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| 內容簡介： |
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为了实现更高的空间分辨率与极限探测能力，未来望远镜的口径将变得越来越大。大口径望远镜的建设对我国占领天文与宇宙学学术高地、保障国土安全具有不可替代的作用。对于大口径望远镜，计量检测是重要的使能技术，传统的实验室计量检测方法量值单一、周期长、边界条件复现困难，无法适应未来观测设备高分辨率、大数据、多模态的发展趋势。因此，《大口径光学-红外望远镜可计量集成检测》通过对大口径望远镜系统可溯源计量技术开展研究，建立望远镜各个子系统关键参数与标准量值之间的联系，开展大口径望远镜近场测试方法研究，解决测试空间布置受限、强背景干扰、多测试工况的原位望远镜检测难题，最终实现对关键性能参数的原位测量与精度溯源，在保证系统最终探测能力与信息流质量的同时，有效提高系统计量保障效率。
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目录前言第1章 国内外典型大口径望远镜及其集成检测 11.1 空间大口径望远镜及其集成检测 11.2 地基大口径望远镜及其集成检测 21.3 大口径望远镜集成检测装置现状 4参考文献 5第2章 大口径光学元件可计量检测技术 72.1 大口径反射式光学表面检测技术 72.1.1 大口径平面镜检测技术 72.1.2 基于差分光学传递函数的波前传感方法 82.1.3 基于差分光学传递函数的波前传感实验验证 102.2 大口径透镜检测技术 152.3 相机视宁度测试方法 21参考文献 22第3章 大口径望远镜系统波前可计量检测 253.1 大口径望远镜光瞳对准方法 253.2 基于斜率的波前测试方法 293.3 基于*率的波前测试方法 333.4 光纤互联五棱镜扫描方法 403.5 基于光纤互联的多孔径检测方法 44参考文献 53第4章 大口径望远镜系统响应与探测器定标检测 554.1 基于子孔径非相干合成的系统响应标校 554.1.1 焦面照明方法 564.1.2 瞳面照明方法 564.2 拼接探测器平面度检测 584.2.1 直接测量法 604.2.2 波前传感法 61参考文献 70第5章 大口径望远镜元件位姿可计量检测 725.1 基于光学桁架的元件位姿检测 725.2 基于惯性元件的元件位姿检测 765.3 基于波前传感的元件位姿检测 80参考文献 86第6章 大口径合成孔径望远镜可计量集成检测 886.1 望远镜共焦检测方法 886.1.1 基于波前传感的大口径望远镜共焦 886.1.2 基于光波导的大口径望远镜共焦 956.2 望远镜共相检测方法 956.2.1 基于波前传感的大口径望远镜精共相 956.2.2 基于光波导的大口径望远镜精共相 986.3 基于机械臂的稀疏孔径望远镜装调方法研究 100参考文献 106第7章 未来大口径望远镜可计量集成检测发展趋势 1087.1 地基望远镜 1087.2 天基望远镜 1097.3 月基望远镜 110
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第1章 国内外典型大口径望远镜及其集成检测 1.1空间大口径望远镜及其集成检测 1.詹姆斯？韦布空间望远镜 2021年发射升空的詹姆斯？韦布空间望远镜，目前已实现*次观测。与哈勃空间望远镜相比，它拥有更大的口径和更强的终端探测器性能，能够实现宇宙*次观测；能够通过引力透镜对暗物质、暗能量进行探索；能够通过精细光谱分析探索系外宜居星系（与宿主星发生凌日时）；能够寻找引力波事件的光学对应体[1-4]。 詹姆斯？韦布空间望远镜集成检测面临不小的问题：需要在发射前折叠并在轨道上展开。为了适应运载火箭内部的空间形状，主镜的两侧可以向后折收。然而，对于大口径望远镜来说，采用卷*式发射方法提升发射空间利用率的效果有限。因此，美国宇航局以詹姆斯？韦布空间望远镜为基础提出了新的发射方案，即将主镜设计为两种子镜集合的形式，每种有6组，这样就可以利用机器人进行在轨组装工作，以达到顺利发射下一代太空大口径望远镜并有效降低成本的目的。这一创新将进一步推动望远镜技术的发展并为探索宇宙提供更强大的工具。 詹姆斯？韦布空间望远镜团队基于三个1.5m的均布离散孔径对口径为6.5m的系统波前进行检测，最终波前均方根误差优于900nm（λ=2120nm）。