镜，由美国宇航局（NASA）和欧洲空间局（ESA）合作开发和运营。
它以美国天文学家爱德温·哈勃（Edwin Hubble）的名字命名，于1990年4月24日发射升空。
Hubble望远镜的主要目标是观测宇宙中的天体和现象，以研究宇宙的起源、演化和结构。
Hubble望远镜的基本原理是利用光学系统收集、聚焦和记录远处天体发出的光。
它使用了一系列先进的光学和电子设备，包括望远镜主镜、次镜、探测器、测量仪器和通信系统。
Hubble望远镜的主镜直径为2.4米，由一块光滑、精确的玻璃制成，具有非常高的光学质量。
主镜的作用是收集宇宙中的光线，并将其聚焦到次镜上。
次镜位于主镜的焦点处，它将光线进一步聚焦，并将其引导到望远镜的探测器上。
探测器是一种高灵敏度的光电传感器，能够将光信号转换为电信号，并记录下来。
Hubble望远镜还配备了多种测量仪器，如光谱仪、相机等，用于分析和记录光线的不同特性。
这些仪器可以提供关于天体的光谱、亮度、位置、运动等信息。
为了保持望远镜的稳定性和准确性，Hubble望远镜还配备了精密的导航和控制系统。
这些系统可以对望远镜的姿态、位置和运动进行精确控制，以保证观测的准确性和稳定性。
Hubble望远镜的观测数据通过无线电信号传输回地球，并由科学家进行分析和解释。
这些观测数据对于研究宇宙的起源、演化和结构非常重要，对天文学和宇宙学的发展有着重要的贡献。
2. CILium技术的原理CILium（Circumferentially Illuminated Large-area Microscopy）是一种基于光学原理的显微镜技术，它可以实现对大面积样本的高分辨率成像。
CILium技术的基本原理是利用特殊的光学设计和图像处理算法，将样本的全景图像转换为高分辨率的图像。
CILium技术的核心是一个特殊的光学镜头，它具有环形状的照明装置。
哈勃太空望远镜
太航 空天 望飞 远机 镜宇 。航 员 正 在 维 修 哈 勃
长：13.2米 宽：4.2米 重：11吨 主镜口径：2.4米 副镜口径：0.3米 轨道：612公里，相对赤道倾斜28.5度 轨道周期：97分钟 轨道速度：28,000公里/小时 成本：22亿美元 寿命：约20年
图片展示了“蝴蝶” 云翳，其“翅膀” 的长度延伸到2光年 的距离。看起来精 致脆弱的“蝴蝶翅 膀”其实是由温度 高达36000华氏摄 氏度的气体组成的。 这些气体是一颗距 地球所在的银河系 约3800光年垂死行 星释放的。气体以 每小时60万英里的 速度被释放到太空 中
1946年，天体物理学家莱曼· 史匹哲 博士提出，与地基望远镜相比，置 于太空中的望远镜可以观测到更远 的物体，而且显示的图像更清晰。 1983年，太空望远镜以美国天文学 家爱德文· 哈勃（Edwin Hubble） 的名字命名哈勃太空望远镜的研制 历时8 年，内置 5台科学仪器、40多 爱德文 · 哈勃---对遥远星系中的变星的观 万个部件以及4.18万公里长的电线。 测证实了宇宙正在不断膨胀，有力地支持 了宇宙“大爆炸”理论。 于1990年才最终进入轨道。
分别在可见光和红外线光源下拍摄的、 正在孕育新星的船底座星云
色彗 哈 “星 勃 疤发 ” 痕生 拍 ”撞 摄 是击 的 撞。木 击图星 产片， 生底可 的部能 的曾 黑与
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欧米伽半人马座星团。图中黄、白点为活跃的成 年恒星，红点为逐渐衰老的红巨星，蓝点为消耗 殆尽的白矮星
棒旋星系 NGC 6217
