內掩式透射地基日冕儀中雜光鬼像的消除

卜和陽，盧振武 ，張紅鑫，孫明哲

(1.中國科學院長春光學精密機械與物理研究所光電技術研發中心，吉林長春130033;2.中國科學院大學，北京100049)

1 引言

日冕是太陽的外層大氣，不僅有高速外流的太陽風，還有強烈的日冕物質拋射(CME)，會發射出很強的紫外和X射線輻射。日冕的活動與日地空間環境及空間通訊有著密切的關系，而且影響太空環境及地球磁場等，所以對日冕的觀測，尤其是CME現象的觀測，可以對影響地球及日地空間的災害性天氣進行預警。根據對日冕的監測資料可以深入研究和理解CME的成因以及CME與周圍日冕結構、日冕活動(例如耀斑，日珥的爆發以及日冕震蕩等)的相互作用。對人類全面理解太陽活動等有著重要的科學價值。

日冕的亮度相對來自太陽光球層的可見光極其微弱，幾乎是太陽中心亮度的10－6量級，外冕的亮度則更加微弱［1-4］，人眼觀測不到，只有在日全食時才能看到日冕，但此時對日冕的監測時間有限，獲得的科學數據也極其有限。

日冕儀則是人為通過儀器的結構遮攔造成類似日全食影像的成像儀器，是日地空間環境的監測儀器。因為日冕觀測是在極強背景下觀測暗目標，所以日冕儀不僅需要建立在高海拔地區來減弱地球大氣的影響，且光學系統設計的關鍵就是消除外界及自身雜散光的影響。

從最早的Lyot日冕儀至今，國外已發射多顆空間探測衛星，如歐洲航天局與美國合作的太陽與日光層觀測臺(SOHO)，美國的日地關系觀測臺(SREREO)，日本陽光衛星(Yohkoh)等，日冕儀都是其中重要的載荷。一些國家制定了相應的對日觀測計劃［5-6］，利用自行研制的地基日冕儀在不同時刻不同角度對日冕進行觀測，我國地基日冕儀建立后，將成為這一觀測網絡的重要組成部分。

透射式日冕儀的主要雜光光源除了太陽直射光，入射孔徑的邊緣衍射光，還有物鏡表面二次反射形成的鬼像，而鬼像作為透射式日冕儀不可避免的一類雜光，必須進行有效消除。本文對一臺已有的內掩式地基日冕儀開展了消除雜散光的研究。該日冕儀的視場為±1.1～3R⊙，工作波段為 530 ～555 nm，分辨率為 13.5 μm，口徑為120 mm，系統 F數為 8.2。另外，系統總長為1 800 nm，其中光學系統長1 700 mm，焦距為987 mm。通過分析透射式日冕儀的基本原理和鬼像的形成機制，完成了軟件模擬，并提出了結構性遮攔方法。實驗顯示，提出的方法有效遮攔了鬼像，提高了透射式日冕儀的雜散光抑制能力。

2 透射式日冕儀工作原理

圖1所示的為內掩式透射日冕儀的工作原理圖。內掩式經物鏡對太陽成像，在第一像面處放置內遮掩體，將太陽光球的光遮蔽掉。如圖1所示，日冕儀由入射口徑，日冕儀物鏡，場鏡，中繼鏡組，內掩體，鬼像吸收膜，Lyot光闌構成。太陽光直接照射在物鏡組上，被物鏡組成像在其后焦面處，設置在焦面處的掩體遮蔽了太陽光球層的陽光，使其不能進入后繼系統［7-10］。未被遮擋的陽光通過由場鏡和中繼鏡組組成的日冕儀二次成像系統成像于像面CCD，形成類似日全食的影像。

