大口徑光學合成孔徑成像技術(shù)發(fā)展現(xiàn)狀

周程灝，王治樂*，朱 峰

（1.哈爾濱工業(yè)大學航天學院，黑龍江哈爾濱150001；2.中國工程物理研究院，四川綿陽621900）

大口徑光學合成孔徑成像技術(shù)發(fā)展現(xiàn)狀

周程灝1，王治樂1*，朱 峰2

（1.哈爾濱工業(yè)大學航天學院，黑龍江哈爾濱150001；2.中國工程物理研究院，四川綿陽621900）

簡明介紹了光學合成孔徑的兩種成像方式和光學波段合成孔徑的發(fā)展概況。全面介紹鏡面拼接、稀疏孔徑和位相陣列3種合成孔徑結(jié)構(gòu)系統(tǒng)國內(nèi)外發(fā)展現(xiàn)狀。歸納出了目前光學合成孔徑技術(shù)在天基和地基觀測系統(tǒng)的發(fā)展趨勢及技術(shù)難題。與傳統(tǒng)單一口徑的光學系統(tǒng)相比，光學合成孔徑系統(tǒng)具有更高的分辨率、鏡面加工難度低、易折疊、重量輕等特點，是實現(xiàn)高分辨率光學成像系統(tǒng)的一種重要且有效途徑。

合成孔徑成像；鏡面拼接；稀疏孔徑；陣列望遠鏡

1 引 言

高分辨率成像系統(tǒng)在空間科學和軍事應(yīng)用方面都有著十分重要的意義。由于存在衍射極限，光學系統(tǒng)的極限角分辨率受制于光波波長和光學系統(tǒng)的孔徑。隨著對光學系統(tǒng)分辨能力要求不斷提高，這就要求對于在一定波段下工作的光學系統(tǒng)，不斷加大其系統(tǒng)孔徑。但實際應(yīng)用中由于種種因素的限制（例如制造材料、制造技術(shù)、機械結(jié)構(gòu)、發(fā)射體積和重量等等），使得單孔徑系統(tǒng)孔徑的增加變得極為困難。光學合成孔徑成像技術(shù)為提高成像系統(tǒng)分辨率提供了新的方法。

所謂光學合成孔徑，就是通過一系列易于制造的小孔徑系統(tǒng)組合拼接成大孔徑光學系統(tǒng)以實現(xiàn)大孔徑系統(tǒng)的高分辨率要求。根據(jù)光學成像理論可知光學系統(tǒng)成像必須滿足幾何光學的等光程條件和物理光學的同相位條件［1］。由于合成孔徑成像系統(tǒng)的面型精度、控制精度和結(jié)構(gòu)設(shè)計，要使位相精度在十分之一個波長內(nèi)，并且光學波段的波長較小，因此，在光學波段的合成孔徑發(fā)展較為緩慢。直到最近十幾年內(nèi)，隨著加工和控制技術(shù)的發(fā)展，光學波段的合成孔徑才有了較快的發(fā)展。目前以美國為代表的世界各科技大國都將合成孔徑作為各自的實現(xiàn)高分辨成像系統(tǒng)的主要研究對象之一，并已取得許多突破性進展。

2 光學合成孔徑的發(fā)展歷史

光學合成孔徑技術(shù)的發(fā)展大致可以分為3個階段：思想的起源、理論研究和系統(tǒng)研制試驗。光學合成孔徑成像的起源很早，可以追溯到1896年斐索提出在望遠鏡物鏡前放置兩個小孔通過干涉測量星體直徑的思想。但是由于時代技術(shù)條件的限制，其思想并沒有得到很好的實踐。20世紀70年代，美國Meinel在AO發(fā)表文章《Aperture Synthetic Using Independent Telescopes》，拉開了現(xiàn)代光學合成孔徑技術(shù)理論研究的序幕。在隨后的20年里，美國科研人員進行了大量的理論研究并且研制了實驗樣機。20世紀90年代，世界各國相繼研制了大量地基合成孔徑望遠鏡并投入使用，為光學合成孔徑的研究積累了大量的技術(shù)資料。進入新世紀后，2001年，法國的Rousset等人在Astronomical techniques上發(fā)表《Imaging with multi-aperture optical telescope and an application》探討了合成孔徑技術(shù)對地觀測的可能性。在隨后的幾年里美國的多家研究機構(gòu)相繼研制了天基合成孔徑系統(tǒng)的試驗樣機。

目前，光學合成孔徑技術(shù)已經(jīng)成為當前國際上的一個前沿研究領(lǐng)域，美國、俄羅斯、法國、德國以及中國都十分重視光學合成孔徑技術(shù)的研究。

