空間太陽觀測具有全天時、全天候觀測的優(yōu)點,是研究太陽磁場的重要手段。我國于2011年提出深空太陽天文臺(DSO)科學計劃,其主載荷太陽磁場望遠鏡(MFT)要求在日地間L1點暈軌道實現(xiàn)393nm~656nm光譜范圍內0.1″~0.15″高分辨率成像,是科學與技術上的難點。目前,MFT在光學系統(tǒng)選型、雜散光抑制、熱仿真分析方面依然研究不成熟,本文針對以上問題進行了深入研究,具體研究方法及成果如下:(1)分析了太陽望遠鏡常用結構型式及其應用特點,結合MFT指標要求,確定了反射-折射型、格里高利型兩種結構型式。采用共焦面設計方案分別進行光學系統(tǒng)設計,結果顯示,準直鏡系統(tǒng)在393nm~656nm譜段、較大相對孔徑和較長焦距的情況下實現(xiàn)了復消色差,并在全譜段內達到衍射極限成像。對光學系統(tǒng)進行熱差分析,結果表明,反射-折射型和格里高利型MFT準直鏡能夠衍射極限成像的工作溫度分別為20±1℃、20±6℃。(2)分析了MFT在雜散光抑制方面與其它天文望遠鏡的不同,提出通過增大主鏡尺寸來實現(xiàn)消雜散光的方法,該方法避免非光學面成為照射面,在減小雜散光產(chǎn)生風險的同時又降低了熱控難度。針對兩種結構型式光學系統(tǒng)分別進行了鏡筒、擋光板、視場光闌、排熱光闌設計,進而進行雜散光仿真分析,結果顯示,反射鏡表面散射是系統(tǒng)雜散光主要來源。(3)基于全積分散射及雙向散射分布函數(shù)理論,針對雜散光抑制要求提出一種光學表面粗糙度控制方法,該方法以帶限均方根粗糙度控制表面拋光精度,能準確表征表面散射與系統(tǒng)雜散光性能的關系。利用該方法,針對不同的雜散光抑制要求,對MFT反射鏡表面粗糙度提出相應的控制要求。(4)常用熱分析軟件將太陽視為點源,分析得出點源不適用于MFT熱仿真分析。根據(jù)MFT的特點,提出將光學分析軟件得到的照度分布作為熱分析模型中的熱載荷,避免重新構建太陽模擬源。利用該方案對MFT進行熱設計和熱分析,量化了相關因素對主要光學元件溫度分布的影響程度。(5)對兩種型式MFT準直鏡進行了公差分析,加工了格里高利型MFT準直鏡樣機,對其成像性能、溫度敏感性進行了測試,測試結果與設計吻合。
【學位單位】：中國科學院大學(中國科學院西安光學精密機械研究所)
【學位級別】：博士
【學位年份】：2018
【中圖分類】：P111;P182.2
【部分圖文】：

第 1 章 緒論 觀測。其望遠鏡采用卡塞格林結構設計，通光口徑 300mm能夠實現(xiàn) 1″空間分辨率成像，其結構如圖 1.1 所示。望遠光片以阻止非成像波長的輻射進入系統(tǒng)。其中三個扇形濾光透波長 171 、195 、284 ，一個圓形濾光片是針對波長 12透膜，所有濾光片都要求將可見光抑制在 10-4量級以下，以熱要求。主鏡后側安裝兩個濾光輪，濾光輪中四個濾光片之同波長成像通道，除此以外濾光片還能進一步抑制雜散光。

圖 1.2 Hinode-SOT 光路圖Figure 1.2 Hinode-SOT light path diagram衛(wèi)星是美國宇航局（NASA）“與恒星共存（LWS）”計劃實施 2010 年發(fā)射，其科學目標是研究太陽活動如何影響地球生命術系統(tǒng)，具體探究太陽磁場如何產(chǎn)生、構成，以及如何將蘊藏到日光層和地球空間[28-32]。SDO 攜帶三種載荷：極紫外變化性、日震與磁場成像儀（HMI）、大氣層成像部件（AIA）。與 HinI 利用可見光測量太陽大氣磁場矢量，其結構圖如 1.3 所示。H折射式伽利略望遠鏡設計，通光口徑 140mm，探測視場 34′×7.3nm，能以 0.91″衍射極限空間分辨率對太陽成像。光學望遠鏡，帶通寬度為 50 ，能夠阻止絕大部分熱流輻射進入鏡筒內，散光抑制要求。盡管 SDO 空間分辨率不及 Hinode-SOT，但

圖 1.3 SDO-HMI 結構示意圖Figure 1.3 Structure of SDO-HMI未來太陽探測計劃已經(jīng)在軌運行的衛(wèi)星，國際上還在積極開展未來的空間太在研狀態(tài)的包括日本 Solar-C、歐洲 Solar-Obiter 等，下面紹。是日本下一代空間太陽探測衛(wèi)星[33, 34]，概念圖見圖 1.4。200de 衛(wèi)星是極其成功的太陽觀測衛(wèi)星，科學家不僅首次確定 波，而且意識到色球層是理解磁大氣中磁場加熱、磁場消。在 Hinode 衛(wèi)星基礎上，Solar-C 擬對整個太陽大氣進行譜分辨率觀測，以進一步理解太陽大氣動態(tài)和本質特征。斷望遠鏡（SUVIT）口徑 1500mm，探測視場 3′×3′，能
【參考文獻】

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本文編號：2857549