2022年长基线恒星光干涉技术中延迟线系统的设计方案与.docx

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1、精选学习资料 - - - - - - - - - 长基线恒星光干涉技术中推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讨论所 , 南京 210042；中国科学院天文光学技术重点试验室 , 南京 210042；中国科学院讨论生院 , 北京 100049 *联系人 , E-mail: zhenwu .朱永田编委举荐收稿日期 : 2022-09-29； 接受日期 : 2022-12-09； 网络出版日期 : 2022-01-13 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推迟线系统是长

2、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讨论所研发的二级补偿推迟线系统. 经过测试 , 直线电机驱动的推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意了要求 . 讨论说明 , 为了满意长时间观测的需要 , 推迟线系统应当采纳硬实时的掌握方法 . 关键词 推迟线系统 , 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: 10.1360/132022-485今日 , 长基线 迈克尔逊型恒星光干涉技术1 6究现状和工作基础, 考虑到光学推迟线系

3、统光程补偿已经成为天文观测的主流技术, 越来越多的天文观测系统 在该干涉仪中的关键作用, 我们先开展了这方成果 2,7 16的取得得益于光干涉技术的迅猛进展 . 从第一 代 小 口 径 干 涉 仪 2,17 21 到 以 VLTIVery Large Telescope Interferometer 2 和 Keck 22 为代表的其次面的讨论工作. 1 推迟线系统功能代干涉仪 , 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辨论率、增大口径以提高灵敏度的方向进展 23 . 不仅如此 , 一批空基干涉仪正在研制中 24 , 如 SIM,

4、TPF 和 DARWIN 方案等 . 虽然长基线恒星光干涉技术在国际上已经取得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需匹配在微 M级 . 这就是技术挑战 , 是进展长基线恒星光干涉技术面临的最困难的问题 7 . 为明白决这个难题 , 必需采纳名师归纳总结 了长足的进展, 但是在我国尚没有可用于观测的仪器, 推迟线技术. 第 1 页,共 7 页为了使得从两个独立望远镜来的光被合成之后对这一领域的讨论相对落后. 结合我国在该领域的研- - - - - - -精选学习资料 - - - - - - - - - 能

5、够产生干涉条纹, 光学推迟线系统需要补偿以下光小车跟踪误差进行补偿, 也就是光程差的精密补偿. 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其次项 , 是由于基线方向与星光方向不垂直引起的 . 一般情形下 , 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 , 在观测过程中推迟线要不断地以变化的速度运动 , 才能补偿

6、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 . 本论文的讨论目的是实现对其次项光程差的补偿 . 3 推迟线系统推迟线系统也可以分为光学、机械和掌握三个子系统 . 光学系统为一猫眼系统；机械系统包括推迟线小车和精密导轨；掌握系统包括推迟线小车的控制和 PZT 系统的掌握 , 它们通过激光测距系统 双频激光干涉仪连接起来 . 3.1 直线电机驱动的推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

7、；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2 推迟线系统设计要求及总体方案物面反射镜汇聚在其焦点上, 被平面反射镜反射回拟建的长基线恒星光干涉仪室外样机基线长度为10 m. 依据运算 , 其推迟线系统基本特性参数见表 1. 迄今为止 , 最常用的推迟线结构是基于 Mark 干涉仪的推迟线系统 19 , 这样的系统采纳三级嵌套控制系统 , 不论是对于机械仍是掌握 , 实现起来都比较复杂 . 借鉴欧南台的 VLTI 二级补偿系

8、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 推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-北基线 : 10 m 环境温度 常温环境压强 常压推迟范畴 3 5 m 图 1 推迟线小车示意图 Figure 1 Schematic diagram of delay line carriage. 名师归纳总结 跟踪速度619 m s1+619 ms1图 2 星光和测量

9、激光在猫眼上的排列方式换星时间10mm s1Figure 2The layout of the starlight and metrology beam in the 波长区间可见波段cats eye. 究的推迟线系统包括: , 用于对光抛物面反射镜, 经反射后 , 平行光出射. 因此 , 光学系 直线电机驱动的推迟线小车系统统的设计要保证肯定离焦量下的成像质量, 猫眼系统程差的跟踪 , 也就是光程差的粗补偿；, 用于对的离焦量为 15 m. 压电陶瓷 PZT 驱动的平面镜系统直线电机驱动的精密运动平台以不断变化的速第 2 页,共 7 页- - - - - - -精选学习资料 - - - -

