2022年长基线恒星光干涉技术中延迟线系统的设计方案与 .pdf

《2022年长基线恒星光干涉技术中延迟线系统的设计方案与 .pdf》由会员分享，可在线阅读，更多相关《2022年长基线恒星光干涉技术中延迟线系统的设计方案与 .pdf（7页珍藏版）》请在淘文阁 - 分享文档赚钱的网站上搜索。

1、长基线恒星光干涉技术中延迟线系统的设计与实验?吴桢*, 李超, 林燮佳, 陈忆, 王家宁中国科学院国家天文台南京天文光学技术研究所, 南京 210042。中国科学院天文光学技术重点实验室, 南京 210042。中国科学院研究生院 , 北京 100049 *联系人 , E-mail: ?朱永田编委推荐收稿日期 : 2018-09-29。 接受日期 : 2018-12-09。 网络出版日期 : 2018-01-13 国家自然科学基金资助工程(批准号: 10603010 摘要用于对几何光程差进行补偿的光学延迟线系统是长基线恒星光干涉仪的关键子系统之一. 本文介绍了南京天文光学技术研究所研发的二级补偿

2、延迟线系统. 经过测试 , 直线电机驱动的延迟线小车的补偿精度小于5 mm, 经过 PZT 系统的补偿 , 该二级补偿系统在短时间内的补偿精度满足了要求. 研究表明 , 为了满足长时间观测的需要, 延迟线系统应该采用硬实时的控制方法. 关键词 延迟线系统 , 光程补偿 , 跟踪误差 , 长基线恒星光干涉仪PACS: 95.55.Br, 95.10.Jk, 95.55.-n doi: 10.1360/132018-485今天 , 长基线 (迈克尔逊型恒星光干涉技术1 6已经成为天文观测的主流技术, 越来越多的天文观测成果2,7 16的取得得益于光干涉技术的迅猛发展. 从第一 代 小 口 径 干

3、涉 仪2,17 21到 以VLTI(Very Large Telescope Interferometer2和 Keck22为代表的第二代干涉仪 , 干涉仪正在从单基线的条纹可见度的测量到利用闭合相位技术实现观测目标成像的方向发展。向着增长基线以提高分辨率、增大口径以提高灵敏度的方向发展23. 不仅如此 , 一批空基干涉仪正在研制中24, 如 SIM, TPF 和 DARWIN计划等 . 虽然长基线恒星光干涉技术在国际上已经取得了长足的发展, 但是在我国尚没有可用于观测的仪器, 对这一领域的研究相对落后. 结合我国在该领域的研究现状和工作基础, 考虑到光学延迟线系统(光程补偿系统 在该干涉仪中

4、的关键作用, 我们先开展了这方面的研究工作. 1 延迟线系统功能长基线恒星光干涉仪提出的基本问题是来自两个独立望远镜的光在合束器上的合成, 为了在合束器上产生干涉条纹, 两束光的光程长度必须匹配在微M级 . 这就是技术挑战, 是发展长基线恒星光干涉技术面临的最困难的问题7. 为了解决这个难题, 必须采用延迟线技术. 为了使得从两个独立望远镜来的光被合成之后精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 1 页，共 7 页能够产生干涉条纹, 光学延迟线系统需要补偿以下光程差 : ( 不对称分布的望远镜(定天镜 之间固定的光程差。( 在观测期间由于地球

5、自转所引起的天文目标的周日运动。( 由于大气扰动和机械振动引起的沿着光程的快速光程变化. 观测时 , 选定使用的定天镜, 第一项光程差是固定的 . 一般所说的几何光程差是指第二项, 是由于基线方向与星光方向不垂直引起的. 一般情况下, 由于地球的自转, 观测时这个光程差在不断的变化, 而且其变化的速度和加速度都不为零, 因此对这个光程差的补偿是动态的, 在观测过程中延迟线要不断地以变化的速度运动, 才能补偿由于地球自传引起的光程差的变化 . 第三项光程差是由于大气扰动引起的, 对其校正需要用到条纹跟踪技术. 本论文的研究目的是实现对第二项光程差的补偿. 2 延迟线系统设计要求及总体方案拟建的长

