迟金鹏，张红鑫，王晓东，孟庆宇，秦子长，李云辉，王泰升，李凤有

（1.中国科学院 长春光学精密机械与物理研究所，吉林 长春 130033；2.中国科学院大学，北京 100049）

1 引言

木卫一火山活动释放的粒子被木星磁场所捕获，在木星磁层空间约5.9个木星半径处演化形成等离子体环，影响着木星磁层的动力学过程［1］。1979年，旅行者1号探测器首次对这种复杂的环行星等离子体环进行近距离探测。在随后的30年里，旅行者1号、旅行者2号、伽利略号、朱诺号等探测器多次对木卫一等离子体环进行近距离探测，对木卫一等离子体环的近距离探测，使人们对木卫一等离子体环的粒子成分、温度和径向分布有了一定的认识［2］。探测器的近距离探测虽能提供木卫一等离子体环的粒子成分、温度和径向分布详细的空间信息，但难以观测粒子物质与能量传输的全貌，限制了人们对木卫一等离子体环全局特性的研究。木卫一等离子体环在木星自身（磁场、引力）与外部（太阳风、星际磁场等）活动的影响下，始终是动态变化的，若想研究木卫一等离子体环的全局特性，需要将木卫一等离子体环动态变化的空间信息和时间信息进行分离。光学遥感观测通过对木卫一等离子体环的地基观测，将观测的光谱信息与量子辐射理论结合，反演辐射体相关信息，追踪其时空变化，获取一定时间尺度内大范围空间物质的分布状态，对木卫一等离子体环的全局特性进行研究［3］。

1995年，科研人员在卡塔琳娜天文台对木卫一等离子体环673.1 nm发射谱线进行光学遥感观测，首次获得木卫一等离子体环的全局结构图像［4］。但公共望远镜的使用存在时长限制，难以观测木卫一等离子体环全局特性的长期演化。本文设计的Lyot星冕仪搭载世界上首台专用于行星科学研究的望远镜——行星大气光谱望远镜（Planetary Atmospheric Spectral Telescope，PAST）［5］，实现对木卫一等离子体环589，630和673.1 nm发射谱线的长期光学遥感观测，对木卫一等离子体环全局特性的长期演化进行研究。

2 Loyt星冕仪工作原理

法国天文学家Lyot在1930年发明了日冕仪，消除太阳直射光对日冕成像的影响，实现对日冕的观测［6］。地基观测木卫一等离子体环，通常采用衰减片降低木星直射光对木卫一等离子体环成像的影响。本文依照Lyot日冕仪的工作原理设计Lyot星冕仪，消除木星直射光对木卫一等离子体环成像的影响，图1为Lyot星冕仪的工作原理。其中，D1为内掩体，是表面抛光的金属圆锥，圆锥底面与PAST焦面P1重合，木星直射光会聚在D1的表面被反射出成像光路。PAST入射孔径、次镜挡光板及Spider支撑件共同组成孔径光阑A1，木星直射光照射孔径光阑A1会产生强烈的衍射光，衍射光经Lyot星冕仪O2镜组成像在共轭像面P2处，在此处放置Lyot光阑A2对衍射光进行遮拦。内掩体D1及Lyot光阑A2用于抑制杂散光，实现对木卫一等离子体环的成像观测。

图1 Lyot星冕仪工作原理Fig.1 Working principle of Lyot coronagraph

3 系统设计

3.1 系统参数

PAST口径为800 mm，焦距为5 600 mm，工作波段为280～680 nm，视场角2ω为15'，角分辨率为0.5''。Lyot星冕仪共轭距为300 mm，Lyot星冕仪要求在589，630和673.1 nm 3个波段成像，选择具有良好光谱透过率的窄带滤光片控制光谱波段。

Lyot星冕仪需要对PAST望远镜的成像图进行二次成像。考虑系统杂散光的情况，为实现地基观测等离子体环目标，确定Lyot星冕仪杂散光抑制水平为10-5量级［4］。根据理论计算与设计分析，Loyt星冕仪的具体光学设计参数如表1所示。

表1 Lyot星冕仪指标要求Tab.1 Requirements of Lyot coronagraph

3.2 优化及性能分析

初始结构选择结构对称的双高斯系统，该系统的物像倍率为-1×，对称式结构能够自动消除彗差、畸变和倍率色差这3种垂轴像差，设计时只需要考虑球差、像散、场曲和位置色差的影响，设计简单。此外，孔径光阑衍射光经PAST平行出射，由对称式双高斯系统成像于镜头对称中心，有利于杂散光抑制结构的设计。在光学设计软件中建立评价函数进一步优化系统，最终Lyot星冕仪的光学结构如图2所示。

