大口径大视场望远镜探测器平面度检测方法综述

郭宁馨,张景旭,刘昌华,陈 涛,安其昌,明 名

(中国科学院长春光学精密机械与物理研究所,吉林 长春 130033)

1 引 言

望远镜是天文观测的重要工具,其分辨能力决定着人们可观测到的宇宙空间的大小。望远镜从诞生至今已经经历了400余年的发展历史,口径由厘米级扩大到米级,用途也由纯天文观测发展成对地球外层空间人造目标的普查编目、监视定轨及成像识别[1]。

由光学系统可知,相机的焦平面靶面面积与望远镜光学系统的视场角和焦距有关,如式(1)所示。

SCCD=2ftan(ω/2)

(1)

式中,f为光学系统焦距；ω是光学系统的视场角。

传统光学元件和系统的分辨率一直被认为满足经典瑞利准则[2]。现有单片CCD受半导体材料和制造工艺水平的限制,面积大小不能满足大视场的要求,若想在短期内开发出集成度更高、像元数更高的CCD器件也是非常困难的,所以拼接CCD成为大口径大视场望远镜相机光学系统设计的重点。

成像光学系统是外界被照明物体(或发光物体)所发出的球面波集合通过透镜系统后,在系统的理想平面上获得清晰的像,这一平面叫做光学系统的焦平面。由于实际光学系统经像差矫正后,除在理想焦平面上获得清晰的像外,常把理想波面的参考点沿轴向离焦,使波差不超过λ/2时也能得到清晰的像则所对应的离焦量称作焦深,如式(2)所示。

(2)

式中,λ为入射光波长；f为光学系统焦距；D为光学系统入射光瞳直径；f/D为光学系统的F#数。

在焦深范围内,成像质量仍然能满足光学系统性能需求。光学系统成像原理图如图1。

图1 光学系统成像原理图Fig.1 Optics system imaging elements

由此可知对于给定的光学系统,CCD 靶面倾角误差应严格地限制在焦深范围,否则将使部分靶面脱离光学系统像面,在光学系统视场范围内使得图像有虚有实,达不到系统的使用要求[3]。

因此,焦平面靶面拼接后的对平面度要求一般需要达到20～30 μm,实际上,这是一个十分具有挑战性的要求。在误差分配环节,有很多因素影响大口径大视场望远镜焦平面上的靶面达到微米级别的平面度控制。这些影响因素主要包括各个独立组件之间的集成组装,以及随着时间渐变的表面精度,最后的设计和装配方案是要在充分考虑分析仿真以及实验测试的基础上才能得出。因此,在集成组装的过程中需要多次测量平面度,根据结果进行多次微调和分析,才能得到满足要求的拼接靶面。

2 靶面拼接平面度测量要求

对于单个CCD的测量侧重于对CCD性能的检验,单块CCD的平面度要求达到10 μm左右,干涉仪具有纳米级的分辫率和精度,能够满足测量目的。拼接后CCD的测量侧重于对整体靶面平面度的检验和装调,平面度要求在室温下达到20 μm左右,CCD拼接后产生的拼缝会影响测量结果,不能选用干涉仪测量。工作状态CCD的测量需要透过窗口,对于仪器要求有一定的测量距离(比如HSC的窗口的厚度 37 mm,CCD到窗口的距离5 mm[4]),平面度要求拼接CCD在冷却和真空环境下达到30 μm左右。这限制了测量 CCD的各种可能技术平面度,要保证测量方法和 测量结果不能受到窗口和测量距离的影响。

因此,靶面拼接平面度测量的需求主要有三种,首先是单个CCD芯片的平面度检测,用于检验；其次是多个CCD拼接过程中的检测,用于装调；最后是拼接CCD冷却后,透过低温杜瓦的窗口检测,测量结果不能受到窗口的影响。

3 CCD平面度检测现有技术

3.1 目测法[5]

