翻译稿-稀疏孔径成像系统的设计与实现

1、稀疏孔径成像系统的设计与实现Soon-Jo Chung*, David W. Miller*, Olivier L. de Weck*空间系统实验室，麻省理工学院，马萨诸塞州，02139，美国摘要为了更好地了解在设计和建设稀疏孔径阵列中遇到的技术困难，进行了建设白光Golay-3望远镜的挑战项目。麻省理工学院自适应侦察Golay-3光学卫星（Adaptive Reconnaissance Golay-3 OpticalSatellite ,ARGOS）项目利用广角斐索干涉仪技术重点是将光学和航天器子系统模块化。开发出了独特的设计程序包括相干波前传感的性质，控制和结合其它各种系统工程的多个方面，

2、以实现成本效益。为了演示一个完整的航天器在1-g的环境中的运行情况，ARGOS 系统被安装在一个无摩擦的气浮轴承上，并具有能够跟踪像国际空间站或行星这类快速轨道卫星的能力。利用波前传感技术减少初始偏差，并反馈实时畸变到光控制环路。本文介绍了ARGOS系统在构想、设计和实施阶段的得出的不用结果和经验。初步评估报告表明光束组合是稀疏光学阵列中最具挑战性的问题。由于公差紧束的原因，进行光学控制是最重要的。波前传感/控制要求似乎是一种主要的技术和成本动因。关键词：稀疏孔径；多孔径光学系统；斐索干涉仪；相控阵望远镜1简介在天文学中要求更大的细角分辨率就必须要增大望远镜的口径。但是，空间望远镜的主镜口径受

3、到体积、运载火箭的最大承受重量以及制造成本的限制1。因为单个镜片的制造成本随着面积的增大而飞速上升，比如像哈勃空间望远镜就已经处于经济上可行的极限，我们正采用像分段镜望远镜和干涉稀疏孔径光学系统这些突破性的技术来努力打破这一趋势。而长基线恒星迈克尔逊干涉仪从一个独立的收集器中提供光源进行光束合成，在一段时间后获得干涉条纹，斐索干涉仪能产生具有完全即时U-V覆盖的直接图像。因此，斐索干涉仪是适合于扩展对象的光学成像和快速变化的目标。与迈克尔逊干涉仪的长基线相对比，斐索干涉测量系统往往具有紧凑的望远镜阵列。专为稀疏阵列设计的最佳成像配置是由Golay首次提出的2。稀疏阵列是一个有前途的应用，他不需

4、要极其高的灵敏度（存在亮光源），允许是一个相对受到限制的视场（field-of-view,FOV）3-5。在相控阵望远镜领域内的一个著名的项目就是美国空军研究实验室（Air Force Research Laboratory, AFRL）的多用途多个望远镜测试平台（Multipurpose Multiple Telescope Tested, MMTT）6。MMTT是由4个直径20cm的望远镜按视场（FOV）为15弧分分阶段组合在一起的。该MMTT采用了一个复杂的激光测量干涉仪来检测波前误差（wavefront error, WFE）。由洛克希德马丁公司建造的多孔径成像阵列用来描述相位分集计算

5、技术称为WFE传感。该稀疏阵列由无焦望远镜按“Y”型排列而成，并被组合到一个具有共同焦点在斐索干涉仪上。在实验室中通过对扩展的图像投影第一次得到了宽频带多望远镜成像阵列分阶段进行的视场中的一个显著场。为开发下一代太空望远镜（Next Generation Space Telescope, NGST）8，目前人们已经对波前传感和控制开展了广泛的研究。为了更好地了解在设计和建设稀疏孔径阵列中遇到的技术困难，进行了建设白光Golay-3望远镜的挑战项目。麻省理工学院自适应侦察Golay-3光学卫星（ARGOS）项目利用广角斐索干涉仪技术重点是将光学和航天器子系统模块化。自适应侦察Golay- 3光学