图2 Lyot星冕仪的光学结构Fig.2 Optical structure of Lyot coronagraph

PAST系统整体如图3所示。系统不同波长有效视场最大弥散斑的RMS直径分别为13.212，11.380和11.492 μm，均小于所选用探测器的像元尺寸（13.5 μm），如图4所示。探测器的特征频率为37 lp/mm，所有视场处的MTF值均大于0.6，如图5所示。以上结果表明，Lyot星冕仪具有良好的成像质量。

图3 PAST系统光学结构Fig.3 Optical structure of PAST system

图4 PAST系统弥散斑点列图Fig.4 Spot diagrams of PAST system

图5 PAST系统的传递函数曲线Fig.5 MTF curves of PAST system

3.3 机械结构设计

受PAST结构布局限制，Lyot星冕仪需要一次光路折转，因此设计了用于折转光路的反射结构。Lyot星冕仪的机械结构可以分为两部分：反射镜座部分与主镜筒部分，如图6所示。

图6 Lyot星冕仪的机械结构Fig.6 Mechanical structure of Lyot coronagraph

反射镜座部分是一个三通结构，三个通面分别与PAST像面、反射镜与主镜筒部分相接。与PAST像面相接的通面处需要安装内掩体，此处需要预留超光滑石英平板位置；反射镜以45°固定在反射镜座中，使光线发生折转，实现光路的一次折转；主镜筒部分通过法兰与反射镜座连接保证系统的同轴度。

主镜筒部分为与反射镜座部分相接的主镜筒和轴向调节镜筒。主镜筒内包括3片透镜和Lyot光阑，采用隔圈与压圈组合将镜片固定在主镜筒中。Lyot光阑通过拨杆旋转调节角度，确保能够完全遮挡衍射杂散光。轴向调节镜筒包括3片透镜，同样采用隔圈与压圈组合的方式将镜片固定在轴向调节镜筒中。轴向调节镜筒采用套筒的方式与主镜筒相接保证透镜同轴，轴向调节镜筒在主镜筒中可以沿中轴线移动，并通过径向的顶紧螺钉锁紧在合适的位置。移动轴向调节镜筒调整像面位置，使像面与CCD平面重合，从而接收到清晰的图像。

4 杂散光分析与抑制

4.1 杂散光分析

影响目标成像的光线被称为杂散光，影响木卫一等离子体环成像的杂散光主要来源于木星直射光。依据杂散光在系统中传播路径的不同，将影响木卫一等离子体环成像的杂散光分为：（1）直接进入Lyot系统的木星直射光，在系统内发生散射，导致在像面无法观测到木卫一等离子体环图像；（2）木星直射光照射PAST孔径光阑引 起 的 衍 射 杂 散 光［7］；（3）木 星 直 射 光 照 射 到PAST主镜，由主镜表面粗糙度或缺陷产生的散射杂散光。

4.2 杂散光抑制结构设计

为消除进入系统的木星直射光，在PAST像面处放置圆锥型内掩体，内掩体底面与PAST焦平面重合，木星的像落在内掩体侧面上被反射出光路。木星的理想像高为：

其中：f为PAST的焦距，已知f=5 600 mm；ω为木星角半径，由木星半径Rj=71 400 km和木地距离h得到：

在近地点和远地点木地距离分别为6.3×108km（角半径为23″）和9.3×108km（角半径为15″），取二者的平均值19″，计算得到木星的理想像高y。为确保充分遮拦木星直射光，内掩体的底面半径为木星像高的2.5倍，即：

采用超光滑石英平板作为安装内掩体的基座，在平板中心打孔，通过支杆将内掩体直接固定在平板上，避免内掩体支撑产生额外的杂散光。使用吸光槽吸收内掩体反射的木星直射光，对木星直射光进行有效的抑制，如图7所示。

根据边界波理论［8］，在孔径光阑处产生的衍射光可等效为孔径光阑边缘产生的子波光束，它们会聚在特定的光学系统中，并通过在共轭像面添加Lyot光阑来抑制。木星直射光照射PAST孔径光阑（入射孔径、次镜挡光板及Spider支撑件），孔径光阑产生衍射光经Lyot星冕仪准直镜组成像在Lyot星冕仪内部，在孔径光阑的共轭像面放置Loyt光阑抑制衍射杂散光。

模拟PAST孔径光阑产生的衍射子波，在不同位置设置点光源，通过光线追迹得到对应的点像，图8为PAST孔径光阑衍射光的抑制过程，根据点像确定Lyot光阑的位置及尺寸［9］。