3 光學合成孔徑結(jié)構(gòu)

合成孔徑的鏡面結(jié)構(gòu)有3種形式：鏡面拼接（如JWST）、稀疏孔徑（如GMT）和位相陣列（如VLT）系統(tǒng)。光學系統(tǒng)的結(jié)構(gòu)可以分為邁克爾遜型和斐索型［2-3］。目前的研究往往是將各類結(jié)構(gòu)單獨研究，不利于光學合成孔徑系統(tǒng)的仿真建模。無論哪種結(jié)構(gòu)，都可以看作是單一口徑的光學系統(tǒng)的鏡片進行逐步離散變化形成。

各類系統(tǒng)的結(jié)構(gòu)都可以看作是鏡面拼接，稀疏孔徑再到位相陣列望遠鏡其實質(zhì)就是主鏡和次鏡由空間連續(xù)變化為空間離散的過程，在變化的過程中，為了方便空間結(jié)構(gòu)設(shè)計和光學系統(tǒng)像差校正，再對本來位于同一面型上的主次鏡進行面型變化和主次鏡之間結(jié)構(gòu)變化。光學系統(tǒng)成像要求采樣得到的點光源發(fā)出的球面波波面必須保證在同一個等相面上，也就是同相位條件（等光程條件）。實際光學系統(tǒng)，能引起波像差的因素可以分為4類：光學系統(tǒng)設(shè)計像差（系統(tǒng)波相差），鏡面加工誤差（如鏡面粗糙度誤差，折射率誤差等），裝調(diào)誤差（活塞誤差，傾斜誤差等）和使用環(huán)境的影響（重力，溫度和震動等）。（1）邁克爾遜型和斐索型結(jié)構(gòu)相比各有優(yōu)劣：邁克爾遜型結(jié)構(gòu)可以充分利用現(xiàn)有的望遠鏡系統(tǒng)設(shè)計，并且可實現(xiàn)較大視場，但如果主鏡為非球面或更復(fù)雜的高次曲面，加工若干個離軸子鏡相對困難且成本較高，目前美國的Itek公司和Perkins Elmer公司的數(shù)控拋光機可以實現(xiàn)其加工，并且可保證其高精度的面型控制。但邁克爾遜型結(jié)構(gòu)的子鏡匹配誤差難以保證，增大了系統(tǒng)的實現(xiàn)難度。（2）斐索型結(jié)構(gòu)中，由于每個子系統(tǒng)各自獨立，可減少大孔徑系統(tǒng)的像差的影響，但由于每個子系統(tǒng)各自的焦點僅對一個物點重合，其他物點都會產(chǎn)生離焦和錯位，因此不容易實現(xiàn)大視場系統(tǒng)。

4 光學合成孔徑成像原理

圖1 單孔徑、合成孔徑直接成像與間接成像示意圖Fig.1 Imaging diagram of single aperture and synthetic aperture system

光學合成孔徑系統(tǒng)的成像方式有兩類：直接成像和干涉成像［4-5］。直接成像和單孔徑成像的方式相同。干涉成像根據(jù)范西特-澤尼克定理（Van Cittert-Zernike theorem），利用干涉圖樣測量目標源的復(fù)相干度譜，然后利用傅里葉逆變換得到光源的大小和強度分布，實現(xiàn)對目標的間接成像。圖1分別示意了單一孔徑、光學合成孔徑直接成像和間接干涉成像的原理。圖中只畫出了一維圖形，二維情況可由一維類推。圖中左列表示頻域圖形，右列表示空域圖形。⌒表示傅里葉變換，*表示卷積，×表示乘法。從其原理示意圖可以看出單一孔徑成像時，同時獲得物體的不同空間頻率信息，但受到截止頻率的限制，高于截止頻率的信息丟失。光學合成孔徑直接成像時，同樣是同時獲得物體的不同空間頻率信息，但是由于孔徑的擴大，其獲得的空間頻率要多于單一孔徑，即其截止頻率一般大于單一孔徑時的截止頻率。間接成像需要通過改變孔徑之間的距離獲取不同空間頻率的圖像。因此，需要應(yīng)用范西特-澤尼克定理將不同的空間頻率圖像合成為一幅圖像。間接成像不能實現(xiàn)實時成像。

