星载10 m合成孔径相干成像望远镜和波前估计

针对天文观测和深空探测需求，提出了星载10 m合成孔径相干成像望远镜概念和形式。给出了波长可调谐激光本振相干探测器形式，分析了大口径衍射薄膜镜的双波段实现方式和系统主要参数。提出了基于子镜结构的光学合成孔径相干成像算法，给出了基于相位恢复的阵列形变误差波前估计仿真结果，由于多个子镜所接收复信号的成像处理在计算机软件中完成，相比传统望远镜，可降低对微调机构等硬件的精度要求。该望远镜在短波红外1.45～1.65μm光谱范围内的中心波长角分辨率为0.15μrad；在中波红外4.55～4.75μm光谱范围内的中心波长角分辨率为0.46μrad，其探测灵敏度在原理上是传统10 m口径望远镜的约2.8倍。     

多模干涉耦合器中重叠像相干相消现象分析

根据多模干涉耦合器的自映像原理和重叠成像的规律, 首次提出多模干涉耦合器中存在重叠像相干相消现象, 推导了重叠像相干相消现象出现的条件. 在此基础上, 对对称干涉和成对干涉两种特殊重叠成像做出解释, 得出对称干涉和成对干涉成像个数及成像位置的表达式. 用实例证明了重叠像相干相消现象并不只存在于成对干涉和对称干涉两种特殊情况, 并总结了重叠像相干相消随位置数变化的规律. 用导模传输分析法验证了所得表达式和成像规律的正确性. 关键词： 集成光学 多模干涉耦合器 相干相消 导模传输分析法     

单元红外成像探测器的激光干扰实验研究

 针对单元红外成像探测器的特点，利用激光的高亮度，对激光干扰单元红外成像探测器进行了理论分析和实验研究，研究了激光的功率参数和脉冲频率参数对单元红外成像探测器输出特性的影响，得到了具体的实验结果。并利用调制盘对激光脉冲的反射信号初步确定了单元红外成像探测器调制盘的旋转速度。     

干涉成像光谱仪CCD象元响应非均匀性校正研究

在阐述一般成像系统中CCD象元响应非均匀性校正的原理与算法的基础上,通过对星载可见光干涉成像光谱仪CCD象元响应非均匀性校正的相对辐射定标原理及所获定标数据的深入分析,研究出了一种适于对可见光及红外干涉成像光谱仪系统CCD象元响应非均匀性进行校正的方法,有效解决了干涉成像光谱仪系统探测器阵列非均匀性校正这一工程技术难题.     

高速相干光通信平衡探测器研究

通过对相干光通信平衡探测器原理及关键技术进行分析,设计了一套高速平衡探测系统,并在室内构建了相干光通信测试平台.测试实验发现:该平衡探测器可以实现不同速率的相干探测,可为相干光通信提供有利的条件.在2.5Gbps通信速率下直接探测时,单管灵敏度可以达到-26dBm,动态范围为-26~3dBm;在本振光为3dBm时,相干探测的灵敏度可以达到-46.5dBm,动态范围为-46.5~3dBm.     

频域稀疏采样和激光成像方法

激光的单色性和自然图像频谱稀疏且集中在低频区间的特点,使图像频谱稀疏采样成像成为可能.基于小规模激光探测器,引入参考激光,本文提出了频域稀疏采样激光成像方法.介绍了频域稀疏采样激光成像的原理和成像系统结构,推导了激光回波重构复频谱的表达式,给出了重构频谱和复图像的仿真结果并分析了信号参数对重构效果的影响,同时采用相干系数、均方误差和结构相似度来评价其重构效果.规模为256×256的激光回波复图像仿真表明, 5个拼接1/4×1/4规模频域探测器组成的近似十字型稀疏采样结构,在约31.25%(5/16)的频域稀疏采样条件下,仍可获得较好的重构频谱和重构复图像.     

自干涉合成孔径激光三维成像雷达原理

在直视合成孔径激光成像雷达(SAL)的基础上,提出了一种自干涉的产生三维成像的原理方法。首先对于交轨向正扫描和反扫描的柱面镜进行位置偏置,造成交轨向成像频谱的平移并产生相对线性相延,然后逐一对一对交轨向正扫描和反扫描收集聚焦像进行相干叠加,并由此产生自干涉。自干涉产生的交轨向平展条纹对于目标面的倾斜投射即可产生包含目标高度信息的波痕干涉图,最后通过解包裹算法产生表征目标表面轮廓的等位线图。本方法采用一发一收的雷达结构通过单航过干涉法实现三维成像,结构简单,原理有效,同时具有抗大气、运动平台等相位干扰能力。     

相干高斯光束的符合成像和干涉

理论上研究分析了相干高斯光束的符合成像和干涉.导出了相干高斯光束的符合成像公式和符合干涉条纹公式,从这些公式可以看出符合成像和干涉是由于两条光路相应的汇聚投射引起的.符合成像和干涉条纹的质量及能见度可以同时很好.我们的结果表明纠缠光子对和相干高斯光束的符合成像及干涉的物理本质是不同的,相干高斯光束的符合成像和干涉的物理本质是光强的点对点投射,而纠缠光子对的符合成像和干涉的物理本质是双光子的振幅关联.     

