畢業(yè)設計--馬卡天線離軸發(fā)射仿真與實現(xiàn)

1、<p><b>　　畢業(yè)設計（論文）</b></p><p>　　題 目馬卡天線離軸發(fā)射仿真與實現(xiàn) </p><p>　　專 業(yè) 通信工程 </p><p>　　班 級 </p><p>　　學 生

2、 </p><p>　　指導教師 </p><p>　　2013 年 </p><p>　　馬卡天線離軸發(fā)射仿真與實現(xiàn) </p><p><b>　　摘 要</b></p><p>　　在空間激光通信系統(tǒng)中，光學天線是一個物鏡系統(tǒng)，通過折射、反射和折射

3、-反射光學系統(tǒng)實現(xiàn)，目前應用比較廣泛的是牛頓系統(tǒng)、卡塞格林系統(tǒng)?？ㄈ窳痔炀€系統(tǒng)因副鏡遮擋造成光能量浪費，本論文就是針對此問題進行了研究，研究的內容如下：</p><p>　　（1）簡單介紹了無線激光通信系統(tǒng)，對光學天線的應用和發(fā)展動態(tài)進行了簡要介紹，并討論了卡塞格林天線系統(tǒng)的優(yōu)缺點。</p><p>　?。?）分析卡塞格林天線的鏡面參數(shù)，說明馬卡望遠鏡的基本設計原理。闡述各種常見的望遠鏡

4、系統(tǒng)的發(fā)展史、結構、功能等。</p><p>　　（3）介紹ZEMAX軟件的基本參數(shù)應用和參數(shù)設置，利用ZEMAX軟件在序列模式下仿真出卡塞格林系統(tǒng)，分析說明馬卡望遠鏡的各參數(shù)的具體意義。</p><p>　　（4）對馬卡天線系統(tǒng)離軸發(fā)射建模，分析激光器位置參數(shù)的變化對光斑的影響，找出激光器最佳安放位置，得出激光器發(fā)射功率。將發(fā)射功率與功率測試實驗相結合，判斷出軸偏離程度，再調整系統(tǒng)，進一

5、步提高光功率。</p><p>　　關鍵詞：激光通信，卡塞格林，天線，離軸，望遠鏡</p><p><b>　　Abstract</b></p><p>　　Newton system and Cassegrain system are accepted commonly in optical antenna systems as field

6、lens which include refraction system,inflection system and refraction-and-inflection system.However,the potential problem of sheltering ratio in Cassegrain system leads to a loss of effective power of the optical system

7、,This paper is to solve this problem , the contents of the research are as follows:</p><p>　　(1) Briefly Introduced the wireless laser communication system, application and development of optical antenna is

8、 introduced briefly, and discussed the advantages and disadvantages of the Cassegrain antenna system.</p><p>　　(2) Analyze the mirror parameter of Cassegrain antenna, illustrated the basic principle of desig

9、n of Cassegrain telescope, the development history 、variety、structure of common telescope system .</p><p>　　(3) Introduce the basic parameters and parameter setting of ZEMAX software, simulated the Cassegrai

10、n system in the sequence mode with ZEMAX software, explain each parameter of the Cassegrain telescope.</p><p>　　(4) The off-axis emission of Marca antenna system is modeled. Analyze the effect of laser par

11、ameters on the change of position of the laser spot, find the best position, get the laser transmitting power. The transmit power and power test experiment combined, the axis deviation degree, and then adjust the system,

12、 further improve the optical power.</p><p>　　Keywords: Laser communication，Cassegrain，antenna，off-axis，telescope </p><p><b>　　目 錄</b></p><p><b>　　目 錄1

13、</b></p><p><b>　　第1章 緒論2</b></p><p>　　1.1 無線激光通信2</p><p>　　1.2 光學系統(tǒng)概述4</p><p>　　1.3 國內外光學天線的發(fā)展動態(tài)5</p><p>　　1.4 卡塞格林天線優(yōu)缺點7</p>

14、<p>　　1.5 論文的目的及研究方法9</p><p>　　第2章 望遠鏡的設計及發(fā)展歷程9</p><p>　　2.1 望遠鏡概述 9</p><p>　　2.2 望遠鏡的發(fā)展史11</p><p>　　2.2 .1折射式望遠鏡11</p><p>　　2.2 .2反射式望遠鏡

15、13</p><p>　　2.2 .3 折反式望遠鏡15</p><p>　　第3章 馬卡天線的基本設計理論15</p><p>　　3.1 基本光學理論15</p><p>　　3.2 卡塞格林天線鏡面參數(shù)16</p><p>　　3.3 馬卡望遠鏡21</p><p>　　第4章

16、馬卡天線模擬仿真24</p><p>　　4.1 ZEMAX概述24</p><p>　　4.2 ZEMAX基本應用25</p><p>　　4.2.1 鏡頭數(shù)據(jù)編輯器25</p><p>　　4.2.2 系統(tǒng)菜單參數(shù)設置27</p><p>　　4.3 馬卡天線仿真29</p><p&

17、gt;　　4.3.1 光學天線設計流程及要求29</p><p>　　4.3.2 序列模式下仿真30</p><p>　　4.3.3 序列模式與非序列模式轉換32</p><p>　　4.3.4 非序列模式下仿真33</p><p>　　4.3.5 馬卡望遠鏡實物驗證41</p><p><b

18、>　　第5章 總結43</b></p><p><b>　　致 謝44</b></p><p><b>　　參考文獻45</b></p><p><b>　　第1章 緒論</b></p><p>　　1.1 無線激光通信</p><

19、p>　　隨著信息時代的發(fā)展，人們對通信的要求也越來越高，因此，有著諸多優(yōu)點的激光通信就成為了科學家們研究的重點。無線激光通信又稱自由空間光通信或大氣激光通信,讓載波激光在大氣中傳輸有效信息的一種新型的通信技術。無線激光通信和無線電通信一樣，都是將信息加載到電磁波上傳送，只是激光是光頻的電磁波，具有了一些與無線電通信完全不同的特性。無線激光通信的基本構成如圖1-1所示[1-4]。</p><p>　　圖1-1

20、 無線激光通信基本構成 </p><p>　　相對于傳統(tǒng)的通信方式相比，無線激光通信的主要優(yōu)點[5-8]是：</p><p>　　(1)具有微米級的波束發(fā)散角。激光通信一般在微米量級或更小波段工作，而微波通信在數(shù)百米到亞厘米波段之間工作。又由于發(fā)散角與波長成正比，所以，與微波通信相比，激光通信的光束發(fā)散角至少小3～4個數(shù)量級，大約在10微弧度左右。</p><p>