6、卫星（ARGOS）项目的目标是展示一个以空间为基础的光学系统模块化的架构的实用性。图1突出了主要功能和观察的目标物体。为了演示一个完整的航天器在1-g的环境中的运行情况，ARGOS系统被安装在一个无摩擦的气浮轴承上，并具有能够跟踪像国际空间站或星点这类快速轨道卫星的能力。模块化的架构设计突出了复制组件和快速接头的重要性。该系统是由分布在Golay-3上三个相同的口径组成的。从这些子望远镜中收集到的光被结合在一个中心模块中，然后被传送到电荷耦合器件（CCD）。波前传感技术被用来减少初始误差，以及反馈实时畸变到光控制环路。我们的目标是获得和使用单个孔径单片望远镜接收到的一样好的图像。当无线地面站下

7、载图像和遥测信息时，ARGOS系统能够自动的且以一种独立的形式运行。2稀疏孔径干涉阵列分析2.1阵列结构的测定例如分辨率和环绕能这种传统的图像质量标准并不适用于稀疏孔径或者其他的干涉阵列应用9。当我们观察像月球和淡淡的遥远的星云这类扩展的物体时，光学系统的评价远比简单地看一个点源响应（PSF）复杂。MTF是评估扩展对象的对比（调制）传输的特征的一个较好的标准。图3表示的是直径为0.21m（ARGOS子孔径直径），L=0.12m（实线），L=0.19m（破折号线），L=0.3m（点线）的PSF和MTF曲线图。一个完美的单片阵列，无光学相差，MTF具有线性递减的特性，（从图3的实线可以看出）。以稀

8、疏孔径为例，图3所示，MTF在中间空间频率范围会相对丢失，L=0.3m时，MTF出现了两个零值，而不是一个。第一个零记为Fr代表实际空间截止频率，定义为“实际分辨率极值” 。Fc是截止频率，其逆表示在正常的角分辨率的情况下，在Fc之前不出现Fr（另一个零值）。因此，Fc或者Fr越大，稀疏阵列将会得到更大的角分辨率。相对于单片孔径，半高宽（Full-Width-Half-Maximum，FWHM）的方法并不能充分测定角分辨率。假设件分辨率的大小完全由阵列的大小决定，PSF可以反应可达到的最大角分辨率，这个假设特别是对于非常大的基线的迈克尔逊干涉仪是成立的。从图3中可看出，PSF曲线的主瓣尺寸越来

9、越小，表明增大阵列尺寸L后，角分辨率会随之增大。但是，斐索干涉仪需要一个瞬间的全U-V覆盖，这限制了实际分辨率。另外，如上所述，在中频处的相对较大的丢失应该是要避免的。从Golay-3型稀疏孔径成像阵列的MTF曲线图，我们可通过下式计算角分辨率4 (1)当我们增加L时，阵列将会变得更加的稀疏，结果表现为，提高了PSF曲线图的旁瓣高度。L=0.3m时的MTF曲线图（图3的点线）有两个零值，而其他线只有一个。那就意味着分辨率是由Fr决定的，而不是Fc，其逆表示一个镜片有一个角分辨率（）。因此稀疏阵列相对单一望远镜没有优势。ARGOS阵列结构选择L=0.19185m，D=0.21m作为子望远镜，对于

10、单一的镜片，给出了一个更好的理论角度分辨率为0.35角秒而不是0.55角秒，以及一个合理的MTF特性。2.2光束合成误差为了实现相控光束组合，在光束组合器中有三个主要的波前误差需要被控制。这些误差是光程差（Optical Path Difference ,OPD），提示/倾斜误差，瞳孔映射误差。2.2.1光程差（活塞）误差我们可以使用由Mennesson给出的干涉方程得到光程差误差产生的影响（2）r表示离轴角方向，表示方位角，D是一个子孔径直径，（）阵列结构的极坐标，是相移。当活塞误差增大时，包络线的变化会引起PSF的两个主要误差。首先，主要的包络线沿着活塞误差的方向偏移。包络偏移所得到的方向

