從 2.16 m 望遠鏡到第三代中國南極望遠鏡(KDUST) 的光學系統 蘇定強、袁祥岩、劉根榮 臺灣 日月潭 2011-11-25

1989年11月13日揭幕典禮時的 2.16米望遠鏡

二十年後的2.16米望遠鏡，攝於2009年11月13日揭幕典禮二十周年紀念日

折軸系統（coude system）得到的像是固定不動的，在這裏可以放置大型的儀器或實驗裝置，如高分辨光譜儀，自適應光學系統等，也可以使光束延伸出去與其他望遠鏡的光組成光干涉系統。 傳統望遠鏡中折軸系統和卡塞格林系統用不同的副鏡，轉換時不僅複雜且往往引入准直誤差。 上世紀60-70年代在設計我國2.16m望遠鏡時蘇定強提出了折軸系統和卡塞格林系統共用同一塊副鏡的思想和多種具體的方案。

各種新折軸系統方案

2.16米望遠鏡主光路系統

由于2.16m望遠鏡中主镜和副镜的形状是固定的，起初中繼鏡用的是椭球面镜，像质和传统的折軸系統相似。但不久我們意外地發現，在這個折軸系統中，只要轉換時副鏡平移約11mm，並且將中繼鏡取為適當的扁球面，得到的折軸系統可同時消去球差和彗差。 也就是說，在2.16m望遠鏡中，不僅卡塞格林系統是同時消去球差和彗差的系統( R-C系統)，而且折軸系統也是同時消去球差和彗差的。

設計任務書上對折軸系統定的設計指標為：視場直徑5′，星像能量（指幾何光能，下同）的75%集中在0 設計任務書上對折軸系統定的設計指標為：視場直徑5′，星像能量（指幾何光能，下同）的75%集中在0.″5內（這也是傳統折軸系統的像質，像斑為彗形） 設計結果為：視場直徑5′，星像能量的100%集中在0. ″1內（像斑為圓形）

1977年10月7日，英國格林尼治天文臺台長F. G. Smith和著名天文光學家C. G. Wynne教授訪問南京天文儀器廠，對2

1977年10月 美國天文考察組一行10人訪問我國，他們是： V. M. Blanco, E. M. Burbidge, L 1977年10月 美國天文考察組一行10人訪問我國，他們是： V. M. Blanco, E. M. Burbidge, L. Goldberg, D. S. Heeschen, G. Herbig, A. Sandage, M. Schwarzschild, N. Sivin, H. J. Smith, C. H. Townes 1977年10月4日 中國科學院外事局接待簡報 第三期 中的一段：

1979年9月，著名天文光學家、美國Kitt Peak國家天文臺第一任台長、曾任美國光學學會主席的 A. B 1979年9月，著名天文光學家、美國Kitt Peak國家天文臺第一任台長、曾任美國光學學會主席的 A.B. Meinel 教授訪華，我們送給他一篇介紹2.16米望遠鏡光學系統的文章，文章中的折軸系統受到了他的高度好評，他用這篇文章的3位作者蘇定強、俞新木、周必方姓的第一個字母SYZ命名了這種系統中的中繼鏡，並在他以後提出的4米、10米和15米望遠鏡方案中用了SYZ中繼鏡（見1980年美國Applied Optics雜誌和1981年Taylor & Francis Ltd 出版的文集Current Trends in Optics）

4m望遠鏡方案

10m望遠鏡方案

Current Trends in Optics, 1981 15m望遠鏡方案 Current Trends in Optics, 1981

Current Trends in Optics, 1981

歐洲南方天文臺（ESO）從20世紀80年代中期開始研製VLT——由4個8米望遠鏡組成的陣，每個8米望遠鏡都用了與2 歐洲南方天文臺（ESO）從20世紀80年代中期開始研製VLT——由4個8米望遠鏡組成的陣，每個8米望遠鏡都用了與2.16米望遠鏡相似的共用副鏡和採用中繼鏡的折軸系統，見： 1. Enard, D.，Proceedings of ESO Conference on Very Large Telescopes and their Instrumentation，P.P.17-27，1988; 2. Enard, D.， Astrophysics and Space Science 160, 45-53, 1989 這兩篇文章並沒有提到2.16米望遠鏡的折軸系統（該兩文無參考文獻），但2.16米望遠鏡的研製歷史清楚地表明，這種折軸系統是我們首先提出的。