欧洲南方天文台(ESO)采用了一种非常简单的方法来测量CCD。肉眼观察千分表在CCD表面测量的显微镜物镜的位移,在x-y坐标系上精确移动CCD,并在被测CCD上的多个位置重复测量目标之间的高低差、角度以及偏移量。

由于显微镜镜头到CCD距离较近,这种方法无法测量前面设置有窗口的CCD。这就给CCD带来了环境粉尘污染和测量过程中意外损坏的风险。同时这种方法还需要有经验的人执行测量,以实现可重复的结果,所有的定位、对焦、记录等步骤都必须手工完成,测量过程非常耗时。

3.2 激光与相机探测系统[5]

加州大学和利克天文台采用了更自动化和先进的测量系统。他们将激光束投射到CCD的表面,并检测由于CCD倾斜而产生的光束偏转。图2描述了系统的几何形状。

该系统由一个激光器、一个放置CCD的X-Y平移台、两个反射镜和一个用于探测反射激光束位置的照相机组成。激光束由第一面镜子定向到被测表面上,然后从CCD表面反射到第二个镜子引导光束到相机探测系统。如果移动被测CCD,其表面的局部坡度发生变化,相机就会记录下光点的移动。通过扫描整个表面和记录光电运动,可以重建CCD的表面特征。

图2 加州大学/利克天文台用于CCD平面度测量的装置示意图[5]Fig.2 Diagram of the set up used for CCD flatness measurements used at the Lick Observatory and University of California

用这种方法测量物体表面特征的初始条件是物体的表面必须是连续的,所以不能用来测量拼接CCD之间的高度差。而且还要求CCD的反射光束不能模糊,如果相机上的光点变得模糊,就很难准确的定位。

3.3 基于哈特曼掩模的测量方法[5]

格林威治天文台(RGO)开发了一个基于哈特曼掩模的程序。在该系统中,光透过一个透镜和位于光轴上带有两个孔的掩模,将两个收敛光束锥投射到一个有源CCD上。如果探测器恰好位于投影系统的焦平面上,那么CCD图像中只有一个点；如果探测器在焦平面外,输出的图像中就有两个点,两个点之间的距离与探测器表面到焦平面的偏差成正比。为了得到CCD的表面特征,需要在一次曝光时扫描整个表面,并检测图像中的点位置,从而得到位置上的偏移量。

这一过程可以测量探测器表面高度差,测量表面是否连续不影响结果。因此,利用该系统可以对多个CCD的拼接平整度进行测量。图3为RGO测量方法光学原理图。

这种技术的缺点是CCD必须是处于接通电源以及冷却状态的,并且冷却需要很长时间,这大大延长了校正周期所需的时间,包括测量地形、校正倾斜度以及再次测量。所以需要很长的测量周期,此外,它还无法测量机械样品。

图3 RGO测量方法光学原理图[5]Fig.3 Optical schematic for the technique used by RGO for flatness measurement of CCDs

3.4 干涉仪测量法

干涉法是最常用的光学表面形貌测量方法。干涉测量是一种基于光波叠加原理,分析处理干涉场中亮暗变化、条纹形状变化或其他条纹数的变化,从中获取被测量的有关信息。

通过在干涉仪的一支光路中引入被测量,干涉仪的光程差就会发生变化,干涉条纹也会随之变化,这时可测量出干涉条纹的变化量,就可以获得与介质折射率和几何路程有关的一系列物理量和几何量[6]。干涉仪测量原理图如图4所示。

图4 干涉仪测量原理图[7]Fig.4 Schematic diagram of interferometer measurement

为了重建CCD的形状,需要分析了非常窄的带通光条纹图,CCD之间的拼接间隙会打断干涉条纹图样,这种方法无法计算拼接CCD之间的高度差,因此干涉测量法在大口径大视场望远镜拼接靶面平面度测量中应用度较低。