11、是活塞错误方向的矢量和由误差量加权。其次，无任何活塞误差时，与正常的的PSF相比它的峰值强度会下降，从而降低信噪比（Strehl Ratio ,SR）。主瓣的尺寸也扩大表明角分辨率的降低（图4可看出）。当一个活塞误差为时，则峰值强度为正常强度的98%。光束组合活塞误差的公差为=55nm。2.2.2提示/倾斜误差这里分析倾斜误差的方法是将是每个孔径的分部转换成更小的部件。然后就可以将3个子镜的Golay阵列想象成是由无数个小的子镜组成的。点扩散函数是通过将每个单元间相互干涉的结果相加而得。由于倾斜误差被加到了方程（2）的干涉项中从而在中央点处产生相位差。在倾斜误差的影响下读取到PSF图中的SR值

12、，在光束组合部分的最大允许倾斜误差被确定下来。这种FEM方法揭示了每条光束在进入光束组合器之间的倾斜公差要小于度（）。2.2.3瞳孔映射误差如果相干成像在任何主要的视场中都能被实现，光瞳映射过程必须被实现，这样出射光瞳才能是入射光瞳的精确（缩放）复制品3。这个约束通常称为光束合成的金科玉律。从图5的几何形状得出，Faucherre5得到的最后的光程差误差是由于不正确的瞳孔映射造成的，（3）这一个公式是用来查看不正确的切变和不正确的放大误差造成的影响4。 (4)是允许的切变误差，是放大倍率的公差为相干相位。这些结果都被画在了图6和图7中。在此之前，假设在没有放大倍率误差下，被认为是切变的公差。但

13、是，切变误差并不能在放大倍率误差图6中的任何范围产生ARGOS系统所要求的FOV。我们可以降低切变公差以达到FOV的要求或者我们可以通过在整个FOV内减少它的集中区来放宽FOV的要求。因此，瞳孔映射过程是决定稀疏孔径干涉阵列的合理视场的重要的限制因素。ARGOS系统子孔径的准直器被设计成公差为0.0095。但是，在ARGOS子望远镜中有一个调焦旋钮，用来调节第一个镜片和第二个镜片间的距离，从而更加精确的控制光束的大小。通常认为要求在制造中达到1/1000的放大倍率公差是非常严格了。图7描述的是单个子镜的放大倍率是如何影响一个稀疏孔径成像系统的切变公差的。这个图表明子孔径放大倍率可以被调谐到最大

14、容许的切变误差（侧瞳孔映射误差）从而降低控制的复杂程度。当放大倍率为10时，我们以降低视场的代价来大幅增加切变的公差值。3 ARGOS光学系统3.1子孔径通过选择一个现成的商业化的最高精密光学技术望远镜，可以显著的降低ARGOS光学系统的成本。但是，有必要定制一个自准直透镜用来将一个Dall-Kirkham型聚焦望远镜转换成一个放大率为10的远焦望远镜。准直透镜被放入望远镜的挡板上，使系统更加紧凑。利用ZEMAX将几个不同的连在一起的双峰进行优化，然后进行权衡分析。双胶合的一个缺点是它有多层黏合的的玻璃，因此如果温度变化，双峰可能会消失。虽然与氟化钙双峰作用能很好的减少色差，但氟化钙的高热膨胀

15、系数（18.3）迫使我们为寻求高效的消色差设计而选择其它的玻璃组合。Smith11建议FK51（像冠冕元素）同KzFS玻璃或者与LaK玻璃(像火石)混合。虽然用FK51-KzFS11混合玻璃可以将最大的焦点移动范围可以缩减到247微米，但却不是最好的选择，因为存在残余像差(通过ZEMAX预测波前误差均方根)。最终的FK51-BaK2混合玻璃设计可以达到271.6的焦点移动范围。3.2光程差和提示/倾斜误差的设计仔细观察图8中两个光学延迟线（optical delay lines, ODL）的设计，垂直的设计似乎能带来最大的便利。因为多轴的FSM能够生成所需的倾斜的传动结构以及细光程差控制。FS