21、　　(2)高數(shù)據(jù)傳輸率。對激光脈沖進行調制解調后，激光通信提供的數(shù)據(jù)傳輸率最高可達到10Gbps(每秒千兆位)量級，遠遠高于目前微波通信的數(shù)據(jù)傳輸率。</p><p>　　(3)體積小、重量輕、功耗低。由衍射定律可知，波束可以達到的最小發(fā)散。其中是載波波長，D是發(fā)射天線直徑，由公式可得通信中采用的波長越短，所需的天線體積就越小。由于激光通信的波長遠小于微波通信的波長，因此，在提供同樣功能的情況下，激光通信的天線尺

22、寸遠小于微波通信的天線尺寸，激光通信系統(tǒng)的重量和體積相對就顯得非常輕小。所以，將會有越來越多的航天衛(wèi)星采用激光通信。</p><p>　　(4)架設靈活方便，無需鋪設電纜或光纜，安裝迅速、使用方便，成本低廉。在建立通信信道時，無需鋪設電纜或光纜，只需將光發(fā)射和接收天線對準即可。在地勢奇特的地方（山腳和山頂之間要實現(xiàn)高速率通信）、建筑群之間，或不能立即在地下挖設管道鋪設光纖的地方，如街道、江河，無線光通信的優(yōu)勢無疑

23、是巨大的。由于采用這種通信方式可大大縮短施工周期，所以，對于通信運營商而言，這無疑是一種迅速搶占市場的最佳選擇。</p><p>　　(5)保密性強?？臻g光通信系統(tǒng)的激光束具有很好的方向性，使得信息載體的光束很窄，因此很難被發(fā)現(xiàn)和截取。即使被截取，用戶也會發(fā)現(xiàn)，因為鏈路被中斷了，因此比無線系統(tǒng)安全得多。尤其適用于軍事、金融、法律等保密要求高的部門。</p><p>　　(6)無需申請頻率。

24、由于光通信在無須管制的光波段工作，不占用擁擠的無線電頻率資源，設備間沒有信號的相互干擾，也不會與其他傳輸發(fā)生干擾，不會引起頻率許可問題，因此無需申請頻率許可證。線光通信具有非常強的抗電磁干擾性能，一般的無線電波對其不會形成干擾。</p><p>　　(7)經(jīng)濟性適用性強。與其他(光纜、電纜、短波、中波、衛(wèi)星站等)通信手段相比，采用光通信的通信手段，不會帶來任何設計、勘察、工程和線路費等附加費用，因此，起始投資和運

25、營費用較低，易于被市場、通信運營商以及用戶接受。</p><p>　　表1-1 無線激光通信系統(tǒng)與微波系統(tǒng)的比較</p><p>　　當然無線激光通信也有其不足的地方：由于無線激光通信以大氣為傳輸媒質，其系統(tǒng)性能受限于大氣傳輸信道，而大氣傳輸信道受雨、雪、霧、云和湍流等的影響，使光衰減和光色散都很不穩(wěn)定，難于實現(xiàn)全天候通信。</p><p>　　1.2 光學系統(tǒng)概

26、述</p><p>　　光學天線是無線激光通信系統(tǒng)中的重要組成部分。從發(fā)射和接收兩個方面來考量，光學系統(tǒng)在無線激光通信中主要有以下功能[9]：</p><p>　?。?）在發(fā)射端，光學系統(tǒng)對信號光進行準直，改變光束波前的分布，壓縮發(fā)散角，對光束進行準直和擴束，使得光信號經(jīng)過較遠距離傳輸后具有較小的彌散斑。</p><p>　　（2）在接收端，光學系統(tǒng)主要負責盡可能多

27、的收集信號光，將該光信號傳輸至光電轉化器件的中心，濾掉“噪音”，保留目標信號光，實現(xiàn)光信號到電信號的轉化。</p><p>　　無線激光通信系統(tǒng)對光學系統(tǒng)的要求[10]如下：</p><p>　　光學天線應具有較大的入瞳直徑，最大限度的收集光信號。</p><p>　　光學天線應設計消雜光光闌，消除雜散光對信號探測的影響。</p><p>　

28、?。?） 光學天線的分辨率與探測器的分辨率相匹配。</p><p>　　很顯然，只要光天線從自由空間接收到的光能輻射足夠的多，光耦合系統(tǒng)插入損耗少，濾波效果又比較理想，則探測器就能接收到所需的信息?？梢姽馓炀€是整個接收系統(tǒng)的“龍頭”與關鍵部件。光學天線系統(tǒng)性能優(yōu)劣直接影響到通信的距離和可靠性，因此對光學天線的研究非常重要。</p><p>　　無線激光通信系統(tǒng)中的光學天線，一般為望遠鏡系統(tǒng)

29、。望遠鏡系統(tǒng)是由物鏡和目鏡組成的，其中物鏡的像方焦點與目鏡的物方焦點重合，即光學間隔，因此平行光入射望遠鏡系統(tǒng)后，仍以平行光出射。</p><p>　　望遠鏡系統(tǒng)由物鏡和目鏡組成。目前常見的光學望遠鏡系統(tǒng)的構成、優(yōu)缺點及應用如表1-2所示。</p><p>　　表1-2 常用望遠系統(tǒng)概述 </p><p>　　1.3 國內外光學天線的發(fā)展動態(tài)</p>

30、<p>　　近年來，空間激光通信的研究已成為熱點，光學系統(tǒng)是空間光通信系統(tǒng)中的重要組成部分，而光學天線又是光學系統(tǒng)的核心。國內外很早就對光學天線展開了研究，近年來光學天線在衛(wèi)星通信中的應用更是取得了令人矚目的進展，從開始的理論研究和實驗系統(tǒng)研究，到正在向工程化進展。在這方面，美國、日本、歐洲走在了前面。它們之間既有合作也有競爭，共同促進了世界光通信的發(fā)展。</p><p><b>　　(1)

31、國外發(fā)展現(xiàn)狀</b></p><p>　　1974年，美國國家航天局（NASA）飛行研究中心就對發(fā)射和接收光學天線的增益進行了研究[11]。</p><p>　　2004年，日本東京大學電子工程系進行了非球面光學天線研究；也在2004年，美國萊斯（Rice）大學電子與計算機工程系進行了近場光學天線的傳輸研究[12]。</p><p>　　2006年日本東

