基于ZEMAX和Python软件的空间引力波望远镜光程差算法研究与实现

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实验四基于ZEMAX的牛顿望远镜的优化设计

实验四基于ZEMAX的牛顿望远镜的优化设计一．实验目的学会使用ZEMAX软件对典型牛顿望远镜进行优化设计。

二．实验要求1.掌握设立反射镜、使坐标中断的方法；2.学会使用圆锥系数来优化成像质量；3.学习点列图和3D图形分析像质的简单方法。

三．实验原理1.牛顿望远镜基本结构：抛物面主反射镜+与光轴成45度的平面反射镜构成，是一种全反射式的望远镜物镜；2.对于球面凹面镜成像，有F=R/2的关系；3.圆锥系数（conic系数）：见于LDE窗口中每一行的第7列（Conic），这个系数是描述该行所代表的面的曲面函数中的非球面二次曲面系数，决定了该行代表的面的形状，典型值对应的面形状如下：Conic=0 球面；-1<Conic<0 主轴在光轴上的椭球面；Conic=-1 抛物面；Conic<-1 双曲面。

4.ZEMAX中关于在光路中新添加折叠反射镜仿真实现的步骤：定位置：：在所需要放置反射镜的位置添加一个虚构面（空面），由反射镜要（1）定位置放置的位置决定添加虚构面后相应各面的厚度值的改变；（2）添加反射镜：从主菜单-工具-折叠反射镜里添加一个反射镜，设置相关合适的参数。

5.鬼像与挡光板：（1）鬼像：成像系统中一些非设计中的反射光线最终沿着非期望的路径达到像面后，会形成鬼像，影响成像质量。

（2）为了尽可能消除鬼像的影响，对于那些位于光路范围内的中间器件（尤其是口径小于主光路口径的），例如本例中的平面反射镜，一般需要在其前面加一块挡光板，消除这些器件对光线不需要的反射。

挡光板的口径通常要比被挡元件的口径稍大。

（3） ZEMAX中挡光板的具体实现步骤：定位置：：在所需要放置挡光板的位置添加一个虚构面（空面），由其要放a.定位置置的位置决定添加虚构面后相应各面的厚度值的改变；设置参数：：将面型surf：type双击后的Aperture中的光圈类型从noneb.设置参数改为所需要的挡光类型（如圆形挡光），设置合理的挡光半径值，以略大于被挡元件半径为宜。

空间引力波探测望远镜光学系统设计

文章编号 2095-1531（2022）04-0761-09空间引力波探测望远镜光学系统设计李建聪1，林宏安1，罗佳雄1，伍雁雄1,3 *，王　智2 *（1. 佛山科学技术学院物理与光电工程学院, 广东佛山 528000；2. 中国科学院长春光学精密机械与物理研究所, 吉林长春130033；3. 季华实验室, 广东佛山 528000）摘要：在空间引力波探测中，望远镜是空间激光干涉测量系统的重要组成部分，其出瞳处波前误差与抖动光程(Tilt-To-Length, TTL)噪声间的耦合，是影响空间引力波探测的主要噪声源。

首先，基于平顶光束与高斯光束的干涉模型，采用Fringe Zernike 多项式表征望远镜出瞳处的波前误差，运用LISA Pathfinder(LPF)信号分析出瞳处波前误差与TTL 噪声的耦合机理。

其次，采用蒙特卡洛分析方法，研究不同数值波前误差下低阶像差占比对TTL 耦合噪声的影响，确定了不同数值波前误差下，望远镜光学系统出瞳处满足TTL 耦合噪声控制要求的低阶像差设计比例。

最后，基于上述理论分析结果与像差控制要求，完成了空间引力波探测望远镜光学系统设计，望远镜入瞳直径为200 mm ，出瞳处波前误差RMS 值为0.019 08λ，低阶像差占比不高于50%。

分析结果表明，当光束抖动在±300 μrad 以内，TTL 耦合噪声不超过8.25 pm/μrad ；通过公差分析得知，TTL 耦合噪声最大值为15.50 pm/μrad ，满足空间引力波的探测要求。

