侯俊峰，邓元勇，王东光，林佳本，张 洋，孙文君，张志勇，孙英姿

（1.中国科学院国家天文台太阳活动重点实验室，北京 100101；2.中国科学院大学天文与空间科学学院，北京 100049）

0 引言

对太阳磁场的观测研究在当代太阳物理学和空间天气学中占有举足轻重的位置。自1908年Hale 首次开始太阳磁场测量以来[1]，过去100年间人类对太阳和天体磁场的认识从无到有、从浅到深，取得了巨大的进展。目前成熟的太阳磁场测量方法主要是基于Zeeman 效应开展的[1]。太阳物理学家们可通过太阳望远镜测量夫琅禾费磁敏谱线的偏振光Stokes参量在经过Zeeman 效应后的变化，再利用太阳大气的辐射转移模型，反演获得太阳磁场的信息[2]。因此，太阳望远镜的磁场测量本质上是（窄带）偏振测量，即偏振和滤光系统是太阳光学望远镜实现太阳磁场测量的核心系统——偏振系统用于偏振测量，偏振灵敏度一般要求达到10-3Ic（Ic为太阳连续谱强度）及以下；滤光系统用于实现窄带滤光，仪器透过半峰全宽（FWHM）通常要求达到0.01 nm量级。快速偏振调制和超窄带调谐滤光是确保太阳望远镜实现高灵敏度精确磁场探测的关键，二者缺一不可。

液晶调制[3]是近20年来逐渐发展成熟的一种偏振调制技术，对于成像型磁场测量设备（磁像仪），偏振和滤光系统合称为窄带偏振成像系统，而液晶调制是目前唯一可同时满足快速偏振调制和窄带可调谐滤光的电光调制技术。液晶调制器具有口径大、光谱范围宽、调制速度快、无旋转机构以及相位延迟连续可调的优势，使其成为下一代太阳望远镜磁场探测技术的强有力增长点。本文从液晶科学的发展历史出发，详述液晶调制技术在太阳磁场望远镜的2个核心部件——偏振分析器和窄带可调谐滤光器中的研究进展，探讨将液晶调制技术真正应用到太阳磁场常规观测中的技术挑战和发展方向。

1 液晶科学的发展历史及液晶调制器基本工作原理

1888年，奧地利植物学家弗里德里希•莱尼泽（Friendrich Reinitzer，1857—1927）在研究胆固醇苯甲酸酯时发现：其被加热至145.5℃时会由固体变成白浊稠状的液体；继续加热到178.5℃时，白浊的液体又会变成透明的液体。也就是说，胆固醇苯甲酸酯有2个熔点。他还发现，处于2个熔点间的胆固醇苯甲酸酯对光束具有双折射性——当光束照射到这个状态的胆固醇苯甲酸酯上时，会产生2条折射光线。莱尼泽不知如何解释该现象，于是联系德国物理学家奥托•雷曼（Otto Lehmann，1855—1922）做进一步的讨论。雷曼使用偏光显微镜经过深入细致的研究，证实了2个熔点间的中间相态兼有液体的流动性和晶体的光学各向异性，故命名该相态为“液晶相”，“液晶”（liquid crystal）一词由此而来。1920—1960年之间，连续体弹性形变理论和Maier-Saupe平均场理论的提出和完善，奠定了液晶科学的基础理论；20世纪60年代开始，液晶在显示方面的应用使得液晶技术获得迅速发展。目前，液晶调制技术被广泛应用于液晶显示、遥感、天文、激光及军事等诸多领域[3-8]。

在太阳物理乃至天文研究领域，常用的液晶调制器件主要有向列液晶可变延迟器（nematic liquid crystal variable retarder,LCVR）和铁电液晶调制器（ferroelectric liquid crystal modulator,FLC）。这2种液晶调制器组成基本相同[3]，如图1 所示。液晶调制器的基底通常是由各向同性且均匀的熔石英材料制成。基底的外表面镀增透膜以减小表面反射损失，内表面镀ITO导电膜用于电压调制。在ITO导电膜上涂有一层经摩擦形成极细沟纹的取向膜，由于液晶分子具有液体的流动特性，取向膜有利于促进液晶长轴沿与基底表面平行方向取向。液晶调制器的上、下基底严格平行，间距约2～10μm（通过喷洒Spacer 精确控制间距），中间注入液晶材料并封装。在2个基底内表面的ITO导电膜之间加驱动电压，可实现液晶调制。