6、基线恒星光干涉仪室外样机基线长度为10 m. 根据计算 , 其延迟线系统基本特性参数见表1. 迄今为止 , 最常用的延迟线结构是基于Mark 干涉仪的延迟线系统19, 这样的系统采用三级嵌套控制系统 , 不论是对于机械还是控制, 实现起来都比较复杂 . 借鉴欧南台的VLTI二级补偿系统2,25,26, 这也是 至 今 唯 一 的 一 个 采 用 二 级 补 偿 的 系 统 , 我 们 研表 1 延迟线系统基本特性参数Table 1Basic parameters of the delay line system 参数数值地理位置南京: 纬度 32.061 , 经度 118.79125基线方位南

7、-北基线 : 10 m 环境温度常温环境压强常压延迟范围( 3 5 m 跟踪速度619 m s1 +619 ms1换星时间10mm s1波长区间可见波段究的延迟线系统包括: ( 直线电机驱动的延迟线小车系统, 用于对光程差的跟踪 , 也就是光程差的粗补偿。( 压电陶瓷 (PZT 驱动的平面镜系统, 用于对小车跟踪误差进行补偿, 也就是光程差的精密补偿. 3 延迟线系统延迟线系统也可以分为光学、机械和控制三个子系统 . 光学系统为一猫眼系统。机械系统包括延迟线小车和精密导轨。控制系统包括延迟线小车的控制和 PZT 系统的控制 , 它们通过激光测距系统 双频激光干涉仪连接起来. 3.1 直线电机驱

8、动的延迟线小车系统猫眼系统位于小车上, 小车 (如图 1置于直线电机驱动的精密运动平台上, 精密运动平台对小车具有导向的作用 . 星光以平行光束从抛物面光轴的一边进入猫眼 , 经反射后从另一边出射。而用于光程测量的激光光束从抛物面光轴的上方入射, 经反射从下方出射(如图 2, 保证星光和激光经过了相同的光程. 猫眼系统由一个F/3 的抛物面反射镜和位于其焦面的平面反射镜组成(如图1 示. 入射平行光经抛物面反射镜汇聚在其焦点上, 被平面反射镜反射回图 1 延迟线小车示意图Figure 1 Schematic diagram of delay line carriage. 图 2 星光和测量激光

9、在猫眼上的排列方式Figure 2The layout of the starlight and metrology beam in the cat s eye. 抛物面反射镜, 经反射后 , 平行光出射. 因此 , 光学系统的设计要保证一定离焦量下的成像质量, 猫眼系统的离焦量为( 15 m. 直线电机驱动的精密运动平台以不断变化的速精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 2 页，共 7 页度跟踪光程差的变化, 其跟踪误差应该控制在补偿系统的行程内. 为了实现高精度的跟踪, 检测元件非常重要 . 本系统采用英国雷尼绍(REN ISHAW

10、公司生产 的RGS20-S20m 栅 距 钢 带 光 栅 尺 , 分 辨 率 为0.05 m 的 RGH24H30D30A读数头 , 作为精密运动平台反馈环节的位置测量元件. 调试完成后的精密运动平台如图3 所示 . 将延迟线小车安装在精密运动平台上, 经过多次调试 , 运动平台跟踪误差特征曲线图如图4 所示 , 从图4 中 可 以 看 出 , 经 过 一 定 时 间 后 误 差 稳 定 在140counts, 约为5m, 直线电机速度更新频率为1min 图 3 直线电机驱动的精密运动平台Figure 3The photo of the precise positioning table dr

11、iven by linear motor. 图 4 精密运动平台的跟踪误差特征曲线图单位: counts, 1counts为 50nm Figure 4Tracking error characteristic curve of the precise posi- tioning table (unit:counts,1counts is 50nm. 1 次 . 3.2 压电陶瓷驱动的平面镜系统将质量很小的平面反射镜安装在压电陶瓷驱动器上 , 用于校正频率在500 1Hz 、从/50 200 的小光程差 , 用于光程差的精密控制, 用于对小车跟踪误差的补偿 . 根据设计要求, PZT 驱动系统