关键词：望远镜；空间引力波探测；波前误差；抖动光程噪声；光学设计中图分类号：O439 文献标志码：A doi ：10.37188/CO.2022-0018Optical design of space gravitational wave detection telescopeLI Jian-cong 1，LIN Hong-an 1，LUO Jia-xiong 1，WU Yan-xiong 1,3 *，WANG Zhi 2 *（1. School of Physics and Optoelectronic Engineering , Foshan University , Foshan 528000, China ；2. Changchun Institute of Optics , Fine Mechanics and Physics , Chinese Academy of Sciences ,Changchun 130033, China ；3. Ji Hua Laboratory , Foshan 528000, China ）* Corresponding author ，E-mail : 364477424@ ; wz 070611@Abstract : In space gravitational wave detection, the telescope is an important part of the space laser interfer-ometry system. The wavefront error at the exit pupil of the telescope is coupled with the Tilt-To-Length (TTL) noise, which becomes the main source of noise in space gravitational wave detection. Firstly, based on the interference model between a flat-top beam and a Gaussian beam, the Fringe Zernike polynomial is used收稿日期：2022-01-22；修订日期：2022-02-22基金项目：国家自然科学基金（No. 62075214）；广东省科技计划项目（No. X190311UZ190）；广东省重点领域研发计划项目（No. 2020B1111040001）Supported by National Natural Science Foundation of China (No. 62075214); Science and Technology Plan Project of Guangdong Province (No. X190311UZ190); Research and Development Projects in Key Areas of Guangdong Province (No. 2020B1111040001)第 15 卷　第 4 期中国光学（中英文）Vol. 15　No. 42022年7月Chinese OpticsJul. 2022to characterize the wavefront error at the exit pupil of the telescope, and the LISA Pathfinder (LPF) signal is used to analyze the coupling mechanism of the wavefront error at the exit pupil and the TTL noise. Secondly,the Monte Carlo analysis method is used to study the influence of the proportion of low-order aberrations on the TTL coupling noise under different numerical wavefront errors, and determine the low-order aberration proportions which meets the requirements of TTL coupling noise control at the exit pupil in the design of the telescope optical system under different numerical wavefront errors. Finally, based on the above theoretical analysis results and the aberration control requirements, the optical design of the space gravitational wave de-tection telescope is completed. The diameter of the entrance pupil of the telescope is 200 mm, and the RMS value of the wavefront error at the exit pupil is 0.019 08λ. The proportion of low-order aberrations is not higher than 50%. The analysis results show that the TTL coupling noise does not exceed 8.25 pm/μrad when the beam jitter is within ±300 μrad. Through tolerance analysis, the maximum TTL coupling noise is determ-ined to be 15.50 pm/μrad, which meets the requirements of space gravitational wave detection.Key words : telescope ；space gravitational wave detection ；wavefront error ；tilt-to-length noise ；optical design1 引　言√Hz 引力波的发现使得人类能够探测到基于电磁波无法观测到的宇观尺度和天体现象，引力波的测量为探索宇宙的起源、形成、演化和理解引力宇宙提供了一个全新的观测手段，借助引力波探测手段帮助人类重新认识引力本质、时空结构、物质起源和宇宙起源等基本科学问题[1]。

空间引力波探测望远镜系统技术初步分析

第60卷第1-2期2021年1月Vol.60No.1-2Jan.2021中山大学学报（自然科学版）ACTA SCIENTIARUM NATURALIUM UNIVERSITATIS SUNYATSENI空间引力波探测望远镜系统技术初步分析*范纹彤，赵宏超，范磊，闫勇“天琴计划”教育部重点实验室，中山大学天琴中心&物理与天文学院，天琴前沿科学中心，国家航天局引力波研究中心，广东珠海519082摘要：为探测到0.1mHz~1Hz频段的引力波，天琴、LISA、太极等空间引力波探测器编队（或星座）需在几十万到几百万公里量级的臂长上，实现pm级精度的测量。

因此直接作为星间干涉测量光路一部分的望远镜面临巨大的技术挑战。

空间引力波探测望远镜有超高精度和超高稳定性的特点。

本文以LISA引力波探测器望远镜为研究对象，根据星间激光干涉测量核心指标10pm/Hz1/2@0.1mHz~1Hz的要求和引力波探测的实际需求，分析了望远镜的光学设计方案。