哈勃号太空望远镜是被送入轨道的口径最 大的望远镜。它全长12.8米，镜筒直径 4.27米，重11吨，由三大部分组成。 哈勃简介 镜筒的前部是光学部分，后部是一个环形 舱，在这个舱里面，望远镜主镜的焦平面 第一部分是光学部分，第二部分是科学仪 上安放着一组科学仪器；太阳电池帆板和 器，第三部分是辅助系统，包括两个长 天线从筒的中间部分伸出。 11.8米，宽2.3米，能提供2.4千瓦功率的 太阳电池帆板，两个与地面通讯用的抛物 面天线。
教您天文望远镜基础知识入门
教您天文望远镜基础知识入门目录一、天文望远镜概述 (2)1.1 望远镜的定义与分类 (3)1.2 望远镜的工作原理 (4)1.3 天文望远镜的发展历程 (5)二、望远镜的基本构造 (6)2.1 主要部件介绍 (7)2.2 望远镜的类型 (9)三、天文望远镜的选择与使用 (10)3.1 如何根据需求选择望远镜 (11)3.2 望远镜的使用与保养 (12)3.3 常见问题及解决方法 (14)四、观测技巧与实践 (14)4.1 观测前的准备 (16)4.2 实际观测案例分享 (17)4.3 提升观测效果的技巧 (19)五、天文望远镜的辅助工具 (20)5.1 星图与星表 (21)5.2 天气预报与观测计划 (22)5.3 其他辅助设备 (23)六、天文望远镜的科学研究价值 (24)6.1 对恒星与行星的研究 (25)6.2 对星系与宇宙学的研究 (27)6.3 天文望远镜在教育中的应用 (29)七、望远镜技术的未来展望 (30)7.1 新型望远镜技术介绍 (32)7.2 天文望远镜在太空探索中的作用 (34)7.3 科技发展对望远镜的影响 (35)一、天文望远镜概述天文望远镜是一种用于观察和观测天体的特殊仪器，其历史源远流长，追溯到古埃及和古希腊时期。
现代天文望远镜的设计和用途多种多样，但它们的共同目标是提供更清晰和放大的天体图像，以便科学家和爱好者可以更好地了解宇宙。
折射望远镜：这类望远镜利用透镜来聚焦光线。
镜子在折射望远镜中并不直接用于成像，而是用于引导光线进入望远镜并反射回透镜中。
这种望远镜在观测弥散和星云时非常有效。
反射望远镜：反射望远镜主要使用表面非常平整的金属或玻璃制成的镜子来反射进入望远镜的光线。
大型反射望远镜通常放置在海拔较高或干燥地区，以减小大气扰动，提高观测质量。
折反射望远镜：这种望远镜结合了折射和反射望远镜的特点，通常使用一个透镜在前端聚集光线，然后用一个大型镜子在望远镜的后端将光线反射到目镜中，这样可以在保持清晰度的同时提供更大的视场。
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一、巨型太阳望远镜( Giant Solar Optical Telescope 简称GISOT)GISOT是一个巨型高分辨太阳望远镜方案（椭圆主镜11mx4m）,中心子镜4m，两边各有3块2m子镜，8个小子镜填充缝隙（减少了中央峰值以外的衍射光）。
GISOT工作波长近紫外～近红外（380nm～2200nm）,采用地平式机架，开放式结构，计划利用自适应光学（Tip/Tilt+变形镜）加事后斑点干涉像复原技术，在可见光处分辨率可达0.01角秒（10km）,是太阳物理界的E-ELT、TMT。
瑞典1米太阳望远镜（SST） 分辨率 0.1角秒（可见光处） 德国1.5米太阳望远镜（Gregor）分辨率 0.07角秒（可见光处） 美国4米太阳望远镜（ATST） 分辨率 0.03角秒（可见光处）GISOT采用30m直径可折叠帐篷式圆顶，位于60m高塔架上。
主镜子镜是轻型镜面，镜面背部开有三角形空腔，镜面侧支撑在空腔内（不在镜面边缘），可使镜面彼此靠得更近。