图1 液晶调制器组成Fig.1 Structure of liquid crystal modulator

1.1 向列液晶可变延迟器（LCVR）

向列液晶可变延迟器采用向列相液晶（nematic liquid crystals）材料。向列相液晶由长径比很大的棒状分子组成，分子质心无长程有序性；具有类似于普通液体的流动性，分子不排列成层，能上下、左右、前后滑动，只在分子长轴方向上保持相互平行或近于平行；分子间短程相互作用微弱，属于范德瓦尔斯引力。这种分子长轴彼此相互平行的自发取向过程使液晶具有显著的双折射性，而液晶分子的长轴方向决定LCVR 光轴的方向。因此，当ITO导电膜之间的驱动电压V=0时，液晶分子沿着长轴（光轴）平行排列，并且平行于基底表面，此时，xy平面内的双折射率最大，LCVR 获得最大的相位延迟量；当驱动电压V≠0时，液晶分子的长轴向z方向倾斜，此时xy平面内的双折射率随着z方向的电压增大而逐渐变小，LCVR 的有效相位延迟量也随之减小。可见，LCVR 的相位延迟可以通过改变驱动电压而实现连续可调。由于液晶分子一般对外界电压极为敏感，LCVR 的驱动电压仅需几V 到十几V即可。另外，向列相液晶对驱动电场的方向不敏感，为了保证LCVR 的稳定性和防止其被击穿，通常采用1～2 kHz 的交流方波电压驱动。即在LCVR 上施加2 kHz 的±5 V 电压，液晶的电光调制效果相当于1个5 V 的直流电压。LCVR 的响应时间一般在10～100 ms。

1.2 铁电液晶调制器（FLC）

铁电液晶调制器采用手性近晶C 相液晶。近晶C相液晶由棒状或条状分子组成，分子排列成层，层内分子长轴相互平行，方向倾斜于层面。因为分子排列整齐，近晶C相液晶的规整性更接近晶体，但分子质心位置在层内无序，可以自由平移，从而有流动性，但黏度很大。近晶C相液晶的分子可以前后、左右滑动，不能在上下层之间移动。当液晶分子结构含不对称的手性基团时，能形成扭曲的螺旋结构，具有胆甾相的光学性质，称为手性近晶C相。这类液晶分子结构的特征是，在同一层中分子相互平行，各层分子与本层法线倾角保持不变，但所有分子在层面上的投影呈螺旋状排列。铁电液晶调制器的液晶厚度小于液晶螺距；手性近晶C 相层与基底垂直，螺旋轴与基底平行。铁电液晶调制器只有±θ这2个状态，当ITO导电膜之间加正向电场时，液晶分子长轴绕着z轴旋转-θ；当ITO导电膜之间加负向电场时，液晶分子长轴绕着z轴旋转+θ。由于，在电场变化下FLC光轴仅在±θ这2个状态之间变化，而且理论上θ≤45°，所以，FLC可实现光轴的快速调制，而相位延迟保持不变。该特性正好与LCVR 相反。此外，由于FLC对电场方向敏感，故与LCVR 不同，FLC是真正的交流调制，响应时间可以短至1 ms。

2 液晶调制技术在太阳磁场探测中的应用

2.1 太阳磁场测量

图2是太阳望远镜的白光像、单色像和磁场测量系统框图。可以看到：望远镜和探测器组合可以获得太阳的白光像；在望远镜和探测器之间加入窄带滤光系统，可获得太阳的单色像；在望远镜和探测器之间同时加入偏振系统和窄带滤光系统，则可获得太阳的单色偏振像，然后通过反演可以得到太阳磁场信息。本文主要针对液晶调制技术在窄带偏振成像系统中的应用展开，具体来说，是研究LCVR和FLC这2种液晶调制器在窄带偏振成像系统中的应用情况。窄带偏振成像系统主要包括偏振分析器和窄带可调谐滤光器2部分。