在设计基础上，就材料选择、光学加工、装调及杂散光抑制等方面进行了分析和探讨，为后续望远镜的研制提供了参考依据。

关键词：望远镜；引力波；LISA；杂散光中图分类号：TH743文献标志码：A文章编号：0529-6579（2021）01-0178-08Preliminary analysis of space gravitational wavedetection telescope system technologyFAN Wengtong，ZHAO Hongchao，FAN Lei，YAN YongMOE Key Laboratory of TianQin Mission，TianQin Research Center for Gravitational Physics&School of Physics and Astronomy，Frontiers Science Center for TianQin，CNSA Research Center for Gravitational Waves，Sun Yat-sen University（Zhuhai Campus），Zhuhai519082，ChinaAbstract：In order to realize the detection of gravitational waves in the frequency range of0.1mHz~1Hz，the formations（or constellations）of space gravitational wave detectors such as Tianqin，LISA，and Taiji needs to achieve picometer-level measurement accuracy on the order of hundreds of thousands or even millions of kilometers.Therefore，telescopes directly used as part of the inter-satellite interferome⁃try optical path are facing huge technical challenges.Space gravitational wave detection telescope has the characteristics of ultra-high precision and ultra-high stability.This article takes the LISA gravitational wave detector telescope as the research object，and analyzes the optical design scheme of the telescope according to the requirements of10pm/Hz1/2core index of inter-satellite laser interferometry and the actu⁃al demand of gravitational wave detection.And based on the design，analysis and discussion on material selection，optical processing，adjustment and stray light suppression are carried out，which provides a reference for the subsequent development of the telescope.Key words：telescope；gravitational wave；LISA；stray lightDOI：10.13471/ki.acta.snus.2020.11.02.2020B111*收稿日期：2020-11-02录用日期：2020-12-09网络首发日期：2021-01-13基金项目：广东省基础与应用基础研究重大项目（2019B030302001）；国家自然科学基金（11803034）作者简介：范纹彤（1994年生），女；研究方向：引力波探测望远镜的光学系统设计；E-mail：*****************通信作者：闫勇（1981年生），男；研究方向：空间科学仪器/载荷总体设计；E-mail：******************第1-2期范纹彤，等：空间引力波探测望远镜系统技术初步分析1引言20世纪80年代，欧美国家提出了空间引力波探测概念方案［1］。

