照日格圖 趙海斌 劉偉 李彬

(1 中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái)南京210033)

(2 中國(guó)科學(xué)院行星科學(xué)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室南京210033)

(3 中國(guó)科學(xué)院紅外探測(cè)與成像技術(shù)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室上海200083)

(4 中國(guó)科學(xué)院比較行星學(xué)卓越創(chuàng)新中心合肥230026)

(5 中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái)望遠(yuǎn)鏡技術(shù)實(shí)驗(yàn)室南京210033)

(6 中國(guó)科學(xué)技術(shù)大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院合肥230026)

1 引言

近地天體望遠(yuǎn)鏡是中國(guó)科學(xué)院行星科學(xué)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室的主力觀測(cè)設(shè)備, 主要承擔(dān)太陽(yáng)系內(nèi)小天體(小行星、彗星)的巡天搜索觀測(cè), 作為國(guó)際小行星預(yù)警網(wǎng)(International Asteroid Warning Network, IAWN)正式成員之一, 探測(cè)發(fā)現(xiàn)對(duì)地球具有潛在威脅的近地小天體, 是近地天體望遠(yuǎn)鏡的首要任務(wù).同時(shí)它還承擔(dān)國(guó)內(nèi)銀河系反銀心方向數(shù)字巡天(XDSS-GAC)以及銀河系反銀心方向2000 deg2Hα窄波段巡天觀測(cè)計(jì)劃等大樣本海量觀測(cè)數(shù)據(jù)的國(guó)內(nèi)合作任務(wù).得益于其超大的光學(xué)視場(chǎng)、自動(dòng)化的觀測(cè)系統(tǒng)、結(jié)合人工智能的數(shù)據(jù)處理方案, 近地天體望遠(yuǎn)鏡在大視場(chǎng)光學(xué)巡天領(lǐng)域有極高的能力和效率.

近20年來(lái)國(guó)際天文學(xué)界大視場(chǎng)光學(xué)巡天項(xiàng)目層出不窮, 使用大視場(chǎng)光學(xué)望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行巡天觀測(cè)已經(jīng)形成趨勢(shì), 由新概念主導(dǎo)的現(xiàn)代光學(xué)設(shè)計(jì)思想造就了一大批光學(xué)性能優(yōu)異而又各具特色的大視場(chǎng)巡天望遠(yuǎn)鏡.配合技術(shù)日新月異的CCD終端, 極大地提高了光學(xué)巡天的觀測(cè)效率, 使天文觀測(cè)迎來(lái)了海量數(shù)據(jù)時(shí)代.表1列出部分具有代表性的大視場(chǎng)巡天望遠(yuǎn)鏡的性能參數(shù).

表1 大視場(chǎng)巡天望遠(yuǎn)鏡的性能參數(shù)Table 1 The performance parameters of wide-field survey telescopes

表1中的CNEOST (China Near Earth Object Survey Telescope)即中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái)(紫臺(tái))的近地天體望遠(yuǎn)鏡, 其光學(xué)系統(tǒng)為折反射平像場(chǎng)施密特望遠(yuǎn)鏡結(jié)構(gòu), 由紫臺(tái)楊世杰先生設(shè)計(jì).施密特改正鏡口徑1 m, 球面主鏡口徑1.2 m, 系統(tǒng)焦距1.8 m, 焦比1.8, 底片比例9μm/1′′, 圓形無(wú)暈視場(chǎng)直徑3.14?.觀測(cè)波段486.1–1014 nm, 中心波長(zhǎng)656.3 nm, 像斑幾何能量集中度50% 1′′、80% 2′′[1].2006年秋季望遠(yuǎn)鏡投入觀測(cè)時(shí),終端配備4k CCD SI600S,像元尺寸15.4μm,靶面邊長(zhǎng)63×63 mm[1],對(duì)應(yīng)4 deg2正方形視場(chǎng),對(duì)角線89 mm對(duì)應(yīng)直徑2.81?圓形視場(chǎng),約使用到望遠(yuǎn)鏡設(shè)計(jì)視場(chǎng)直徑的89%.口徑120 mm的場(chǎng)鏡作為CCD杜瓦的密封窗, 透鏡內(nèi)面距離CCD靶面6 mm.在其4 deg2視場(chǎng)內(nèi)像斑均呈完美的圓點(diǎn), 視場(chǎng)中心區(qū)域與視場(chǎng)外圍的像斑大小幾無(wú)差別.圖1顯示望遠(yuǎn)鏡原始光學(xué)設(shè)計(jì)的成像情況, 圖2顯示4k CCD圖像不同視場(chǎng)區(qū)域的截圖, 截取范圍200×200 pixel.截圖顯示靶面邊角的圖像背景上有寬窄不等的暗淡灰白色條紋為干涉條紋, 并非噪聲.