32、京國家通信技術研究所進行了高速光通信光學天線研究[13]。</p><p>　　2007年英國卡迪夫（Cardiff）大學對可見光范圍內的光學天線陣列進行了研究[14]。</p><p>　　2008年法國開展了新一代光子雷達天線研究，法國國防部對新一代天線即光予帶隙(PBG：photonic band gap)拋物狀的天線結構表現(xiàn)出極大的興趣，以PBG為基礎的第一批天線計劃于2007年一

33、2010年之內研制出來[15]。</p><p><b>　　(2)國內發(fā)展現(xiàn)狀</b></p><p>　　與國外研究相比，國內也取得了很多研究成果。</p><p>　　1998年，電子科技大學應用物理所對自由空間光通信ATP地面模擬系統(tǒng)進行了研制，對衛(wèi)星光通信關鍵技術與光學天線進行了研究；浙江大學信息與電子工程系，對星間光通信系統(tǒng)的光發(fā)送

34、機進行了設計，計算給出了在OOK調制方式下光發(fā)送機天線口半徑的最優(yōu)范圍[16]。</p><p>　　2003年，西安電子科技大學電磁散射與天線研究所，利用物理光學方法設計多波束拋物面天線；南京郵電學院光纖通信研究所，對“自由空間光通信系統(tǒng)中的光學天線系統(tǒng)”進行了報道。指出：光學天線系統(tǒng)是空間光通信系統(tǒng)的重要組成部分，并介紹了自由空間光通信系統(tǒng)的用途，對透射、反射式光學天線進行了比較；武漢大學電子信息學院，對一種

35、光通信光路進行了設計；中電集團54所，用幾何光學法計算特殊形狀的雙鏡天線，對多波束拋物環(huán)面天線也進行了研究；解放軍理工大學光纖通信實驗室，對光學天線中的光學系統(tǒng)進行了研究[16]。</p><p>　　2005年，南京大學光通信工程研究中心對國內外近年已研制出的多種捕獲、跟蹤、瞄準系統(tǒng)(ArP)的基本結構進行了分析研究，并圍繞基于焦面陣列FPA(CcD)探測器的ATP光路圖、ATP發(fā)射和捕獲協(xié)議，提出了一系列技術

36、實現(xiàn)方法，為進一步的實驗及產(chǎn)品研究提供了基礎；武漢大學電子信息學院，激光通信實驗室，對空間光通信卡塞格倫天線弊端進行了探討[16]。</p><p>　　2006年，華中科大電子信息工程系進行了地面激光通信光學天線設計；電子測試技術實驗室進行了脈沖激光測試光學天線研究；解放軍理工大學通信工程學院光纖實驗室，進行了多波長星間光通信中光學天線的效率分析[17]。</p><p>　　2008年

37、，解放軍理工大學通信工程學院電信工程系提出了一種相控陣光學天線設計方法，即通過增大陣列柵距大幅減少陣元數(shù)量，并通過設計陣元輻射特性抑制大柵距產(chǎn)生的柵瓣[17]。 </p><p>　　2009年，武漢大學電子信息學院對空間光通信精跟蹤系統(tǒng)進行了研究，提出了一套簡單易行的空間光通信精跟蹤演示系統(tǒng)方案，對信標光定位和精跟蹤算法進行了研究[18]。 </p><p>　　1.4 卡塞格林天線優(yōu)

38、缺點</p><p>　　本課題中所涉及的卡塞格林天線（馬卡天線）是現(xiàn)有無線激光通信中廣泛應用的天線，主要優(yōu)點[19-20]在于：</p><p>　　因為有副面和主面兩個反射鏡的先后反射，便于設計得使主面口徑場分布最佳化，以提高口徑利用系數(shù)，改善天線增益，銳波束；</p><p>　　由于激光器是放置在靠近主面鏡頂點處，可方便地從主面鏡后面伸出，大大縮短了饋線長度

39、，不僅使得結構緊湊，而且使高頻部分可以直接放在主面鏡后面成為可能，這在低噪聲系統(tǒng)中具有重要意義；</p><p>　　由于雙鏡面天線用短焦距拋物面實現(xiàn)了長焦距拋物面的性能，所以卡賽格林天線能以縮短了的天線縱向尺寸，很好的解決了存在于單鏡面天線中的焦距大時性能好但結構復雜的矛盾；</p><p>　　由于雙曲面反射是擴散型的，所以，雙鏡面系統(tǒng)中，返回饋源的能量較單鏡面天線要小,從而減弱了對饋

40、源匹配的影響 。</p><p>　　盡管卡塞格林天線有點很多，但是也有不足之處，它的主要缺點是：</p><p>　　（1）小尺寸天線的副反射面的邊緣繞射效應較大,容易引起主面口徑場的振幅起伏與相位畸變；</p><p>　?。?）副面鏡的遮當, 會使天線增益有所下降、旁瓣電平有所上升，從而使方向圖變形。</p><p>　　通過以上卡式天

41、線優(yōu)缺點的比較，我們知道，該系統(tǒng)的結構（雙反射式）決定了存在遮擋比造成光能量浪費的潛在問題。也就是所謂的漸暈現(xiàn)象。另一個問題是像差，也就是卡塞格林天線系統(tǒng)要獲得良好的像質必須以犧牲視場為代價。而且，一般入射到次鏡上的光斑為圓形(基模高斯光束)其強度成高斯分布，而實際上由于遮擋比的存在，使得激光束的中心部分能量無法利用。</p><p>　　圖1-2 卡塞格林天線</p><p>　　由

42、圖1-2可知，對于輸入口徑為的高斯光束，其中心口徑為的部分無法</p><p>　　得到利用。兩者的關系為：</p><p>　　（1-1） </p><p>　　式中為次鏡的口徑，為主鏡的口徑；為次鏡的焦距，為主鏡的焦距；a為遮擋比，即實際利用的光斑面積大小為整個光斑的，而無法利用的部分正好是高新光束中能量最集中的部分。</p>

43、<p>　　1.5 論文的目的及研究方法</p><p>　　通過本課題的設計，分析了無線激光通信中光學天線的作用及分類，分析卡塞格林系統(tǒng)中各參數(shù)涵義及其對馬卡天線性能的影響，能利用ZEMAX軟件對馬卡天線離軸發(fā)射系統(tǒng)進行模擬仿真，能夠運用所學知識在相關領域內進行研究。</p><p><b>　　本文內容如下：</b></p><p&