10、- - - - - 度跟踪光程差的变化, 其跟踪误差应当掌握在补偿系3.2 压电陶瓷驱动的平面镜系统统的行程内. 为了实现高精度的跟踪, 检测元件特别将质量很小的平面反射镜安装在压电陶瓷驱动重要 . 本系统采纳英国雷尼绍 REN ISHAW 公司生产 的 RGS20-S20 m 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 . 将推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点曲线图如图 4 所示 , 从图 4 中 可 以 看 出

11、 , 经 过 一 定 时 间 后 误 差 稳 定 在140counts, 约为 5 m, 直线电机速度更新频率为器上 , 用于校正频率在 5001Hz 、从 /50200 的小光程差 , 用于光程差的精密掌握 , 用于对小车跟踪误差的补偿 . 依据设计要求 , PZT 驱动系统应当满意以下要求 : PZT 最 小 行 程 范 围 15 m 行 程 应 为30 m； 频率带宽掩盖 0500Hz ； 机械直径小于 15mm, 便于安装在猫眼系统上；1min PZT 头上必需有一个螺纹孔, 用于坚固的安装可运动的小平面镜； PZT 的驱动电路应当供应接收外部电脑命令的掌握信号输入； 模块化设计 ,

12、在显现故障时保护便利 . 满意这些特性要求 , 我们挑选了德国 PIPhysik 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.S1 PZT 伺服 / 掌握器模块； E-517.i1 显示 /接口模块 . 用于推迟线系统 , 我们特别感爱好的是 PZT 系统的动态振幅频率响应图 3 直线电机驱动的精密运动平台 Figure 3The photo of the precise positioning table driven by lin

13、ear motor. 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, 能够满意我们的要求 . 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, 发觉随着位移量的增大 , 误差增大 , 最大位移 30 m 时的误差为 27nm, 不需校表 2 PZT 系统的位移误差 单位 : m Table 2 The displacement error of the PZT

14、 system unit: m 命令位置 实测位置30.0 30.027名师归纳总结 图 4 精密运动平台的跟踪误差特点曲线图29.029.025第 3 页,共 7 页28.028.025单位: counts, 1counts 为 50nm 27.027.023Figure 4Tracking error characteristic curve of the precise posi- 26.026.023tioning table unit:counts,1counts is 50nm. 25.025.0231 次 . 24.024.02123.023.02122.022.019- - -

15、 - - - -精选学习资料 - - - - - - - - - 21.0 21.018正 , 完全能够满意我们的要求 . 3.3 掌握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掌握在 PZT 行程内 , PZT 对这个跟踪误差进行补偿 , 将推迟线系统的跟踪误差掌握在相干长度内 . 掌握系统包括推迟线小车的掌握和 PZT 系统的掌握 , 它们通过激光测距系统连接起来 . 我们借用了LAMOST 工程微位移试验室的双频激光干涉仪进行了试验 . 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, 测量范畴为 40m, 测量

16、速度达到 4ms1, 波长稳固性8 10 9/2 min, 这样的性能足以满意我们的要求 . 掌握系统采纳 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 双频激光干涉仪采纳的是 PXI 总线 , 而直线电机平台采纳的是 PCI 总线 , 无法将 ZLM 掌握卡与直线电机的PMAC 掌握卡集成在一个主机机箱内 , 我们采纳的解决方法是把安装 ZLM 掌握卡的主机与安装直线电机掌握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 运行在运动掌握卡所在主机上 , 掌握系统的通讯方式如图 527. 光学、机械、掌握装调好后的

17、推迟线系统如图 6. 4 模拟试验为了利用推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 , 主控运算机依据基线和星图 6 推迟线系统 未包含主控机 Figure 6 The photo of the delay line system. 据基线和星的位置 , 主控运算机供应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掌握器 , 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控运算机 , 由主控运算机将其传递给 PZT 掌握器 , 进行误差补