3.5 扫描白光干涉仪

白光干涉仪是将白光分解、传输和叠加后,对形成的干涉条纹进行分析处理的仪器,其基本原理就是通过不同的光学元件,把白光分解成参考光路和检测光路,然后在每束光中引入一定的光程差,最后将这些经过不同光路的光叠加起来,从而形成明暗相间的干涉条纹。白光干涉条纹的特点是中央零件条纹精确定位,据此可以为测量提供一个绝对坐标[8],实现数据的精确测量。

基于Twymann-Green干涉仪的垂直扫描白光干涉仪(如图5所示)产生的相干光束被分束器分成参考部分和信号部分。参考部分来自一个可移动的镜子,并与来自研究对象的信号光束叠加反射回分束器,沿着这束光即可观察到干涉,从而得到基准平面镜和被测表面的相对差值[9]。

当参考光路中的反射镜以连续的速度移动时,用光电二极管或者相机检测组合光束的强度,当路径长度的差值大于相干长度时,则没有发生构造干涉。当两个长度相等时,则在光电二极管处产生相长干涉。由于反射镜的连续运动,在光电二极管的位置上不断形成和破坏干涉区,记录光强的波动,同时测量反射镜的位置。通过分析相长干涉的频率和特性,可以更准确地测量出这段距离[9]。

图5 基于Twymann-Green干涉仪的垂直扫描白光干涉仪原理图[9]Fig.5 Schematic of a vertical-scanning white-light interferometer based on a Twymann-Green interferometer

这个测量方法克服了测量窗户后面探测器的问题。白光干涉仪的窗口反射与CCD自身信号之间的路径长度之差大于相干长度,因此不会影响测量结果。

3.6 激光同轴位移器测量法

激光同轴位移器通常将一束光聚焦到目标上,采用辐条式光纤探针进行表面离焦检测,检测出物体表面是否在这个焦点上以及物体表面离焦点有多远[10]。可安装于龙门自动影像测量仪,基于算法以非接触方式测量表面位置坐标和倾角,可以获得表面形貌、表面倾角和距离,实现生产过程中尺寸和形状的在线监测。

测量系统布置示意图如图6所示,传感器系统的主要组成部分是一个像辐条一样排列的光纤束,使用一种对于相干性或单色性没有特殊要求的光源,这种光束通过透镜系统对准目标并聚焦,然后以投射的方式反射回光学系统,使用分束器或光栅准直后,反射光被定向到入射光束路径。分析光从表面反射的方式,该系统可以确定目标是否在照明光学的焦点上以及偏移量和偏移方向[10]。

图6 激光同轴位移器[10]Fig.6 Focus sensors measurement principle

激光同轴位移器的移动质量一般非常小,能比较快的系统扫描一个表面,可达到较高的精度、灵敏度。由于大多数对焦检测系统只能在很小的范围内工作,因此平稳的移动整个系统,减小机械误差使光点始终聚焦在表面上是重点。

3.7 三角激光测量法

激光位移传感器是采用三角法实现物体位移的非接触测量,原理图如图7所示,用一束激光以某一角度聚焦在被测物体表面,然后从另一角度对物体表面上的激光光斑进行成像,物体表面激光照射点的位置不同,所接受散射或反射光线的角度也不同,用位敏探测器测出光斑像的位置,即可计算出物体表面激光照射点的位置。当物体沿激光线方向发生移动时,测量结果就将发生改变,从而实现用激光测量物体的位移[11]。

使用三角激光测量仪进行测量时,通过一维电位移平台带动激光位移传感器扫描物体的表面,然后对测量的数据进行处理,进而得到物体的表面形貌。

图7 三角激光测量传感器原理图[12]Fig.7 Triangulation sensor used for measuring the distance to a surface with specular reflection

激光三角测量法具有相干性好,频率单一、稳定性好等特点,测量精度取决于工作距离和测量范围。市场上有一些设备的分辨率为0.2 μm,在整个可测量范围内的精度约为5 μm。但是测量结果容易受到系统自身机械误差的影响。