经过上述抑制设计，PAST系统的主要杂散光已经得到了抑制。为进一步消除系统PAST主镜表面产生的散射杂散光及镜片本身物理缺陷的影响，还需要采取系统内壁涂黑吸收散射光，使用工艺成熟的玻璃减少镜片气泡及杂质等措施。

5 实验

5.1 实验装置

在千级超净间暗室中搭建模拟木星光源与模拟PAST进行Lyot星冕仪杂散光抑制水平的检测，图9为实验装置。光纤光源发出的光由物镜会聚到准直镜组前焦面小孔处，小孔前放置乳白玻璃匀光，小孔直径为d，经准直镜组形成不同角度的平行光。小孔出射光孔径角ω与小孔直径存在以下关系：

已知木星直射光角半径为19″，准直镜组焦距f为550 mm，计算得到小孔直径d为0.1 mm。此时，准直镜组出射光为模拟木星直射光，经模拟望远镜系统产生杂散光，利用Lyot星冕仪抑制，对杂散光抑制水平进行检测［10］。

图9 Lyot星冕仪杂散光抑制实验装置示意图Fig.9 Schematic diagram of experimental set-up for stray light suppression of Lyot coronagraph

实验中，使用LED白光光纤光源和平行光管模拟木星光源［11］，在平行光管焦点处放置合适圆孔，此时平行光管出射光可视作木星直射光；使用透镜系统模拟PAST，在透镜系统前固定位置放置Spider结构模拟PAST孔径光阑（入射孔径、次镜挡光板及Spider支撑件），此时的透镜系统等效于PAST；最后，由CCD接收经Lyot星冕仪抑制后的杂散光图像，实验装置如图10所示。

图10 实验装置Fig.10 Photos of experimental set-up

5.2 实验方案与结果

根据第4节分析，系统中所有杂散光的根本来源为木星直射光，定义杂散光抑制能力的评价指标A=E(θ)/Ej，E(θ)代表采取所有抑制手段后最终像面上不同视场处杂散光的照度，Ej代表不采取任何抑制手段时木星直射光在最终像面上形成的平均照度，A就代表系统杂散光的抑制水平［12］。

根据4.2节分析，孔径光阑衍射光经Lyot星冕仪前镜组成像在其共轭像面（Loyt光阑）处成像，如图11所示。在Lyot星冕仪后添加成像镜组，使CCD能够接收到衍射光在Lyot光阑处所成的图像。图12（a）中的亮条纹为模拟Spider结构衍射光所成像，该像可以被Lyot光阑的十字遮拦结构遮拦，不会在系统中继续传播；由图12（b）可以看出，Lyot光阑能够完全遮挡模拟Spider结构衍射光产生的衍射光。

图11 孔径光阑成像位置Fig.11 Aperture stop imaging position

图12 Lyot光阑处Spider衍射光结果Fig.12 Experimental result of Spider diffraction on Lyot stop

图13 Lyot星冕仪像面处杂散光Fig.13 Stray light on image plane of Lyot coronagraph

在暗室中使用光源照射模拟PAST，在光源前放置6×10-5衰减片，摘除Lyot星冕仪内掩体，直接对模拟光源成像，拍摄模拟光源图像［13］，如图13（a）所示。安装Lyot星冕仪内掩体，模拟光源直射光被内掩体反射出主光路不再继续向前传播，模拟PAST孔径光阑所产生的衍射光被Lyot光阑抑制，此时到达CCD的光为剩余系统杂散光，采用同样的曝光时间拍摄此时的杂散光图像，如图13（b）所示；通过程序读取模拟光源图像灰度值和剩余杂散光图像灰度值，计算系统杂散光的抑制水平。

使用程序读取衰减后光源图像，计算灰度平均值，此平均值与杂散光图像灰度值相比，若灰度值量级相同，则系统杂散光抑制水平与衰减片衰减量级相同。图14为系统杂散光抑制水平散点图，整体抑制水平在10-5量级，最大值为4.72×10-5，平均值约为1.94×10-5，满足系统要求。

图14 PAST系统杂散光抑制水平Fig.14 Stray light suppression level of PAST system

6 结论

本文设计了一种Lyot星冕仪，该Lyot星冕仪需要与PAST配合观测木卫一等离子环。Lyot星冕仪的全视场多波段弥散斑尺寸均小于13.5 μm（探测器像元尺寸），全视场多波段MTF均大于0.6，成像良好。使用不同窄带滤光片控制光谱波段，实现多波段（589，630，673.1 nm）成像。通过设计合适的杂散光抑制结构，使Lyot星冕仪杂散光抑制水平在2.5Rj处为10-5量级，满足地基观测要求。