16、M具有很小的分辨率，因此依赖于它我们可以实现小光程差的控制，这就使我们控制光学延迟线时更加简单。当并行ODL设计配上一个有限状态机时（图8），这一最终设计比垂直设计更加简单且经济高效。这样的设计无法进行粗光程差调节，但但这样的设计更加紧凑，且使得结构一体化设计更加简单。此外，它不需要一个平移阶段或者是一个顶部的镜子，这就能够降低成本和操作的复杂性。并且因为有较少的镜面表面，则总反射率将更大。更少镜像面会导致更少的结构性错位误差。在这两个垂直ODL设计和并行ODL设计中，精细光程差控制切变控制相结合在一起，因此，细光程差的变化就等同于切变变化。细光程差的变化将会影响到切变，影响不是很大，当调整的

17、小于10微米时，影响可以被忽略。这是因为我们对活塞误差的公差（50nm）比切变误差12微米更加严格。来自于PhysikInstrumente的细分辨率多轴FSM被选定为ARGOS的ODL- FSM执行器，它能够控制倾斜和活塞运动。3.3锥体镜和光束合成器锥体镜将三束光转成45度入射到光束合成器中。考虑到将一个常规镜中做成锥体镜的成本，我们选择了一个定制的锥体镜。造成高成本的主要原因是我们需要买价值1000多美元的特殊的薄透镜，然后将它们安装好，精确度要达到+/- 0.001 (+/- 3.6 arcsec)。锥体镜不能由常规的薄透镜制造而来，那是因为它们会限制光束直径。我们定制的锥体镜其表面峰

18、、谷间的精确度达到了，+/- 3 arcsec的角度误差，50mm的通光孔径。基底材料为BK7，涂上AlSiO(铝氧化硅)。在可见光范围内反射率大概为90%，图9的两个点扩散函数演示了FSM是如何在锥体镜中补偿+/- 3 arcsec误差的。为了补偿锥体镜的误差，FSM不得不将自身对其，这样两个反射面才会平行。有两个选择可用于光束合成器，反射光学或折射光学。与折射光束合成相比，反射光束合成更加紧凑。但是，卡塞格林望远镜的副镜在任何可能的结构中都将部分阻断三个传入的光束，以便遵循在2.2.3中提到的黄金法则。这时我们想到了一个单独的抛物柱面镜，但是在锥体镜之间没有足够的空间。我们之前使用了反射光

19、学，这样就不会有商用现成品可用了。因此就必须要进行定制，这就显著真假了成本。反射器还会将光学继电器大大的复杂化，因为这样就没法用锥体镜了。相反，折射光学望远镜有很多的优势。它只需要非常简单的光学继电器。它具有非常高质量的光学商用现成品，因此相对较便宜。我们已经从高桥制作所购买了FSQ-106N望远镜，这个望远镜与市场上其它望远镜相比，色差更小。这是由于其设计中用到的四个元素，其中两个是萤石。直径为106mm，530mm的焦距，导致整个系统的焦距为5300mm。 3.4最终光学布局目前系统的光路布局如上图。光通过子镜射入系统，继续向前大概210mm的距离，到达在望远镜挡板内的准直器，然后通过准直

20、透镜形成一个直径为21mm的光束，光出来后到达安装在三轴FSM上的反射镜，相当于光延迟线，接着光被反射到固定的锥体镜中，然后光束进入到光束合成器中，最终聚集到CCD上。FSM在安装时必须要能够补偿任何误差。因此，高达7度的高精度装置被用在 FSM执行器上（如表1）。锥体镜是由两个阶段组成的。第一阶段提供各种角度的调整，第二阶段是在光束合成器的入射光瞳处进行X-Y轴的转换。X-Y轴的转换足够适合用在倾斜旋转阶段之后且有足够的负载能力去支撑第二部和镜片。FSM的托架可以抵消任何额外的Z方向误。3.5结构性失调公差使用ZEMAX非时序的射线追踪模式，构造出一个完整的ARGOS光学布局，包括：子孔径的