44、gt;　　第一章：對無線激光通信的概念及優(yōu)勢進行了簡單介紹，對光學天線的應用和發(fā)展動態(tài)進行了簡要介紹，對各種常見的望遠鏡就結構、功能等方面進行了對比分析。</p><p>　　第二章：對各種望遠鏡類型、特點及發(fā)展歷程做了簡要說明。</p><p>　　第三章：對卡塞格倫天線的主鏡、次鏡各自的參數(shù)間的關系進行了分析，分析說明馬卡望遠鏡的設計原理。介紹了ZEMAX軟件的基本參數(shù)應用和設置，利用

45、ZEMAX軟件在序列模式下仿真出卡塞格林系統(tǒng)，在非序列模式下模擬仿真出馬卡望遠鏡。</p><p>　　第四章：對馬卡望遠鏡的各參數(shù)進行了分析，分析激光器位置參數(shù)的變化對光斑的影響。通過對馬卡天線系統(tǒng)偏軸的建模，得出了激光器發(fā)射功率。將發(fā)射功率與功率測試實驗相結合就可判斷出軸偏離程度，再調整系統(tǒng)就可實現(xiàn)光軸的精確對準，進一步提高光功率。</p><p>　　第2章 望遠鏡的設計及發(fā)展歷程&

46、lt;/p><p>　　2.1 望遠鏡概述 </p><p>　　望遠鏡是一種利用凹透鏡和凸透鏡觀測遙遠物體的光學儀器。利用通過透鏡的光線折射或光線被凹鏡反射使之進入小孔并會聚成像，再經(jīng)過一個放大目鏡而被人眼看到,又稱“千里鏡”。望遠鏡的第一個作用是放大遠處物體的張角，使人眼能看清角距更小的細節(jié)。望遠鏡第二個作用是把物鏡收集到的比瞳孔直徑（最大8毫米）粗得多的光束，送入人眼，使觀測者

47、能看到原來看不到的暗弱物體[21]。</p><p>　　天文望遠鏡由物鏡和目鏡組成，物鏡的像方焦點與目鏡的物方焦點重合，光學間隔Δ=0，接近景物的凸形透鏡或凹形反射鏡叫做物鏡，靠近眼睛那塊叫做目鏡。遠景物的光源視作平行光，根據(jù)光學原理，平行光經(jīng)過透鏡或球面凹形反射鏡便會聚焦在一點上，這就是焦點。焦點與物鏡距離就是焦距。再利用一塊比物鏡焦距短的凸透鏡或目鏡就可以把成像放大，這時觀察者覺得遠處景物被拉近，看得特別清

48、楚。</p><p>　　望遠鏡的放大倍數(shù)是物鏡和目鏡焦距之比。即物鏡焦距越長，放大倍率越高；目鏡焦距越短，放大倍率越高。放大率亦可以量度入射瞳孔和出射瞳孔的直徑求得，入射瞳孔通常即望遠鏡物鏡直徑。放大倍數(shù)越低，影像越清晰，最宜觀測暗星云。放大率高則可用來看行星表面的細微結構，但光度很弱。每只望遠鏡的最高有效放大倍數(shù)是物鏡直徑的50倍，例如六寸口徑望遠鏡便可放大到300倍。雖然天文望遠鏡的物鏡焦距是不能改變的，但

49、望遠鏡放大倍數(shù)則不是固定的，它可以通過變換目鏡焦距的方式而獲得不同的倍率。但目鏡制造困難，多數(shù)購自光學商店，業(yè)余制鏡者只自制主鏡部份。即：放大倍數(shù)=物鏡焦距/目鏡口徑=入射瞳孔直徑/出射瞳孔直徑。也可以表示為增益與其口徑的平方成正比，與工作波長的平方成反比，即得到天線增益：</p><p>　　（2-1） </p><p>　　單位為dB；D為光學天線的口徑，為

50、工作波長，為天線效率。</p><p>　　望遠鏡放大倍數(shù)不能無限制的增加，即目鏡不能太短，最短約四毫米，主鏡焦距亦不能太長，通常焦距和物鏡直徑的比例不能超過一個數(shù)值，它們的比值稱為焦比，焦比是用來表示望遠鏡的特性的指標，焦比即照相機上的光圈，焦比值多數(shù)定于2.5和11之間。例如六英寸望遠鏡焦距最長可達66英寸，最短是15英寸。焦比的限制是和望遠鏡的曲率有關，焦比大，球面和拋物面值相差不遠，主鏡磨成球面便行。但焦

51、比太大，鏡筒便會很長，搬運不方便，腳架制作也不容易。焦比短，球面主鏡便不能把平行光聚于一點，形成球面差，那時要將球面修改成拋物面就頗費功夫。另一方面，照相曝光時間和焦比的平方成正比，所以焦比值越小曝光時間越短，拍攝暗星體時便很有用，故多用作觀測或拍攝星云、星團。焦比大，焦距長度增加，放大倍率高，故此多用作觀測行星。即：焦比=焦距/物鏡直徑（通常會寫成F/或F值）。</p><p>　　2.2 望遠鏡的發(fā)展史<

52、;/p><p>　　天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，可以豪不夸大地說，沒有望遠鏡的誕生和發(fā)展，就沒有現(xiàn)代天文學。隨著望遠鏡在各方面性能的改進和提高，天文學也正經(jīng)歷著巨大的飛躍，迅速推進著人類對宇宙的認識。</p><p>　　從第一架光學望遠鏡到射電望遠鏡誕生的三百多年中，光學望遠鏡一直是天文觀測最重要的工具，下面就對光學望遠鏡的發(fā)展作一個簡單的介紹。</p><p>

53、　　2.2 .1折射式望遠鏡</p><p>　　1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發(fā)現(xiàn)用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發(fā)，他制造了人類歷史上第一架望遠鏡[22]。</p><p>　　1609年，伽利略用正光焦度的物鏡和負光焦度的目鏡組成伽利略式望遠鏡。因為它是共虛焦點，其軸向間距為正透鏡與負透鏡焦距絕對值之差，所以整個光學系統(tǒng)軸向尺寸較小。其突出優(yōu)點是共有虛焦點，可避免采用正透鏡

