欢迎大家来到IT世界,在知识的湖畔探索吧!

在阅读此文前，诚邀您请点点右上方的“关注”，既方便您进行讨论与分享，还能及时阅读最新内容，感谢您的支持。

抚仙湖1 m新真空太阳望远镜是我国口径最大的太阳望远镜。

1 m新真空太阳望远镜配备了多通道高分辨成像系统、多波段光谱仪和大色散光谱仪等多个终端仪器，开展太阳光球和色球高分辨成像观测与高精度光谱观测。

1 m新真空太阳望远镜在太阳光球和色球高分辨观测研究方面取得了丰硕的研究成果，但是一直以来未能实现与高分辨成像匹配的太阳大气磁场的常规观测。

为了在1 m新真空太阳望远镜实现与光球和色球高分辨观测匹配的光球磁场测量，需要研制可以实现高分辨磁场测量的磁像仪。

太阳大气磁场是驱动太阳大气活动的决定性因素，太阳大气磁场的观测研究对了解和掌握太阳活动规律及各种现象的物理本质至关重要。

1984年，有关科学家设计了基于Lyot滤光器的第1台磁像仪SMFT。

2022年10月9日，我国成功发射太阳观测卫星ASO-S（Advanced Space-based Solar Observatory），配备了磁像仪FMG（Full-disk MagnetoGraph）开展全日面矢量磁场的观测，并在同年12月成功观测到磁图。

但是遗憾的是，我国一直没有实现亚角秒分辨率的太阳磁场测量。

在欧美，地基磁像仪NIRIS，CRISP，GFPI，VTF等和球载磁像仪IMAX均可以开展亚角秒分辨率的太阳磁场测量。

目前在我国的太阳望远镜中，1 m新真空太阳望远镜由于抚仙湖观测基地的优良视宁度，利用配备快速调制偏振分析器和快速调制Lyot滤光器的磁像仪和高分辨统计重建技术，有望实现亚角秒分辨率的太阳磁场测量。

地基太阳望远镜进行太阳大气磁场测量，测量精度会受到望远镜光学系统仪器偏振、地球大气和风扰、镜筒弯沉导致的光轴变化等多种因素的影响。

地球大气除了湍流影响空间分辨率以外，还导致透过率起伏，严重影响太阳大气磁场测量。

目前解决的方法有两种，一是用快速调制偏振分析器进行偏振测量，或者双光束方案。

如果利用Lyot滤光器，则不太适合采用双光束方案，通常采用快速调制偏振分析器。

望远镜光学系统仪器偏振是另一个重要的干扰因素。

1 m新真空太阳望远镜的仪器平台安装在折轴焦点，折轴光学系统引入非常明显的时变仪器偏振。

滤光器在整个视场具有稳定的透过率曲线是获得偏振光谱的又一重要前提。

1 m新真空太阳望远镜在全天的跟踪观测中，风扰和望远镜姿态变化引起光轴改变，在不同时刻的大小和速度不同，最大变化量约46″。

不同入射角的光束经过滤光器后具有不同的透过率曲线，光轴偏移会导致进入滤光器的光束入射角发生改变，进而改变整个视场不同区域的光谱轮廓，使不同视场的图像在不同时刻的光谱信息发生改变。

对于弱信号强噪声的太阳磁场测量，这也是必须克服的问题。

针对太阳磁场高分辨观测的需求及1 m新真空太阳望远镜面临的太阳磁场测量问题，本文设计了磁像仪。

根据设计需求，本文对所设计的磁像仪光学系统进行了详细分析。

1 1 m新真空太阳望远镜太阳光球磁场测量需求分析

磁场测量设备基本参数

太阳光球磁场测量基本参数包括磁敏谱线、空间分辨率、观测视场，滤光器透过率半宽、扫描范围和有效口径，偏振分析器有效口径、采集频率等。

在可见光波段，太阳光球的磁敏谱线非常多，其中Fe I 532.4 nm，Fe I 617.3 nm和Fe I 630.2 nm是比较常用的磁敏谱线。

Fe I 532.4 nm是我国2022年10月发射的ASO-S/FMG的光球磁场测量谱线，Fe I 617.3 nm是美国SDO/HMI的光球磁场测量谱线，Fe I 630.2 nm是Hinode/SOT的光球磁场测量谱线。