12、应该满足以下要求 : ( PZT最 小 行 程 范 围 15 m( 行 程 应 为30 m。( 频率带宽覆盖0 500Hz。( 机械直径小于15mm, 便于安装在猫眼系统上。( PZT 头上必须有一个螺纹孔, 用于牢固的安装可运动的小平面镜。( PZT 的驱动电路应该提供接收外部电脑命令的控制信号输入。( 模块化设计 , 在出现故障时维护方便. 满足这些特性要求, 我们选择了德国PI(Physik Instrument公司的产品 . 包括 : LVPZT 驱动器 P-841.40,最 大 行 程60 m 。E-501.00机 箱 , 包 含E-505.00 LVPZT放大器模块。E-509.S

13、1 PZT 伺服 /控制器模块。 E-517.i1 显示 /接口模块 . 用于延迟线系统, 我们非常感兴趣的是PZT 系统的动态振幅频率响应特性 . 从 PI 公司的技术手册可以看出P-841.40PZT 压电陶瓷驱动器的电容是6 F, 从该手册可以获得E-505.00 LVPZT放大器对应不同电容的频率响应曲线, 从中可以看 出当 电压 最 大 , 即最 大位 移时频率为500Hz, 能够满足我们的要求. 我们利用双频激光干涉仪对PZT 系统的位移精度进行了测试(如表 2, 发现随着位移量的增大, 误差增大 , 最大位移30m 时的误差为27nm, 不需校表 2 PZT 系统的位移误差(单位

14、 : m Table 2The displacement error of the PZT system (unit: m 命令位置实测位置30.030.02729.029.02528.028.02527.027.02326.026.02325.025.02324.024.02123.023.02122.022.019精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 3 页，共 7 页21.021.018正 , 完全能够满足我们的要求. 3.3 控制系统二级补偿系统的补偿原理是, 精密运动平台将跟踪误差控制在PZT 行程内 , PZT 对这个跟踪误差

15、进行补偿 , 将延迟线系统的跟踪误差控制在相干长度内. 控制系统包括延迟线小车的控制和PZT 系统的控制 , 它们通过激光测距系统连接起来. 我们借用了LAMOST工程微位移实验室的双频激光干涉仪进行了实验 . 该双频激光干涉仪是德国JENaer 公司生产的 ZLM700双频激光干涉仪, 其测量精度为2.5nm, 测量范围为40m, 测量速度达到4ms1, 波长稳定性8 109/2 min, 这样的性能足以满足我们的要求. 控制系统采用Windows XP 系统 , 主控机既是业务处理单元 , 又是数据处理单元. 由于ZLM700双频激光干涉仪采用的是PXI 总线 , 而直线电机平台采用的是P

16、CI 总线 , 无法将ZLM控制卡与直线电机的PMAC控制卡集成在一个主机机箱内, 我们采用的解决办法是把安装ZLM控制卡的主机与安装直线电机控制卡的主机通过网线互联, 通过这种方式将ZLM的实测数据传给主控程序(运行在运动控制卡所在主机上 , 控制系统的通讯方式如图527. 光学、机械、控制装调好后的延迟线系统如图6. 4 模拟实验为了利用延迟线系统对几何光程差进行补偿, 在对一颗恒星进行观测之前, 主控计算机根据基线和星的位置 , 计算出这次观测的中间时刻的几何光程差, 结合第一项光程差, 将延迟线小车放在适当的位置上, 进 行 静 态 光 程 差 的 补 偿 。跟 踪 观 测 期 间 ,

17、根图 5主控机与分系统通讯方式示意图Figure 5 Schematic diagram of communication between the host computer and subsystems. 图 6 延迟线系统 (未包含主控机 Figure 6 The photo of the delay line system. 据基线和星的位置, 主控计算机提供不同时刻所需要的小车运动速度以及小车位置的理论值. 在适当的时刻将运动速度传送给直线电机驱动器, 驱动小车运动。 将位置数据传递给激光测距控制器, 双频激光干涉仪实时测量光程, 并将理论值与实测值进行比较, 将比较后的误差值传递给主