21、光学规格，锥体镜，以及光束结合望远镜。我们故意扰乱子孔径或锥体镜来确定可被允许的结构性失调，通过调节附着在FSM上的折叠的镜子的角度来补偿倾斜误差。子孔径倾斜0.01度，一个纯粹的FSM将信噪比（SR）恢复到0.8以上。但是加上FSM的活塞运动可以将信噪比增加到0.859。在倾斜0.01度时，我们可以得到信噪比为0.859（这超过了衍射极限）。但由于放大倍数是10，FSM补偿超过其最大范围（0.6 mrad=0.034 degree)。由于我们将FSM安装到了高精度的能做到几角秒调整的倾斜托盘上（表1），这个静态误差不会限制FSM的性能。但是FSM能可靠的消除在可能的范围内的最大定位误差。建议

22、子望远镜的结构错位为0.005度或15角秒。假设其他所有的光学元件完全一致，FSM可以弥补所有的剩余倾斜误差，锥体反射镜每个表面的倾斜误差都计算在内，当锥体反射镜单元的倾斜误差等于一个FSM的倾斜补偿时，由于倾斜被消除，像差减弱。因此，对于锥体镜只要它不超过最大补偿范围（0.001度），就没有理论上的倾斜公差。光束组合器沿着x和y轴倾斜，让其他光学元件完全一致（图11）。这个光束合成器不能被像FSMs的光学驱动器纠正。但是结果证明，我们可以容许高达0.2度的光束组合器，这没有其它未对准公差严格。4 系统成本模拟4.1回顾光学成本模型三个主要的成本类别是航天器有效载荷的增大，系统的运输、部署（比

23、如发射）以及系统的运行。稀疏孔径有效负载的成本可以进一步分为：子镜，包括光束合成器和CCD的光学中继器。为了获得稀疏孔径阵列的中继光学部分的成本估算关系，确定设计参数之间的理论关系，根据建造ARGOS测试平台的控制系统的经验，可以得到包括光束合成在内的光学中继器的成本取决于像切变误差和倾斜误差这类的光束合成公差值严格的光束光学公差引起了控制的难度，这决定了光学控制执行器以及光学和结构的质量。比如，如果我们有严格的光束组合要求，控制执行器和比这个组合光束具有更低分辨率的执行器是必须的，从而增加了成本。在三个基本的组合光束误差中，活塞误差要求本身没有达到任何设计参数，如孔径直径或阵列大小。事实上，

24、倾斜误差和入射光瞳误差的推导是建立在相位基础上的。入射光瞳的放大公差被认为是可以制造的水平。然后，光学控制部分成为了倾斜误差和切变误差公差的一个函数。 (5)我们也可以得出倾斜误差公差值是一个压缩的光束的函数(d=D/m)。在第二部分已经进行了简化有限元分析倾斜由于两个压缩光束之间的相对倾斜角，用直径为d的计算最大所允许的光程差误差。另外，使用该系统的角分辨率元素（公式（1）乘以CCD的象素数（n）可推导出系统的视场角。基于一个FSM需要三个控制通道去开动以120度的倾斜角分隔的三个压电陶瓷堆这样的一个事实，在公式（5）中，假设。在建造ARGOS测试平台时了解到，控制通道越多，成本越高。例如：

25、每一个单独的FSM都需要3个压电陶瓷放大器、3个D / A通道，相当于每个平移阶段都有切变或光程差控制。公式（5）中的指数A、B假设为1，表明控制成本是与切变误差和倾斜误差的公差成反比的。控制的估计工作量将成为子孔径直径（D）、阵列的紧凑（D/L）和m的函数。(6) n=1024，m=10，放大误差为le-3，选择5个不同的（D/L）由公式（6）画出的曲线图如下蓝线是D/L的最大值为1.732，表示每一个子镜都相互紧贴着（最紧凑的阵列）。红色线对应的ARGOS配置为D=0.21m，L=0.19185m。绿线是最初的Golay-3配置D=L。D/L的比值最大为1，此时MTF的包络线之内没有起点，