近地天體望遠(yuǎn)鏡自2006年秋季投入太陽(yáng)系內(nèi)小天體巡天搜索觀測(cè)以后, 其巡天觀測(cè)能力和效率一直處于領(lǐng)先地位, 但在獲得大量新發(fā)現(xiàn)的同時(shí)也逐漸感受到來(lái)自國(guó)外新建成的大視場(chǎng)望遠(yuǎn)鏡的壓力.唯有進(jìn)一步提升近地天體望遠(yuǎn)鏡的巡天觀測(cè)效率才能夠保持領(lǐng)先優(yōu)勢(shì), 故在2013年初近地天體望遠(yuǎn)鏡完成了軟硬件系統(tǒng)的全面升級(jí), 用10k CCDSTA1600LN替換4k CCD SI600S, 將觀測(cè)視場(chǎng)由4 deg2擴(kuò)展至9 deg2; 同時(shí)啟用自動(dòng)化觀測(cè)系統(tǒng)并結(jié)合了具有自主學(xué)習(xí)能力的數(shù)據(jù)處理系統(tǒng), 使近地天體望遠(yuǎn)鏡的小天體巡天搜索觀測(cè)效率和數(shù)據(jù)處理能力產(chǎn)生了質(zhì)的飛躍.

圖1 望遠(yuǎn)鏡原始設(shè)計(jì)的像斑點(diǎn)圖和像斑幾何能量集中度.OBJ: **DEG-物方(Object)半視場(chǎng)角, 單位為度(以DEG表示).IMG: **MM-像方(Image)視場(chǎng)半徑, 單位為毫米(mm).RMS RADIUS: (像斑)均方根半徑.GEO RADIUS:(像斑)幾何半徑.Fig.1 The spot diagram and geometric encircled energy of the original design for the telescope.OBJ:**DEG-The half FoV angle in the direction of the object, in unit of degree (DEG).IMG: **MM-The radius of the FoV of the image position, in unit of millimeter.RMS RADIUS: (image disk)Root-Mean-Square radius.GEO RADIUS: (image disk) Geometrical radius.

圖2 4k CCD不同視場(chǎng)區(qū)域的圖像Fig.2 The images of different FoV areas of the 4k CCD

2 近地天體望遠(yuǎn)鏡升級(jí)大陣面CCD帶來(lái)的問(wèn)題

近地天體望遠(yuǎn)鏡使用的10k CCD STA1600LN, 其像元尺寸為9μm, 靶面邊長(zhǎng)95×95 mm,對(duì)角線長(zhǎng)134.4 mm對(duì)應(yīng)直徑為4.28?圓形視場(chǎng),約為原設(shè)計(jì)視場(chǎng)直徑的136%.因視場(chǎng)直徑增大, 新設(shè)計(jì)的平場(chǎng)透鏡直徑由4k CCD的120 mm增至160 mm.視場(chǎng)增大導(dǎo)致軸外像差的增加, 視場(chǎng)外圍超出原設(shè)計(jì)視場(chǎng)的區(qū)域像質(zhì)下降較為明顯, CCD靶面邊緣尤其四角的像斑呈現(xiàn)出一定的橢圓拖尾特征.由于平場(chǎng)透鏡同時(shí)也是CCD杜瓦腔體的密封窗, 在CCD杜瓦腔體內(nèi)抽真空后將承受一個(gè)大氣壓的負(fù)壓.其中心撓度(應(yīng)力變形)與透鏡半徑的4次方成正比, 與透鏡厚度的3次方成反比[2].故CCD廠家將其厚度由4k CCD的4.35 mm增至13.1 mm, 因而場(chǎng)鏡的凸球面與CCD靶面的間距增加了8.75 mm.這一因素導(dǎo)致望遠(yuǎn)鏡的色球差略有增加, 整個(gè)視場(chǎng)內(nèi)像斑的幾何能量集中度也有所下降.由于主鏡的有效口徑1200 mm是與原設(shè)計(jì)無(wú)暈視場(chǎng)3.14?相匹配的, 視場(chǎng)增大到4.28?后, 超出原設(shè)計(jì)視場(chǎng)的區(qū)域, 通過(guò)改正鏡直徑1000 mm的入射光束將有部分落到口徑1200 mm的主鏡反射面之外, 使10k CCD靶面四角的像斑呈現(xiàn)一定的漸暈效應(yīng).圖3顯示10k CCD圖像不同視場(chǎng)區(qū)域的截圖, 截取范圍200×200 pixel.截圖顯示的圖像背景為灰白色, 是將CCD的16個(gè)讀出通道的顯示對(duì)比度調(diào)節(jié)一致所致, 并非噪聲.圖4顯示望遠(yuǎn)鏡新場(chǎng)鏡設(shè)計(jì)的成像情況.