为了能与空间太阳观测对比，并方便开展联合观测，1 m新真空太阳望远镜选择上述三个谱线为主要磁场测量谱线，根据观测需求通过更换前置滤光片并调节滤光器切换观测谱线。

1 m新真空太阳望远镜磁像仪拟开展太阳光球的高分辨率磁场测量观测研究，为此像素分辨率需要接近满足系统衍射极限分辨率。

1 m新真空太阳望远镜口径为1 m，在532.4 nm波段的衍射极限分辨率为0.11″，617.3 nm波段的衍射极限分辨率为0.127″。

考虑到1 m新真空太阳望远镜最大观测视场为180″，可用的探测器为2048×2048分辨率的sCmos探测器，像元分辨率确定为0.06″，满足617.3 nm和630.2 nm波段的衍射极限成像要求，532.4 nm波段接近满足衍射极限成像要求。

因此，观测视场为边长为120″的方形视场。

图1 NVST磁像仪观测模式的工作时序图

1 m新真空太阳望远镜磁像仪的滤光器拟采用国内技术非常成熟，且稳定性好的Lyot滤光器。

将用于中心波长调制的旋转波片替换为LCVR波片，从而提高调制速度，调制速度优于100 ms。

Lyot滤光器的核心光学器件是冰洲石，光学级冰洲石有效口径超过40 mm比较困难，因此有效口径定为40 mm。

滤光器波长扫描范围为±0. 3 nm，滤光器透过率半宽为小于或等于0.01 nm。

偏振分析器需安装在滤光器前，有效口径也不能小于40 mm。

为了利用高分辨重建技术进行高分辨磁场测量，曝光时间不能显著大于湍流大气相干时间，经典湍流大气相干时间是10 ms。

由于磁像仪透过率低，曝光时间通常会在20～30 ms之间，探测器的采集帧率为30 fps。

LCVR在单个波长点、单个偏振态的调制时间为100 ms，曝光时间20 ms，理想情况下每秒可以获得2个偏振态共40帧偏振图像。

若扫描6个波长点，则6个偏振态共需要18 s。

1 m新真空太阳望远镜时变仪器偏振与偏振分析器需求

1 m新真空太阳望远镜所有仪器安装在F3折轴焦点，折轴焦点处有旋转仪器平台，通过仪器平台的旋转消除像场旋转。

折轴光学系统存在仪器偏振，且该仪器偏振是时变的。

时变偏振特性可以通过仪器的偏振响应矩阵描述。

偏振响应矩阵X定义为S＇=XS，其中，S和S＇分别为望远镜入射光和出射光的斯托克斯（Stokes）矢量。

通过对望远镜偏振定标确定X。

下面为科学家在2014年对1 m新真空太阳望远镜定标的偏振响应矩阵，从该矩阵可以看到I对Q，U和V之间存在较大串扰，且随时间变化。

在磁场测量时，需要测量所有的斯托克斯分量，在数据处理阶段结合偏振定标模型去除串扰的影响。

图2 1 m新真空太阳望远镜的偏振响应矩阵随季节和时间的变化

为了解决大气透过率起伏对磁场测量的影响，偏振分析器要求所有偏振态的调制速度都要小于100 ms。

DKDP偏振分析器是怀柔磁场望远镜的偏振分析器方案，具有两个偏振态之间高速调制的能力。

但是在Q，U和V观测中需要机械方式切换波片，因此不能满足1 m新真空太阳望远镜磁像仪的要求。

ASO-S/FMG的LCVR方案在所有偏振态之间的调制速度都很快，且技术方案非常成熟，是可以考虑的方案。

为了消除像场旋转，仪器平台和折轴光学系统之间也存在相对旋转。

旋转仪器平台有一个45°平面反射镜M8，将光路由垂直变为水平，仪器平台与折轴光学系统的相对旋转会引入时变的仪器偏振。

望远镜仪器偏振建模没有包含这部分的时变仪器偏振定标，一种可行的方案是磁像仪光学系统中设计与M8形成偏振对消的45°平面镜。

该平面镜还可以设计为快反镜，用于改正由跟踪和风扰引起的光轴偏移。

太阳光球磁场高分辨观测方案

依托抚仙湖太阳观测基地的优良的大气视宁度，1 m新真空太阳望远镜磁像仪的高分辨磁场观测，主要将利用高分辨统计重建技术实现。

当观测和数据处理流程稳定后，可以尝试用1 m新真空太阳望远镜已经配备的自适应光学系统进行磁场测量。