空间引力波探测方法及在宇宙起源研究项目上进展介绍

空间引力波探测方法及在宇宙起源研究项目上进展介绍引言：随着科学技术的不断发展，对于宇宙的起源和演化的研究取得了重大的突破。

而空间引力波探测方法是目前最为先进的技术之一，它能够提供对宇宙起源和演化的关键信息。

本文将详细介绍空间引力波探测方法的原理及其在宇宙起源研究项目上的最新进展。

一、空间引力波的探测方法空间引力波主要是由于质量分布的变化而引起的时空弯曲现象，在引力场中以波的形式传播。

为了探测空间引力波，科学家们开发了一系列先进的技术和设备。

1. 激光干涉仪激光干涉仪是目前最常用的探测空间引力波的方法之一，它利用激光束来探测探测幅度相对较小的引力波。

当引力波通过探测器时，它会引起干涉仪内两束激光的干涉信号发生变化。

通过检测这种信号的变化，科学家可以推断出引力波的存在和性质。

2. 引力波望远镜引力波望远镜是一种利用引力波探测宇宙的仪器。

它是由多个探测器组成的网络，每个探测器以特定的方式排列在空间中。

通过测量不同探测器之间引力波信号的传播时间差，可以确定引力波的产生位置和方向。

3. 时空探测器时空探测器是一种更加高精度的引力波探测器，它能够实时记录空间中引力波的振幅和频率。

通过对引力波的这些参数进行分析和测量，科学家可以研究宇宙中不同物质的分布和演化过程。

二、空间引力波在宇宙起源研究项目中的进展空间引力波探测方法在宇宙起源研究项目中发挥着重要的作用，以下将为大家介绍宇宙起源研究各领域的最新进展。

1. 宇宙背景引力波宇宙背景引力波是指来源于宇宙早期的引力波，它们会携带着关于宇宙起源和演化的重要信息。

目前，科学家们正在设计和建造一种名为宇宙背景引力波探测卫星（CMB-Я）的项目，该项目旨在利用精密的引力波探测仪器，测量并解析宇宙背景引力波。

预计该项目将为我们提供更详细、更准确的关于宇宙早期演化的信息。

2. 暗物质和暗能量研究暗物质和暗能量是宇宙中最为神秘的存在之一。

空间引力波探测方法可以通过测量引力波在不同物质密度分布下的传播速度和路径来揭示暗物质和暗能量的性质。

空间引力波探测望远镜初步设计与分析

２０１６年２月１１日，美国国家科学基金会在华盛顿特区国家媒体中心发布了ＬＩＧＯ首次探测到双黑洞碰撞产生的引力波。１３亿光年外一次惊天动地的碰撞和并合激起的涟漪经历漫长的岁月掠过地球，被两台刚刚升级完毕投入运行的ＬＩＧＯ探测器逮个正着。爱因斯坦百年预言终于得到证实，人类进入了引力波的新纪元。由于多数的引力波源分布在ｍＨｚ频段，要探测该频段的引力波源，干涉仪的臂长需达到百万公里量级。受地球曲率半径的影响，这个量级的干涉仪只有在空间才可实现。近期公布的ＬＩＳＡＰａｔｈｆｉｎｄｅｒ展示了惊人的性能：在空间验证了测试质量的静电控制、飞行器无拖曳控制的技术可行性以及星内激光干涉仪的飞行验证，为后续空间激光干涉天线
第１期
王智，等：空间引力波探测望远镜初步设计与分析
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（ＬａｓｅｒＩｎｔｅｒｆｅｒｏｍｅｔｅｒＳｐａｃｅＡｎｔｅｎｎａ，ＬＩＳＡ）空间激光干涉引力波探测器的实现扫清了技术上的障碍。
Ｓｐｅｃｔｒｕｍｏｆｇｒａｖｉｔａｔｉｏｎａｌｗａｖｅｓａｓａｆｕｎｃｔｉｏｎｏｆｆｒｅｑｕｅｎｃｙａｎｄｔｉｍｅ．Ｗａｖｅｓｏｕｒｃｅｓｉｎｄｉｆｆｅｒｅｎｔｆｒｅｑｕｅｎｃｙｂａｎｄｓｃｏｎｔａｉｎｄｉｆｆｅｒｅｎｔｐｈｙｓｉｃａｌｐｈｅｎｏｍｅｎａ，ｆｒｏｍｑｕａｎｔｕｍｆｌｕｃｔｕａｔｉｏｎｓｉｎｔｈｅｅａｒｌｙｕｎｉｖｅｒｓｅｔｏｓｕｐｅｒｎｏｖａｅｘｐｌｏｓｉｏｎｓａｎｄｄｏｕｂｌｅｂｌａｃｋｈｏｌｅｃｏａｌｅｓｃｅｎｃｅ．Ｉｎｆｏｒｍａｔｉｏｎｃｏｎｔａｉｎｅｄｉｎｔｈｅｃｏａｌｅｓｃｅｎｃｅｏｆｓｕｐｅｒｍａｓｓｉｖｅｂｌａｃｋｈｏｌｅｓ，ｗｈｏｓｅｆｒｅｑｕｅｎｃｙｂａｎｄｉｓｉｎｔｈｅｒａｎｇｅｏｆ０１－１０００ｍＨｚ，ｍａｙｒｅｖｅａｌｔｈｅｆｏｒｍａｔｉｏｎａｎｄｄｕｒａｔｉｏｎｏｆｔｈｅｅａｒｌｙｓｔｒｕｃｔｕｒｅｏｆｔｈｅｕｎｉｖｅｒｓｅ．ＴｈｅｐｒｏｃｅｓｓｏｆｓｏｌａｒｑｕａｌｉｔｙｂｌａｃｋｈｏｌｅｅｖｏｌｖｅｄｆｒｏｍｔｈｅｅｎｄｏｆｔｈｅｇａｌａｘｙｔｏＥＭＲＩａｎｄｔｈｅｍａｓｓｉｖｅｇａｌａｘｙｂｉｎａｒｙｓｙｓｔｅｍ．Ｇｒａｖｉｔｙｗａｖｅｓｏｕｒｃｅｓｉｎｄｉｆｆｅｒｅｎｔｆｒｅｑｕｅｎｃｙｂａｎｄｓｒｅｑｕｉｒｅｄｉｆｆｅｒｅｎｔｍｅａｎｓｏｆｄｅｔｅｃｔｉｏｎ．Ｓｐａｃｅｇｒａｖｉｔａｔｉｏｎａｌｗａｖｅｄｅｔｅｃｔｏｒｓｒｅｑｕｉｒｅｔｈｒｅｅｉｄｅｎｔｉｃａｌｓａｔｅｌｌｉｔｅｓｔｏｆｏｒｍａｎｅｑｕｉｌａｔｅｒａｌｔｒｉａｎｇｌｅｗｉｔｈａｌｅｎｇｔｈｏｆｍｉｌｌｉｏｎｓｏｆｋｉｌｏｍｅｔｅｒｓ［１］．ＴｈｅｓｐａｃｅｃｒａｆｔｃｏｎｓｉｓｔｓｏｆｔｈｒｅｅｉｎｄｅｐｅｎｄｅｎｔＭｉｃｈｅｌｓｏｎｉｎｔｅｒｆｅｒｏｍｅｔｅｒｓｗｉｔｈａｎａｎｇｌｅｏｆ６０°ａｎｄｉｓｕｓｅｄｔｏｍｅａｓｕｒｅｃｈａｎｇｅｓｉｎｓｐａｃｅｃｒａｆｔｃａｕｓｅｄｂｙｇｒａｖｉｔａｔｉｏｎａｌｗａｖｅｓ．Ｔｈｅｏｐｔｉｃａｌｔｅｌｅｓｃｏｐｅｉｓａｋｅｙｃｏｍｐｏｎｅｎｔｏｆｔｈｅｓｐａｃｅｌａｓｅｒｉｎｔｅｒｆｅｒｏｍｅｔｒｙｒａｎｇｉｎｇｓｙｓｔｅｍｆｏｒｔｈｅｒｅｃｅｐｔｉｏｎａｎｄｅｍｉｓｓｉｏｎｏｆｌａｓｅｒｌｉｇｈｔｂｅｔｗｅｅｎｔｗｏｓｐａｃｅｃｒａｆｔａｔａｄｉｓｔａｎｃｅｏｆｍｉｌｌｉｏｎｓｏｆｋｉｌｏｍｅｔｅｒｓ．Ｔｈｅｗａｖｅｆｒｏｎｔｏｆｔｈｅｔｅｌｅｓｃｏｐｅｓｙｓｔｅｍｉｓｃｒｕｃｉａｌｆｏｒｔｈｅｄｉｓｔｒｉｂｕｔｉｏｎｏｆｔｈｅｉｎｔｅｎｓｉｔｙａｎｄｔｈｅｐｈａｓｅｏｆｔｈｅｒｅｃｅｐｔｉｏｎａｎｄｅｍｉｓｓｉｏｎｂｅａｍｓ．Ｉｔｉｓａｌｓｏｉｍｐｏｒｔａｎ��

伽利略望远镜zemax课程设计

伽利略望远镜zemax课程设计一、课程目标知识目标：1. 学生能理解伽利略望远镜的基本原理，掌握其结构与功能。

2. 学生能运用Zemax软件进行望远镜光学系统的模拟与优化。

3. 学生了解望远镜在科学探索中的应用和发展历程。

技能目标：1. 学生掌握Zemax软件的基本操作，能够建立望远镜的光学模型。

2. 学生通过实践操作，学会调整和优化望远镜光学系统，提高成像质量。

3. 学生具备运用望远镜进行天文观测的能力。

情感态度价值观目标：1. 学生培养对科学研究的兴趣，激发探索宇宙的热情。

2. 学生在学习过程中，增强团队协作和沟通能力，培养合作精神。

3. 学生通过学习望远镜发展史，树立正确的科学观和价值观，增强民族自豪感。

本课程针对高年级学生，结合学科特点，注重理论与实践相结合，提高学生的实际操作能力。

课程目标明确，可衡量性强，有助于学生和教师在教学过程中清晰地了解预期成果。

通过本课程的学习，学生将能够掌握望远镜光学知识，运用Zemax软件进行实践操作，并在情感态度价值观方面得到全面提升。

二、教学内容1. 伽利略望远镜原理及结构- 望远镜发展简史- 伽利略望远镜的工作原理- 望远镜光学系统组成及其功能2. Zemax软件基本操作- 软件界面及功能介绍- 光学系统建模与仿真- 优化方法及其应用3. 望远镜光学系统设计与优化- 望远镜光学系统设计原则- 实例分析：伽利略望远镜光学系统设计- 光学系统成像质量评价与优化4. 天文观测实践- 望远镜使用方法与技巧- 实地观测：行星、恒星等天体的观测- 观测数据记录与分析5. 情感态度价值观培养- 望远镜在科学探索中的作用- 科学家精神及其启示- 团队协作与沟通能力的培养教学内容依据课程目标进行选择和组织，确保科学性和系统性。

