阿帕奇天文台3.5米望远镜系统的杂散光分析

追光ing 2023年5月29日浏览：1087

Stephen M. Pompea^a, Richard N. Pfisterer^b, and Jeffrey S. Morganc^c

a National Optical Astronomy bservatory, Tucson, Arizona¹, b photon Engineering LLC, Tucson, Arizona2,c Depment of Astronomy, University of Washington, Seattle, Washington3

摘要

阿帕奇天文台3.5米望远镜系统被做过一次杂散光分析，以理解各种不同的成像模式的性能。望远镜系统包括3.5米望远镜，封装结构，附带的成像相机。这个研究的目的是评价这个系统的杂散光性能，确定何处的改变能够提高系统的离轴排斥特性，以及确定这些改动的有效性。建立了一个详细的望远镜几何模型，并为这个望远镜系统和封装部件建立了散射模型。我们建立的软件模型重现了望远镜的针孔杂散光图像，由此验证了这个模型的准确性。点光源传递函数(Point Source Transmittance, PST)，这个参数普遍用来评价杂散光，在这里被用来评价系统在某一离轴角度下的系统杂散光表现，以及指导如何改动以增强系统性能。

现有系统观察面上的PST 基线几乎没有随着离轴角度的下降。这是由于(1)焦面有一个大的，没有阻挡的视野，可以看到Nasmyth 透镜和单元，第一主镜单元，Nasmyth 单元上的挡板(2)，望远镜对观察面的大角度范围内相对未被阻挡的照明，和(3)未完全封闭的第二及Nasmyth挡板。这些物体产生了一系列一级散射路径，能够直接到达焦面。我们减少杂散光的途径是通过PST的计算来定位光线路径。我们的计算显示，通过对望远镜系统的简单改动就可以得到很大的提高。

1.介绍

对于提高望远镜和望远镜系统的性能，杂散光分析地位和作用，已经在空间望远镜如SIRTF¹和陆地望远镜如斯隆数字巡天望远镜²(Sloan Digital Sky Survey Telescope)中得到很好的验证。之前已经对空间系统³和陆地自适应光学系统⁴总结出了一般的方法。最近杂散光分析的进步使得这种方法对于望远镜/设备的分析变得更有效率。⁵当前的电脑分析程序，比如FRED，能够以前所未有的更复杂和详细的程度来分析整个系统。这些进步允许直接比较详细构造的电脑模型产生的焦平面杂散光分析图像，和实际点光源产生的图像数据来做比较。这种比较也可以用来验证复杂的杂散光模型，例如这篇论文中的案例。当前的研究强调高效生成准确的杂散光级别的值，以及描述杂散光在焦面上的空间分别变化。

华盛顿大学希望同时提高阿帕奇天文台3.5米望远镜采用当前结构的杂散光性能，并且评价该望远镜与一个广角相机联合使用时的性能。建议的相机有一个矩形的FOV ，在3.5-m 望远镜上使用时，角度范围是0.32°x0.80°。此后我们会将这个广角相机称作UWBC(UW Big Camera)。

这篇论文描述了理解当前望远镜结构本身杂散光，以及那些由于结合广角相机造成的杂散光，的努力过程。这个工作的目的是找到3.5-m 望远镜中何处的修改能够提高离轴规避特性，并且评价这些修改的有效性。这个工作的主要焦点是提高望远镜的离轴性能。但是，鉴于开发UWBC的努力，这个项目的第二目标是评估一个广角系统的离轴散射，以及确保建议的改动不会妨碍广角系统的性能。这项研究的一个关键方面是，要将杂散光看成整个系统的问题，包括望远镜，封装结构，相机和操作室。

这项工作有四个阶段。第一，建立望远镜系统，如图1-3中简要显示。我们使用光学系统的规格，所有用到镀膜的描述，画出当前的支撑结构和挡板来建立一个模型。这个模型包括望远镜上所有机械结构的光学性质，甚至包括观察平台，望远镜封装，人行通道，这个人行通道是为了方便到达望远镜结构的顶端。人行通道包括一个大的平台，和相连的在望远镜三面的金属围栏，大概在望远镜指向天顶时的第二主镜的水平。为了验证这个望远镜模型，我们取到望远镜的一系列针孔杂散光测量。

第二阶段是对比我们的电脑模型和轴上的测量，为了理解模型的限制并改进模型。第二阶段的工作是建立一个模型，既估计杂散光的平均水平，也要画出等高图显示杂散光的变化，以Seaver Prototype Imaging Camera(SPIcam)的视野来看，这是一种一般用途的CCD相机。它包括一个背照明的SITe 2048x2048 像素设备，24微米像素，底片尺度0.14弧秒每像素，视场为4.78弧分。评估杂散光水平是用几个离轴点光源。