26、这在2.1讨论过。图中还绘制了D / L的较小值以便观察更长的基线干涉仪比如迈克尔孙干涉仪的控制成本的发展趋势。如果有效直径方程（公式（6）中的平方根项成为虚，这一项就可以被忽略。这就意味着长基线干涉仪的有效直径的角分辨率仅受L决定。对于紧凑型斐索干涉，它的D / L大于1，我们可以通过时结构更加紧凑来降低成本。有意思的是，我们注意到存在着一个紧凑的稀疏阵列（D/L1）的最小成本控制点。这是因为切变误差在小的子孔径区域占主导地位，而倾斜误差在大子孔径区域占主导地位。我们看到公式（6）的第二项（倾斜影响）线性正比于D。当我们再次增加阵列的尺寸时，系统变得更加稀疏，不再存在最低控制（移动到可以忽略

27、的孔径大小）。但是我们可以使用长基线来降低控制成本。ARGOS的子孔径直径为0.21m，这接近了最小控制点。4.2定量的生命周期系统分析用类比的方法进行成本估计，获得了稀疏阵列航天器系统的核证减排量。在ARGOS的详细子系统的成本基础上，不同结构比如 Golay-6, Golay-12和六角阵列的减排量被研究出来。非经常性和经常性项目被确定下来，核证减排量因阵列大小或复杂程度差异作相应调整。首先，单片望远镜的标度律被用来计算子孔径直径。为了估计姿态控制系统（Attitude Control System ,ACS）的成本，使用回归运算推导出反应轮组（ReactionWheel Assembly

28、，RWA ）质量和从RWA制造商收集的动量数据的关系。ACS的成本与RWA的质量相当，假设RWA的质量主导ACS的质量。其他子系统的费用，用同样的方法调整。通过将子系统成员分成管理人员、员工和工程师级别分别计算劳动力成本。图13是针对不同的稀疏阵列结构所需要的成本估算。我们可以看到劳动力成本是主要的硬件成本。在子系统中，这两个光学部分是主要的成本驱动因素。即使无源光学（望远镜和光学元件供应）在少数几个子孔径的成本中占主导地位，但主动光学子系统（中继光学系统，执行器和传感器WFE）在许多子孔径的成本中占主导地位。为了看到紧实度对一个Golay- 3型稀疏孔径系统的影响，核证减排量被研究出来作为有

29、效直径和排列紧凑的函数，如图15所示。无需复杂的光束组合部分（该中继光学系统的成本在上一节提到过）的稀疏干涉式阵列，单个孔径望远镜成本比稀疏阵列的成本要高，如图14。因此，正是中继光学系统主导稀疏阵列系统的成本。这种成本分析预测了单个系统和Golays之间的盈亏平衡点的出现。过了这个盈亏平衡点后，我们可以建造一个比单个孔径成本更低的稀疏阵列，都有着一样的有效直径。5结论ARGOS测试平台是第一个在1-g的环境下模拟空基观测站的稀疏孔径阵列，这代表了现实世界中的问题，比如航天器结构和通过对整个系统的波前误差间的振动耦合。如果ARGOS成功实现相干组束，这将是第一个用来获得天空中真正的目标分阶段图

30、像稀疏孔径阵列。ARGOS被成功地设计出来并且被整合到完整的结构准备运行。利用基于模型的控制的光学控制器，神经网络以及基于软件的波前传感技术都正在开发中。初步评估表明，光束组合问题是稀疏光学阵列中最具挑战性的方面。由于紧光束合成误差的公差，光控制是最重要的。波前传感/控制要求似乎是主要的技术和成本动因。从实际投入到ARGOS从测试平台的成本而开发出的定量生命周期成本模型预示着在单个镜片和稀疏阵列之间存在一个盈亏平衡点，验证了构建稀疏干涉式阵列的目标。致谢这项研究是由国家侦察局创新计划（DII）支持，编号：NRO-000-01-C-0207参考目录1. A.B. Meinel, Cost Sca

31、ling Laws Applicable to Very Large Telescopes, SPIE Proceedings Vol. 172, 1979.2. M. Golay, Point Arrays Having Compact Non-redundant Autocorrelations, J.Opt Soc. Am., vol. 61, pp 272, 1971.3. J.E. Harvey, P.R. Silverglate, and A.B. Wissinger, Optical Performance of Synthetic Aperture Telescope Conf