太阳对成像型天基激光告警系统的影响

针对成像型天基激光告警系统中的太阳背景辐射问题,通过理论分析和数值计算研究了太阳与系统探测器不同空间位置关系时直射太阳光和地球反射太阳光对系统成像信噪比、威胁激光检测、探测器自身安全的影响.结果表明:太阳光是天基激光告警系统的主要背景辐射,地球反射太阳光是系统红外探测器成像的主要背景光;反射太阳光辐照在探测器像面上的最...     

相干场成像探测器噪声定量化占比模型

为解决激光相干场成像系统探测器噪声相对总噪声的定量化占比估计问题,分析探测器噪声是否为主要噪声源,提出一种探测器噪声占比权重定量化分析计算方法.基于光电子统计方法得到系统信噪比方程,并引入信噪比中间参数估计方程,建立了探测器噪声相对总噪声的占比权重定量化计算模型.结合理论分析与实验测量进行验证,结果表明:针对构建的相干场成像实验系统,探测器噪声占比权重达52%,进一步分析可知实验在大气相对宁静的夜晚进行,系统受背景光噪声和湍流噪声影响小,探测器噪声是主要噪声源.所提方法可有效估算探测器噪声占比权重,具有便捷、高效的特点,可用于实际相干场成像系统探测器噪声定量化评估测量分析.     

Visible interferometric coupling of two telescopes through single mode optical fibers

The diameter of large conventional astronomical telescopes is currently restricted to the range of eight to ten meters. With this limitation in mind, there is an emerging interest in various applications of optical interferometry which would allow the synthesis of apertures larger than can be realized using current mirror fabrication technologies. Interferometry allows the substitution of the separation between telescopes to determine the limiting resolution rather than the diffraction limited resolving power of the individual telescope aperture(s). The implementation of this process, however, requires solutions to a number of difficult problems in the transport and recombination of optical wavefronts. The use of single mode (SM) optical fibers to transport and recombine optical wavefronts in interferometers offers a number of advantages as compared to other, more established techniques, yet suffers from an inefficient coupling of the wavefront energy into the very narrow fiber cores. We present preliminary results of an experiment in which interferometric recombination of wavefronts from two telescopes using SM fibers was used to obtain white light fringes on the bright star Arcturus ( Bootis). Our experience leads us to believe that for many imaging applications the continued development of fiber based interferometry will yield significant resolution gains over the diffraction limited performance associated with conventional monolithic aperture systems.     

The UCB/MPE cassegrain submillimeter heterodyne spectrometer

The UCB/MPE Submillimeter Heterodyne Spectrometer is a system for ascronomical spectroscopy in the high-frequency atmospheric windows from 500 to 1000 GHz. It contains a molecular laser local oscillator, a cooled Schottky open structure mixer, a quasi-optical coupling system, and an acousto-optical spectrometer. The compact receiver mounts at the Cassegrain focus of large infrared astronomical telescopes. The receiver noise temperature on the telescope is approximately 3500 K (DSB) during observations of the CO J=76 line at 806.652 GHz. The spectrometer's frequency resolution and instantaneous bandwidth (<2 MHz resolution across 1.1 GHz) are well suited for observations of molecular emission lines from a variety of astronomical sources.     

The quantum stellar interferometer

In this paper we propose a new interferometric scheme using photon entanglement. The two main limitations of stellar interferometry are (a) the small sensitivity and (b) the need for long delay-lines to compensate the path difference between the telescopes during observing runs. Entangled-photon pairs, generated by spontaneous parametric down-conversion, open the way to measuring quantum states correlation in the near infrared between two spatially separated telescopes and at very high sensitivities (down to a few stellar photons), thanks to a new interferometric layout which does not make use of complex long delay-lines. A femtosecond laser coupled to a nonlinear crystal is used as a local oscillator to perform the double homodyne measurements. This new quantum interferometer allows to measure astronomical objet sizes with very high angular resolution down to μas level.     