圖3 10k CCD不同F(xiàn)oV區(qū)域的圖像Fig.3 The images of different FoV areas of the 10k CCD

圖4 新場(chǎng)鏡設(shè)計(jì)的像斑點(diǎn)圖和像斑幾何能量集中度Fig.4 The spot diagram and geometric encircled energy of the new field lens design

3 施密特系統(tǒng)特性與10k CCD軸外像差分析與校正

單片玻璃改正鏡的施密特望遠(yuǎn)鏡, 其殘余像差中占比最大的是色球差[3].因其改正鏡玻璃對(duì)不同波長(zhǎng)的光線具有不同程度的色散, 所以系統(tǒng)像斑是由全波段不同色光像斑疊加而成的, 基于三級(jí)像差理論的色球差計(jì)算公式為:

減小施密特望遠(yuǎn)鏡殘余色球差的有效途徑有兩個(gè), 其一是合理縮小望遠(yuǎn)鏡工作波段的寬度.近地天體望遠(yuǎn)鏡的科學(xué)目標(biāo)是以太陽(yáng)系內(nèi)小天體(小行星、彗星)的巡天搜索觀測(cè)為主, 小行星、彗星等天體因反射太陽(yáng)光而變得可見(jiàn), 因此光學(xué)系統(tǒng)設(shè)計(jì)時(shí)將工作波段確定在486.1–1014 nm之間, 中心波長(zhǎng)656.3 nm.由于避開了可見(jiàn)光譜藍(lán)端365–486.1 nm之間的一段, 由(1)式可得在365–1014 nm波段的=15.53′′, 即望遠(yuǎn)鏡的殘余色球差減小約一半, 才得以實(shí)現(xiàn)1.8的快焦比.其二是將施密特改正鏡由單片玻璃形式, 改為由兩片不同類型光學(xué)玻璃組成的消色差結(jié)構(gòu), 可以大幅度減小殘余色球差對(duì)成像的影響.如上述ESO 1 m施密特望遠(yuǎn)鏡, 用UBK7和LLF6兩種光學(xué)玻璃組成消色差改正鏡替換原有的單片UBK7玻璃改正鏡, 系統(tǒng)焦比和視場(chǎng)角保持不變, 在365–1014 nm波段的像斑最大尺度約為0.6′′[3].

施密特望遠(yuǎn)鏡校正像差的關(guān)鍵因素是施密特改正鏡上的施密特高次曲面, 近地天體望遠(yuǎn)鏡的施密特曲面參數(shù)是針對(duì)3.14?無(wú)暈視場(chǎng)設(shè)計(jì)的, 對(duì)于超出原始設(shè)計(jì)視場(chǎng)之外的區(qū)域, 校正軸外像差的效果會(huì)有所下降.現(xiàn)代光學(xué)設(shè)計(jì)理論對(duì)施密特光學(xué)系統(tǒng)的研究已非常詳盡, 10k CCD增加的軸外像差(高級(jí)像差)有兩個(gè)來(lái)源.其一, 超出原設(shè)計(jì)視場(chǎng)角的傾斜入射光束, 與原始設(shè)計(jì)視場(chǎng)角的傾斜入射光束相比, 其通過(guò)改正鏡的光程增加了.其二, 傾斜入射光束在施密特高次曲面上的有效入射高度存在y/cosupr的投影效應(yīng)[3](y為傾斜入射光束的入射高度,upr為半視場(chǎng)角).對(duì)于施密特改正鏡的高級(jí)像差有基于三級(jí)像差理論的計(jì)算公式:

(2)式中,δW′為高級(jí)像差, ?η′為軸外像斑直徑,n′為改正鏡玻璃材料的折射率[3].將近地天體望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)參數(shù): 焦比1.8, 施密特改正鏡K9玻璃在486.1–1014 nm波段兩端的折射率n′(1.521955和1.507308)以及10k CCD對(duì)應(yīng)的半視場(chǎng)角2.14?, 望遠(yuǎn)鏡原始設(shè)計(jì)的半視場(chǎng)角1.57?, 分別代入(2)式得: 1.847′′和1.865′′及0.994′′和1.004′′, 即望遠(yuǎn)鏡視場(chǎng)由3.14?增大到4.28?, 施密特改正鏡的高級(jí)像差增量在0.853′′–0.861′′之間.這一結(jié)果也說(shuō)明, 施密特改正鏡的高級(jí)像差對(duì)于不同波段的像斑差異很小.

近地天體望遠(yuǎn)鏡的施密特改正鏡已經(jīng)加工成形, 無(wú)法通過(guò)改變其施密特曲面的面形參數(shù)來(lái)校正因增大視場(chǎng)而增加的高級(jí)像差, 而10k CCD的新場(chǎng)鏡只能校正像面的彎曲,因此, 只有通過(guò)在光路中添加新光學(xué)元件的方式來(lái)校正新增的高級(jí)像差.新增加的光學(xué)元件有幾個(gè)限制條件: 尺寸盡量小且結(jié)構(gòu)簡(jiǎn)單, 原材料和制造工藝都容易解決; 安裝位置不能與望遠(yuǎn)鏡現(xiàn)有的光學(xué)和機(jī)械結(jié)構(gòu)相干涉; 鏡框的直徑必須小于主鏡中心孔定位壓圈的直徑332 mm, 即不對(duì)成像光路產(chǎn)生新的遮光.綜合考慮, 選擇在10k CCD場(chǎng)鏡前的一定距離內(nèi)插入一個(gè)場(chǎng)改正鏡的校正方案.現(xiàn)代光學(xué)設(shè)計(jì)理論對(duì)用于各種類型的反射望遠(yuǎn)鏡主焦點(diǎn)的場(chǎng)改正鏡已有詳盡的理論研究和大量成功的應(yīng)用實(shí)例.如美國(guó)帕洛瑪天文臺(tái)的5 m Hale望遠(yuǎn)鏡, 其主焦點(diǎn)的場(chǎng)改正鏡由4片球面透鏡構(gòu)成, 與拋物面主鏡組合,在其直徑25′的視場(chǎng)范圍內(nèi)保持像斑直徑約為0.5′′左右[3].夏威夷天文臺(tái)的10 m Keck望遠(yuǎn)鏡, 其主焦點(diǎn)的場(chǎng)改正鏡由3片透鏡組成(其中兩片透鏡帶有一個(gè)非球面), 與雙曲面主鏡組合, 在其直徑30′的視場(chǎng)范圍內(nèi)保持像斑直徑約為0.5′′(紅波段)和0.7′′(藍(lán)波段)[3].圖5為5 m Hale望遠(yuǎn)鏡和10 m Keck望遠(yuǎn)鏡主焦點(diǎn)場(chǎng)改正鏡結(jié)構(gòu)示意.

圖5 用于5 m Hale望遠(yuǎn)鏡及10 m Keck望遠(yuǎn)鏡主焦點(diǎn)的場(chǎng)改正鏡Fig.5 The field corrector of the 5 m Hale and 10 m Keck telescopes’ primary focus