18、控计算机, 由主控计算机将其传递给PZT 控制器 , 进行误差补偿. 为了评估这个二级补偿系统的补偿结果, 我们模拟了观测过程. 假设在0 点开始对=0 的恒星进行观测, 观测的时角H=0, =32.061( 南京地理纬度, 基线B=10m, 由于现有的延迟线的最大长度Lmax=600mm, 带入 (1 式, 求得对该恒星的可观测时间t= 20613 s. (1式中为星光方向与基线方向的夹角, L 为几何光程差, T 为不同时刻的时角, t 为观测时刻 , 为地球自转角速度 . 跟据下式可求得在0 20613 s 内延迟线位置、延迟线速度的变化曲线. 将其离散后储存在计算机内, 以备实际观测时

19、用. (2 由于使用的双频激光干涉仪非我们专用, 许多测量特性无法满足我们的要求. 在进行实验时, 我们精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 4 页，共 7 页图 7 实验系统示意图Figure 7 Schematic diagram of experimental system. 本预计采用装调好后的系统(如图6 进行实验。实验发现从双频激光干涉仪出来的光束经抛物面反射镜反射后其偏振特性被改变, 双频激光干涉仪无法探测到 , 因此我们只好将双频激光干涉仪自带的平面反射镜直接安装在PZT 系统上 (如图 7, 但是工作原理是一样的 . 采

20、用这样的实验系统, 我们首先测试了精密运动平台的跟踪误差. 只有精密运动平台更新运动速度、PZT 不动的情况下, 测试结果如图4, 表明精密运动平台的跟踪误差为5 m. 假设观测中心波长为500nm, 带宽为 5nm, 为了使条纹可见度的损失小于1%, 延迟补偿的精度应好于相干长 度的 十分 之 一 , 则 光 程差 应该维持在 3 m 内. 小车的跟踪速度每秒钟更新一次, PZT 系统补偿频率每秒钟40 次对上述的运动曲线进行跟踪. 图 8为最终的跟踪误差, 从图8 中可以看出, 除了个别点的跟踪误差比较大(三角所示 , 大约为1 m, 整个系统的跟踪精 度是 非常 高 的 . 这样 的跟

21、踪精度满 足 3 m 的要求 . 5 结论通过实验 , 在 PZT 校正频率为40Hz 时 , 其跟踪误差在短时间内基本处于 1 m 以内 , 满足了实际观测的要求. 由于软件采用动态链接库方式获取数据, 图 8 系统跟踪误差 (单位 : counts, 1counts为 50nmFigure 8 Tracking error of the system (unit: counts, 1 counts is 50 nm. 并通过网络方式进行数据传输, 经过测试 , 网络传输的时延会到达10 ms 以上 , 动态链接库获取位置数据的程序段 , 执行时间也在几个ms 级, 因此限制了整个控制系统的

22、带宽, 无法再大幅度提高控制频率, 因此在现有的软实时控制模式下要进一步提高跟踪精度, 难度很大 . 国外已经建成的干涉仪延迟线控制系统都是基于硬实时来实现的, 控制频率几千Hz. 延迟线要达到理想控制目标, 应该考虑硬实时的方法. 本课题的研究表明我们采用的二级补偿系统是可行的 , 下一步我们将继续提高精密运动平台的跟踪精度以及运动的稳定性。改变控制系统, 采用硬件实时控制 . 参考文献1王正明, 徐家岩, 萧金宏 , 等.天文光干涉测量 . 北京: 科学出版社 , 1996 2Lawson P R, Thompson B J. Selected Papers on Long Baselin

23、e Stellar Interferometry. Bellingham, WA: SPIE Optical Engineering Press , 1997 3Garcia P J V , Henning T, Glindemann A. The very Large Telescope InterferometerChallenges for the Future. Dordrecht: Springer, 2007 4Lawson P R. Principles of long baseline stellar interferometry. Course Notes from the

24、1999 Michelson SummerSchool. Pasadena:National Aeronautics and Space Administration, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 1999 5MonnierJ D. Optical interferometry in astronomy. Rep Prog Phys, 2003, 66:789 857 6JankovS. Astronomical optical interferometry 1. Methods and Inst

25、rumentation. Serb Astron J, 2018, 181: 1 17 精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 5 页，共 7 页7Martin C. Recent astrophysical results from the VLTI. Messenger, 2005, 121: 52 55 8LawsonP R. Advances in science with stellar interferometers 2004 2006. Proc SPIE, 2006: 626801 9Monnier J D, Zhao M,