54、匯聚而引起的強光效應和對目鏡的破壞，從而提高了能量的利用率。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發(fā)現(xiàn)，天文學從此進入了望遠鏡時代[22]。</p><p>　　圖2-1 伽利略式望遠鏡</p><p>　　1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，中間有聚焦點，加小孔光闌，使光束的高斯型光強分布的峰值部分通過。使放大倍數(shù)有了明顯的提高，以后人們將這種光學

55、系統(tǒng)稱為開普勒式望遠鏡?，F(xiàn)在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是采用開普勒式結構[22]。</p><p>　　圖 2-2 開普勒式望遠鏡</p><p>　　需要指出的是，由于當時的望遠鏡采用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想制作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終[

56、23]。</p><p>　　1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由于技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多只能磨制出10厘米的透鏡。因此，這種方法還是沒有多大的實際意義[23]。</p><p>　　19世紀末，隨著制造技術的提高，

57、制造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現(xiàn)了一個制造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現(xiàn)有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡[23]。</p><p>　　折射望遠鏡的優(yōu)點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合于做天體測量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時對

58、紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發(fā)展達到了頂點，此后的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現(xiàn)。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，并且，由于重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。</p><p>　　2.2 .2反射式望遠鏡</p><p>　　第一架反射式望遠鏡誕生于1668年。

59、牛頓經(jīng)過多次磨制非球面的透鏡均告失敗后，決定采用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨制成一塊凹面反射鏡，并在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45度角的反射鏡，使經(jīng)主鏡反射后的會聚光經(jīng)反射鏡以90度角反射出鏡筒后到達目鏡，這種系統(tǒng)稱為牛頓式反射望遠鏡，如圖2-3所示。它的球面鏡雖然會產(chǎn)生一定的像差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功[24]。</p><p>　　詹姆斯·格雷戈里在1663

60、年提出另一種方案：利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置于主鏡的焦點之外，并在主鏡的中央留有小孔，使光線經(jīng)主鏡和副鏡兩次反射后從小孔中射出，到達目鏡,如圖2-4所示。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的制造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈里無法得到這種特殊形狀的對他有用的鏡子。因此，他的設計在當時也就無法實現(xiàn)[24]。</p><p&

61、gt;　　圖2-3 牛頓反射望遠鏡</p><p>　　圖2-4 格雷戈里反射望遠鏡</p><p>　　圖2-5 卡塞格林反射望遠鏡</p><p>　　1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，并為凸面鏡，這就是現(xiàn)在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡，如圖2-5所示。這樣使經(jīng)副鏡鏡反射的

62、光稍有些發(fā)散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣制作望遠鏡還可以使焦距很短[24]。</p><p>　　卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。由于卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。 </p>

63、;<p>　　此后,基本沿用卡塞格林式望遠鏡，只是對其中略做些小的改動，以使其更加精確。例如，英國物理學家赫謝耳又把望遠鏡的物鏡斜放在鏡筒中,使平行光經(jīng)三次反射后匯聚于鏡筒的一側。反射望遠鏡發(fā)明之后，一直缺乏有效的反射材料。直到1856年，德國化學家尤斯圖斯·馮·利比希在玻璃上涂上薄薄的一層銀，得到了反射效果好的反射鏡，使得反射望遠鏡有了更好的發(fā)展和應用。</p><p>　　2

64、.2 .3 折反式望遠鏡</p><p>　　折反射式望遠鏡最早出現(xiàn)于1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近于平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，制成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合于拍攝大面積的天區(qū)照片，尤其是對暗弱星云的拍照效果非常突出[24]。</p><p>　　1940年馬克蘇托夫用一個彎月

65、形狀透鏡作為改正透鏡，制造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨制，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些，這就是當今所常用的馬卡望遠鏡[24]。</p><p>　　第3章 馬卡天線的基本設計理論</p><p>　　3.1 基本光學理論</p>

66、<p>　　幾何光學是光學學科中以光線為基礎，研究光的傳播和成像規(guī)則的一個重要的實用性學科。在幾何光學中，把組成物體的物點看作是幾何點，把它所發(fā)出的光束看作是無數(shù)幾何光線的集合，光線的方向代表光能的傳播方向[25-26]。</p><p>　　光的傳播可以歸結為三個實驗定律：直線傳播定律、反射定律和折射定律。</p><p>　　光的直線傳播定律：光在均勻介質中沿直線傳播。在非均

67、勻介質種光線將因折射而彎曲，這種現(xiàn)象經(jīng)常發(fā)生在大氣中，比如海市蜃樓現(xiàn)象，就是由于光線在密度不均勻的大氣中折射而引起的。</p><p>　　費馬定律：當一束光線在真空或空氣中傳播時，由介質1投射到與介質2的分界面上時，在一般情況下將分解成兩束光線：反射(reflection)光線和折射(refraction)光線。</p><p>　　光線的反射取決于物體的表面性質。如果物體表面(反射面)

68、是均勻的，類似鏡面一樣(稱為理想的反射面)，那么就是全反射，將遵循下列的反射定律，也稱“鏡面反射”。入射光線、反射光線和折射光線與界面法線在同一平面里，所形成的夾角分別稱為入射角、反射角和折射角。</p><p>　　反射定律：反射角等于入射角。對于理想的反射面而言，鏡面表面亮度取決于視點，觀察角度不同，表面亮度也不同。</p><p>　　光的折射：一些透明/半透明物體允許光線全部/部分

69、地穿透它們，這種光線稱為透射光線。當光線從一種介質(比如空氣)以某個角度(垂直情形除外)入射到另外一種具有不同光學性質的介質(比如玻璃鏡片)中時，其界面方向會改變，就是會產(chǎn)生光線的折射現(xiàn)象。</p><p><b>　　折射定律：</b></p><p>　?。?-1） </p><p>　　公式中和分別表示兩種介質的

70、折射率，和為入射角和折射角。</p><p>　　3.2 卡塞格林天線鏡面參數(shù)</p><p>　　在經(jīng)典的卡塞格林天線系統(tǒng)中，其主鏡和副鏡均采用球面鏡和非球面鏡做為反射鏡。當采用球面鏡時，實際使用中，常將球面鏡本身作為光闌位置，各種單色像差都會存在，當視場加大時，像質迅速變壞。而常使用的非球面鏡中，目前經(jīng)常被采用的是二次曲面反射鏡，下面將對二次曲面鏡用作反射鏡的光學性質進行介紹。<