VLT: 4架 8m望遠鏡 Enard, D., Astrophysics and Space Science 160: 45-53, 1989

昆侖站暗宇宙巡天望遠鏡— KDUST 第三代南極光學/紅外望遠鏡 光学系统由袁祥岩、劉根榮设计 口徑：2.5m 焦比: 9.47 焦比: 9.47 大視場：(~ 1.6°) 像質：自由大氣視寧度限 (~0.3 ”, ~0.1”/pixel) 波長範圍: 0.4μm--0.9μm--3.4μm 極低色散光譜 ： ~10 ”, 0.4μm--0.9μm SYZ 折軸系統: (1) 固定焦點: 無重力變化，易於儀器模組切換: (2) 三个鏡面的形状可自由选择，像質優秀

昆侖站暗宇宙巡天望遠鏡— KDUST光学系统 含大氣色散改正鏡的光路 大氣色散改正後 ~0.3"(80%) 1. 出瞳附近的反光鏡可以用作tip-tilt校正； 2. 天光不能直接照射到焦面。

南極的天光背景是很暗的，建議做極低色散光譜巡天，取代多色測光，效率可以大為提高，特別是對點源。 低色散光譜： ~10" 南極的天光背景是很暗的，建議做極低色散光譜巡天，取代多色測光，效率可以大為提高，特別是對點源。

此种光学系统的困难（缺点）： 准直误差很严，正在研究用主动光学方法校正。

KDUST立體效果圖 15m 塔

谢谢！

摘要 折軸系統（coude system）的主要優點是得到的像除了自轉 外中心是固定不動的，在這裏可以放置大型的儀器或實驗裝置，如   摘要  折軸系統（coude system）的主要優點是得到的像除了自轉 外中心是固定不動的，在這裏可以放置大型的儀器或實驗裝置，如 高分辨光譜儀，自適應光學系統等，也可以使光束延伸出去與其他 望遠鏡的光組成光干涉系統。傳統望遠鏡中折軸系統和卡塞格林系 統用不同的副鏡，轉換時不僅複雜且往往引入准直誤差。上世紀60 -70年代在設計我國2.16m望遠鏡時蘇定強提出了折軸系統和卡塞格 林系統共用同一塊副鏡的思想和多種具體的方案，其中加入一塊中 繼鏡的折軸系統正式用在了2.16m望遠鏡上，蘇併發現轉換時只要 副鏡移動約11mm，並採用適當面形的中繼鏡，得到的折軸系統可 同時消去球差和彗差。著名天文光學家Meinel將這種折軸系統中的 中繼鏡命名為SYZ中繼鏡，SYZ是2.16m望遠鏡光學系統三位設計者 姓名拼音的第一個子母。後來，歐洲南方天文臺的VLT (4架8.2m望 遠鏡)中也用了帶中繼鏡的折軸系統。中國第三代南極望遠鏡 (KDUST ，口徑2.5m)也準備採用帶中繼鏡的折軸系統，袁祥岩和劉根榮設計 了這個系統，由於只有一個系統,三個鏡面都可以參與優化，設計的結 果在1.6度直徑的平視場中像斑小於0.3角秒，並消去了大氣色散和能 獲得極低色散的無縫光譜。這種折軸系統還有兩個優點: 第一轉像平面鏡距出射光瞳很近適於作tip- tilt鏡和視場外的天光不會照到工作視場上。

1998年 2.16米天文望遠鏡獲國家科技進步獎一等獎

1999-16 科技成果 (4-1)T 寒武紀早期澄江 生物群 (4-2)T 6000米水下機器人 (4-3)T 哥德巴赫猜想的最 佳結果 1999-16 科技成果 (4-1)T 寒武紀早期澄江 生物群 (4-2)T 6000米水下機器人 (4-3)T 哥德巴赫猜想的最 佳結果 (4-4)T 2.16米天文望遠鏡