因此，1 m新真空太阳望远镜的高分辨磁场测量将用白光通道进行高分辨重建，利用白光通道高分辨重建结果对磁场测量通道数据进行重建。

这要求白光通道和磁场测量通道进行同步观测。

高分辨重建技术将多帧短曝光图像进行统计重建，因此单帧图像需要足够信噪比。

要观测光球磁场，需要窄带滤光器的半宽至少达到0.01 nm。

1 m新真空太阳望远镜的磁像仪使用双折射Lyot滤光器，透过率接近10%，这使得偏振光谱测量通道探测器接收的光强信号较弱，会降低高分辨重建的准确性。

因此在偏振分析器前使用分光棱镜将5%的光导出，再配合半宽为1nm的滤光片，与偏振光谱测量通道同步成像。

宽带图像由于具有高信噪比图像，可以直接进行斑点重建。

通过重建的宽带图像得到大气的瞬时光学传递函数（Optical Transfer Function，OTF），并对同时记录的窄带图像进行退卷积。

宽带通道不仅可以做同步重建，还可以测量和改正大气透过率起伏和湍流大气的非等晕效应。

为了方便两个通道图像配准，同步通道和偏振光谱测量通道需要尽可能拥有一致图像，这对光路的光学性能参数提出要求。

首先，需保证两个通道拥有同样的视场和分辨率。

这要求两个通道使用同样的探测器。

其次，需将两个通道的成像光路设计为远心光路。

两个通道在观测的过程中，需要在F3处放置视场定标单元进行视场定标。

定标时依靠调节探测器的位置来调节像的清晰度，远心光路可以避免调焦不准导致的图像比例尺改变。

另外，相位差法是计算大气点扩散函数（Point Spread Function，PSF）的一种有效方式，是望远镜采用的高分辨重建方法之一。

相位差法依靠在同步通道拍摄的离焦像和焦点像计算大气点扩散函数，远心光路可以使焦点像和离焦像具有相同的比例尺，避免缩放引入的误差。

1 m新真空太阳望远镜磁像仪的光路设计方案

光路设计需要首先进行外形设计，确定光束口径，并分配各光组的聚光能力。

由于滤光器和偏振分析器已经研制完毕，两个部件的口径已经确定，需避免光束因为口径不够产生渐晕。

光路的高斯设计可以初步确定光路中各元件的口径、各光组的焦距，以及光路的结构。

1 m新真空太阳望远镜由主焦点处的视场光阑限定视场大小，使F3处的像高为39.3 mm。

经过准直镜L1成像后，得到出瞳直径为10 mm，出瞳处放置摆镜，再通过远心物镜L2成像。

准直镜L1的焦距为420 mm，成像镜L2的焦距为208.56 mm。

同步通道的F数为22.8。

F4后的光束再次被准直镜L3扩大，形成瞳面P2，直径为26 mm。

Lyot滤光器的最厚级将放在P2处。

光束通过滤光器后再经成像镜L4成像，L3和L4的焦距为550 mm，F4和F5处理想像高19.5 mm。

高斯设计得到光学系统基本结构之后，使用ZEMAX光学设计软件校正光路的像差。

利用ZEMAX设计光路时，一次性搭建好整个系统会降低优化速度，故采用分步设计的方式。

第1步，设计F3到F4的光路。

根据高斯设计得到的光焦度分配，直接选择ZEMAX专利库的双胶合结构缩放成高斯设计中L1和L2的焦距，构建双远心初始结构。

通过在评价函数中控制L1，L2和整个系统的总焦距，采用阻尼最小二乘法，结合使用普通优化和锤形优化两种方式可以得到符合像差要求的结构。

第2步，搭建多重结构，同时优化F4和F5的像差。

从高斯设计的光路中可以看出，F3到F4和F4到F5结构相同，因此，通过缩放优化好的F3和F4光路，并将光路输入现有系统后，可以得到整个光路的初始结构。

由于F4和F5处都需要放置探测器，因此，两个焦面的像质都需要达到设计要求。

此时搭建多重结构，可以查看两个像面处的像质。

在评价函数中分别对两个结构的参数进行设置并优化。

多重结构会增加系统复杂性，降低优化速度，锤形优化过程中更难跳出极小值，而同时满足两个像面的像质也很困难，此时需要在评价函数中适当降低中心视场的权重，平衡像差，使两个通道都达到设计要求。