在检测过程中，*先，使用*率中心组件，利用多波长干涉仪等检测手段，保持在后续过程中主镜单元的共相。通过摄影测量系统对靶标进行测量，利用立体视觉的相关理论方法实现次镜、主镜与科学终端的初步对准，为后续的光学装调打下基础。其次，利用中间像面实现三镜、快反镜与科学终端的精密对准。与此同时，使用主镜边缘基准，根据科学终端所成图像来实现系统光瞳之间的相对位置关系调整。*后，在中间像面向次镜和主镜方向发射激光并形成准直光束。准直光束经过离散化的自准直平面反射，根据科学仪器图像通过望远镜返回科学终端，实现系统次镜对准、视场倾斜调整及系统波前检测。与传统的自准直测试中所有元件均反射两次光线情况不同，由于光源位于中间像面，位于焦面到与中间像面间的元件仅接收从次镜发出的光线[5]。 2.盖亚空间望远镜 盖亚空间望远镜可以提供高精度、高分辨率的宇宙星体分布，具有强大的巡天观测能力。盖亚空间望远镜由两块1.5m矩形镜面组成，这两套望远镜系统将光线导入同一个拼接焦面（由106个探测器拼接组成）。集成探测器由多种探测模块进行异质集成，包括对望远镜进行指向修正的引导探测器及多种探测器。为了保证两套望远镜系统光轴进行精密对准，在光学系统中采用了哈特曼波前传感器，对元件位姿进行精密调节[6，7]。 3.赫歇尔空间望远镜 3.5m的赫歇尔空间望远镜的探测波段主要为红外波段，在此波段内的探测可以更好地认知宇宙的早期特征。同时，由于红外线对星际尘埃具有一定的穿透性，可以针对星际尘埃内部的星系组装过程等天文现象进行观测。同时，红外波段还可以分析濒死恒星对星际介质作用的影响等。赫歇尔空间望远镜采用离散相位子孔径进行系统集成检测，最终检测精度为400nm（波长λ=80μm）[8，9]。 1.2地基大口径望远镜及其集成检测 1.大型综合巡天望远镜 随着时域天文的发展，天文学界对大口径巡天望远镜的需求不断增加。望远镜口径增加不仅能有效提高对邻近目标的辨别能力，还能增强暗弱目标的成像信噪比，扩大对极限目标的探测能力，最终达到探索更深远宇宙的目的。 对于观测任务紧张、积分时间更长的巡天望远镜来说，大口径望远镜观测初期所面临的环境变化可能会导致观测前的调整不能完全地发挥作用，严重影响望远镜工作效率。同时，由于该过程为初始状态不确定，实际边界条件难以估计，因此软件仿真和预先标校的方法难以使用。为了在这种情况下发挥主动光学的作用，系统需要提升波前传感动态范围与灵敏度，并以此为反馈实施波前校正[10]。 高效率、高灵敏度的巡天望远镜通过对重要天体进行大样本、规律性的研究，可以从更高的信息维度上对黑洞、暗物质、暗能量、类地行星及极端宇宙（超高密度、超高磁场、超强引力）等天文学重要课题进行研究，实现开启天文大数据时代的目标。增大有效口径对提升望远镜极限探测能力的效果显著。目前国外*先进的大口径巡天设备是大型综合巡天望远镜，它拥有三块主动校正镜面、高灵敏度相机。其中，主镜和三镜共用一个直径为8.4m的蜂窝结构的镜坯，视场可达3.5°，能够对南半球星空进行优于24等星的数字巡天。针对大口径大视场系统，轴外像差会随着望远镜光学元件的失调而迅速增加，与大口径系统自身刚度不足的缺点相互叠加，最终导致无法进行观测。因此，需要对光学元件与终端的主动姿态进行控制。而波前传感系统，作为主动光学系统的反馈感知途径，是实现精细天文观测的基础[11，12]。 2.大天区面积多目标光纤光谱望远镜 大天区面积多目标光纤光谱望远镜（large sky areamulti-object fiber spectroscopic telescope，LAMOST）是目前世界上光谱获取率*高（单次曝光4000个）的望远镜，净口径为4.0m，视场为5°，已运行十余年，获得了迄今为止质量最大（约为68倍太阳质量）的恒星级黑洞、新型激变变星等重大科学产出。 主镜由六边形平面镜面拼接而成，对角线为1.1m，并具有主动修正面形的能力。该六边形平面镜安装后的在位检测也使用了瑞奇-康芒检测法进行检测[13，14]。目前LAMOST巡天已经进入中分辨率巡天（R=7500mm）的阶段，通过海量获取星体物理参数、化学丰度等信息，以及数字巡天项目构建的多维度信息，可进一步推动时域天文与天文大数据的发展。 3.大麦哲伦望远镜 根据瑞利判据，在波长固定的情况下，望远镜的分辨能力与其有效口径成正比。为了实现探索更深、更远、更暗宇宙的目标，天文望远镜需要更强大的集光能力。因此，近年来天文望远镜口径越来越大。得益于主动光学和自适应光学技术的不断发展，空间望远镜及地基望远镜的观测能力都得到了显著提高。对望远镜而言，增加有效口径可显著提高系统的集光能力和分辨能力。