依據(jù)望遠(yuǎn)鏡原始設(shè)計(jì)的光學(xué)參數(shù)[1], 借助光學(xué)設(shè)計(jì)軟件ZEMAX進(jìn)行設(shè)計(jì)嘗試, 最終確定了A、B兩個(gè)場(chǎng)改正鏡應(yīng)用方案, 兩個(gè)場(chǎng)改正鏡均由兩片球面透鏡構(gòu)成.A方案將場(chǎng)改正鏡置于濾光片開合機(jī)構(gòu)的活動(dòng)范圍之外, 與場(chǎng)鏡間距離為249 mm, 不需要改變目前濾光片系統(tǒng)的運(yùn)作方式.B方案將場(chǎng)改正鏡置于場(chǎng)鏡前95 mm的位置并與場(chǎng)鏡一同優(yōu)化,間距95 mm足以容納快門和插片式濾光片系統(tǒng), 應(yīng)用時(shí)還需重新加工一片場(chǎng)鏡.圖6給出場(chǎng)改正鏡A、B兩個(gè)設(shè)計(jì)方案的光路結(jié)構(gòu)示意及A方案與濾光片運(yùn)作機(jī)構(gòu)之間的空間位置關(guān)系, 表2給出A、B兩個(gè)場(chǎng)改正鏡設(shè)計(jì)方案的部分結(jié)構(gòu)參數(shù), 圖7顯示分別插入場(chǎng)改正鏡A、B后望遠(yuǎn)鏡的成像情況.

圖6 場(chǎng)改正鏡A和B的光路結(jié)構(gòu)示意及場(chǎng)改正鏡A的機(jī)械結(jié)構(gòu)簡(jiǎn)圖Fig.6 The optical layout of the correctors A and B, and the mechanical sketch of the corrector A

表2中的透鏡直徑均已加入了預(yù)留的裝夾尺寸, 可以看出兩個(gè)方案都能夠保證其鏡框直徑小于望遠(yuǎn)鏡光路中心直徑332 mm的遮擋區(qū)域, 不會(huì)產(chǎn)生新的遮光.兩個(gè)場(chǎng)改正鏡的透鏡面形均為球面, 材料獲得和制造工藝上沒(méi)有特別的困難.透鏡最大徑厚比39,沒(méi)有超過(guò)1 m施密特改正鏡的徑厚比41.6 (1040/25), 但加工時(shí)需仔細(xì)考慮支撐和拋光工藝, 控制透鏡變形量在公差范圍內(nèi).

從圖7可以看出, 在10k CCD場(chǎng)鏡前分別插入場(chǎng)改正鏡A、B之后, 10k CCD視場(chǎng)外圍的像質(zhì)都有明顯的改善, 像斑橢圓拖尾現(xiàn)象消失, 同時(shí)整個(gè)視場(chǎng)內(nèi)像斑的幾何能量集中度也有所提高.場(chǎng)改正鏡B的校正效果更好些, 但因其是與場(chǎng)鏡一同優(yōu)化的, 應(yīng)用時(shí)需更換一片新的場(chǎng)鏡.

表2 兩個(gè)場(chǎng)改正鏡的透鏡尺寸參數(shù)Table 2 Size parameters of the lens of two field correctors

圖7 上面兩圖為插入場(chǎng)改正鏡A后望遠(yuǎn)鏡的成像情況, 下面兩圖為插入場(chǎng)改正鏡B后望遠(yuǎn)鏡的成像情況.Fig.7 The two top panels show the spot diagram and geometric encircled energy of the corrector A,while the two bottom panels show the spot diagram and geometric encircled energy of the corrector B.

表3列出了望遠(yuǎn)鏡原始設(shè)計(jì)、10k CCD新場(chǎng)鏡設(shè)計(jì)以及10k CCD分別與場(chǎng)改正鏡A、B方案組合的像斑幾何能量集中度, 可以看出A、B兩個(gè)場(chǎng)改正鏡設(shè)計(jì)方案均可將望遠(yuǎn)鏡的像質(zhì)校正至接近望遠(yuǎn)鏡原始設(shè)計(jì)3.14?視場(chǎng)的像質(zhì)水平, 10k CCD成像殘存較大軸外像差的問(wèn)題得到了較好的解決.

表3 4個(gè)光學(xué)設(shè)計(jì)的像斑幾何能量集中度Table 3 The geometric encircled energy of the four optical design