表1 测量仪器对比表Tab.1 Comparison table of measuring instruments

4 国际上大口径大视场望远镜拼接靶面的检测概况

目前,国际上的大口径大视场望远镜对于靶面拼接的研究已经有一定成果和经验了。望远镜的口径也由之前的3～5 m级逐渐扩大到8～10 m等级,这些望远镜在检测靶面平面度所用的方法也相对应有所不同。

4.1 TAOS-Ⅱ

TAOS-Ⅱ在墨西哥加利福尼亚州的国家天文台运行三台口径1.3m的望远镜,视场 2.3°和高速CMOS成像仪照相机能够以20Hz的读出频率同时监测1万颗恒星。TAOS-Ⅱ在e2v定制了总共40个CMOS成像仪,每个CMOS芯片规格4608×1920,16 μm像素,这些设备以2×5的模式布置在冷板上,冷板的平面度要求为峰谷值相差小于20 μm,并且在装配过程中进行了几次调整,以确定冷板的平整度不会受到了热循环的影响。焦平面拼接平面度要求为峰谷值相差小于30 μm[13]。

TAOS-Ⅱ靶面平面度测量选用了Keyence LK-H085的三角激光探测测量方法,其不仅应用在探测器平面度的测量过程中,还应用在了冷板的基准面的测量中[14]，如图8所示。

图8 TAOS-Ⅱ采用基恩士LK-H085测量冷板平面度[14]Fig.8 Keyence LK-H085 measure TAOS-Ⅱ coldplate flatness

4.2 KMTNet

KMTNet望远镜项目由韩国天文台和空间科学研究所(KASI)赞助,项目中用于观测的是分别位于智利的Cerro-Tololo(CTIO),南非的Sutherland(SAAO)和澳大利亚的SSO天文台三架口径为1.6 m的宽视场赤道安装望远镜,对星系隆起区进行连续观测,以寻找太阳系外行星。相机焦平面由四块的CCD290-99拼接而成,高性能CCD具有9 k×9 k格式,10 μm像素,平面度最高峰谷值可达到29 μm[15]。

KMTNet平面度测量选用了OGP Smart Scope Vantage系统,多个视场可以拼接在一起,便于自动对齐和缺陷检测的模式识别。所有SmartScope Quest300可以配备电动10× TeleStar远距变焦镜头,能够将传送的图像由固态摄像机转换为电信号,提供最高质量的图像,精确计量优化。OGP measure remind®3D多传感器软件能够实现高精度、重复性的边缘检测[16]，如图9所示。

图9 使用OGP_SmartScope Vantage 300测量KMTNet拼接探测器的平面度[17]Fig.9 OGP_SmartScope Vantage 300 measure the flatness of the KMTNet focal plane

4.3 J-PAS

J-PAS项目是OAJ(Observatorio Astroflsico de Javalambre)在西班牙特鲁埃尔进行的一个为期五年的巡查项目,项目中使用口径为2.55 m大视场望远镜对北天区进行重子声波振荡(BAO)测量。该望远镜的相机焦平面由14块用于成像的9 k×9 k e2v CCD290-99,8块用于波前传感传输的2 k×2 k e2v CCD44-82,4块用于自动导引传输的1 k×1 k e2v CCD47-20拼接安装在直径约500 mm精密焦平面冷板上,拼接后靶面平面度要求为峰谷值相差小于27 μm[18]，如图10所示。

(a)CT1000测量过程

(b)放置在低温杜瓦内的探测器

J-PAS靶面平面度测量选用了CT1000非接触式三维测量系统,该系统通过彩色白色传感器利用光点和光谱仪进行测量。由不同波长组成的光被投射到不同的高度,分光计分析强度与波长的关系,当分光计中某一波长的强度达到最大值时,就会产生高度读数。Z轴移动精度可达到1.5 μm,X和Y轴移动精度可达到10 μm[18]。