空腔内还有空气冷却系统。
主镜抛物面（11mx4m）,焦距18500mm。
次镜抛物面，直径340mm，焦距500mm。
GISOT光学系统图两种工作模式：1）：共焦所有子镜元件共焦，需要高精度的指向控制，指向探测系统可采用太阳自适应光学波前探测系统。
2）：共位相这需要对主镜元件进行高精度轴向控制（“piston”误差）。
普通的自适应光学波前探测技术（基于Shackhartman）,不能测量“piston”误差，要用干涉测量方法。
有两种方法实现共位相测量a):用几个白光麦克尔逊干涉仪在子镜两两接触区域（有10个这样的区域）测量6个“piston”误差。
b):在曲率中心干涉测量（需要零位补偿）上述两种方法都不能探测大气引起的piston误差（在1um处将达10个波长），探测大气引起的piston误差可采用修正型Dame干涉仪。
参考文献1：GISOT: A giant solar telescopehttp://dot.astro.uu.nl/rrweb/dot-publications/gisot2004.pdf2004年SPIE Vol.5489二、印度2米太阳望远镜计划（India National Large Solar Telescope 简称NLST）印度天体物理研究所提出在喜玛拉雅山地区建造一个2米级的太阳望远镜。
带你认识望远镜的结构与原理
带你认识望远镜的结构与原理望远镜基本构造一般来说，常规的双筒望远镜有以下几个部分组成：目镜,物镜，中间的棱镜,两个镜筒的连接部分,以及聚焦系统。
根据不同的尺寸大小，放大倍率，和用途以及个人喜好，双筒望远镜又可细分为好几种类型（详见双筒望远镜类型一表）.下图是常规双筒望远镜的基本构造图：望远镜类型双筒望远镜类型标准的双筒望远镜用途广泛，可用于观景，也可用于标准型观看体育赛事等.望远镜常见问题解答1。
望远镜上的两个数字代表什么？望远镜上的两个数字分别代表望远镜的放大倍率和物镜口径.例如10x42的双筒望远镜,代表该望远镜的放大倍率是10x,物镜口径是42mm。
10x的倍率表示透过望远镜看到的物体被放大了10倍，即100米处的物体看起来是在10米处.2。
望远镜的放大倍率越大越好吗?不是,放大倍数越大，表示远处的目标在视场中显得更大,但同时意味着实际的视场会变得更小，也就是说进入望远镜的光通量会减少，也就是说你看到的目标会变得黯淡审视模糊。
同时，放大倍率过大,会造成晃动不易于手持,也会引起眼睛疲劳，不利于观察。
3。
双筒望远镜能否选择变倍的？可以选择,但最好可变倍数不要太大.变倍望远镜很方便、适合多种用途，是牺牲如下指标为代价的：价格稍高；结构复杂，容易损坏;视角一般偏小；镜片多,分辨能力稍差；逆光表现不如固定倍数,反差会低一点。
4。
双筒望远镜和单筒望远镜到底哪一个好？如同字面所示，双筒望远镜有左右对称的镜头，便于人用双眼观察。
而单筒望远镜是用单眼观察。
不过,我们并不能武断地认为双筒望远镜更好。
一般来讲单筒望远镜的倍率比双筒望远镜高，可以将远处的物体放得更大。
而双筒望远镜虽然比单筒望远镜的倍率低，但由于可以用双眼观察，可以得到立体感.同时由于倍率较低，可以用手拿着使用，便携性较好.并且由于其视野较广，比较适合用于观看室外的体育比赛。
5。
望远镜如何调焦？人们的左右眼在观看和聚焦方面都会有视差，而望远镜的中央调焦系统很好的解决了这个难题。
固定式碟形射电望远镜家族简史
2016年9月25日，世界上最大的单口径射电望远镜——500米口径球面射电望远镜（FAST）在贵州省黔南布依族苗族自治州平塘县克度镇大窝凼落成启用。