18、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 点开头对 =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, 由于现有的推迟线的最大长度 Lmax=600mm, 带入 1 式, 求得对该恒星的可观测时间 t= 20613 s. 的位置 , 运算出这次观测的中间时刻的几何光程差, 1结合第一项光程差, 将推迟线小车放在适当的位置上, 式中为星光方向与基线方向的夹角, L 为几何光程差, 进 行 静 态 光 程 差 的 补 偿 ；跟 踪 观 测 期 间 ,根T 为不同时刻的时角, t 为观测时刻 , 为地球自转角速度

19、 . 跟据下式可求得在020613 s 内推迟线位置、推迟线速度的变化曲线. 将其离散后储存在运算机内, 以备实际观测时用. 2 名师归纳总结 图 5主控机与分系统通讯方式示意图由于使用的双频激光干涉仪非我们专用, 很多测第 4 页,共 7 页Figure 5 Schematic diagram of communication between the host 量特性无法满意我们的要求. 在进行试验时, 我们computer and subsystems. - - - - - - -精选学习资料 - - - - - - - - - 图 7 试验系统示意图 Figure 7 Schematic

20、 diagram of experimental system. 本估计采纳装调好后的系统如图6 进行试验；实误差在短时间内基本处于 1 m 以内 , 满意了实际观, 验发觉从双频激光干涉仪出来的光束经抛物面反射测的要求. 由于软件采纳动态链接库方式猎取数据镜反射后其偏振特性被转变, 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 . 采纳这样的试验系统 , 我们第一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 不动的情形下 , 测试结果如图 4, 说明精密运动平图 8 系统跟

21、踪误差 单位 : counts, 1counts 为 50nmFigure 8 Tracking error of the system unit: counts, 1 counts is 50 台的跟踪误差为5 m. nm. , 假设观测中心波长为500nm, 带宽为 5nm, 为并通过网络方式进行数据传输, 经过测试 , 网络传输了使条纹可见度的缺失小于1%, 推迟补偿的精度应的时延会到达10 ms 以上 , 动态链接库猎取位置数据好于相干长 度的 特别 之 一 , 就 光 程差 应当维持在的程序段 , 执行时间也在几个ms 级, 因此限制了整个3 m 内. 掌握系统的带宽, 无法再大幅度

22、提高掌握频率, 因此小车的跟踪速度每秒钟更新一次, PZT 系统补偿在现有的软实时掌握模式下要进一步提高跟踪精度频率每秒钟40 次对上述的运动曲线进行跟踪. 图 8难度很大 . 为最终的跟踪误差, 从图8 中可以看出, 除了个别点国外已经建成的干涉仪推迟线掌握系统都是基的跟踪误差比较大三角所示 , 大约为1 m, 整个系于硬实时来实现的, 掌握频率几千Hz. 推迟线要达到统的跟踪精 度是 特别 高 的 . 这样 的跟 踪精度满 足抱负掌握目标, 应当考虑硬实时的方法. 3 m 的要求 . 本课题的讨论说明我们采纳的二级补偿系统是5 结论可行的 , 下一步我们将连续提高精密运动平台的跟踪精度以及

23、运动的稳固性；转变掌握系统, 采纳硬件实通过试验 , 在 PZT 校正频率为40Hz 时 , 其跟踪时掌握 . 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 2 Lawson P R, Thompson B J. Selected Papers on Long Baseline Stellar Interferometry. Bellingham, WA: SPIE Optical Engineering Press , 1997 3 Garcia P J V, Henning T, Glindemann A. The very L

24、arge Telescope Interferometer Challenges for the Future. Dordrecht: Springer, 2007 4 Lawson P R. Principles of long baseline stellar interferometry. Course Notes from the 1999 Michelson SummerSchool. Pasadena:National Aeronautics and Space Administration, Jet Propulsion Laboratory, California Instit