32、igurations,Southwest Conference in Optics, pp 110-118, SPIE vol. 540, 1985.4. S.-J. Chung, Design, Implementation and Control of a Sparse Aperture Imaging Satellite, Master of Science Thesis,Department of Aeronautics and Astronautics, MIT, 2002.5. M. Faucherre, F. Merkle, and F. Vakili, Beam Combina

33、tion in Aperture Synthesis from Space: Field of View Limitationsand (u,v) Plane Coverage Optimization, New Technologies for Astronomy, pp 138-145, SPIE vol. 1130, 1989.6. C.R. De Hainaut, et al, Wide Field Performance of a Phased Array Telescope, Optical Engineering, vol. 34 No.3,March 1995.7. V. Za

34、rifis, et al, The Multi Aperture Imaging Array, ASP Conf. Series 194, Working on the Fringe: Optical and IRInterferometry from Ground and Space, Unwin and Stachnik, eds, pp. 278.8. D.C. Redding, et al, “Wavefront sensing and control for a Next-Generation Space Telescope”, Proc. SPIE Vol. 3356, p.758

35、-772, 1998.9. J.E. Harvey, and R.A. Rockwell, Performance Characteristics of Phased Array and Thinned Aperture Optical Telescopes,Optical Engineering, Vol. 27 No.9, September 1988.10. B. Mennesson, and J.M. Mariotti, Array Configurations for a Space Infrared Nulling Interferometer Dedicated to theSe

36、arch for Earthlike Extrasolar Planets, ICARUS 128, pp 202-212, 1997.11. W.J. Smith, Modern Optical Engineering, 3rd ed, McGraw-Hill, 2000.原文:Design and Implementation of Sparse Aperture Imaging SystemsSoon-Jo Chung*, David W. Miller*, Olivier L. de Weck*Space Systems Laboratory, Massachusetts Instit

37、ute of TechnologyCambridge, Massachusetts, 02139, USAABSTRACTIn order to better understand the technological difficulties involved in designing and building a sparse aperture array, the challenge of building a white light Golay-3telescope was undertaken. The MIT Adaptive Reconnaissance Golay-3 Optic

38、al Satellite (ARGOS) project exploits wide-angle Fizeau interferometer technology with an emphasis on modularity in the optics and spacecraft subsystems. Unique design procedures encompassing the nature of coherent wavefront sensing, control and combining as well as various system engineering aspect

39、s to achieve cost effectiveness, are developed. To demonstrate a complete spacecraft in a 1-g environment, the ARGOS system is mounted on a frictionless air-bearing, and has the ability to track fast orbiting satellites like the ISS or the planets. Wavefront sensing techniques are explored to mitiga

40、te initial misalignment and to feed back real-time aberrations into the optical control loop. This paper presents the results and the lessons learned from the conceive, design and implementation phases of ARGOS. A preliminary assessment shows that the beam combining problem is the most challenging a

41、spect of sparse optical arrays. The need for opticalcontrol is paramount due to tight beam combining tolerances. The wavefront sensing/control requirements appear to be a major technology and cost driver.Keywords: sparse aperture, multiple-aperture optical systems, fizeau interferometer, phased tele

42、scope array1.INTRODUCTIONThe quest for finer angular resolution in astronomy will inevitably lead to larger apertures. Unfortunately, the primarymirror diameter for space telescopes is limited by volume and mass constraints of current launch vehicles as well as thescaling laws of manufacturing costs

43、1. Since the cost of monolithic optics increases faster than diameter squared, and mirrorssuch as the Hubble Space Telescopes are already at the edge of what is financially feasible, efforts are ongoing tobreak this trend by employing breakthrough technologies such as deployed segmented mirror teles

44、copes, and sparse apertureoptics using interferometry. Whereas long baseline stellar Michelson interferometers feed lights from independentcollectors to a beam combiner to obtain interfered fringes over a period of time, Fizeau interferometers produce a directimage with full instant u-v coverage. He