2021年4月，时隔5年多，FAST 望远镜完成调试，在脉冲星、快速射电暴等领域取得可喜的成绩，并开始对国际开放。
FAST是一台“固定式”碟形望远镜，其反射面像一个碟子。
所谓固定式指的是反射面不能整体移动。
固定式的碟形射电望远镜并非FAST的专利。
要制造大口径射电望远镜，固定式结构是一种方便、经济的做法。
历史上，天文学家曾制造过多架固定式射电望远镜，其中有与FAST一样同属碟形反射面的，当然也有其他类型的。
因篇幅有限，本文仅介绍如下6架历史上著名的固定式碟形射电望远镜：焦德雷班克天文台附属于英国曼彻斯特大学。
它始建于1945年，位于英国曼彻斯特以南大约32千米。
该天文台最为有名的设备是1957年建成的口径76米的洛弗尔望远镜。
洛弗尔望远镜是一台全可动的地平式射电望远镜，并不属于“固定式”望远镜。
接下来要介绍的重点，是焦德雷班克天文台更早建造的一台口径218英尺（约66.4米）的射电望远镜。
1947年，为了研究宇宙线在地球大气层中引发的射电辐射信号，焦德雷班克天文台的建造者伯纳德·洛弗尔建成了这架当时世界上口径最大的射电望远镜——218英尺望远镜。
该望远镜使用环形竖立的多根杆子支起多根金属蓝线组成其网状反射面，然后在反射面中心垂直竖立一根126英尺（约38.4米）高的桅杆，桅杆上放置一振子天线作为“馈源”来接收反射面汇聚的电磁波信号。
这个望远镜可以观测波长为4.17米和1.89米的电磁波。
由于这个望远镜一开始的观测目标是宇宙线引发的射电信号，对其观测天区没有特定的要求，所以该望远镜开始的时候不仅反射面固定在地面上不能动，支撑接收天线的桅杆也是不能动的，只能观测天顶区域。
218英尺望远镜在其最初的研究方向——宇宙线上并没有取得什么观测结果，后来转而用于进行天文观测研究。
单筒望远镜的防水和防雾技术
单筒望远镜的防水和防雾技术单筒望远镜是一种常见的光学器材，被广泛运用于户外探险、观鸟和野生动物观察等活动中。
然而，由于需要在各种恶劣的气象条件下使用，单筒望远镜的防水和防雾技术成为了其重要的设计要素之一。
本文将重点探讨单筒望远镜的防水和防雾技术，以帮助读者了解这些技术的原理和应用。
在户外使用单筒望远镜时，无论是在雨天还是湿度较高的环境下，防水是最基本的需求之一。
对于单筒望远镜的防水性能，主要体现在镜筒和镜头两个方面。
首先，镜筒的防水设计是防止水分渗入望远镜内部，造成镜片腐蚀和物质积聚。
为此，制造商通常采用密封结构，包括环形橡胶密封圈和O形密封圈，以实现镜筒的完全封闭。
这种密封结构使得单筒望远镜能够承受一定程度的水淋浸泡，保护内部光学元件的完整性和性能。
另外，一些高端的单筒望远镜还配备有高阶防水技术，如氮气充填。
氮气充填具有较好的抗潮湿性能，可有效防止镜筒内部出现雾气，并提供更高级别的防水性能。
其次，防水技术还应应用于单筒望远镜的镜头部分。
镜头是单筒望远镜中最容易受到水雾侵蚀的部位，而水雾会降低光的透过率，影响观察效果。
为了提高单筒望远镜的防雾性能，制造商常常在镜头表面采用特殊的防水涂层。
这种涂层不仅具有防水功能，还能够减少水雾和油脂的附着，使得镜头能够始终保持清晰明亮的观察视野。
此外，一些高端单筒望远镜还使用了防水隔离膜，该膜能够有效隔离水分和杂质，进一步提高镜头的防雾性能。
除了防水技术，单筒望远镜的防雾技术也非常重要。
无论是在寒冷的冬季还是在高湿度下使用单筒望远镜，内部会出现雾气的问题。
这会严重影响观察的清晰度和精度。
为了解决这个问题，制造商采用了各种防雾技术。
一种常用的技术是利用干燥剂。
在单筒望远镜内部，制造商通常会加入一些干燥剂，如硅胶或分子筛。
