38920字硕士毕业论文自适应光学的计算机模拟
论文类型：硕士毕业论文
论文字数：38920字
论点：色散,大气,观测
论文概述：
通过计算机设计和模拟，可以大大地降低系统试验所需要的成本和时间；实验室的小规模试验可以在实际系统搭建前提前检验实际系统性能；根据之前的模拟和试验结果，可以大大加快最终系统
论文正文：
第一章导言
天文学在过去的20世纪取得了巨大的进步。天体物理学家已经建立了成熟的恒星结构和演化理论以及大爆炸的标准模型:恒星结构和演化理论研究恒星的形成和演化，并指出恒星的寿命演化轨迹只能通过了解恒星的初始质量和元素丰度来确定(Kippenhahn和Weigert，1994；克莱顿，1983)；大爆炸模型研究了宇宙的起源和演化以及初始元素的形成，并预测了宇宙的最终命运(Ohanian and Ruffini，1994；多德森，2003).这些理论的成就离不开理论物理的进步和大量天文观测的贡献。然而，天文观测能力在很大程度上取决于科学天文观测方法和科学要求指导下天文设备的进步(Longair，2006)。自从人类进入21世纪以来，天文学取得了巨大的进步，并在许多领域产生了许多有趣的问题。包括但不限于:宇宙学发展带来的暗物质(Moore等人，1999年)和暗能量(Frieman等人，2008年)；极端环境中的天体物理学，如黑洞物理学(Schiklel等人，2002年)和中子星的结构和演化(Orosz和Kuulkers，1999年)；探索太阳系外行星(理查森等人，2007年)；高红移星系的结构和演化(卡尔伯格等人，1997年)；双星的演化，特别是近双星(White and Ghez，2001)等。这些问题无疑将极大地促进人类的认知，使许多新理论产生和发展。这些新理论需要对天文学进行更好的观察来提供更多的证据。理论和观测相互促进，导致对观测仪器要求的不断提高。以光学红外地面望远镜(Wilson，2007)为例，新型地面望远镜一号追求更高的分辨率空，更强的聚光能力和更高的光谱分辨率。对于用作天空勘测的望远镜，需要更大的视场和更快的时间分辨率(如果要进行成像天空勘测，点扩展函数的一致性也是非常重要的要求)。在资金有限的情况下，如何利用现有技术或开发新技术来满足上述要求，从而最终实现科学观测的目标，是每个天文仪器工作者面临的问题。
目前，正在建造和翻新的国际和国内地面望远镜和后端设备都是在这一前提下设计和制造的。对于大口径地面望远镜来说，大气给它们的观测带来了许多不利因素。为了减少地面观测的不利因素，目前采用的主要方法是选择一个好的地点，同时采用一些新的技术和方法使地面望远镜获得尽可能高的观测能力。表L1列出了世界上几个主要地点的数据及其观测条件。除了一个好的地点，许多新的技术和方法已经被采用来提高观察能力，包括:散斑干涉测量法(Dainty，1981)、幸运成像技术(Law等人，2006)、盲卷积(Carasso，2001)、自适应光学(Beckers，199.3)等。和用于减少大气扩散的大气扩散校正器(苏，1986)。上述采用的新技术和新方法的目的是能够在有限的资金和时间内制造相应的仪器，以满足科学目标。由于资金和时间有限，在实际设计中采用了图1.1所示的过程。一般来说，首先应使用相关软件设计和模拟系统，然后根据模拟结果购买或加工合适的部件，并在实验室进行小规模实验。当测试结果满足要求时，可以制造并调试实际系统。系统的设计与仿真、小型实验室测试和实际系统的制造与调试是三个不可分割的单元。通过计算机设计和仿真，可以大大降低系统测试所需的成本和时间。小规模实验室测试可以在实际系统构建之前预先测试实际系统性能。根据前面的仿真和测试结果，最终的系统调试进度可以大大加快。在博士学习期间，我主要关注上述三个过程并开展了相关工作。
第二章南天LAMOST大气色散校正器的设计
1869年，英国皇家天文台的伊莱在观测火星和金星时发现，观测到的金星和火星边缘有一个彩色光晕，这严重影响了观测的准确性(艾里，1869)。伊莱的问题经常出现在现代天文观测中。当被观测天体的天顶距离较大时，天体会在像面上产生彩虹晕，给系统成像和光谱观测带来困难。这种现象的原因是大气的扩散。在本章的第一个总结中，我们将简要回顾大气扩散的原因和大气扩散的平行平面层模型。本章后半部分介绍了为LAMOST设计的大气色散校正器。这部分的主要内容由苏老师指导。我用软件计算了系统在不同条件下的性能。
2.1大气色散和色散校正器