4.4 VST

VST是欧洲南方天文台(ESO)在智利的帕拉纳尔天文台(Paranal Observatory)2005年投入使用的口径2.6m巡天望远镜,OmegaCAM安装在VST的卡塞格林焦点处,焦平面由32块15μm像元尺寸的2 k×4 k的e2v CCD44-82拼接而成,拼接后测量平面度可以达到峰谷值18 μm左右[19]。

VST平面度测量选用了Keyence的LK-H082三角激光测量探头以及labview数据处理,在单个曲面探测器和OmegaCam拼接靶面的测量中得到了很好的应用。Keyence LK-H082可以同时测量多个表面,没有预热和过热的问题,可以隔着杜瓦窗口进行即时测量。测量范围-17.6～+14.5 mm,可以表征倾斜表面和三维曲面探测器,速度快,精度高,在76.7 mm的工作距离下提供更大的测量范围。

内部编程的LabView 2010模块能够在X、Y轴机动运动的面板上校正X和Y的初始位置,实时屏幕读出激光传感器的Z值。激光位移传感器由控制软件LK-Navigator提供,用于激光三角测量传感器的定位和调整,每一次新的测量运行前都要对反射面选择、采样时间、频率和信号质量检查进行调整。所使用的激光三角测量传感器安装在一个精确的X-Y-Z平移台上,可以对下方区域进行自动扫描,在Z轴上采用手动线性平移[20]，测量过程如图11所示。

图11 Keyence LK-H082测量过程[20]Fig.11 Keyence LK-H082 measure the flatness of the VST OmegaCAM focal plane

4.5 DES

DES与NOAO合作在塞罗-托洛洛国际天文台(CTIO)在建造了口径4 m的Blanco望远镜,用于对南部银河系范围5000平方度的测量。DECam是暗能量测量的主要仪器,焦平面阵列由62块用于成像2 k×4 k CCD,12块用于引导和聚焦2 k×2 k CCD拼接而成,CCD由劳伦斯伯克利国家实验室(LBNL)开发。拼接后靶面平面度要求峰谷值相差小于25 μm[21]。

FNAL公司利用Micro-Epsilon公司的共焦色散位移测量系统开发了一套平面度扫描系统。该设备从卤素灯泡中获取光,并将其定向,使不同频率的光聚焦在距离仪器头部不同距离的地方。该系统可检测到从焦点反射回来的光的频率,并提示被照表面与仪器头部之间的距离。线性24 mm范围内精度约为7 μm,最大工作距离约为250 mm[22]。

测量过程中直线度的变化将直接影响测量精度,因为用于引导扫描头的定位系统必须具有特殊的直线度,才能达到仪器的精度。所以选用了Physik的一套仪器,精度为每运行100 mm直线度1 μm,系统的运行范围为300 mm×300 mm,不足以测量的整个相机靶面,但它能够测量很大一部分,整个阵列的平面度可以通过少量重叠的测量部分进行映射,扫描系统如图12所示[22]。

图12 共焦彩色CCD平面度扫描系统定位于其中一个试验台[22]Fig.12 Scanning system is located in one of the test plane

4.6 Subaru

超级主焦点相机(HSC)是用于下一代主焦点形式的口径8.3 m视场1.5°的大口径大视场 Subaru望远镜的相机,HSC的大视场由116个15 μm像素的2 k×4 k全耗尽型背照式CCD组成,全工作时可覆盖1.5°直径视场,这些CCD由HAMAMATSU Photonics K.K和日本国立天文台(NAOJ)研制。焦平面平面度测量后峰谷值相差小于45 μm[23]。