5 國內(nèi)外發(fā)展現(xiàn)狀

合成孔徑按其技術(shù)實現(xiàn)方式可以分為鏡面拼接（segmented mirror）、稀疏孔徑（sparse aperture）和位相陣列系統(tǒng)（phased array）。從光路的結(jié)構(gòu)形式又分為邁克爾遜型和斐索型，其結(jié)構(gòu)形式如圖2所示。一般稀疏孔徑系統(tǒng)采用邁克爾遜型結(jié)構(gòu)，相位陣列系統(tǒng)采用的是斐索型結(jié)構(gòu)。從應(yīng)用平臺考慮可以分為地基系統(tǒng)和天基系統(tǒng)。

圖2 邁克爾遜型和斐索型合成孔徑成像系統(tǒng)示意圖Fig.2 Schematic diagram of two types of synthetic aperture：（a）Michelson type，（b）Fizeau type

5.1鏡面拼接

鏡面拼接技術(shù)是用多片子鏡片緊密拼接合成大口徑鏡面，是光學合成孔徑技術(shù)中發(fā)展較快、技術(shù)成熟的方式，目前在地基系統(tǒng)中已被廣泛應(yīng)用，天基系統(tǒng)也有美國NASA計劃發(fā)射的詹姆斯韋伯太空望遠鏡（JSWT）。

在地基系統(tǒng)中，美國的Keck I和Keck II望遠鏡的主鏡采用了鏡面拼接技術(shù)如圖3所示，該望遠鏡系統(tǒng)已于1993年和1996年分別投入使用。Keck望遠系統(tǒng)的主鏡鏡面是由36塊對角距離為1.8 m的六邊形鏡面拼接而成，等效口徑為10m。其成像原理既可以用單個望遠鏡等光程成像，也可以兩個望遠鏡同時使用組成基線140 m的望遠鏡陣列干涉成像。Keck望遠系統(tǒng)主鏡采用了輕量化技術(shù)和自適應(yīng)光學技術(shù)［6-7］。

圖3 Keck望遠鏡Fig.3 Keck telescope

美國加州理工大學（CIT）和加州大學（UC）聯(lián)合中國科學院、加拿大、日本和印度的研究機構(gòu)計劃研制的下一代地基天文望遠鏡也計劃采用鏡面拼接技術(shù)如圖4所示，該望遠鏡命名為Thirty Meter Telescope（TMT）。TMT計劃建造在美國夏威夷的Mauna Kea，于2013年4月由當?shù)卣块TBLNR批準建設(shè)。TMT采用反射式結(jié)構(gòu)，主鏡由492塊對角距離為1.4 m的六邊形鏡面拼接而成，等效口徑為30 m，集光面積為655 m2，次鏡直徑為3 m。TMT焦距為450 m，有效視場為20弧分，工作波段為0.31～28μm。該望遠鏡同樣采用自適應(yīng)技術(shù)，計劃于2021年投入使用。科學家可通過它看到距地球大約130億光年遠的地方［8］。

圖4 TMT設(shè)計圖Fig.4 Design diagram of TMT

加納利大望遠鏡（The Great Canary Telescope，GCT）（如圖5所示）位于大加納利群島拉帕爾馬（La Palma）島的一座山上，由西班牙、美國和墨西哥共同耗資1.8億美元建造，號稱世界最大的望遠鏡，集光區(qū)域面積為78.54 m2，等效口徑為10.4 m（34.3英尺），焦距為169.9 m，視場為20弧分。這一望遠鏡由36個小鏡片組成，能夠捕捉可見光和紅外線。10.4 m的物鏡一直處于啟用狀態(tài)，是世界上最大的宇宙觀測點之一。和Keck類似，加納利大望遠鏡也采用一些光學補償方法抵消地球大氣對到達地球的宇宙射線的影響。加納利大望遠鏡包括幾個轉(zhuǎn)鏡，每個轉(zhuǎn)鏡每秒改變形狀1 000多次［9］。

圖5 GCT望遠鏡Fig.5 GCT telescope

霍比-埃伯利望遠鏡（Hobby-Eberly Telescope，HET）位于美國德克薩斯州的麥克唐納天文臺（如圖6所示），是美國的德州大學奧斯汀分校、賓夕法尼亞州立大學、斯坦福大學、德國的慕尼黑大學、哥廷根大學聯(lián)合研制的，由麥克唐納天文臺管理和操作，主體部分造價是1 350萬美元。其主鏡為11.1 m×9.8 m的六邊形球面，由91塊六邊形的子鏡拼接而成，每個子鏡面直徑為1 m，厚為5 cm，用零膨脹微晶玻璃制成，其等效口徑為9.2 m，焦距為13.08 m，集光面積為77.6 m2。為了矯正重力造成的形變，望遠鏡采用了主動光學技術(shù)，每個子鏡面下裝有3個促動器，鏡面下方共有273個促動器［10］。