这些干燥剂能有效吸湿，防止水分在镜筒内部凝结形成雾气。
然而，干燥剂的吸湿能力是有限的，需要定期更换或重新干燥，以确保单筒望远镜的防雾性能。
另一种常见的防雾技术是氮气充填。
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CN 53-1189/P ISSN 1672-767330m 环形干涉望远镜Ξ刘忠,金振宇,林京,李焱,许骏(中国科学院国家天文台云南天文台,云南昆明650011.E 2mail :lz @ ;kim @ ;linjing @ ;ly @ ;xj @ )摘要:简要介绍了云南天文台对下一代地面大型天文光学望远镜进行的初步研究,依据这些研究结果我们提出研制一个新概念的大型地面望远镜:30m 环形干涉望远镜(Ringy Interferometric T elescope ),它既有单口径望远镜那样的直接成像能力和分辨率,又可以进行综合孔径模式的高分辨率成像,该计划显著地不同于经典的地面大型望远镜,对其中关键技术的研究正在积极进行之中。
关键词:干涉成像;望远镜;环形孔径;高分辨率成像中图分类号:P 111.2 文献标识码:A 文章编号:1672-7673(2006)01-0064-09为满足地外行星探索、黑洞探测以及其它在近红外波段和光学波段的极限天文观测的需求,30m 以上口径的巨型光学(近红外)望远镜已经成为大型地面天文光学计划的首选[1,2]。
目前,干涉成像理论日趋成熟,新一代地面大型天文望远镜和综合孔径成像干涉阵列之间的界线正趋于模糊,两者之间仅仅具有的技术手段的区别也正在逐渐消失。
基于最近两年云南天文台南方基地对环形孔径以及环形排列的稀疏孔径干涉阵列的研究结果,我们建议建造一架直径约为30m ,有效环宽1m 的光学环形干涉望远镜,这架望远镜的结构显著不同于国际上流行的E LT 方案(例如欧洲的EROU50和美国G MT ),由于环形孔径所具有的全空间频率覆盖特性以及其它一些特点,这架望远镜所拍摄的图像经过简单处理后可以达到30m 全孔径望远镜同样的分辨本领,其极限分辨率(FWH M )可达到0.003″,等效面积相当于10m 望远镜,由于结构相对简单,建造这样的30m 干涉望远镜所需经费不会显著超出建造一架10m 拼接镜面望远镜所需的经费。
其实,对下一代地基巨型天文望远镜(E LT )成像行为的研究都更多地基于干涉成像理论,可以将全孔径的拼接镜面看作是一个空间频率高度冗余的干涉阵列。
同理,将望远镜的主镜设计为一个封闭的圆环的概念与将光学综合孔径系统(光学成像干涉阵)设计为一个环形排列[3]是等价的,这就是将环形望远镜称为干涉望远镜的原因,这样的概念在射电综合孔径成像系统中有过,典型例子是俄罗斯的RAT AN600[4],这是一架600m 直径的厘米波环形射电望远镜,有效环宽3m 左右。
在仔细研究了环形的衍射和干涉成像特性,并在云南天文台1m 望远镜进行了有关试验后,这个方案的可行性得到了V ol.3 N o 11Mar.,2006 天文研究与技术(国家天文台台刊)ASTRONOMIC A L RESE ARCH &TECH NO LOGY 第3卷 第1期2006年3月Ξ收稿日期:2006-01-05;修订日期:2006-01-09作者简介:刘忠,男,研究员,研究方向:天文仪器和方法初步的验证。
1 干涉成像原理和环形孔径的光学特性文献[5]和文献[6]的作者最早使用干涉技术来测量天文目标的某些几何特征,他们所使用的方法是通过检测干涉条纹的视见度函数来获知光源(待测天文目标)的几何特征,严格地说,这并不能算是干涉成像,因为所用方法仅能测量目标的小部分空间频率(而且无法标定相位),但这可看作是对干涉成像的最早的探索和试验。