在室温下用Mitaka-Koki NH3-SP高度测量系统(如图13所示)测量了每个CCD的平面度,Mitaka-Koki NH3-SP高度测量系统是一个非接触式3D表面高度测量系统,具有0.5 μm的测量精度。整体CCD组件测量选用了Mitaka-Koki公司的 NH-3SN型非接触式坐标测量仪(测量精度1 μm),测量了116个CCD组件的厚度和平面度,测量结果安装在焦平面上的所有CCD的整体平面度不超过40 μm,厚度变化在35 μm之内[24]。

图13 Mitaka-Koki NH3-SP高度测量系统[23]Fig.13 Mitaka-Koki NH3-SP measurement system

对于冷板的平面度测量方法,采用Mitsutoyo公司的接触式坐标测量仪(CMM)LEGEX9100,通过测量每个CCD的安装中心点来确认其平面度。该CMM的可测量工作范围为1 m,直径620 mm的冷板表面的测量精度可以达到1 μm。冷板通过三个特质垫片安装在CMM的坐标测量仪上,这样避免了引入的位置表面变形[24]。

4.7 LSST

LSST是由NOAO赞助,由Michael Strauss主导的大口径大视场的地基巡天望远镜项目,口径8.4 m,视场3.5°,主要对暗能量和暗物质、太阳系地图、光学瞬变、星系天文学四个重点科学项目进行观测。相机焦平面采用圆形靶面形式,共有189块4 k×4 k像元尺寸10 μm的CCD组成的阵列,为了保证其正常工作,所有CCD是采用3×3的组件形式安装于峰谷值平面度6.5 μm的基筏之上,靶面平面度要求为峰谷值相差小于10 μm[25]。

LSST的拼接CCD平面度测量采用Keyence LT-9030M三角激光共焦距离测量仪结合一套Aerotech ATS-3220开放式中心x-y高精度气浮平台完成,该仪器的工作原理是基于共焦显微镜系统和一种新颖的内部波束扫描机制,该测量方法不仅用于拼接CCD的实验室组装监测,也用于透过透镜窗口玻璃进行装配后的外部检测。LT-9030M可达到为0.1 μm的测量精度,光学头高度测量范围为3 mm,与镜头前方的距离为30 mm。这个距离能够通过低温恒温器的窗口进行测量,结合气浮平台扫描范围为200 mm× 200 mm[26]。

Fisba 200 mm口径的Twyman-Green相位测量干涉仪可以对每个传感器进行干涉测量,以确定其平面度特性。利用Fisba干涉仪或Keyence系统,可以通过低温恒温器窗口对拼接罢免进行平面度监测[26]。

5 结 语

由上述可知,目前国际上大口径大视场望远镜拼接靶面的平面度测量方法普遍采用三角激光测量法或者彩色激光同轴位移测量法,测量精度一般可以达到0.1～1 μm,能够满足拼接CCD的测量精度,并且可以满足隔着杜瓦窗口测量工作状态CCD的目的。

国际上,30米级口径地基光学望远镜已经开始建造,而我国目前的光学望远镜制造水平尚驻留于4米级,与国际先进水平存在不小的差距[27]。大口径大视场焦平面靶面拼接在国外已有多年研究,取得了许多成功的应用并积累了大量的经验,而国内对于拼接CCD平面度的测量仪器与测量方法的研究尚处于起步探索阶段,可借鉴的经验也少,缺乏成熟的使用成果和商品化的软件产品。可见,进行平面度高精度仪器的测量方法的研究,未来发展趋势主要集中在以下几个方面:

(1)提高测量焦平面CCD平面度的准确性和精确性,减少大口径巡天望远镜性能的系统性错误。比如减小拼缝对焦平面CCD的拼接精度的影响,测量方法不受制冷和真空的条件的影响。

(2)国内大口径大视场望远镜的CCD平面度测量方法需要一套完善的误差分析系统和针对于误差的解决方法。

(3)针对提高检测焦平面拼接靶面平面度精度的方法,进行实验验证可行性,并对测量结果进行数据处理和迭代。