圖6 HET望遠鏡Fig.6 HET telescope

南非大望遠鏡（Southern African Large Telescope，SALT）（如圖7所示）位于開普敦，由西班牙、美國和墨西哥共同耗資1.8億美元建造，該望遠鏡原本打算復(fù)制美國的HET望遠鏡，但在建設(shè)過程中在HET基礎(chǔ)上進行了重新設(shè)計以提高視場和有效集光區(qū)域面積。其主鏡是六邊形球面鏡，由91個對角長度為1.2 m的六邊形低膨脹玻璃子鏡組成，實際口徑為11.1 m×9.8 m［11］。

圖7 SALT望遠鏡Fig.7 SALT telescope

目前在新一代地基系統(tǒng)中歐洲南方天文臺正在建造口徑更大的地基天文望遠鏡Euro-Extremely Large Telescope（E-ELT），如圖8所示。該望遠鏡主鏡直徑達到了39 m，主鏡由798個對角1.45 m，55 mm厚的長度正六邊形組成，集光面積達到978 m2。次鏡直徑4.2 m，采用自適應(yīng)光學技術(shù)，次鏡上安裝了超過6 000個驅(qū)動器，用以校正大氣擾動［12］。

圖8 E-ELT望遠鏡Fig.8 E-ELT telescope

在研制40 m級的地基天文望眼鏡的同時歐洲南方天文臺也開展了100 m級的天文望遠鏡Overwhelmingly Large Telescope（OWL）的預(yù)研工作，如圖9所示。計劃中望遠鏡主鏡由3 048塊對角長度1.6 m正六邊形組成，直徑100 m。次鏡由216塊對角長度1.6 m正六邊形，直徑25.6 m。同時該望遠鏡還計劃采用多個自適應(yīng)和主動光學補償鏡用于補償各類擾動［13-14］。

在天基系統(tǒng)中，美國NASA詹姆斯韋伯望遠鏡（JWST）如圖10所示，采用的也是鏡面拼接技術(shù)。其設(shè)計要求是口徑是哈勃的3～4倍，造價是哈勃的1／4～1／5。JWST的主鏡由18塊對角距離為1.5 m的六邊形鏡面拼接而成，等效口徑為6.5 m（哈勃口徑為2.4 m）。該望遠鏡原計劃2011年升空替代哈勃望遠鏡（HST），但因經(jīng)費問題發(fā)射推遲到2018年。其主鏡采用輕量化技術(shù)，折疊發(fā)射，在軌展開，重量小于400 kG。其成像原理采用等光程成像。目前該望遠鏡正在進行一系列地面相關(guān)測試［15］。

圖9 OWL設(shè)計圖及光路圖Fig.9 Design and optical path diagrams of OWL telescope

圖10 JWST太空望遠鏡Fig.10 JWST telescope

5.2稀疏孔徑

稀疏孔徑是指由多個小孔徑子鏡，按照一定形式排列（如Golay型和Cornwell型排列方式）等效成大口徑主鏡。

在地基系統(tǒng)中，美國的芝加哥大學（UoC）哈佛大學（HU）以及亞利桑那（UoA）等大學計劃研制的大型地基天文望遠鏡Giant Magellan Telescope（GMT）如圖11所示，計劃采用稀疏孔徑光學系統(tǒng)。該望遠鏡采用格里高利結(jié)構(gòu)，主鏡由7個口徑為8.4 m的反射鏡組成，其中一塊位于光軸中心，其余在其周圍對稱排列，等效口徑為24.5 m，集光面積368 m2，主鏡制成蜂巢狀以減輕主鏡質(zhì)量，方便控制主鏡溫度。次鏡由7個直徑1.1 m的凹面橢球鏡組成，等效口徑為3.2 m，次鏡自身作為自適應(yīng)技術(shù)的變形鏡。望遠鏡工作波段為0.32～25μm，在波長0.5μm時角分辨率為0.21～0.13″。該望遠鏡預(yù)計在2025年投入使用，目前第三塊主鏡子鏡已開始制造，第四塊主鏡計劃于2014年開始建造［16］。

圖11 GMT太空望遠鏡Fig.11 GMT telescope

在天基系統(tǒng)中美國空軍研究實驗室（AFRL）設(shè)計了Deployable Optical Telescope（DOT）如圖12所示，并建立了實驗平臺。該光學系統(tǒng)采用邁克爾遜型結(jié)構(gòu)，主鏡由3個口徑為0.6 m的子孔徑組成，子孔徑采用Golay-3型排列方式。主鏡和次鏡均可發(fā)射時折疊，在軌精密展開。目前該系統(tǒng)正在進行地面位相控制和緊密調(diào)節(jié)等試驗［17］。