图3 偏振光谱测量通道（左列）和同步通道（右列）的振幅调制传递函数和点列图。

(a)偏振光谱测量通道MTF. (b)同步通道MTF. (c)偏振光谱测量通道点列图. (d)同步通道点列图.

设计结果显示，磁像仪光路在两个通道都达到了衍射极限。

如实验显示，(a)和(b)分别为偏振光谱测量通道和同步通道的MTF，可以看出MTF接近衍射极限，并且具有较好的一致性。

(c)和(d)分别为偏振光谱测量通道和同步通道各个视场的弥散斑，两个通道艾里斑直径都为17.17μm，弥散斑大小都未超过艾里斑。

下面为中心视场和边缘视场两个通道的波前像差，(a)和(b)分别为两个通道边缘视场的波前像差，(c)和(d)分别为两个通道中心视场的波前像差。

其中，偏振光谱测量通道边缘视场波前像差的PV值为0.163λ，均方根（Root Mean Square，RMS）值为0.0119λ；同步通道波前像差PV值为0.1516λ，均方根值为0.0244λ，中心视场优于边缘视场。

波前像差的均方根值小于1/14波长，满足衍射极限成像的要求。

图4 偏振光谱测量通道（左列）和同步通道（右列）的波前像差. (a)偏振光谱测量通道边缘视场波前像差. (b)同步通道边缘视场波前像差. (c)偏振光谱测量通道中心视场波前像差. (d)同步通道中心视场波前像差.

同步通道和偏振光谱测量通道的畸变是影响同步重建的重要因素，如实验显示，两个通道的畸变值都控制在了极小的范围内。

由于偏振光谱测量通道在同步通道后端，同步通道参与了偏振光谱测量通道的成像，分担了像差贡献。

这使得偏振光谱测量通道和同步通道只能分别为正负畸变才能将偏振光谱测量通道的畸变控制在0.05%以内。

正负畸变会增加两个通道在边缘视场的成像差异，因此，需要进一步缩小畸变值。

最终，我们将同步通道的相对畸变控制在最大值为0.0053%，偏振光谱测量通道的最大值为-0.021%。

此时，两个通道的1/2像高为同步通道9.767mm，偏振光谱测量通道9.758mm。

图5 偏振光谱测量通道（左列）和同步通道（右列）的相对畸变. (a)偏振光谱测量通道相对畸变. (b)同步通道相对畸变.

磁像仪是地基太阳望远镜实现高分辨磁场测量的重要设备。

1 m新真空太阳望远镜为实现高分辨磁场测量已经做了大量的研究工作。

2022年，为磁像仪设计的液晶Lyot滤光器得以成功研制并进行试观测，这使磁像仪具备快速调制能力，能够在大气相干时间内测得望远镜的偏振信息，使1 m新真空太阳望远镜向实现高分辨磁场观测这一目标迈进一大步。

本文基于前期大量实验发现的问题，结合图像处理需求制定了磁像仪同步重建系统的光学设计目标。

磁像仪设计考虑了地基磁像仪的设计要素，设计过程中结合了1 m新真空太阳望远镜的结构特征和数据处理需求，光学设计实现了衍射极限成像和畸变需求。

AI G X, HU Y F. Principles of a solar magnetic field telescope[J]. Acta Astronomica Sinica, 1986, 27(2): 173-180.

DENG Y Y, ZHANG H Y, YANG J F, et al. Design of the Full-disk MagnetoGraph (FMG) onboard the ASO-S[J]. National Astronomical Observatories, 2019, 19(11): 157-169.

MARTÍNEZ PILLET V, DEL TORO INIESTA J C, ÁLVAREZ HERRERO A, et al. The Imaging Magnetograph eXperiment (IMaX) for the Sunrise balloon-borne solar observatory[J]. Solar Physics, 2011, 268(1): 57–102.