第三阶段是使用模型评价望远镜在不同情况下的杂散光规避特性。这些计算用来确定离轴角度对系统杂散光性能的影响，并用来提出对望远镜的挡板提出修改建议。考虑的改动建议包括当前设计的简单改动，到完全重新设计挡板系统。第三阶段工作的一个重要部分，是评价预备做的改动会对UWBC 的视场有出什么影响。为了做这种评价，模型评估杂散光UWBC 转动部分两个方向上的视场。对于每个转动位置，我们计算杂散光水平在建议的挡板改动之前和之后的杂散光水平。这些计算对于感兴趣的光源角度是在低分辨率下完成的。

2. 系统几何结构和散射特性模型

为了使分析结果有效，望远镜的模型必须准确和包含足够多的信息。特别的，系统中表面的表面散射特性，包括反射镜，挡板，系统其它各种面，必须详细知道。在美国和加拿大的致力于表面散射特性数据库⁶的工作，提供了很大的帮助，见表面散射性质测量的综述⁷。光学模型的总结和黑体表面的测量在这个主题的Handbook of Optics 章节⁸中有给出，对于黑挡板表面特别有用。类似，在望远镜环境中，必须建立切合实际的反射镜表面的光学模型。杂散光建模软件容许选择简单的散射模型，或者建立一个更复杂的散射模型，根据特定波长下测量的双面散射分布函数(BRDF, Bidirectional Reflectance Scatter Distribution Function)。

我们建立了望远镜系统大概50个表面的模型，包括组成观察平台的灰色油布。最重要的是黑色挡板模型，比如镀有Aeroglaze Z-306 的那些表面。使用的Aeroglaze Z-306的BRDF模型是基于实际的测量，如图4显示。轴上绘的是log₍₁₀₎|sin theta — sin theta₀|，其中theta 和theta₀是从表面法线方向测量的散射和入射角。在y轴上，我们绘出这种镀膜的BRDF以10为底的对数值。

由于理想郎伯体的BRDF 对于所有角度都是常数，这个数据表明Aeroglaze 的散射不是郎伯体。数据表现出增加的前散射分量，意味着在大入射角时会有比较多的能量散射。

反射镜表面采用综合的模型，来代表反射和散射特征。由于望远镜的灰尘沉积速率没有被透彻研究，所以我们单独检查反射镜并具体计数，以得到合适的有污染表面散射特性模型。

阿帕奇天文台3.5米望远镜系统的杂散光分析的图1

图1

阿帕奇天文台3.5米望远镜系统的杂散光分析的图2

图2

阿帕奇天文台3.5米望远镜系统的杂散光分析的图3

图3

阿帕奇天文台3.5米望远镜系统的杂散光分析的图4

图4

阿帕奇天文台3.5米望远镜系统的杂散光分析的图5

图5

由于缺少特定的信息，我们决定使用MIL-1246B 模型，这个模型在工业中广泛应用⁹。这个模型是可考的，著名的，而且经常用于这种类型的研究中。它主要的不足是，(1)常常过度估计粒子的数量（至少对于净室测量情况），所以是比较保守的，(2)而且与许多通用模型一样，它可能不能代表我们这个特定例子。

清洁水平由暴露水平决定；表面暴露在环境中越久，就变得越“脏”。由于望远镜镜面是定期清洁的，我们预期不同的计数时间会有比较大的变化。选择保守的方法，我们假设粒子的水平为500；一个表面在这个水平时，是可是视觉看见的“脏”的程度，但是实际上只有0.3% 的表面面积被粒子占据。

3. 使用针孔图像检验模型

使用阿帕奇望远镜在2001 年1月7号拍摄的针孔图像用来验证和对比所用的电脑模型。图像在望远镜的焦面上。与Nasmyth 倍镜（与焦面距离3.05英寸）轴上距离118.0 英寸，光路上放置一个针孔。在望远镜和我们的模型中使用一个400微米的光阑。光路包括主镜，第二主镜，Nasmyth 折叠镜；没有其它的相机透镜放在光路中。

月亮和木星，亮度分别为 -12.94 和 -2.7，在观察中可以看到，被认为是最主要的场外光源。它们代表观测中的光源。使用观察过程中的月亮和木星的上升和下降坐标，以及描述望远镜的仰角和方位角，我们转换月球和木星的坐标到纬度和经度角，然后将这些信息转化为杂散光建模程序能够理解的形式。

图6-9显示了实际和模拟的图像，望远镜图像标记为en01.009，en01.011，en01.013 和 en01.017。计算机模型与实际的针孔模型图像匹配的很好。熟练的运用杂散光分析工具，比如Photon Engineering 的 FRED 程序，使得这些比较可以实现。之前，这种比较和一致程度，要么太难，要么根本无法实现。

阿帕奇天文台3.5米望远镜系统的杂散光分析的图6