圖12 GMT太空望遠鏡Fig.12 GMT telescope

為了使地球同步軌道近地點地面分辨率達到2 m，ESA提出了一種光學稀疏孔徑概念，如圖13所示。ESA定義圖像品質(zhì)（Image Quality）為MTF×SNR，其提出的光學稀疏孔徑光學系統(tǒng)圖像品質(zhì)為4（MTF×SNR=4），系統(tǒng)主鏡直徑須要達到7 m，通過在直徑5 m的與圓周上分布6個直徑為2 m的子鏡實現(xiàn)，其焦距為108 m，視場角為0.1°。其衛(wèi)星發(fā)射質(zhì)量為8 662 kg，在軌道展開機構(gòu)尺寸為10 m×14.3 m×6 m［18］。

5.3位相陣列

位相陣列由多個子望遠鏡組成，每個子望遠鏡鏡的F數(shù)都比較小，系統(tǒng)整體視場較小。位相陣列是開始研究試驗最早的技術(shù)方案，早在1978年，美國的亞利桑那大學就建立了Multiple Mirror Telescope（MMT）陣列望遠鏡，但由于當時的技術(shù)限制，分辨率提高并不明顯。1988年，美國空軍實驗室（AFRL）又研制了Multipurpose Multiple Telescope Testbed（MMTT）試驗系統(tǒng)，用于實驗室研究，如圖14所示［19］。

圖13 ESA光學稀疏孔徑設(shè)計圖Fig.13 Design diagram of ESA sparse aperture system

圖14 MMT與MMTT望遠鏡Fig.14 MMT and MMTT telescope

目前位相陣列結(jié)構(gòu)比較成熟，在地基系統(tǒng)中的應(yīng)用較為廣泛，其中最具代表性的是美國亞利桑那大學聯(lián)合德國、意大利的研究機構(gòu)在2004年合作研制完成的Large Binocular Telescope（LBT），如圖15所示。目前該望遠鏡已經(jīng)投入使用。LBT光路采用斐索型結(jié)構(gòu)，兩片口徑為8.4 m的反射鏡作為主鏡，等效孔徑相當于11.8 m的單片反射鏡，分辨率相當于22.65 m的單片望遠鏡，視場為10.5×10.5 s2，成像原理采用干涉成像。該望遠鏡采用了自適應(yīng)光學技術(shù)［20］。

圖15 LBT望遠鏡Fig.15 LBT telescope

Very Large Telescope（VLT）由4個直徑8.2 m的主鏡和4個口徑1.8 m的可移動的輔鏡組成，如圖16所示。這些望遠鏡可以單獨工作也可以2個或3個一起工作，形成一個巨大的干涉陣列，來自不同望遠鏡的光束經(jīng)地下隧道組合在一起，保證了不同光束之間的光程差小于1μm?；€可以達到200 m，角分辨力為0.001″，為單個望遠鏡獨立工作時的25倍。工作波長從300 nm～24μm。8.2 m子望遠鏡的主鏡曲率半徑為28 800 mm，曲率系數(shù)為-1.004 69，f／1.8，RMS為38 nm［21］。

地基位相陣列望遠系統(tǒng)的應(yīng)用還有很多，如采用干涉成像英國劍橋的Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope（COAST）。

天基位相陣列望遠系統(tǒng)目前還沒有實際應(yīng)用，美國有多家研究機構(gòu)在進行相關(guān)的地面研究。美國麻省理工學院（MIT）在美國國家偵察局的支持下設(shè)計研制了Adaptive Reconnaissance Golay-3 Optical Satellite（ARGOS）系統(tǒng)，如圖17所示，該樣機采用斐索型結(jié)構(gòu)，孔徑排列方式采用Golay-3型，每個子孔徑口徑0.21 m，等效口徑為0.62 m，作波段400～700 nm，視場為3×3分弧2，樣機的主要目的是研究系統(tǒng)孔徑結(jié)構(gòu)，相位差控制和該結(jié)構(gòu)天基運用的可靠性［22］。

圖16 VLT及其光路圖Fig.16 VLT telescope

美國洛克希德馬丁公司的Advanced Technology Center（ATC）提出并研制了一系列位相陣列望遠鏡系統(tǒng)，用于位相陣列望遠系統(tǒng)天基遙感應(yīng)用的研究。該系列主要測試樣機包括：Radial Telescope Array Testbed（9個子鏡，口徑0.1 m，等效口徑0.65 m）、STAR-9 Distributed Aperture Testbed（9個子鏡，口徑0.125 m，等效口徑0.61 m）和MIDASConcept（9個子鏡，口徑0.35 m，等效口徑1.5 m）。3種樣機分別對Y型、Golay-9型和Cornwell型孔徑排列方式進行研究，如圖18所示［23］。