71、/p><p>　　二次曲面鏡都有兩個焦點，它們之間是等光程的，無像差的，可以得到較好的像質，若在一個點上放置點光源，則經(jīng)二次曲面鏡反射后，可在另一點得到點光源的完善的像。即光線以任何角度入射在該反射面上都不會產(chǎn)生像差。扁球面和橢球面的兩個無像差點是它們的兩個焦點F1，F(xiàn)2 ；球面的兩個無像差點重合在一起，是球心；拋物面的兩個無像差點一個在R0/2處，另一個在無窮遠處；雙曲面的兩個無像差點一個在左焦點處，另一個在右焦點

72、處[27]。</p><p>　　我們所涉及的卡塞格林天線，要以平行光出射，這樣望遠鏡內激光器所發(fā)射的光斑才不會有太大的彌散?？紤]到雙曲面反射鏡和拋物面反射鏡的光傳輸特性，所以本系統(tǒng)中的卡塞格林光學天線采用拋物面鏡作主鏡，雙曲面鏡作次鏡，且拋物面與雙曲面共焦。凹面的拋物面反射鏡可以將平行于光軸入射的所有光線匯聚在單一的點上－焦點；凸面的雙曲面反射鏡有兩個焦點，會將所有通過其中一個焦點的光線反射至另一個焦點上。這一

73、類型望遠鏡的鏡片在設計上會安放在共享一個焦點的位置上，以便光線能在雙曲面鏡的另一個焦點上成像以便觀測，通常外部的目鏡也會在這個點上。拋物面的主鏡將進入望遠鏡的平行光線反射并匯聚在焦點上，這個點也是雙曲線面鏡的一個焦點。然后雙曲面鏡將這些光線反射至另一個焦點，就可以在那兒觀察影像。</p><p>　　下面將對拋物面鏡和雙曲面鏡的方程及參數(shù)進行介紹。</p><p>　　將用方程和表示的拋物

74、線及雙曲線繞其對稱軸旋轉一周即可形成旋轉拋物面和旋轉雙曲面，它們分別滿足以下關系</p><p>　?。?-2） </p><p><b>　?。?-3） </b></p><p>　　其中，f為拋物線焦距，R為兩種曲線的曲

75、率半徑，e為兩種曲線的曲率，為雙曲線的實軸，為雙曲線的虛軸，為雙曲線焦距。</p><p>　　設主鏡的曲線方程為：，副鏡曲線方程為：，其中d表示兩曲線頂點間距。</p><p>　　設主鏡口徑為，次鏡口徑為，次鏡的放大倍數(shù)為M，為次鏡對主鏡的遮擋率，次鏡左焦距為，右焦距為，為焦點伸出量。如圖3-1所示，當從次鏡左焦點發(fā)出的光線射到次鏡上，經(jīng)次鏡、主鏡反射后，出射光將以平行光發(fā)。根據(jù)系統(tǒng)的

76、這一特性及設計指標的要求，下面通過光線追跡來構建理論模型，并對其進行計算機仿真分析。</p><p>　　根據(jù)幾何光學理論，次鏡滿足：</p><p>　　（3-4） </p><p>　　對于主鏡，以下關系成立：</p><p><b>　?。?-5）</b></p><p>　　圖3-

77、1 卡塞格林發(fā)射天線光路圖</p><p>　　次鏡的放大率也可用下式表示</p><p><b>　　（3-6）</b></p><p>　　將此式與（3-3）式結合，可得到</p><p><b>　　（3-7）</b></p><p><b>　　與為相似三角

78、形，</b></p><p><b>　　（3-8） </b></p><p>　　將（3-6）帶入得到</p><p><b>　?。?-9）</b></p><p><b>　　在直角中，有</b></p><p><b>　　

79、（3-10）</b></p><p><b>　　兩鏡頂點間距為</b></p><p><b>　　（3-11）</b></p><p>　　設入射光線I的方程為</p><p><b>　?。?-12）</b></p><p>　　由入射

80、光線和次鏡方程</p><p>　?。?-13） </p><p>　　可解得光線與副鏡面的交點坐標，設在點的切線斜率為，則可求出</p><p><b>　?。?-14）</b></p><p>　　而切線與主軸正向夾角 。由反射定律，可得點A處的入射角</p><p><b&

81、gt;　?。?-15）</b></p><p>　　由上圖中的幾何關系，反射光線II的反向延長線與主軸的夾角為</p><p><b>　?。?-16）</b></p><p>　　而我們知道反射光線的斜率為</p><p><b>　　（3-17）</b></p><

82、;p>　　由反射光線和主鏡拋物面方程可得</p><p><b>　?。?-18） </b></p><p>　　同樣科解得反射光線與主鏡面的交點坐標</p><p><b>　?。?-19）</b></p><p><b>　?。?-20）</b></p>

83、<p><b>　　3.3 馬卡望遠鏡</b></p><p>　　馬克蘇托夫望遠鏡是折射反射（面鏡-透鏡）望遠鏡，被設計來減少離軸的像差，例如彗形像差。1944年，蘇聯(lián)光學家德密特利·馬克蘇托夫發(fā)明此型望遠鏡，因此又名馬卡望遠鏡，他以球面鏡作主鏡并結合在入射光孔的彎月形的修正殼以改正球面像差，這是在反射望遠鏡和其他類型望遠鏡上的重大突破。</p>&l

84、t;p>　　馬克蘇托夫式望遠鏡的最大缺點是不能制作大口徑（>250毫米/10 英吋），因為受到修正板的抑制，重量和制作成本都會上揚。馬克蘇托夫物鏡不能校正整個光束的球差，只能校正邊緣球差，因此存在剩余球差，對軸外像差來說，只能校正慧差，不能校正象散。在他發(fā)明之際，馬克蘇托夫自己暗示有可能取代卡塞格林式的“折疊”光學的構造。珀金埃爾默的設計師約翰·葛利格里由馬克蘇托夫的想法發(fā)展出了馬克蘇托夫-卡塞格林望遠鏡。稍后，葛

85、利格里在1957年的天空和望遠鏡雜志上發(fā)表了劃時代的f/15和f/23的馬克蘇托夫-卡塞格林望遠鏡設計，這被大量的投入應用當中。馬卡望遠鏡的光學示意圖如下</p><p>　　圖3-2 馬卡望遠鏡光學示意圖</p><p>　　許多被制造的馬克蘇托夫式都采用了“卡塞格林”的設計（有時稱為斑點馬克蘇托夫），原本的次鏡被在修正板內側的一小片鋁制的斑點所取代。好處是已經(jīng)固定住無須再對正與校準，也