45、nce, Fizeau interferometers are suitable for optical imaging of extended objectsand rapidly changing targets. In contrast to the long baselines of Michelson interferometers, Fizeau interferometry systemstend to have compact telescope arrays. An optimal imaging configuration designed for sparse array

46、s was first proposedby Golay2. Sparse arrays are promising for applications that do not require extremely highsensitivity (bright sourcepresent) and allow for a rather limited field-of-view (FOV)3,5. A notable project in the area of phased telescope array isthe Multipurpose Multiple Telescope Testbe

47、d (MMTT)6by Air Force Research Laboratory (AFRL). The MMTT consistsof four 20-cm-aperture telescopes phased together with a 15-arcmin Field-of-View (FOV). The MMTT employs a complexlaser interferometer metrology to sense wavefront error (WFE). The Multi Aperture Imaging Array7 built by LockheedMarti

48、n demonstrated phase diversity computation techniques for WFE sensing. This sparse array consists of afocaltelescopes arranged in a Y-formation that arecombined to a common focus in a Fizeau interferometer configuration. Itdemonstrated the first results of a broad band multiple telescope imaging arr

49、ay phased over a significant field of viewusing the extended image projector in the lab.Research into WFE sensing and control has been extensively conducted forthe Next Generation Space Telescope (NGST)8.In order to better understand the technological difficulties involved in designing and building

50、a sparse aperture array, thechallenge of building a Golay-3 interferometer satellite was undertaken. The MIT Adaptive Reconnaissance Golay-3OpticalSatellite (ARGOS)4 project exploits wide-angle Fizeau interferometer technology with an emphasis on modularityin the optics and spacecraft subsystems. Th

51、e objective of the Adaptive Reconnaissance Golay-3 Optical Satellite(ARGOS) project is to demonstrate the practicality of a modular architecture for space-based optical systems.Fig. 1 highlights the key functional and operational objectives. To demonstrate a complete spacecraft in a 1-g environment,

52、the ARGOS system is mounted on a frictionless air-bearing, and has the ability to track fast orbiting satellites likthe International Space Station (ISS) as well as point stars. Modular architecture design emphasizes the use of replicatedcomponents and quick connections. The system consists of three

53、 identical apertures arranged in a Golay-3 distribution.The light from these telescopes is combined in a center module and transmitted to a Charge-Coupled Device (CCD).Wavefront sensing techniques are explored to mitigate initial misalignment and to feed back real-time aberrations into theoptical co

54、ntrol loop. The goal is to obtain an image as good as the image received from a monolithic telescope using a singleaperture. ARGOS operates autonomously and in a self-contained manner while a wireless ground station downloadsimages and telemetry information.2.ANALYSIS OF SPARSE APERTURE INTERFEROMET

55、RIC ARRAY2.1 Determination of Array ConfigurationTraditional image quality criteria such as resolution and encircled energy (EE) are inadequate for many sparse aperture orinterferometric array applications9. When we look at extended objects such as the Moon and a faint distant nebula, evaluationof a

56、n optical system is far more complicated than by simply looking at a point source response (PSF). MTF is a bettermetric to evaluate the contrast (modulation) transfer characteristic of an extended object. In Fig. 3, the PSF and MTFplots of D=0.21m (ARGOS subaperture diameter) and L=0.12m (solid),0.1

57、9m (dashdot), 0.3m (dotted) are shown. Aperfect monolithic array, free of optical aberrations, has a linearly decreasing MTF contrast characteristic (See the solidMTF line of Fig. 3). In case of a sparse array, the MTF suffers a contrast loss in the mid spatial frequency range as shownin Fig. 3. We

58、can see the MTF plot with L=0.3m exhibits two zero values rather than one. The first zero denoted by Fr isthe practical spatial cut-off frequency, and defines the practical resolution limit. The Fc is the cut-off frequency, whoseinverse indicates an angular resolution under the normal condition that

59、 there is no Fr (another zero point) before Fc. Sothe larger Fc or Fr is, the better angular resolution a sparse array will achieve.As opposed to a monolithic aperture, the method of Full-Width-Half-Maximum(FWHM) is not sufficient to determinethe angular resolution. Assuming that angular resolution is fully determined