25、ute of Technology, 1999 名师归纳总结 5MonnierJ D. Optical interferometry in astronomy. Rep Prog Phys, 2003, 66:789 857 第 5 页,共 7 页6JankovS. Astronomical optical interferometry 1. Methods and Instrumentation. Serb Astron J, 2022, 181: 1 17 - - - - - - -精选学习资料 - - - - - - - - - 7 Martin C. Recent astrophysi

26、cal results from the VLTI. Messenger, 2005, 121: 5255 8 LawsonP R. Advances in science with stellar interferometers 20042006. Proc SPIE, 2006: 626801 9 Monnier J D, Zhao M, Pedretti E,et al. Imaging the surface of altair. Science, 2007, 3175836:342 345 10 ZhaoM, GiesD, MonnierJD, et al. First resolv

27、ed images of the eclipsing and interacting Binary Lyrae. Astrophys J, 2022, 684:L95L98 11 YoungJ S, BaldwinJ E, BasdenA G, et al. Astrophysical results from COAST. Proc SPIE, 2001, 4838: 369378 12 Karovska M.Interferometric surveys and results on variable stars: Now and in the future. JAm Assoc Vari

28、able Star Obs,2006, 351: 34 42 13 LaneB F, MuterspaughM W. Differential astrometry of subarcsecondscale binaries at the palomar testbed interferometer. Astrophys J, 2004, 601:11291135 14 Baines E K, McAlister H A, Ten Brummelaar T A, et al. Eleven exoplanet host star angular diameters from the CHARA

29、array. Astrophys J, 2022, 7011: 154 162 15 Davis J, Jacob A P, Robertson J G, et al. Observations of the pulsation of the Cepheid l Car with the Sydney University Stellar Interferometer. Mon Not R Astron Soc,2022, 3943: 1620 1630 16 Kishimoto M, H.nig S F, Antonucci R, et al. Exploring the inner reg

30、ion of type 1 AGNs with the Keck interferometer. Astron Astrophys,2022, 5073: L57 L60 17 DavisJ, TangoWJ, BoothA J, etal.The Sydney University Stellar Interferometer- The instrument. Mon Not R Astron Soc, 1999, 303: 773 782 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27Armstrong J T, Mozurkewich D, Jrickard L, et al

31、. The navy prototype optical interferometer. Astrophys J, 1998, 496:550 571 Shao M, Colavita M M, Hines BE , et al. The mark stellarinterferometer. Astron Astrophys, 1988, 193: 357371 Colavita M M, Wallace J K, Hines B E, et al. The palomar testbed interferometer. Astrophys J, 1999, 510:505 521 McAl

32、isterHA, Bagnuolo WG , BrummelaarTA, et al. The CHARA array on Mount Wilson. Proc SPIE, 2000, 4006: 465 471 ColavitaM M,Wizinowich P L. Keck Interferometer update. Proc SPIE, 2003, 4838: 7988 吴桢.基于光干涉技术的高精度高辨论率成像. 10000 个科学难题 天文卷 . 北京 : 科学出版社 , 2022. 955959 du Foresto V C. Ground and space based int

33、erferometry. Bull Soc R Sci Liege, 2005, 74: 357358 Derie F. VLTI delay lines: Design, development and performance requirements. Proc SPIE, 2000, 4006: 2530 HogenhuisH, VisserM, Derie F. Commissioning of the VLTI delay lines on mount paranal. Proc SPIE, 2003, 4838: 1148 1154 李超. 迈克尔逊式恒星干涉仪推迟线试验平台掌握系

34、统设计与实现. 硕士学位论文 . 北京 : 中国科学院讨论生院 , 2022 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 Yi 1,2 & WANG JiaNing1,21 Nanjing Institute of Astronomical Optics & Technology, National Astronomical Observatories, Chinese

35、 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 University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China Optical delay line system used to compensate the geometric optic

36、al 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 Optical and Technology was introduced in this paper. After testing, the tracing error of carriage driven by linear moror

37、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 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 ferometer error, long baseline, optical stellar inter- 名师归纳总结 - - - - - - -第 6 页,共 7 页精选学习资料 - - - - - - - - - PACS: 95.55.Br, 95.10.Jk, 95.55.-ndoi: 10.1360/132022-485名师归纳总结 - - - - - - -第 7 页,共 7 页