大型Schmidt望远镜光学系统调整方法

安装于紫金山天文台盱眙观测站用以观测近地天体的大型Schmidt望远镜,采用了平场Schmidt光学系统,改正镜通光口径为1m,球面反射镜口径为1.2m,焦距为1.8m,接收器用了4K×4K的高灵敏度CCD。本文叙述了该仪器光轴调整的方法及调整后观测获得的初步结果。叙述了望远镜光轴校正方法、校正结果、CCD靶面的调整及望远镜极轴高度、方位的调整及相应的照片。经实际观测的结果是:露光1s可拍到18等星;露光4s可拍到19.3等星;露光20s可拍摄到21.2等星。

近地天体望远镜配置大阵面CCD后轴外像差的校正

近地天体望远镜由SI600S (4k×4k) CCD升级为STA1600LN (10k×10k) CCD后,观测视场由4 deg^2增至9 deg^2,可用视场直径由望远镜原设计视场的3.14°增至4.28°,超出原设计36%,同时作为CCD密封窗的场镜增厚8.75 mm;两个因素导致10k CCD成像的轴外像差增大,视场外围的像质变差.依据望远镜原始设计光学参数,借助光学设计软件ZEMAX进行像质改善尝试,最终选择在10k CCD场镜前插入一个由两片球面透镜组成的场改正镜,使10k CCD的轴外像差得到校正.同时还提出了一个进一步拓展近地天体望远镜观测能力的设计方案,将望远镜的可用视场从目前的14.38 deg^2扩展至28.27 deg^2.

用真空变形方法加工施密特改正镜的研究

本文研究了真空变形方法和用其加工施密特非球面改正镜的原理.运用薄板弯曲理论推出了有关公式.用真空变形法加工了口径200毫米,厚度直径比为1/40的施密特改正镜,得到了比较满意的结果.

倒立式三视场施密特望远镜关键技术研究

研制了基于三分区镜的倒立式三视场施密特型望远镜,对其关键技术进行了分析。利用正三棱锥的几何对称性,推导了3个视场的视轴夹角与分区镜面夹角之间的关系式,设计了用于实现多视场观测功能的三分区镜;通过有限元法分析了倒立式施密特望远镜主镜重力形变对像质的影响,阐述了检测光路关键参数对施密特修正镜加工误差的影响程度,采用蒙特卡罗法对该光学系统的杂散光进行了分析。最后对整个光学系统进行了实验检测,检测结果表明:实际研制的三分区镜镜面之间的夹角为133.08°,可同时对相互垂直的3个视场进行观测;该望远镜光学系统的PV=0.614λ,RMS=0.105λ(λ=632.8 nm)。该系统可用于地球空间姿态测量,拓展了施密特望远镜的应用范围。

薄施密特校正板的加工方法研究(英文)

针对薄板玻璃的刚度差,在研磨中容易产生变形这一特点,提出了一种新的加工方法。以加工薄施密特校正板(厚径比小于1/40)为例,用传统的上盘粘接固定工件进行加工,工件在下盘前的面形精度较好,但下盘后产生的变形使其面形精度下降,不能满足要求。采用真空模具法,吸附工件从而使工件固定产生预期的变形,面形精度易于控制,使加工非球面转变为加工平面,降低了加工难度,消除了工件在粘接过程中温度所引起的变形,降低了加工时的不均匀压应力,从而减少了变形,使得加工后的面形与加工过程中的面形接近,最终保证了工件的面形精度。

基于波像差函数建立大口径施密特校正板方程

施密特光学系统由施密特校正板和球面反射镜组成,校正板设置在球面反射镜的球心处,系统的焦点不一定和反射镜的焦点重合。为了得到精确的校正板面形初始结构参数,基于波像差函数建立了带有离焦量的大口径施密特校正板的数学模型,同时校正了系统的三级和五级球差。利用光学设计软件对校正板口径为1000mm、主镜的曲率半径为2000mm、F数为1的系统进行了设计和分析,来验证校正板面形数学模型的正确性。结果显示此校正板的数学模型与优化后结果吻合得较好,校正板面形初始结构参数的精度得到了极大的提高,这为大口径、大相对孔径的施密特光学系统的设计提供了理论基础。

用于光谱仪消像差的施密特校正板设计

基于施密特系统的基本原理,设计了一种用于光谱仪消像差的施密特校正板,得到了该校正板的面形方程和面形图。利用ZEMAX软件模拟和分析了加入施密特校正板前后光谱仪系统的成像特性。结果表明:波长为350,550,700nm时,原始光谱仪像面点斑的均方根(RMS)半径分别为515.843,563.074,885.820μm,而带有施密特校正板光谱仪像面点斑的RMS半径分别为287.441,252.774,511.816μm。施密特校正板使点斑尺寸在波长为350,550,700nm时,分别缩小了44.28%、55.11%、42.23%。所提出的施密特校正板设计方法为改善光谱仪的分辨率提供了技术参考。