20世紀初，美國NASA也開展了天基望遠陣列系統(tǒng)的研究，設(shè)計論證了Space Interferometer Mission（SIM）（如圖19所示）和Terrestrial Planet Finder Interferometer（TPF-I）兩套系統(tǒng)。SIM光學系統(tǒng)由科學測量干涉望遠鏡（Science Interferometer）、導(dǎo)航干涉望遠鏡Guide-1（Guide Interferometer）和高精度星跟蹤望遠鏡Guide-2（High-accuracy Guide Star-tracking Telescope）3部分組成?？茖W測量干涉望遠鏡有兩個孔徑為50 cm的子望遠鏡，基線長為6 m，分為大視場和小視場兩種工作模式。在大視場工作模式下視場為15°，天體測量精度為（4×10-6）″；在小視場工作模式下視場為2°，天體測量精度為（1×10-6）″。導(dǎo)航干涉望遠鏡Guide21有兩個孔徑為30 cm的子望遠鏡，基線長為412 m，視場范圍很小只有幾秒，用來補償指向誤差?？茖W測量干涉望遠鏡和Guide2-1具有類似的光束組合器。高精度星跟蹤望遠鏡Guide2-2的孔徑也是30 cm，用于監(jiān)視整個系統(tǒng)的指向，以便調(diào)整飛行器的姿態(tài)［24］。

圖17 ARGOS樣機與結(jié)構(gòu)圖Fig.17 Protype and structure diagram of ARGOS telescope

NASA設(shè)計的另一套系統(tǒng)TPF-I，如圖20所示，中文名紅外線天文干涉儀，采用是多個小型望遠鏡固定在一個結(jié)構(gòu)上或分散在不同的太空探測器上并在太空中以特定形狀排列，等效大口徑的望遠鏡以大幅增加觀測能力。NASA論證了多種方案，并且進行了概念研究［25］。

圖18 洛-馬公司樣機Fig.18 Protype of L-M telescope

圖19 SIM光學樣圖Fig.19 Optical samp le of SIM telescope

目前SIM和TPF-I兩項計劃由于技術(shù)難度和經(jīng)費等原因，都已處于暫定推遲狀態(tài)。

歐洲航空局ESA同樣提出了其天基望遠陣列觀測計劃DARWIN，用于觀測太陽系外類地行星。該項目在07年時完成了理論研究和設(shè)計，目前該望遠鏡有多種設(shè)計方案，尚未開始實際制造。達爾文陣列望遠鏡最新設(shè)計計劃采用6個飛行器攜帶口徑1.5 m的子望遠鏡，排列成正六邊形，中心位置放置合束器，組成位相陣列望遠鏡在紅外波段進行干涉成像。由于天基合成孔徑技術(shù)難度較大，目前該項目仍舊在進行大量相關(guān)技術(shù)的研究和論證［25］。

圖20 TPF-I概念圖Fig.20 Concept diagram of TPF-I telescope

法國空軍國家研究局采用3個子望遠系統(tǒng)列陣合成望遠系統(tǒng)的概念設(shè)計。各子望遠系統(tǒng)運用獨特的機構(gòu)進行支撐和指向，光束在焦平面成像。俄羅斯國防委員會先進防御計劃局研制也開展了合成孔徑光學系統(tǒng)的研制［26-28］。

5.4國內(nèi)發(fā)展現(xiàn)狀

國內(nèi)合成孔徑的發(fā)展與國外差距較大，目前國內(nèi)主要研究的機構(gòu)有哈爾濱工業(yè)大學空間光學工程研究中心、北京理工大學、北京航空航天大學、蘇州大學、國家天文臺和航天科技集團508所等機構(gòu)。其中哈爾濱工業(yè)大學是國內(nèi)最早開展合成孔徑相關(guān)理論研究的單位，并且研制了原理樣機用于系統(tǒng)測試。

圖21 Darwin概念圖Fig.21 Concept diagram of Darwin telescope

國家天文臺于2009年投入使用的“大天區(qū)面積多目標光纖光譜天文望遠鏡”（LAMOST）（使用后命名為郭守敬望遠鏡）是我國技術(shù)人員自主研發(fā)的世界先進水平大視場大口徑望遠鏡。該望遠鏡由施密特校正鏡Ma（24塊1.1 m子鏡拼接組成5.72 m×4.40 m）和主鏡Mb（37塊1.1 m子鏡拼接組成6.67 m×6.05 m）組成，并且采用了主動光學技術(shù)和自適應(yīng)光學技術(shù)［29］。