Telescope illumination and beam measurements for submillimeter astronomy

Submillimeter receivers which operate in the highest frequency atmospheric windows must still be mounted on large infrared and optical telescopes. Finding the optimum submillimeter wave illumination for these large telescopes is simplified by their effectively perfect optical surfaces and long focal lengths, but is complicated by telescope optics which have been optimized for non-tapered beams. In order to determine the effects of changing illumination edge taper, we calculated idealized aperture and beam efficiencies for telescopes which are used for submillimeter astronomical observations. The optimum illumination edge taper for the large infrared telescopes is near 10 dB, somewhat less than for classical radio telescopes, and is not very critical as long as it is between 10 and 13 dB.We also present an accurate method for measuring the sizes of, and deviations from, Gaussian beam pattern distributions by using astronomical sources which have sizes comparable with the beam.     

大型望远镜设计与研究

介绍一种４．３ｍ红外望远镜。它与２．１６ｍ望远镜用真空管道联机用于ＣＣＤ照相和光干涉测量，可使集光能力达４．８ｍ口径，分辨率达１０１ｍ口径。     

大口径折反式中波红外衍射望远镜系统设计

为实现空间红外望远镜的高分辨率探测,基于Schupmann消色差理论,开展了大口径折反式中波红外衍射望远镜系统的设计及消热差模型研究。设计了口径1 m、F数为2、全视场0.12°、波段3.8 μm～4.2 μm的折反式中波红外衍射望远镜系统,其主镜及校正镜均为平面衍射透镜,中继系统采用卡塞格林折反式结构,再聚焦及三次成像系统均为折射式结构,对系统进行了公差、鬼像及冷反射分析。设计结果表明:在?20 ℃～60 ℃温度下,系统的MTF在16.7 lp/mm范围内均大于0.7,接近衍射极限,且具有100%冷屏效率,公差满足现有加工装配水平;鬼像能量为0.1%,对目标信号的影响较小;冷反射等效温差（NITD）随温度的变化量小于探测器噪声等效温差（NETD）。该系统可为更大口径红外衍射望远镜系统的设计提供参考。     

空间光学的发展与波前传感技术

摘要：进入21世纪，国际上一些发达国家和有关部门都已制定了空间发展战略规划，如美国航空航天局（NASA）、欧洲空间局（ESA）和俄罗斯政府相关部门等都提出空间发展战略规划，这些规划提出了今后一段时间内空间科学要解决的问题和发展的方向，而解决这些问题并推进空间技术的发展很大程度上依赖于先进的光学和无线电望远镜及仪器设备。因此，本文介绍本世纪初国际上空间科学应用的大型天文望远镜的发展情况，重点描述了大口径光学望远镜的光学系统以及实现这类天文望远镜的关键技术之一一波前传感技术。     

RGB三通道衍射望远镜光学成像系统设计

基于目前研究较热的大口径衍射望远镜技术，提出一种在可见光范围内进行成像的衍射望远镜光学系统方案。该方案解决了目前衍射望远镜存在的成像频谱范围较窄的问题，可以在可见光范围内获取彩色图像，设计方法是将衍射元件沿径向分为3个通道，分别对R、G、B三个颜色通道进行成像，每个通道的成像带宽为40 nm，通过控制系统参数使3个通道的像在像面处重合，获取彩色图像。设计了基于25 m口径衍射主镜的三通道望远镜光学系统，并对该系统进行建模仿真，仿真结果与设计理论相符。该方案可以增加成像的频谱范围，其像面光斑具有与单通道系统像面光斑近乎相同的主瓣宽度。     

天文光学望远镜的调校与检测

本文扼要叙述了天文光学望远镜的通用调校步骤与方法，适用于诸如卡氏（Ｃａｓｓｅｇｒａｉｎ）、葛氏（Ｇｒｅｇｏｒｙ）、奈氏（Ｎａｓｍｙｔｈ）、折轴（Ｃｏｕｄé）、施密特（Ｓｃｈｍｉｄｔ）、牛顿（Ｎｅｗｔｏｎ）望远镜、…等的光学元件及系统的调校。对极轴的高度与方位的调整，也给以简要介绍。本文还概述了对成像质量的检测。文中以通光口径２．１６ｍ天文望远镜为例，给出了光路调整图。     

高分辨率光谱仪与极大望远镜耦合问题分析

介绍国际上地面极大光学/红外望远镜的研制概况,分析高分辨率光谱仪与极大口径望远镜耦合中的难题,结果表明极大口径望远镜需要超大面积阶梯光栅和超快焦比相机。根据光谱仪与望远镜的匹配关系,30 m级极大口径望远镜的高分辨率光谱仪的准直光束将大于70 cm,主色散阶梯光栅的面积大于2 m2,照相机的焦比F/0.5,按照目前的制造技术无法提供上述光栅和相机,因此,提出高分辨率光谱仪与极大望远镜进行耦合的技术。针对耦合问题给出了相应解决方案,即采用像切分器、拼接光栅以及白瞳设计等技术将是极大口径望远镜与高分辨率光谱仪耦合的主要解决方案。