86、消除了蜘蛛型支撐架所產(chǎn)生的衍射條紋，第二矯正鏡非常小，觀測性能較好。缺點則是損失了一定量的自由度（次鏡的曲率半徑），因為次鏡的曲率半徑必須與彎月形修正板的內側一致，焦距長度大，視場較小。葛利格里再設計的速度較快的（f/15）的馬卡望遠鏡時，就改采用修正板的前面或主鏡為非球面鏡來減少像差。因此，該型號的馬卡望遠鏡性能進一步提高。</p><p>　　馬卡望遠鏡盡管有諸多優(yōu)點，但是馬卡望遠鏡也存在自身的缺陷, 由于中

87、心副鏡的遮擋, 對收發(fā)共路光學系統(tǒng)發(fā)射光能量的損失在30% 以上, 而對于優(yōu)化的高斯分布激光光源, 能量損失可以達到50%甚至更多。就如何提高發(fā)射光的能量提出了很多方法, 如把兩反系統(tǒng)改為三反系統(tǒng) 。但是三反系統(tǒng)體積大, 光路調整困難, 使用不方便[28]。</p><p>　　望遠鏡中激光器發(fā)出的光, 經(jīng)馬卡望遠鏡離軸發(fā)射的光路如圖3-3所示，入射光光軸和望遠鏡光軸偏離, 離軸量的要求是以發(fā)射光束能夠不被副鏡遮

88、擋、全部發(fā)出為標準。發(fā)射光入射到副鏡的側邊, 被副鏡反射到主鏡的側邊后從彎月鏡的一側發(fā)射出去。由于光束全部被發(fā)射, 在不考慮反射損耗的情況下, 光源能量全部被利用, 因此發(fā)射光能量將提高30%以上。</p><p>　　圖3-3 馬卡望遠鏡離軸發(fā)射光路原理圖</p><p>　　本課題就是需要根據(jù)理論分析結果并結合ZEMAX軟件的仿真，通過參數(shù)計算，找出激光器在望遠鏡中最佳放置位置，從而盡

89、量減少光能的損失,提高激光器發(fā)射功率。軟件仿真以后，通過實物驗證，觀察是否達到理想設計效果。</p><p>　　第4章 馬卡天線模擬仿真</p><p>　　4.1 ZEMAX概述</p><p>　　常用的光學設計軟件有兩類，一種用于設計照明系統(tǒng)，另一種用于設計成像系統(tǒng)。常用的照明設計軟件有Lightools、Tracepro和ASAP，成像設計軟件有 Code

90、v、ZEMAX和Oslo。此次模擬仿真采用的是ZEMAX軟件，下面就其做些簡單介紹。</p><p>　　ZEMAX是美國焦點軟件公司(Focus So．rare Inc)所發(fā)展出的光學設計軟件。ZEMAX 有三種不同的版本：ZEMAX-SE（標準版本），ZEMAX-XE（擴展版本）和ZEMAX–EE（工程版本）。EE版本最為高級，此次運用模擬仿真馬卡天線的就是工程版本。</p><p>

91、　　ZEMAX主要優(yōu)點有：</p><p>　　界面友好，容易上手；資料豐富，既可以直接選擇，又可以自定義；</p><p>　　可建立反射、 折射、衍射及散射等光學模型；</p><p>　　可進行偏振、鍍膜和溫度、氣壓等方面的分析，具有強大的像質評價和分析功能；</p><p>　　豐富的資料庫，有現(xiàn)成的鏡頭和玻璃、樣板數(shù)據(jù)，可供用戶選擇

92、；</p><p>　　大部分窗口都提供在線幫助,方便隨時獲取相關功能的在線解釋和幫助；</p><p>　　ZEMAX是一個程序，它能夠建模、分析以及輔助設計光學系統(tǒng)，但它不能教會你如何設計鏡頭和光學系統(tǒng)。ZEMAX是用光線追跡的方法模擬折射、反射和衍射的序列及非序列光學系統(tǒng)的透鏡設計程序。</p><p>　　ZEMAX中考慮的是：精確的光程；反射和折射；光程差

93、和相位；像差和圖像形態(tài)；偏振；薄膜的透過率和吸收率；散射；靜態(tài)分光；ZEMAX中忽略的是：透鏡邊緣的衍射（用物理光學計算除外）。</p><p>　　ZEMAX用“面”的概念模擬序列光線追跡，用“組件”或“物體”的概念模擬非序列光線追跡。ZEMAX中可以使用三種光線追跡方式：</p><p>　　（1）純序列模式--用于傳統(tǒng)透鏡及多數(shù)成像系統(tǒng)設計；</p><p>

94、　?。?）混合模式--適于系統(tǒng)中有重要的序列端口和一些非序列元件 (如 棱鏡、管道等)；</p><p>　　（3）純非序列模式--適于照明、散射、雜散光分析以及不需要端口的模型；</p><p>　　大多數(shù)的成像系統(tǒng)都可由一組光學表面來描述，光線按照表面的順序進行追跡，如相機鏡頭、望遠鏡鏡頭、顯微鏡鏡頭等。序列性光線追跡指的是光線從物面發(fā)出(通常是0面)打到光學系統(tǒng)之后，會依序的從一個表

95、面到另一個表面穿過整個系統(tǒng)，直到像面為止，光線不會跳過任何中間的表面，且光線只能打在每一個已定義的表面一次，因此光線是可逆的；非序列性光線追跡指的是光線入射到光學系統(tǒng)后，是自由的沿著實際光學路徑追跡，一條光線可能打到一個對象許多次，可能因折射、反射、散射、衍射變?yōu)槎鄺l光線，而且可能完全未打到其它對象。</p><p>　　總的來說，ZEMAX功能齊全，從簡單的繪圖一直到優(yōu)化和公差分析皆可達成。包括數(shù)個系統(tǒng)繪圖(1

96、ayouts)類型、光學調制傳遞函數(shù)(modulation transfer function，MTF)圖、匯出CAD格式的表面信息功能、點擴散函數(shù)(point Spread function，PSF)圖、點列圖(spot diagrams)、光程差圖、光扇圖(ray fan)、場曲和畸變曲線圖、像差計算、極化描光以及波前傳播工具。</p><p>　　4.2 ZEMAX基本應用</p><p