G oodman 对干涉成像理论的描述是这样的:”成像系统的出瞳可看作由大量(虚拟的)针孔并排组成,而观察到的像强度分布可看作是由所有可能的这种针孔对所产生的大量正弦条纹构成”,同时他从频域导出了与傅立叶光学的夫朗和费衍射成像公式完全相同的结果[7],我们在考虑了天文干涉成像的特点后,也直接从空域[8]导出了相同的结果:PSF (x )=∫∞-∞ΓP (νλf )・exp (2πj νx )d ν.(1)其中x 是天文图像的二维坐标变量,ν是傅立叶频域的二维坐标变量,f 是系统的等效焦长,PSF (x )为天文望远镜理想成像的点扩展函数,ΓP (νλf )是光瞳函数的自相关。
傅立叶光学对(1)式的解释为:望远镜的点扩展函数是光瞳函数自相关的傅立叶逆变换。
而干涉成像理论对(1)式的解释为:望远镜点扩展函数是由光瞳上所有可能的针孔对所产生的正弦条纹构成。
公式(1)还隐含了一个关于完备成像的条件:如果要获得包含所有空间频率的完备的点扩展函数,光瞳函数的自相关在有效的区域(零频到最高频率)内处处不能为零。
图1 环形孔径可以完备覆盖小于其直径的所有空间频率。
左图显示了环形孔径可覆盖所有空间频率对应的基线,右图显示了环形光瞳自相关函数(重叠处面积)处处不为零Fig.1 The ringy aperture can cover all the spatial frequencies smaller than the aperture diameter.The leftpanel shows the baselines corresponding to the spatial frequencies the ringy aperture can cover andthe right panel shows the auto -correlation function of the ringy aperture (superposed area )is notzero every where图1显示了封闭的环形孔径所具有的完备成像特性:只要环形孔径具有有限的环宽,则其可完备覆盖外圆所包含的所有空间频率。
为了更好地研究环形孔径的光学特561期 刘忠等:30m 环形干涉望远镜 性,定义一个圆环的宽度与其外圆半径的比为:WRR =W/R.(2)(2)式中,WRR 称为圆环的宽径比(Width to Radius Ratio ),W 是圆环的有效宽度,R 是圆环的有效外半径。
WRR 为1时,表示孔径为一个圆形全孔径。
环形孔径的填充因子a 可以用WRR 表述为a =2WRR -WRR 2.(3) 易于推知环形孔径完备成像特性的一个重要推论:封闭的环形孔径(排布),即使填充因子非常小,只要其有效宽度还可度量,则其仍然满足完备成像条件。
换言之,在填充因子非常小的情况下,环形孔径仍能覆盖其外圆所包含的所有空间频率。
这是封闭的环形孔径显著不同于其它稀疏孔径排布方案的一个特点。
完备成像特性是环形孔径最,这也正是环形孔径理论上可以达到与其外圆直径相同的全孔径衍射极限分辨率的本质原因。
图2 环形孔径与圆形孔径的归一化调制传递函数的比较示意图Fig.2 C om paris on sketch map of normalized m odulation trans fer functionbetween the ringy aperture and the full circular aperture环形孔径的归一化调制传递函数(MTF )的形状可由圆环的宽径比(WRR )唯一确定,由图2可知,WRR 为0.06的环形孔径,其截止频率约为具有相同聚光面积的圆形全孔径的3倍。