國家天文臺在研制成功了LAMOST之后，也開展了30～100 m級的地基鏡面拼接望遠鏡的預(yù)研工作。南京天文光學技術(shù)研究所的蘇定強院士和崔向群首席研究員帶領(lǐng)30～100 m望遠鏡研究小組，幾乎與世界同步，開展了中國的30～100 m地面光學／紅外望遠鏡方案CFGT的研究，提出中星儀式快焦比、短鏡筒、小副鏡的30～100 m望遠鏡的方案。

圖22 法國與俄羅斯望遠鏡的系統(tǒng)圖Fig.22 System diagrams of synthetic aperture of France and Russia

在天基系統(tǒng)中，哈爾濱工業(yè)大學承擔了課題“合成孔徑光學成像技術(shù)及其應(yīng)用”并研制了原理樣機。航天科技集團五院508所、蘇州大學和北京理工大學承擔了課題“甚高分辨率空間遙感器的研究”，中國科學院西安光機所承擔了國家自然科學基金“光學虛擬合成孔徑技術(shù)研究”以及高分辨成像技術(shù)專項子課題的研究。此外，北京工業(yè)大學、解放軍信息工程大學、中國科學院西安光機所和長春光機所也開展了對光學合成孔徑成像技術(shù)的研究。

北京工業(yè)大學的周智偉等人對圖像復(fù)原和對共相誤差對光學多孔徑成像系統(tǒng)影響進行了分析和研究［30］。

解放軍信息工程大學的魏小峰等人同樣對光瞳優(yōu)化、活塞誤差探測和圖像復(fù)原進行了分析和研究［31］。

圖23 LAMOST結(jié)構(gòu)圖及主鏡Fig.23 Structure diagram and primary mirror of LAMOST telescope

圖24 CFGT設(shè)計方案Fig.24 Design scheme of CFGT telescope

中國科學院西安光機所的梁士通和易紅偉等人對光瞳優(yōu)化、系統(tǒng)設(shè)計等技術(shù)進行了深入研究［32］。

中國科學院長春光機所王忠生、張學軍和段相永等人也對合成孔徑成像技術(shù)展開了深入研究［33］。

中國科學院光電技術(shù)研究所自適應(yīng)光學重點實驗室研究團隊在分離鏡面光學合成孔徑領(lǐng)域開展技術(shù)研究，利用棱錐波前傳感器和變形鏡成功實現(xiàn)了7塊子鏡的非連續(xù)整體波前誤差精確探測與校正，利用色散條紋傳感器與共相鏡成功實現(xiàn)了4塊子鏡的共相誤差精確探測與校正，這標志著我國在分離鏡面光學合成孔徑關(guān)鍵技術(shù)研究上取得了重要進展［34］。

圖25 哈工大原理樣機Fig.25 Protype of HIT telescope

圖26 光電研究所實驗結(jié)果Fig.26 Experimental result from IOE

6 發(fā)展趨勢及關(guān)鍵技術(shù)分析

通過對光學合成孔徑成像技術(shù)發(fā)展現(xiàn)狀和使用要求的總結(jié)，可以看出光學合成孔徑的發(fā)展趨勢和下一步研究重點：

（1）天基系統(tǒng)的發(fā)展方向是在增加光學系統(tǒng)口徑的同時，減下系統(tǒng)的發(fā)射體積和重量。但是由于光學波段的合成孔徑對共位相精度要求極高，位相檢測相對困難，目前各國的天基合成孔徑光學系統(tǒng)大多處于原理概念研究和樣機試驗階段。目前限制天基合成孔徑技術(shù)發(fā)展的相關(guān)技術(shù)主要有輕量化低溫主鏡技術(shù)、精密展開控制技術(shù)等。在下一步的研究中，共相位的測量與補償將是研究的重點。

（2）地基系統(tǒng)為提高系統(tǒng)分辨率，必須延長望遠鏡陣列的基線長度，以提高等效口徑。望遠鏡陣列基線的延長雖能提高分辨率，但是由于集光面積的不足，導(dǎo)致觀測距離不足，以及對亮度較暗的星體觀測能力欠佳等問題。目前，地基系統(tǒng)的發(fā)展方向多是采用鏡面拼接技術(shù)以實現(xiàn)大口徑望遠鏡的觀測要求。