26、 Pedretti E,et al. Imaging the surface of altair. Science, 2007, 317(5836:342 345 10ZhaoM, GiesD, MonnierJD, et al. First resolved images of the eclipsing and interacting Binary Lyrae. Astrophys J, 2008, 684:L95 L98 11YoungJ S, BaldwinJ E, BasdenA G, et al. Astrophysical results from COAST. Proc SPI

27、E, 2001, 4838: 369 378 12Karovska M.Interferometric surveys and results on variable stars: Now and in the future. JAm Assoc Variable Star Obs,2006, 35(1: 34 42 13LaneB F, MuterspaughM W. Differential astrometry of subarcsecondscale binaries at the palomar testbed interferometer. Astrophys J, 2004, 6

28、01:1129 1135 14Baines E K, McAlister H A, Ten Brummelaar T A, et al. Eleven exoplanet host star angular diameters from the CHARAarray. Astrophys J, 2009, 701(1: 154 162 15Davis J, Jacob A P, Robertson J G, et al. Observations of the pulsation of the Cepheid l Car with the Sydney University Stellar I

29、nterferometer. Mon Not R Astron Soc,2009, 394(3: 1620 1630 16Kishimoto M, H?nig S F, Antonucci R, et al. Exploring the inner region of type 1 AGNs with the Keck interferometer. Astron Astrophys,2009, 507(3: L57 L60 17DavisJ, TangoWJ, BoothA J, etal.The Sydney University Stellar Interferometer- The i

30、nstrument. Mon Not R Astron Soc, 1999, 303: 773 782 18Armstrong J T, Mozurkewich D, Jrickard L, et al. The navy prototype optical interferometer. Astrophys J, 1998, 496:550 571 19Shao M, Colavita M M, Hines BE , et al. The mark stellarinterferometer. Astron Astrophys, 1988, 193: 357 371 20Colavita M

31、 M, Wallace J K, Hines B E, et al. The palomar testbed interferometer. Astrophys J, 1999, 510:505 521 21McAlisterHA, Bagnuolo WG , BrummelaarTA, et al. The CHARA array on Mount Wilson. Proc SPIE, 2000, 4006: 465 471 22ColavitaM M,Wizinowich P L. Keck Interferometer update. Proc SPIE, 2003, 4838: 79

32、88 23吴桢.基于光干涉技术的高精度高分辨率成像. 10000个科学难题 天文卷 . 北京: 科学出版社 , 2018. 955 959 24du Foresto V C. Ground and space based interferometry. Bull Soc R Sci Liege, 2005, 74: 357 358 25Derie F. VLTI delay lines: Design, development and performance requirements. Proc SPIE, 2000, 4006: 25 30 26HogenhuisH, VisserM, De

33、rie F. Commissioning of the VLTI delay lines on mount paranal. Proc SPIE, 2003, 4838: 1148 1154 27李超. 迈克尔逊式恒星干涉仪延迟线实验平台控制系统设计与实现. 硕士学位论文 . 北京: 中国科学院研究生院 , 2018 Design and experiment of the delay line system for long baseline stellar interferometry?WU Zhen1,2*, LI Chao1,2,3, LIN XieJia1,2,3,Chen Yi1,

34、2 & WANG JiaNing1,21 Nanjing Institute of Astronomical Optics & Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Nanjing 210042, China 。2 Key laboratory of CAS for Astronomical optics and technology, Chinese Academy of Sciences, Nanjing 210042, China。3 Graduate Universit

35、y of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China Optical delay line system used to compensate the geometric optical path difference is one of key subsystem of the long baseline stellar interferometer. A two stages compensation delay line system developed by Nanjing Institute of Astronomical O

36、ptical and Technology was introduced in this paper. After testing, the tracing error of carriage driven by linear moror is better then 5 microns, after compensated by the PZT, the whole compensation error of this delay line system meet the requirementsin a short time. The results show that, in order

37、 to meet the needs of long time observation, hard real-time control methods should be used todelay line system. delay line system, compensation of optical path length, tracking error, long baseline, optical stellar inter- ferometer 精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 6 页，共 7 页PACS: 95.55.Br, 95.10.Jk, 95.55.-ndoi: 10.1360/132018-485精选学习资料 - - - - - - - - - 名师归纳总结 - - - - - - -第 7 页，共 7 页