图2 太阳磁场测量系统Fig.2 Block diagram of solar magnetic field measurement system

2.2 偏振分析器

探测器仅对太阳光强度敏感，故偏振测量实际上是偏振调制/解调的过程，即将来自太阳的偏振信号调制到光强分量，然后被探测器采集，最后再通过后期解调得到真实的太阳偏振信息，进而反演计算太阳磁场信息。偏振分析器是太阳望远镜实现偏振调制的核心组件，通常由偏振调制器和检偏器组成——偏振调制器用于实现Stokes偏振信号Q、U、V 之间的相互调制；检偏器用于将偏振参数Q、U、V 调制到光强I分量，两者组合实现偏振调制。

太阳望远镜常用的偏振调制包括光弹调制、机械旋转调制、KD*P晶体调制和液晶调制4种方式。光弹调制由于调制速度太快（几十kHz），导致现有的探测器件无法同步响应，目前为止仅有ZIMPLE[9-10]采用该方法，须配备特殊模式的CCD，无法广泛应用。机械旋转调制通过旋转127°波片来实现偏振信号的调制，其优点是系统简单、口径大、波长覆盖广（紫外—中红外）、可移植性强，缺点是调制速度完全依赖于空心电机转速导致调制速度较慢、信号同步困难、存在光束摆动等，目前运行的望远镜中，GST、NVST、DKIST、HINODE 采用该方式[11-14]。KD*P晶体调制由于其调制速度快（几十Hz～kHz）、光学质量好，自20世纪80年代开始被广泛使用，但其容易潮解、交流高压调制难度大、导电膜易发黑，且该方式对晶体质量和装配要求极高，目前只有SMFT、SMAT 等望远镜使用[15-16]。液晶调制是随着液晶显示发展起来的新兴偏振调制技术，1992年美国国家太阳天文台的L.J. November和L.M.Wilkins率先设计了液晶偏振分析器，并在NSO/SPVacuum Tower Telescope 上进行了初步测试[17]；之后液晶调制器所具有的口径大、光谱范围宽（0.4～5 μm）、调制速度快、驱动电压低（0～10 V）、无旋转机构以及相位延迟连续可调的优势，使其逐渐被广泛应用于VTT、THEMIS、SST、GREGOR、K-Cor、FASOT、Solar Orbiter、SUNRISE、ASO-S等地基和空基太阳望远镜[18-25]。

液晶偏振分析器根据其调制器件和调制方式的不同分为LCVR 型和FLC 型。

2.2.1 LCVR 型偏振分析器

基于LCVR 相位调制的偏振分析器称为LCVR型偏振分析器。如图3所示，LCVR 型偏振分析器通常由2个LCVR 和1个偏振片或偏振分光棱镜组成，LCVR1 的光轴与偏振片的透光方向一致，LCVR2的光轴相对于LCVR1旋转45°，通过调节2 个LCVR 的电压可实现对偏振光的状态调制。

图3 LCVR 型偏振分析器Fig.3 LCVR-based Stokes polarimeter

虽然LCVR 的响应速度比FLC稍慢，但其工艺较简单、稳定性更好，尤其实践证明可用于空间望远镜，使得LCVR 型偏振分析器得到更加系统的研究和更广泛的应用。自2005年以来，西班牙国家太空科技研究所（INTA）的A. Alvarez-Herrero等以SUNRISE、Solar Orbiter 太阳望远镜需求为基础，针对LCVR 型偏振分析器做了大量系统深入的研究，进行了LCVR 的空间环境适应性试验，分析了LCVR 在质子辐照、伽马辐照、紫外辐照、热循环、热真空及力学等环境试验前后的光学性能差异，明确了LCVR 可满足空间太阳卫星的应用需求；针对LCVR 在白光K 冕仪中的应用，设计了宽视场LCVR 型偏振分析器，并应用于Solar Orbiter/METIS日冕仪；提出了一种基于偏振效率最优化的驱动电压精确调节方法，并应用于Solar Orbiter/PHI太阳磁像仪，显著提高了PHI的信噪比[26-28]。