（3）在圖像處理方面，由于合成孔徑光學系統(tǒng)的集光能力下降，導(dǎo)致了系統(tǒng)傳遞函數(shù)的下降（尤其是中頻部分）和信噪比的下降，因此為改善像質(zhì)需要對圖像進行相應(yīng)的濾波處理和圖像增強處理，以提高圖像質(zhì)量。由于共相位精度要求較高，較差的共相位精度會給系統(tǒng)引入額外的像差，通過空間變化圖像復(fù)原方法矯正光學系統(tǒng)像差也將成為下一步的主要研究內(nèi)容。

（4）在地基系統(tǒng)中，由于大氣擾動的影響，鏡面的自重和鏡面使用環(huán)境對光學系統(tǒng)的影響，需要應(yīng)用補償精度更高、預(yù)算速度更快的自適應(yīng)光學技術(shù)和主動光學技術(shù)對產(chǎn)生的動態(tài)誤差進行校正。在天基系統(tǒng)中，需要研制更精密的位相測量和控制機構(gòu)對不同子孔徑的相位進行緊密調(diào)節(jié)以保證成像時的等相位條件。

（5）在通信和傳輸方面，在視場不變的前提下，提高了光學系統(tǒng)的分辨率意味著提高了視場內(nèi)信息的容量，因此，在通信方面需要研究相應(yīng)的數(shù)據(jù)壓縮方法和數(shù)據(jù)傳輸方法。

7 結(jié)束語

與單一口徑光學系統(tǒng)相比，光學合成孔徑技術(shù)能夠在獲得極高分辨率，又能降低加工難度，有利于降低發(fā)射體積和重量，節(jié)約發(fā)射成本，但由于合成孔徑的共相位要求的嚴格，對系統(tǒng)的裝調(diào)、加工和控制精度提出了更高的要求，目前天基合成孔徑系統(tǒng)還處于實驗室階段。

雖然目前光學合成孔徑系統(tǒng)蓬勃發(fā)展，但是仍有兩個重要不足：

（1）目前，光學合成孔徑的共相位要求仍是制約光學合成孔徑應(yīng)用的主要問題，如何時刻保證光學合成孔徑的波像差PV值在λ／4，RMS值在λ／10是目前研究的重中之重。目前的方法只是處于實驗室研究階段，還不夠完善，難以運用到實際中。

（2）隨著孔徑的增大，光學系統(tǒng)視場內(nèi)的像差難以校正，光學合成孔徑自身中頻下降，如何在不增加系統(tǒng)重量的情況下通過圖像處理的方法校正像差和中頻下降將成為新的挑戰(zhàn)。

為了提高成像系統(tǒng)的分辨率，光學合成孔徑成像技術(shù)隨著各項技術(shù)的發(fā)展，將成為未來高分辨成像系統(tǒng)的主要發(fā)展方向。

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［34］ 中國科學院光電技術(shù)研究所.光電所在分離鏡面光學合成孔徑關(guān)鍵技術(shù)研究上取得重要進展［EB／OL］.［2016-03-29］.

Review on optical synthetic aperture imaging technique

ZHOU Cheng-hao1，WANG Zhi-le1*，ZHU Feng2
（1．School of Astronautics，Harbin Institute of technology，Harbin 150001，China；2．China Academy of Engineering Physics，Mianyang 621900，China）*Corresponding author，E-mail：wangzhile＠hit．edu．cn

Two imaging modes and development of optical synthetic aperture are presented briefly in this paper.The current development situation of three kinds of optical synthetic aperture：segmented mirror，sparse aperture and phased array are introduced comprehensively.This paper also summarized the development trend of ground-based and space-based optical synthetic aperture system and the technical problems.Comparingwith traditional single aperture optical system，optical synthetic aperture system has higher resolution，low processing difficulty ofmirror，easy folding，lightweight，and some other characteristics.So it is an important and effective way to realize high resolution optical imaging system.

synthetic aperture；segmented mirror；sparse aperture；phased array

O436

：A

10.3788／CO.20171001.0025

周程灝（1989—），男，河南洛陽人，博士研究生，主要從事圖像復(fù)原和光學合成孔徑方面的研究。E-mail：jokerzch＠163.com

王治樂（1975—），男，河南偃師市，博士，教授，主要從事光學合成孔徑成像技術(shù)、光學圖像處理技術(shù)和光電系統(tǒng)半實物仿真技術(shù)方面的研究。E-mail：wangzhile＠hit.edu.cn

2095-1531（2017）01-0025-14

2016-08-12；

2016-09-29

航天五院CAST創(chuàng)新基金重點項目（No.CASTHCKJ）

Supported by Innovation Foundation Project of CAST（No.CASTHCKJ）