教学大纲明确，涵盖伽利略望远镜原理、Zemax软件应用、光学系统设计与优化、天文观测实践等方面，与课本内容紧密关联。

教学进度安排合理，使学生能够循序渐进地掌握相关知识和技能。

Zemax软件设计教程_1

Wavelength Data (Wav) -入射需要用到的波长，以及权重，设定哪个波长是参考波长
中国科学院长春光学精密机械与物理研究所 Ciomp.CAS
Gen
Aperture决定了系统的入光量的多少。
EPD--入瞳直径；Image space F/#--无限物距时，象空间的近轴F数；Object space NA--有限物距时，物空间数值孔径；Float By Stop Size--根据孔径光阑的大小变化； Paraxial Working F/#--无限远或有限远物距时，象空间的近轴工作F数；Object Cone Angle—有限物距时，物空间边缘光线与光轴的夹角
+y +z
中国科学院长春光学精密机械与物理研究所 Cioபைடு நூலகம்p.CAS
球透镜的例子
在ZEMAX中输入一个直径5mm的球透镜，玻璃材料K9，Layout如下：
需要设定孔径类型、透镜长度单位、视场类型、使用的波长需要在Lens Data Editor中插入表面，根据符号规则输入适当的参数使用M-solve找到近轴焦平面
中国科学院长春光学精密机械与物理研究所 Ciomp.CAS
Wav
ZEMAX最多允许定义12个波长，必须指定参考波长，可以根据不同波长的重要性，设定不同的权重。波长的单位为微米。 Select-〉功能可以选择多种默认的波长
中国科学院长春光学精密机械与物理研究所 Ciomp.CAS
Lens Data Editor
中国科学院长春光学精密机械与物理研究所 Ciomp.CAS
容易混淆的概念：Image Space F/#；Paraxial Working F/#; Working F/#
Paraxial Working F/#： Working F/#：