相比于国外，2002年国家天文台怀柔观测基地的张志勇等已经开始LCVR 型偏振分析器的研究，并于2007年成功研制出第1台近红外波长1083 nm的LCVR 型偏振分析器；之后由于种种原因，LCVR的研究一度中断，直至2017 年我国第1个空间太阳望远镜ASO-S的立项才得以继续。全日面矢量磁像仪FMG 是ASO-S卫星的主载荷之一，将以高时间分辨率、高空间分辨率和高偏振灵敏度开展全日面太阳矢量磁场测量，采用了LCVR 调制。ASO-S项目初始，FMG计划直接购买INTA 的LCVR，但国际采购计划屡屡受挫；最终，FMG 项目组决定与中国工程物理研究院流体物理研究所合作研制LCVR 型偏振分析器。彼时，该所已经有10多年的LCVR 生产经验，但产品指标尚未达到FMG 的指标需求。自2018年年初至2020年年底的3年时间里，FMG 项目组的侯俊峰等从LCVR 的材料选择、生产工艺直至LCVR 型偏振分析器的设计、检测和优化等各个环节开展系统深入的研究，将LCVR 型偏振分析器从实验室真正迁移到了太阳望远镜工程应用中。他们根据ASO-S太阳科学卫星的环境辐射要求，对LCVR 的空间辐射环境，包括质子辐照、伽马辐照和紫外辐照的适应性进行系统研究，并发现：向列液晶调制器加驱动电压后，质子辐照产生的相位延迟漂移远大于不加驱动电压时；向列液晶离子浓度越高，受伽马辐照影响越小。该发现为向列液晶材料的选择和空间辐射防护提供了新方向。

LCVR 是电光调制器件，可通过改变驱动电压来改变液晶的等效折射率，从而实现偏振调制。然而，向列液晶波片的多光束干涉效应及等效折射率变化综合作用，导致其透过率随驱动电压振荡，使得向列液晶偏振分析器产生2%～4%的偏振本底，降低了偏振测量灵敏度。侯俊峰等通过在向列液晶调制器中增加匹配膜将其透过率振荡降低到原来的1/3，而且匹配膜的使用隔绝了液晶中电子、离子向电极两端的运动，极大提高了液晶调制的稳定性。此外，他们提出了一套液晶偏振分析器的精确装调方法，通过精密调节、优化设计和变换液晶驱动电压将液晶偏振分析器的偏振本底由2%降低到0.1%以下，极大提高了液晶偏振分析器的偏振测量灵敏度[29-32]。

总体而言，经过近几年的跨越式发展，我国的LCVR 型偏振分析器已与国际同类产品具有相当性能，并且完全拥有自主知识产权，这对于我国未来太阳望远镜尤其是空间太阳望远镜项目的顺利实施具有极其深远的影响。

2.2.2 FLC型偏振分析器

基于FLC光轴方位调制的偏振分析器称为FLC型偏振分析器。如图4所示，FLC型偏振分析器通常由2个FLC、1个1/4波片QWP和1个偏振片或偏振分光棱镜组成。与LCVR 不同，FLC型偏振分析器的相位延迟固定，FLC1的相位延迟为180°，FLC2的相位延迟为90°，通过调制FLC的驱动电压实现对其光轴方位的调制，通过优化FLC1、FLC2和QWP的光轴方位实现偏振测量。FLC 的响应时间可短至1 ms、视场大且不存在类似LCVR的偏振本底，因此，FLC型偏振分析器具有更高的偏振灵敏度，尤其适合应用在地基太阳望远镜以减小Seeing 对偏振灵敏度的影响。目前，美国高山天文台的K-cor 和我国云南天文台的FASOT均使用了该类偏振分析器。其中，K-cor 采用了定义型线偏振设计，只测量日冕的线偏振参数I、Q、U；FASOT基于偏振效率优化方法设计了全Stokes参数FLC型偏振分析器，并使用“光开关”技术提高了偏振分析器的灵敏度。这2种偏振分析器的组成和图4一致，区别在于根据不同偏振信号探测需求，优化获得的元器件光轴方位不同[24-25]。

图4 FLC型偏振分析器Fig.4 FLC-based Stokes polarimeter

尽管FLC 在灵敏度上优于LCVR，但是FLC的工艺实现难度远大于LCVR，且其空间适应性尚未得到充分验证。截至目前，FLC型偏振分析器的应用仅局限于地面太阳望远镜，FLC器件也主要来自美国Meadowlark 公司，国内尚不具备研制光学级FLC的能力。