然而，在实际应用中，单口径望远镜系统在技术和经济上面临着一系列难题。 *先，单口径望远镜因其尺寸庞大，给镜坯制备和镜面支撑带来巨大的挑战，增加了制造成本。为了解决这些问题，亚毫米波雷达阵为合成孔径望远镜的设计带来了宝贵的经验。通过使用多个小口径天线或镜片组成的阵列，可以实现与单口径望远镜相媲美的观测能力。这种设计不仅减轻了单个元件的制备和支撑难度，还提供了更灵活和可扩展的系统配置。 合成孔径成像技术按原理可以分为两种：长基线干涉成像和稀疏孔径成像。长基线干涉成像只适用于静止或缓慢变化的观察对象，需要较长的观察时间；而稀疏孔径成像在瞳孔处加入了可以直接成像的特殊形状膜片，在一定程度上等同于大口径望远镜的孔径。 因此，在未来的天文观测中，拼接镜和合成孔径望远镜将发挥重要的作用，推动我们对宇宙深处奥秘的探索[15-22]。大麦哲伦望远镜（giant Magellan telescope，GMT）工作波段覆盖极紫外至近红外线，主镜由7片圆形子镜拼接而成，直径为8.4m，集光面积与直径为21.9m全系统口径相同[23，24]。 1.3大口径望远镜集成检测装置现状 对于宇宙的观测从静态转为动态，通过研究引力波、超新星等多形式活动，揭示了宇宙天体物理演化规律，并取得了宇宙加速膨胀、引力波事件、系外行星等重大科学发现。提高望远镜的口径可以提高天文观测的空间分辨率和极限探测能力，目前正在建造的最大口径为30m量级，未来的空间望远镜口径也将从6m级发展到10m级。这些大口径望远镜不仅将人类对宇宙的认知范围扩展到宇宙*初的黑暗时期（即实现*次观测），而且大口径结合自适应光学还使望远镜观测到的宇宙结构更加精细，对于深入研究黑洞、暗物质、暗能量、类地行星等天文主题意义重大。 不仅如此，除天文学应用外，地基/空间大口径相机对于地形测绘、地表资源普查、灾情监测等民用领域及监测对人类存在威胁的小行星也有着不可替代的作用。大口径地基望远镜集成检测与系统性能评价是一项复杂的系统工程，它涉及范围广泛、环节众多且与实际应用需求密切相关。大口径地基望远镜集成检测与系统性能评价旨在建立望远镜目标与其实际性能指标的相互关联。而系统性能评价和误差分配是相互关联的，需要综合考虑系统误差的敏感性、实际加工生产能力和成本等因素，使各项要求达到平衡。 通过科学评估和分配系统误差，可以确保望远镜在实际应用中达到预期的性能水平，并满足科学研究的需求。大口径大视场望远镜的研究在过去的二十年中得到了突飞猛进的发展。这些望远镜具有较大的口径和广阔的视场，为天文观测提供了更高质量和更全面的数据。作为实现这种使能的关键技术，主动光学技术广泛应用于国外多台大口径望远镜。其中，*具代表性的是6.5m的詹姆斯？韦布空间望远镜，它具备了巡天观测的终端能力。 三块反射镜及校正镜组均具有主动调控功能的维拉？鲁宾天文望远镜（视场角为3.5°），通过激光跟踪仪进行粗对准后（*立于观星过程），该望远镜的主动光学系统基于138颗自然导星的焦前、焦后离焦星点像（大于系统*立自由度数量），利用*率传感实现全视场波前像差的精细采样。基于阻尼*小二乘法来求解各个镜面改正量，最终实现了40nm的波前传感精度。在国内方面，中国科学院上海天文台1.56m望远镜（视场角为13角分）、中国科学院国家天文台兴隆观测站2.16m光学天文望远镜（视场角为50角分）、中国科学院云南天文台丽江观测站2.4m望远镜（视场角为40角分）、中国科学院新疆天文台南山观测站的1m光学望远镜（视场角为1.3°）口径没有突破2.5m，同时也没有引进主动光学。 2.5m大视场高分辨率望远镜由南京大学、中国科学院南京天文光学技术研究所、中国科学技术大学、中国科学院紫金山天文台牵头，联合中国科学院云南天文台共同研制。一系列大口径大视场光学巡天望远镜也开始研制，其中，包括清华大学的光学6.5m宽视场巡天望远镜，以及中国空间站的2m巡天望远镜。这些大口径大视场望远镜的建造对于推动天文研究有着非同寻常的意义。它们可以提供更详细、更准确的天体观测数据，帮助科学家深入探索宇宙奥秘。 望远镜口径进一步加大（10～30m量级）对光学系统加工、检测、装调等环节均提出了更高的要求，尤其是保证系统最终成像质量的计量保障技术也面临着更多的挑战。目前，在兼顾微米级光学元件位姿变化与纳米级光学面形误差的同时，大口径望远镜测量技术正向“原界、跨尺度、多模态”趋势发展，通过对多种异构计算资料的原位侦测、内容分析与融合等手段，可挖掘多模态资料中的隐藏信息和有效数据。
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