大气色散是由地球大气对不同波长光的折射率差异造成的。大气扩散可以用平行平面层模型粗略描述。我们大致将大气分成许多平行的平面层，每一层的折射率都会突然变化。如图2.1所示，图中的数字表示每层大气的标签。对于每一层大气，折射率为钛，入射角为0，出射角为0。(因为分层大气是平行的，所以我们有0，= 0，)，我们可以得到方程2.1。大气扩散给天文观测带来许多不便。对于高精度天体测量来说，大气扩散将导致不同光谱类型恒星位置的不同变化。对于光学成像，大气色散使不同波长的天体图像延伸成几角秒长的光谱。对于光谱观测来说，大气色散将导致天体能量分布范围很大，从而导致光谱能量的损失(Gubler和Tytler，1998年；菲利普恩科，1982年；Arribas等人，1999年)。为了减少大气色散对观测的影响，通常设计相应的大气色散校正器来实现这一目标。小视场望远镜大气色散校正器的设计和应用已经相当成熟。大视场望远镜大气色散校正器的研究和设计始于20世纪80年代。我的导师苏丁强先生和许多外国天文光学技术专家几乎同时注意到了这个问题。基于一对棱镜或透明棱镜的色散校正器相继被提出(Eps等人，1984；Su，1986年；梁苏，1988；王和苏，1990；韦恩，1986年；韦恩和沃斯维克，1986年；威尔斯特罗普，1987年).当使用色散校正器时，通过旋转透明棱镜产生与大气相反的色散，从而达到补偿大气色散的效果。这种传统的大气色散校正器可以很好地减少大气色散对望远镜的影响。然而，对于实际的望远镜系统，大气色散校正器需要根据实际望远镜的结构来设计。对于像LAMOST这样具有大焦平面的望远镜，如果要配备这样的色散校正器，就必须制造一个非常大的透反射棱镜。很难选择、加工和支撑如此大的透明棱镜。为了解决这个问题，我们提出了拼接大气色散校正器。在第三部分，我们将介绍我们设计的校正器。在这里，我们首先简要介绍我们校正器安装的目标-LAMOST。
第三章基于分形理论的大气相位屏.........22
3.1大气湍流及其对天文观测的影响........22
3.2大气湍流分形模型........24
3.2.1大气湍流统计理论........26
3.2.2大气涡旋的分形模型........30
3.3实验室大气旋流相筛的制作........38
第4章自适应光学系统元件的理论分析........42
4.1自适应光学系统的基本原理........42
4.2自适应光学系统各部分的工作原理........44 [/BR/] 4.3自适应光学系统设计初探........66 [/BR/] 4.3.1自适应光学系统的光学质量评估........66 [/BR/] 4.3.2自适应光学系统的其他组件........67 [/BR/] 4.3.3自适应光学系统的设计........68
第五章2.16米望远镜的经典改装........69
5 . 12 . 16米望远镜简介........69
5 . 22 . 16米望远镜自适应光学系统........70
5.3结果和讨论........73
结论
大气层的存在影响了地面光学望远镜的观测。天文学家和光学工程专家为获得更好的观测结果做出了巨大努力。为了减少大气湍流和大气色散对我国望远镜观测的影响，本文做了以下工作。为南天LAMOST望远镜设计了拼接色散校正器。这种色散校正器创造性地使用拼接结构，并且当校正高达3.35角秒的大气色散时，剩余小于0.4角秒。这种校正器可广泛用于大型焦平面望远镜。为了在实验室测试自适应光学系统的性能，利用统计理论研究了大气湍流引起的光波波前相位的变化。利用大气湍流分形理论设计了可生成任意长度大气相位屏的程序，并生成了大气湍流相位屏。这种设计不仅可以用于计算机模拟瑞士气流，还可以雕刻在溶解的应时板上制作相位屏，可用于实验室或望远镜观察室测试自适应校正性能。在自适应光学系统性能研究中，研究了光波在大气中传播、波前传感器、变形镜和控制机构等部件的工作原理，并对各机构进行了基本的计算机仿真，讨论了如何在实验室进行自适应光学系统的小规模实验。利用计算机模拟技术，分别为我国的2.16米望远镜和南极暗宇宙探测望远镜模拟设计了经典自适应光学系统和地面自适应光学系统。为2.16米望远镜设计的经典自适应光学系统可以在10角秒内将望远镜的斯特雷尔值提高到0.2以上。此外，为南极暗物质探测望远镜设计了一个地面自适应光学系统。初步仿真表明，该系统可以显著提高系统在较大视场(20个角点)下的性能，从而为未来的南极考察提供更好的观测结果。
在未来望远镜的光学系统设计中，很有必要进行一次综合模拟，将自适应光学系统、望远镜的主动光学系统、机械控制和后端光学仪器结合起来。该仿真将光学设计、机械设计、控制程序和天文观测方法相结合，大大降低了设计成本，提高了系统的设计效率。基于参数识别的系统仿真方法，仿真识别实际系统的参数，从而将系统仿真与实际系统调试联系起来，不仅提高了仿真精度，而且为系统新的控制算法和重构算法提供了依据。将进一步研究引导星的性质，并在实验室建立引导星模型，为GLAO或MCAO的实验室检查提供更好的参考对象。自适应光学系统的仿真是一个世界性的问题，国内还没有进行全面的研究。然而，随着我国对自适应光学系统研究和开发的重视，仿真将逐渐吸引同行的注意，得到更多的研究和开发，并逐渐成为系统设计中不可或缺的一部分。该系统的仿真与设计、小型实验室实验和最终系统建设相互联系，大大降低了设计成本，提高了设计效率，为天文观测提供了一个更好、更稳定的系统。
参考
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