圖1 透射式日冕儀成像原理Fig.1 Imaging principle of refractive coronagraph

3 鬼像形成機制及軟件模擬

由圖1原理圖可知，物鏡組會直接暴露在太陽光的強烈直射之下。雖然物鏡表面經過了超光滑拋光，但是無法避免透鏡內表面的多次反射，這樣在透鏡內部被表面多次反射的太陽光會進入后繼鏡組形成鬼像［11］。如不鬼像遮攔，則相當于一個面光源，一定程度上照明像面，就會降低像面的對比度。太陽光在物鏡內部的反射如圖2所示。

圖2 光在物鏡內的多次反射示意圖Fig.2 Multi-reflection light in the objective lens

設物鏡表面透射系數T達到0.99，反射系數R為0.01，且透射及反射無能量吸收，設入射光線a的光強度為1，按照物鏡兩面性質相同計算可得:

Ib=T ×R ×R ×T=9.8×10－5

Ic=T×R×R×R×R×T=9.8×10－9

其中Ib和Ic分別是光線b和c的光強，可見Ib比Ic的強度大104倍，故c光相比b光的影響幾乎可以忽略，故著重考慮的是二次反射成像。

圖3 物鏡表面二次反射光的第一像面(零度平行光入射光)Fig.3 The first image plane of secondary reflected light in the objective lens(0°parallel light)

圖4 鬼像位置示意圖(零度平行光入射光)Fig.4 Ghost image position(0°parallel light)

圖5 物鏡表面二次反射光第一像面(±0.7°平行光入射光)Fig.5 The first image plane of secondary reflected light in the objective lens(±0.7°parallel light)

圖6 鬼像位置示意圖(±0.7°平行光入射光)Fig.6 Ghost image position(±0.7°parallel light)

用Tracepro軟件進行光線追跡，零度角水平入射的平行光經物鏡后如圖3，可見物鏡內表面二次反射光會先在物鏡后一定位置聚焦面1處聚焦;再如圖4，經場鏡被聚焦在中繼鏡組前，這個聚焦點就是鬼像。模擬分別以±0.7°入射的平行光，如圖5和圖6所示，可見同角度入射的平行光先聚焦在聚焦面2，再經過場鏡同樣被聚焦在中繼鏡組前。可見鬼像并不是一個理想的點，而是有一定尺寸的彌散斑，且并不是物鏡內的全部二次反射都聚焦為鬼像，只是物鏡中心小范圍內的二次反射才對鬼像有貢獻。根據它的位置考慮有兩種途徑可對其進行遮擋:(1)在Lyot光闌中心添加一個擋片進行遮攔;(2)在后面的透鏡表面中心的一個小區域內鍍吸收膜進行遮攔。但考慮Lyot光闌中心的擋片需要支撐結構，從而會引入雜光，故實際應用中采用后一種方法，即在后面透鏡表面中心鍍制吸收膜。由模擬結果直接取值，這一小圓區域的直徑約為0.9 mm。為確保遮攔效果，實際吸收膜區域應采用4%的過遮攔。

另一方面，采用MATLAB進行光線追跡，計算獲得物鏡對鬼像有貢獻的區域最大半徑僅有3.790 1 mm，且是物鏡中心區域。

4 實驗分析

4.1 實驗原理圖

圖7所示為物鏡二次反射光成像示意圖。

圖7 物鏡二次反射光成像示意圖Fig.7 Imaging principle of secondary reflected light in the objective lens

太陽模擬光源發出的光經平行光管轉化為平行光入射日冕儀物鏡，物鏡內表面多次反射引起的雜光先聚焦于物鏡后一定位置，而后入射日冕儀后繼系統，經場鏡后成像，成像面就是圖中所示的鬼像面。制冷相機對鬼像面成像并通過計算機進行觀察，場鏡限制了日冕儀的視場角度，也限制了對鬼像有貢獻的成像光束數量。

4.2 實驗條件

實驗在千級超凈間完成，采用1∶1日冕儀實驗系統氙燈作為太陽模擬光源，日冕系統置于封閉黑箱內，同時配置制冷相機一臺。氙燈通過毛玻璃光強被均勻化，勻化的光通過開口直徑為D的染黑鋁板，鋁板置于平行光管焦面處，由平行光管焦距f=1 600 mm，太陽光球層視場角約為ω=±16'，得鋁板開口直徑［12］:

D=f× tan(ω)× 2=14.89 mm

氙燈燈要對準鋁板開口的中心，由此鋁板的開口被氙燈均勻照明，可模擬太陽。平行光管出射的光可視為來自太陽的平行光束，光被日冕儀接收到，最后通過制冷相機成像。因為太陽內冕的輻射亮度幾乎是太陽中心亮度的10－6量級，為了讓模擬的太陽實驗裝置也達到這一量級比，在鋁板開口處放置106倍的衰減片，再用制冷相機觀察平行光管焦面處的鋁板，當開口孔徑中心亮度和孔徑外的灰度值一致時，說明滿足10－6量級比例關系。之后去掉衰減片，此時被照亮的鋁板開口可以比較理想地模擬太陽，為之后的實驗奠定了基礎。

4.3 鬼像遮攔實驗

從鬼像的成像原理已知，鬼像的成像光直接來自物鏡的表面，鬼像面同場鏡對物鏡的成像面非常接近，故可用相機對物鏡的像面成像，稍加前后調整，便可以找到鬼像的像面。

圖8 鬼像像面成像圖Fig.8 Image plane before elimination of ghost image

圖8所示用制冷相機拍攝的鬼像像面，像面的中心處有一個明顯的亮斑。通過微小轉動物鏡，這個亮斑會發生較大的水平偏移，在未到達視場邊緣時便消失。物鏡調整回原位后，亮斑又重新出現，而其他雜光點并未有明顯變化，這個中心亮斑就是鬼像點。測量顯示鬼像點的直徑和模擬的值基本吻合，均約為0.9 mm。采用一片光潔度極好的薄玻璃片，在其上點一黑點，將玻璃片置于鬼像像面，黑點遮住鬼像點，再通過制冷相機對該面成像，鬼像被遮蔽。鬼像消除后的影像如圖9所示。

圖9 鬼像消除后成像圖Fig.9 Image plane after elimination of ghost image

圖8中出現的明亮環為物鏡邊緣的衍射光成像，通過MATLAB讀取圖片灰度值，發現鬼像及衍射光亮環灰度值都達到了16 383的CCD飽和值，如圖10和圖11，由此更加確定鬼像如不進行遮攔，一定程度上照明CCD像面使得日冕像的背景色變亮，日冕成像的對比度就會變差，從而影響觀測。

圖10 鬼像點灰度值Fig.10 Gray value of ghost image

圖11 物鏡邊緣衍射光灰度Fig.11 Gray value of diffracted light of objective lens edge

綜上，理論和實驗證實了地基日冕儀中主要的雜散光鬼像得到了抑制，實驗同時提示只有物鏡中心一定區域的二次反射光才會形成鬼像，而對鬼像無貢獻的物鏡二次反射光會有不規則的分布，所以鏡筒內壁應進行消雜光螺紋設計，所有光闌邊緣應進行刀口設計以減小雜散光。另外，圖8和圖9中的不規則亮點是由物鏡上的灰塵散射光成像形成的，故提高成像系統的潔凈度也是消除雜光必不可少的手段。

5 結論

日冕儀的工作特點決定了其對雜散光抑制要求極其嚴格，在儀器完善及鏡片制造工藝極其成熟的前提下，也有很多雜散光是無法避免的，從而要求日冕儀系統在保證成像質量的前提下提高雜散光的抑制水平。本文著重講述了內掩式透射日冕儀鬼像的形成原理，進行了軟件模擬，并在超凈間進行了1∶1日冕儀實驗系統的演示，驗證了提出的鬼像消除方法的可行性，也通過實驗驗證了鬼像的尺寸和Tracepro模擬的尺寸基本一致，直徑約為0.9 mm。

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