环形孔径调制传递函数的中频部分显示出较平坦的特性,但在其高频端出现一个明显的突起,我们经过数值模拟和解析计算发现,当WRR 小于0.54时,环形孔径的调制传递函数开始出现上述中频平坦、高频上翘的特征,此时可称这个圆环为一个典型的光学环,虽然绝大多数天文望远镜由于副镜遮拦也会形成环形孔径,但因WRR 显著大于0.54的缘故,使用经典的圆形孔径调制传递函数模型和点扩展函数(PSF )的艾里斑描述方式仍然是可靠的。
当WRR 小于0.54时,环形孔径的点扩展函数显示出明显不同于圆形孔径的特点(图3),不宜简单地直接采用艾里斑及其与之相关的形式来描述系统的成像行为,例如直接使用瑞利判据和集能度等概念。
事实上,由于环形孔径具备完备成像的特性,其PSF 与外径相同的圆形全孔径的PSF 之间可进行完全可逆的相互转换,例如:它们之间的离散变换可通过卷积(逆卷积)一个所有元素均不为零的常系数矩阵来实现,这个矩66 天文研究与技术(国家天文台台刊) 3卷阵由环形孔径的WRR 唯一确定。
图3 环形孔径与圆形孔径的归一化点扩展函数的比较Fig.3 N ormalized point spread function com paris on between theringy aperture and the circular aperture2 环形干涉望远镜2.1 环形干涉望远镜的概念如果望远镜的主镜被设计为一个WRR 显著小于0.54的环形孔径,则这样的望远镜可称为环形干涉望远镜(Ringy Interferometric T elescope ,以下简称RIT )。
图4所示为一个WRR 等于0.2,有效外径4m 的非拼接镜面RIT 系统,这是云南天文台南方基地提出的下一代大型太阳望远镜的一个初步方案。
图4 一个4m RIT 的3D 示意图Fig.4 3D sketch map of a 4m RITRIT 可以设计为具有很小填充因子的系统。
与通常的麦克尔逊稀疏孔径干涉仪的最大区别在于RIT 望远镜的所有镜面均布置在一个完整的机架上,这样的布置更接近于菲761期 刘忠等:30m 环形干涉望远镜 索(Fizean )形干涉仪的形式,其优点在于可以一次性完成所有空间频率的采样,从而实现单次曝光的完备成像,当然,由于机架结构的限制,RIT 很难达到超过100m 的基线覆盖。
2.2 RIT 望远镜的特点由于采用了环形整体主镜或是环形拼接主镜,RIT 望远镜具备了一些全孔径望远镜所不具备的特点,例如:RIT 具有比全孔径小得多的球差,这为将主镜设计为球面提供了有利的条件,我们已经进行了一个1m 球面圆环的光学设计,光学指标完全达到要求,焦比仅为1左右。
总结起来,RIT 在设计形式、结构和终端布置上有如下特点:(1)由于只是一个环带,RIT 可设计为较快焦比;(2)由于中间部分是空心的,RIT 更便于设置焦点;(3)与同等分辨率的大望远镜相比,重量轻、风阻小,机架相对简单;(4)拼接镜面的子镜只有一种规格,易于加工;(5)控制系统相对简单;(6)减少了球面误差,可将RIT 的镜面设计为球面;(7)自适应系统将比全孔径简单得多。
由于RIT 主镜的中间部分是全空的,这为在中间设置焦点和布置终端提供了便利,可在环带以内设置耐氏焦点,这样的焦点可称为环内耐焦。
但同时,主镜中间的空缺也带来了地面杂散光的问题。
因此,在进行光学设计时要充分考虑到来自机架和地面的杂散光。