超大口径凹非球面反射镜的动态干涉测量技术

    近年来，由于地基、天基天文学系统的发展，大口径乃至超大口径的光学系统得到越来越广泛的应用，大口径光学系统的检测技术也相应得到迅猛发展． 由于大口径光学元件及系统检测具有长光路乃至超长光路( 如 10 m 以上的检测光路)的特点，检测过程中出现的环境振动和大气扰动无法有效隔绝，导致传统的干涉检测不能顺利进行，严重限制了大口径、超大口径光学元件及系统的检测和制造的发展． 主镜的检测和制造，各个国家的发展水平参差不齐． 先进国家的主流望远镜的主镜直径很多在 8 m 以上，比较著名的如美国口径 10 m 的 Keck 望远镜、欧洲南方天文台 8 m口径的 VLT( Very Large Telescope) 等^［1］． 相应的大口径光学系统检测也达到了相当高的水准，以美国为例，MMT( Multiple Mirror Telescope)^［2］主镜口径 6. 5 m，RMS 测量精度已达 0. 03 λ． 即将发射的 JWST( James Webb Space Telescope)^［3］，主镜为拼接式凹非球面，口径 6. 5 m，面形误差 RMS值可达 λ/40 以内，这也代表着美国目前的加工测量水平．我国大口径光学系统和元件的制造和检测均处于起步阶段，主镜口径 2. 16 m^［4］在检测方法上使用定性检测与定量测量结合的方法，定量测量仍然使用古典的哈特曼屏和剪切干涉仪等测量精度较低的检测方法． 本文在分析了超大口径非球面反射镜的检测特点及难点后，采用动态干涉与补偿法结合的方法进行面形检测，并以 3. 5 m 口径的凹非球面反射镜为例，设计了检测方案，进行误差分析．

    1 传统干涉测量技术难点

    传统干涉测量法具有技术成熟、检测精度高的特点，是高精度非球面检测的主流方法^［5］． 然而该方法极易受到机械振动和大气扰动的干扰，环境要求极高． 小口径、短光路的测量系统可通过隔振塔、真空容器罐等措施将振动和大气扰动隔离，从而做到精确测量，但对于口径几米、测量光路几十米的应用，隔振塔、真空罐代价昂贵，甚至完全不可能实现．

    为了解决大口径、长光路干涉测量法中振动和大气扰动的影响，测量工作者们想过很多方法，除提高测量环境质量外，还曾尝试采用新的算法、使用平均法剔除振动等等，但均未能从振动和大气扰动的干扰机理上解决问题，效果都不理想．

    针对大口径、长光路光学系统测量中的振动和大气扰动难点，本文引入“动态干涉”的概念^［6］，利用美国 4D 技术公司研发的一种新型动态干涉仪，结合补偿干涉法进行大口径凹非球面反射镜的检测，这种方式能从机理上消除振动的影响，且通过信号平均的方法，能剔除大气扰动的作用．