4 展望與探索

如前所述, 通過(guò)使用場(chǎng)改正鏡的方式校正因擴(kuò)大望遠(yuǎn)鏡視場(chǎng)而增大的軸外像差的方法是可行的, 球面透鏡的場(chǎng)改正鏡容易制造, 具有經(jīng)濟(jì)性和實(shí)用性, 是解決此類問(wèn)題的又一種思路.展望未來(lái), 結(jié)合可能的望遠(yuǎn)鏡CCD終端升級(jí)換代, 我們沿著使用場(chǎng)改正鏡改善望遠(yuǎn)鏡成像質(zhì)量的思路繼續(xù)拓展, 嘗試將望遠(yuǎn)鏡的可用視場(chǎng)進(jìn)一步擴(kuò)大.從目前10k CCD對(duì)應(yīng)的直徑4.28?圓形視場(chǎng)擴(kuò)大到直徑6?圓形視場(chǎng), 視場(chǎng)面積由14.38 deg2擴(kuò)展至28.27 deg2, 可將近地天體望遠(yuǎn)鏡的巡天觀測(cè)效率再提高1倍.最終優(yōu)化得到的6?場(chǎng)改正鏡依然由兩片球面透鏡構(gòu)成, 置于未來(lái)的CCD場(chǎng)鏡前109 mm處.第1透鏡有效口徑327 mm、厚度15 mm; 第2透鏡有效口徑280 mm、厚度10 mm、玻璃材料為QK1和KF1.透鏡的直徑依然控制在其鏡框直徑小于望遠(yuǎn)鏡光路中心直徑332 mm的遮擋區(qū)域.圖8顯示6?場(chǎng)改正鏡的光路結(jié)構(gòu)示意及插入6?場(chǎng)改正鏡后望遠(yuǎn)鏡的成像情況.

由圖8的像斑幾何能量集中度可知, 望遠(yuǎn)鏡的可用視場(chǎng)直徑擴(kuò)大到6?時(shí), 由于有場(chǎng)改正鏡校正因視場(chǎng)增大而增加的軸外像差, 視場(chǎng)范圍內(nèi)所有像斑的幾何能量集中度,50%能量保持在1.0′′以內(nèi), 80%能量保持在2.0′′左右, 100%能量約為8.7′′.這樣的成像質(zhì)量依然與望遠(yuǎn)鏡原始設(shè)計(jì)3.14?視場(chǎng)的成像質(zhì)量相近似, 具有很好的實(shí)用性.由圖8的像斑點(diǎn)圖可知, 半視場(chǎng)角1.57?之外的像斑開始呈現(xiàn)漸暈特征.近地天體望遠(yuǎn)鏡的主鏡有效口徑1200 mm, 與原設(shè)計(jì)無(wú)暈視場(chǎng)3.14?相匹配, 在3.14?視場(chǎng)范圍內(nèi)成像沒(méi)有漸暈.超出3.14?范圍后, 透過(guò)改正鏡入射的直徑1000 mm的光束將有部分落到主鏡反射面之外, 成像的漸暈效應(yīng)會(huì)隨著視場(chǎng)角的增大而增加.在入射光瞳平面上, 軸外光束截面面積與軸向光束截面面積之比稱為面積漸暈[4].由此算得視場(chǎng)3.14?時(shí)面積漸暈為1.0, 視場(chǎng)4.28?時(shí)面積漸暈約為0.98, 視場(chǎng)6.0?時(shí)面積漸暈約為0.925.即在直徑4.28?視場(chǎng)邊緣的像斑, 其光能量損失約為2%, 在直徑6.0?視場(chǎng)邊緣的像斑, 其光能量損失約為7.5%.這樣的光能量損失尚處于可以接受的范圍之內(nèi), 6?視場(chǎng)的場(chǎng)改正鏡設(shè)計(jì)方案依然具有實(shí)用價(jià)值.

圖8 上面兩圖為6?場(chǎng)改正鏡的像斑點(diǎn)圖和像斑幾何能量集中度, 下面的圖為6?場(chǎng)改正鏡的光路結(jié)構(gòu)示意.Fig.8 The two top panels show the spot diagram and geometric encircled energy of the field corrector for 6?, while the bottom panel shows the optical layout for the field corrector for 6?.

本文從改善近地天體望遠(yuǎn)鏡10k CCD的成像質(zhì)量出發(fā), 進(jìn)而探索了進(jìn)一步拓展近地天體望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)效率的可能途徑, 給出了3個(gè)可行的場(chǎng)改正鏡光學(xué)設(shè)計(jì)方案, 其思路可供相同或近似類型的大視場(chǎng)望遠(yuǎn)鏡升級(jí)大面陣CCD時(shí)參考借鑒.

致謝感謝中國(guó)科學(xué)院天文財(cái)政專項(xiàng), 中國(guó)科學(xué)院創(chuàng)新交叉團(tuán)隊(duì), 中國(guó)科學(xué)院行星科學(xué)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室和中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái)小行星基金會(huì)的支持.