2.3 窄带可调谐滤光器

太阳磁场（尤其在光球层）的观测谱线主要为夫琅禾费谱线，夫琅禾费谱线的最大特点是带宽极窄，FWHM 在0.03 nm 以内，且在如此窄带宽内偏振信号随波长显著变化。因此，太阳磁场测量对滤光系统提出极为严苛的需求，滤光带宽通常须在0.01 nm 左右。

如此窄的带宽使得滤光系统，尤其是成像型滤光系统的研制非常困难。目前虽然有很多滤光方法，但真正能够满足太阳窄带成像要求的滤光系统仅有Lyot 型双折射滤光器、Solc型双折射滤光器、Lyot-Michelson 滤光器和F-P腔滤光器。然而，这4种滤光方式各有优缺点：Solc型双折射滤光器透过率高但只能在1个波长位置观测；Lyot 型双折射滤光器和Lyot-Michelson 滤光器视场大、谱线可扫描，但是透过率低；F-P腔滤光器透过率高、谱线扫描速度快，但视场小。因此，只能针对不同的观测需求选择最适合的滤光方式。例如：F-P腔滤光器适合进行高分辨、小视场快速扫描成像观测；大视场、全日面乃至日冕的窄带成像观测，则需要Lyot型双折射滤光器。

自1933年法国天文学家Lyot 发明了Lyot 型双折射滤光器以来，该滤光设备迅速在太阳磁场、太阳光球、色球、日冕的窄带成像观测中得到广泛应用，取得了许多重大的科学成果。我国的太阳望远镜成像设备，自1986年由艾国祥院士主导研制的35 cm 太阳磁场望远镜投入常规应用以来[15]，均采用了Lyot 型双折射滤光器[33-34]。然而，随着科学研究的日益深入，Lyot 型双折射滤光器的发展所面临的最大制约——通过波片旋转扫描谱线轮廓——逐渐显现。图5为传统的一级Lyot 双折射滤光器，采用旋转1/2波片的方式实现谱线连续扫描。这种扫描模式一方面由于采用机械旋转机构而速度较慢，无法适应现在的快速谱线轮廓扫描需求；另一方面，每一级都有1个旋转电机，1个7级的滤光器将有7个旋转级，结构复杂，给太阳磁场望远镜的空间应用带来极大风险和诸多困难。相比之下，液晶型Lyot 双折射滤光器具有明显优势。图6为一级液晶型Lyot 双折射滤光器，与图5相比，相当于用1个LCVR 完全取代了传统的1/4波片和1/2波片旋转机构。LCVR 快速调制将传统的波带扫描时间由s级缩减至几十ms；而且LCVR 完全由低压驱动，整个滤光器的光、机、电结构简单，大大增强了滤光器的空间适应性。因此，液晶型Lyot 双折射滤光器能够完全弥补传统双折射滤光器的不足，是Lyot 双折射滤光器进一步发展的必然选择。

图5 传统的Lyot 双折射滤光器Fig.5 Classical Lyot birefringent filter

图6 液晶型Lyot 双折射滤光器Fig.6 LCVR-based Lyot birefringent filter

1997年D.Elmore等成功研制了一台He I 1083 nm 近红外液晶可调谐Lyot 双折射滤光器[35]，带宽0.135 nm，并在高山天文台Mauna Loa 太阳观测站进行了首次全日面He I成像观测；在此基础上，他们于2008年研制了1074.7和1079.8 Fe XIII双波长近红外液晶可调谐Lyot 双折射滤光器进行日冕磁场测量（Coronal Multichannel Polarimeter,CoMP）[36]，带宽0.13 nm。此外，1999年Ichimoto等也研制了一台Fe XIV 530.3 nm 液晶可调谐Lyot 双折射滤光器用于日冕发射线观测[37]，带宽0.1 nm。截至目前，国外发展成熟且已经投入常规运行的液晶可调谐滤光器均用于日冕测量，带宽在0.1 nm 及以上。国内的液晶可调谐滤光器研制起步较晚，2015年王东光等研制了一台Ha 656.3 nm 液晶可调谐Lyot 双折射滤光器，带宽0.05 nm，但由于当时从Meadowlark 定制的LCVR 存在较大的稳定性等问题，该滤光器并未投入使用；2018年—2020 年期间他们重新更换了国产LCVR，并进行了大量性能测试、误差分析和技术改进，初步解决了稳定性等问题，目前该Ha 656.3 nm 液晶滤光器已顺利出光并开始进行试观测[38]。