97、>　　4.2.1 鏡頭數(shù)據(jù)編輯器</p><p>　　在做仿真之前，必須要先學會熟練運用ZEMAX軟件，下面就其基本功能做些介紹。打開ZEMAX軟件在序列模式下，彈出鏡頭數(shù)據(jù)編輯對話框，如圖4-1所示</p><p>　　圖4-1 鏡頭數(shù)據(jù)編輯器</p><p>　　表格里面的OBJ為物平面，即第0面，也可代表光源，為Object的簡寫。STO、IMA為光闌

98、平面（Aperture stop）、成像平面（imagine plane），在光學設計中，物平面和像平面是必不可少的，通常插入鏡面只能是在光闌面的前后。底部狀態(tài)欄里顯示的是當前鏡頭的焦距（EFFL）,F數(shù)(WFNO)，入瞳直徑（ENPD）,總長（TOTR）。表格中需要我們手動輸入的有曲率半徑（Radius），鏡子厚度（Thickness），玻璃類型（Glass）。其中的曲率半徑可正可負，通常是圓心在鏡面之右為正，在左為負。</p&

99、gt;<p>　　玻璃類型中，每個面所用的玻璃材料是通過將玻璃名寫入鏡頭數(shù)據(jù)編輯器“Glass” 中來確定的。玻璃名字必須是當前已被裝載的玻璃庫中的玻璃名稱之一，缺省的玻璃目錄是“Schott” ，其它目錄也是可選用的，玻璃庫中沒有的玻璃名是不能被應用的，目前我們主要應用的為中國成都玻璃庫。如要把某一個表面定為反射面，這一面的玻璃應命名為“Mirror”。當輸入新玻璃時，可在玻璃名稱上添加”/ P” 選擇項，這個選項可以使

100、ZEMAX 通過改變前后面的曲率半徑來維持該面前后頂點間的光焦度保持不變。例如， 如果玻璃已選擇為BK7，輸入一個新玻璃“SF1/P” 將使玻璃變?yōu)镾F1，同時調整前后面半徑使光焦度保持不變。ZEMAX 能保持頂點間的光焦度保持不變，但是由于玻璃的光學厚度的改變，整個光焦度將會有微小的改變，這種影響對薄透鏡是很小的。</p><p>　　4.2.2 系統(tǒng)菜單參數(shù)設置</p><p>　　在

101、表格中的參數(shù)完成之后，還需要對系統(tǒng)菜單（System）中的通用配置（General）、視場（Fields）、光波長（Wavelengths）進行設置。</p><p>　　General功能可以由“System”→“General…”來選擇，還可以通過桌面上“Gen”快捷鍵來打開，General對話框如圖4-2所示，由圖可知General對話框中具Environment，Polarization，Misc.，No

102、n-Sequential，Aperture，Title/Notes，Glass Catalogs，Ray Aiming等項，但最常用的還是Aperture選項，用來定義相對孔徑,即軸上物點光束大小。Aperture下需要設置的參數(shù)主要有光圈類型和光圈數(shù)值，系統(tǒng)光圈值與所選的系統(tǒng)光圈類型有關。ZEMAX 采用光圈類型和光圈數(shù)值一起來決定系統(tǒng)的某些基本量的大小，如入瞳尺寸和各個元件的清晰口徑。</p><p>　　圖

103、4-2 General 對話框</p><p>　　通過Fields來定義視場，通過System → Fields … 可以打開視場定義對話框，如圖4-3，首先給出了視場種類定義的四個選項：角度（視場角）、物高、近軸像高和實際像高。其中視場角單位為度，線視場的單位為ZEMAX選擇的Lens Units，一般為毫米。接下來，給出最多為12的視場序號，即最多可定義12個視場，若X-Field與Y-Field同時選用

104、，則適用于非旋轉對稱光學系統(tǒng)；對于旋轉對稱系統(tǒng)，一般僅在Y-Field欄中輸入數(shù)據(jù)，定義子午面內的視場。Weight用于定義各個視場的權重。</p><p>　　圖4-3 視場對話框 </p><p>　　圖4-4 光波長對話框</p><p>　　Wavelengths定義鏡頭工作波長，如圖4-4所示。通過桌面上的快捷鍵 “Wav”或“System →

105、 Wavelengths”打開“Wavelengths”對話框，可以定義最多12個波長（單位：微米μm）。典型波長的數(shù)據(jù)已經(jīng)存儲在對話框中，通過“Select”勾選，其中“Primary”定義主波長，用于考查鏡頭系統(tǒng)的單色像差。 </p><p>　　4.3 馬卡天線仿真</p><p>　　4.3.1 光學天線設計流程及要求<

106、;/p><p>　　一般，光學設計的流程如下圖</p><p>　　圖4-5 光學設計流程圖</p><p>　　此次模擬的光學天線，可以把它看做是一個能接收自由空間某波長目標光微弱光輻射的物鏡。通常情況下，對光天線的基本要求可簡要的概況為以下幾點：</p><p>　　（1） 大的通光口徑(及光天線的入瞳直徑)。光天線的大口徑能最大限度的接收

107、來自目標的光輻射，所以光學天線是一個大孔徑的光學系統(tǒng)；</p><p>　?。?）選擇合適的視場。大孔徑加大視場，使通光口徑更大，有利于接收更多的信號光輻射，但視場應與后續(xù)的耦合、濾波器等匹配；</p><p>　?。?）使用目標信號光波長校正單色像差，消色差可視要求而定；</p><p>　?。?）光學天線的光學分辨率應與光電探測器分辨率匹配。光學分辨率可用彌散圓

108、來測量，只有比較好的校正了球差、慧差、色散、像曲等像差后，才能減小彌散圓；</p><p>　?。?）無漸暈或者漸暈很少，使盡可能多的光能通過系統(tǒng)到達探測器；</p><p>　　4.3.2 序列模式下仿真</p><p>　　在序列模式下模擬馬卡望遠鏡，需要知道該望遠鏡的各個參數(shù)，如主鏡和次鏡的曲率半徑，鏡子玻璃類型，鏡子厚度等。初始設計完成之后還要進行優(yōu)化分析

109、，分析之后再改正，要達到最佳設計結構。不過，此次研究的課題是仿真，不用優(yōu)化設計。在軟件模擬之前，需要做好準備工作，拿出馬卡望遠鏡實物，測出它的各個參數(shù)，目前所知的有曲率半徑=128.957，=139.4203，主鏡直徑D=105，厚度30，其他參數(shù)需要進行手動計算。將各個參數(shù)輸入，點擊LAYOUT，就可得到圖4-6</p><p>　　圖4-6 馬卡望遠鏡2D圖</p><p>　　實體