然而目前的液晶滤光器的带宽均在0.05 nm 以上，距离可用于光球磁场测量的带宽（0.01 nm）依旧很远。Ichimoto等于2015年前后研制了一台多波段可调谐窄带液晶滤光器并在NVST 上进行了初步试观测试验，但其性能如何、能否投入常规观测尚未知。国家天文台孙英姿等计划在国家大科学工程“子午工程”（二期）的全日面太阳色球望远镜项目中研制一台带宽0.02 nm 的液晶可调谐滤光器，该项目已经开始技术攻关，预计2023年投入观测。

3 技术挑战和未来发展

与传统偏振光学器件不同，液晶属于液晶相高分子材料，液晶调制器的有效光学厚度在波长量级，因此，其无论是理论机制、加工工艺还是最终技术实现上与传统偏振光学器件均有着本质的区别。这些新技术新方法的应用在带来诸多优势的同时还存在类似干涉效应、偏振本底、稳定性和空间适应性等问题，需要我们继续深入研究和技术攻关。

3.1 技术挑战

1）灵敏度问题

偏振灵敏度是偏振分析器设计的最核心指标，实现高偏振灵敏度是未来液晶偏振分析器能否完全取代传统电光晶体调制器所面临的最大挑战，其中高偏振灵敏度LCVR 型偏振分析器的研制难度最大。正如第2章所述，LCVR 的工作原理决定了其透过率必然会随着驱动电压变化而变化（干涉效应），从而产生偏振本底，降低其偏振灵敏度。LCVR 液晶盒内部的折射率匹配得好坏直接决定偏振分析器偏振本底的大小。虽然通过简单的折射率匹配和偏振分析器的精确装调优化，可以将偏振本底降低到0.1%以下，但当入射角度增大后，现有的优化效果将大打折扣。因此，最有效的手段仍然是从工艺上进行精确的折射率匹配，以从本质上降低偏振本底，提高偏振灵敏度；而且可以有效提高LCVR 的透过率和信噪比。然而，折射率精确匹配与LCVR 的其他电光性能之间的兼容性如何？LCVR是否仍然能在响应时间、相位延迟和稳定性等方面保持原有性能？是LCVR 型偏振分析器下一步需要去反复试验和深入研究的主要问题。

影响LCVR 型偏振分析器灵敏度的另外一个参数是响应时间，目前ASO-S/FMG 的LCVR 型偏振分析器的响应时间已达50 ms以内。LCVR 的响应时间与其使用的液晶材料有关，侯俊峰等的实测分析表明：现有的LCVR 的响应时间最短可以控制在35 ms左右。如何在现有液晶工艺条件下，通过外围电控和偏振测量方法的多重优化，将最终实际可用的响应时间缩减至10 ms以内，是需要密切关注和突破的技术问题。

2）稳定性问题

LCVR 对驱动电场方向不敏感的特征带来了另一个问题——稳定性。在液晶可调谐滤光器中，很多情况下需要保持LCVR 的驱动电压固定不变，此时LCVR 内部液晶分子永远偏向一个方向。由于液晶的液体特性、黏性、弹性以及其他未知因素综合作用，可能使液晶内部结构发生微弱变化，从而影响LCVR 的相位延迟调制的准确性，最终导致液晶可调谐滤光器的透过轮廓不再稳定，因此需要研究新的技术手段从硬件或软件上解决此种不稳定带来的影响。另外，LCVR 对驱动电压的响应呈指数变化，驱动控制器的精密稳定性设计和定标也是影响LCVR 稳定性的关键技术。

3）窄带液晶可调谐滤光器关键技术

目前为止仍然没有一台带宽0.01 nm 的液晶滤光器投入使用，要将滤光器带宽由0.05 nm 降低到0.01 nm，液晶调制技术面临的最大问题是什么？如此窄的带宽下，LCVR 视场效应影响如何？原有的理论模拟、仿真、分析、测试和定标手段是否依然有效？都需要我们进一步去探索和系统深入地研究。

4）空间适应性问题

液晶调制技术是空间太阳望远镜的最优选择。随着空间望远镜项目的日益增多，必须深入研究液晶器件的空间适应性。FLC方面，如何设计更加稳定和空间化的FLC是未来必须解决的问题；LCVR方面，需要着重关注高压充电对LCVR 性能指标的影响。在地球同步轨道，卫星的充电电压可达上万V，而LCVR 是非常敏感的电压响应器件，5 mV 的驱动电压变化就将导致LCVR 的相位延迟变化1°，因此，开展液晶辐照精细仿真和试验、设计有效辐照防护是推进液晶调制技术真正可靠地应用于空基太阳望远镜的关键技术。

3.2 技术应用展望

1）空基太阳望远镜

随着我国空间技术的迅猛发展，太阳科学和空间望远镜技术研究将成为未来的重点发展方向之一，太阳极轨探测、抵近探测、立体探测等计划已陆续开展。而磁场是太阳物理研究的源头，几乎所有的太阳科学卫星都配备了磁场测量设备，液晶调制技术则是未来发展空间磁场探测载荷的最佳选择。尤其是ASO-S/FMG的顺利实施，为液晶调制技术在空间太阳磁场望远镜上的全面应用奠定了坚实基础。但1个磁场望远镜载荷通常需要9个左右LCVR，而LCVR 又属于光、电结合的单点失效器件，任何一个LCVR 异常都会给载荷带来致命的影响。未来空基液晶调制技术的主要发展方向是提高液晶器件的空间适应性，这直接决定了载荷在轨的工作模式、定标模式以及科学数据的有效性。

2）地基太阳望远镜

高灵敏度、高精度偏振测量是新一代大口径太阳望远镜实现精确磁场测量的核心指标。例如，美国刚刚出光的4 m 级太阳望远镜DKIST[39]和欧洲正在预研的4 m 级太阳望远镜EST[40]均要求偏振灵敏度达到10-5Ic，偏振测量精度达到5×10-4Ic；我国正在研制的8 m 级中国巨型太阳望远镜CGST[41]要求偏振灵敏度在10-5Ic以上，偏振测量精度达到2×10-4Ic。不仅如此，大口径太阳望远镜对偏振系统的视场提出了更高要求。例如，由南京大学方成院士主导研制的2.5 m 大视场高分辨率望远镜WeHoT要求观测视场达到7′；CGST的观测视场要求在3′以上[42]。表1给出目前常用的4种成像型滤光器的参数对比，可以看到，WeHoT 和CGST望远镜应用这些滤光器所能实现的可观测视场均远远低于实际需求。因此，满足大口径、大视场、高透过率、高灵敏度观测的液晶调制技术是地基大口径太阳望远镜未来的主要发展目标。

表1 太阳望远镜常用的4种窄带成像型滤光器参数对比（以磁敏谱线Fe I532.42 nm，带宽0.012 nm为例）Table 1 Comparison of parameters of four kinds of classical narrowband imaging filters for solar telescope(FeI 532.42 nm, bandwidth 0.012 nm)

偏振分析器方面，大口径、高稳定性是LCVR和FLC未来的重点发展方向；液晶滤光器方面，近年来人工双折射晶体，如TeO2、LiNbO3等晶体的加工工艺日趋成熟，其中TeO2晶体的双折射率与传统冰洲石晶体相当，且口径可达100 mm 以上，有望增大观测视场，为实现大视场、高透过率的液晶可调谐Lyot 双折射滤光器提供了可能。

4 结束语

快速偏振调制和超窄带滤光是太阳光学望远镜实现磁场探测的最核心手段，而液晶调制是目前唯一可同时满足偏振和窄带调谐滤光的电光调制技术，且液晶调制器具有口径大、光谱范围宽、调制速度快、无旋转机构及相位延迟连续可调的优势，因此有理由相信液晶调制技术将在我国未来空基、地基太阳磁场探测中发挥至关重要的作用，成为未来10～30年我国太阳望远镜获得高质量太阳磁场数据、实现重大科学成果产出的重要技术保证手段。其应用涉及的技术挑战有待进一步研究攻关。