Python在天文学研究中的应用

Python在天文学研究中的应用Python是一种高级编程语言，因其简单易学、可扩展性和强大的功能而在各个领域得到广泛应用。

在天文学研究中，Python也扮演着重要的角色。

本文将介绍Python在天文学研究中的应用及其优势。

一、数据处理和分析在天文学研究中，数据处理和分析是不可或缺的环节。

Python提供了许多优秀的数据处理和分析库，如NumPy、SciPy和Pandas等，它们能够高效地进行数值计算、统计分析和数据可视化。

天文学家可以利用这些库处理天体观测数据、模拟数据以及其他相关数据，进而从中提取出有价值的信息。

二、天文图像处理天文学研究中大量涉及到天体图像的获取与处理。

Python中的Astropy库为天文学家提供了丰富的图像处理功能，例如天体图像的校准、背景处理、图像重建等。

此外，Matplotlib库可以用于绘制各种类型的图像，如星图、光谱图和天体影像等，为天文学家提供了丰富的可视化手段。

三、模拟和建模天文学研究常常需要进行天体模拟和建模，以深入理解宇宙中的现象。

Python中的Astropy库提供了一系列方便易用的工具，如坐标转换、天体轨道计算和星际介质模拟等，使得天文学家可以方便地进行天体模拟和建模工作。

此外，Python语言本身的简单易学和丰富的库资源也使得天文学家能够快速实现复杂的数值计算和模拟算法。

四、天文观测天文观测是天文学研究的基础，而Python为天文观测提供了许多实用的工具和库。

例如，Python中的Astronomer's Telegram库可以帮助天文学家及时获取天文观测的最新消息和数据。

此外，Python还提供了一些用于天文观测数据处理的库，如LIGO库，用于引力波数据分析，以及PyEphem库，用于计算天体位置与运动。

五、科学合作与教育Python作为一种通用的编程语言，被广泛用于科学合作和教育。

在天文学研究中，Python为天文学家提供了交流和合作的平台。

引力波探测技术与观测成果分析

引力波探测技术与观测成果分析引力波是由爱因斯坦的广义相对论预测并于2015年首次被LIGO实验组成功探测到的一种天文现象。

引力波的探测为天文学研究开辟了新的视野，同时也为科学界提供了对宇宙的更深入理解。

本文将对引力波探测技术及其观测成果进行分析。

首先，我们来了解引力波探测的技术原理。

引力波是由质量分布不均匀的天体运动所产生的涟漪效应，其传播速度与光速相等，因此无法使用光学望远镜等传统仪器进行直接观测。

目前主要采用的引力波探测技术有激光干涉仪和球面谐波分析仪。

激光干涉仪是一种基于Michelson-Morley干涉仪的原理进行引力波探测的技术。

该仪器利用强大的激光束将一个探测器分成两条垂直的光路，并通过两个光路的干涉效应来测量引力波对空间的扭曲。

当引力波通过时，它会引起两条光路的光程差发生变化，从而产生干涉图案的变化。

通过对干涉图案的解析，可以得到引力波的性质，如振幅、频率和波形等。

另一种主要的引力波探测技术是球面谐波分析仪（Spherical Harmonic Analysis Instrument，简称SPHINX）。

这种方法基于引力波通过球对称谐波分析的原理，球面谐波分析仪利用球对称性来分析引力波信号，然后重构出天体的运动轨迹和能量释放等信息。

这种方法相比激光干涉仪更适用于天体引力波的研究，能够提供更多关于天体运动的细节。

引力波探测技术的实现离不开先进的设备和技术支撑。

例如，激光干涉仪需要稳定的高功率激光器、高精度的光学元件和精密的控制系统等。

这些设备的研发和优化为引力波探测提供了关键的技术支持。

另外，数据处理和分析也是引力波探测的重要环节。

海量的原始信号数据需要经过降噪、滤波和传递函数校准等处理步骤，才能得到准确的引力波信号。

通过引力波探测技术，科学家们获得了许多重要的观测成果，这些成果极大地推动了天文学和物理学领域的发展。

首先，人类首次观测到了引力波，这进一步验证了爱因斯坦的广义相对论理论。

物理光学课程设计-ZEMAX软件设计望远镜并校正像差

选择设计题目为：设计一放大率8Γ=倍的望远镜，物镜视场角24ω=，出瞳直径4D mm '=，目镜焦距225f mm '=，出瞳距离15mm ，目镜焦截距4mm ，入瞳与物镜重合。

（注：望远镜设计中物镜和目镜可以分开设计，独自校正像差）一、设计思路以及一些计算过程：有题目要求，选择双胶合望远物镜会比较适合。

相对孔径小于五分之一，由公式以及光学设计手册选择物镜的焦距为200mm ，入瞳直径为40mm ，初始结构采用：rd 玻璃 153.16 1.5163，64.1 -112.934 1.6475，33.9 -361.68/1.5163,64.1 /二、软件使用过程：1.透镜结构参数，视场、孔径等光学特性参数：初始结构表：优化情况：System/Prescription DataGENERAL LENS DATA:Surfaces : 7Stop : 1System Aperture : Entrance Pupil Diameter = 40Glass Catalogs : SCHOTTRay Aiming : OffApodization : Uniform, factor = 0.00000E+000Effective Focal Length : 320 (in air at system temperature and pressure)Effective Focal Length : 320 (in image space)Back Focal Length : 310.63Total Track : 775.2221Image Space F/# : 8Paraxial Working F/# : 8Working F/# : 8.002776Image Space NA : 0.06237829Object Space NA : 2e-009Stop Radius : 20Paraxial Image Height : 11.17465Paraxial Magnification : 0Entrance Pupil Diameter : 40Entrance Pupil Position : 0Exit Pupil Diameter : 102.5804Exit Pupil Position : 820.7951Field Type : Angle in degrees Maximum Field : 2Primary Wave : 0.5875618Lens Units : MillimetersAngular Magnification : -0.3899379Fields : 3Field Type: Angle in degrees# X-Value Y-Value Weight1 0.000000 0.000000 1.0000002 0.000000 1.414000 1.0000003 0.000000 2.000000 1.000000Vignetting Factors# VDX VDY VCX VCY VAN1 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.0000002 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.0000003 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000 0.000000Wavelengths : 3Units: ｵm# Value Weight1 0.486133 1.0000002 0.587562 1.0000003 0.656273 1.000000EDGE THICKNESS DATA:Surf EdgeSTO 439.9418312 11.4721633 11.6235514 312.1845555 0.0000006 0.000000IMA 0.000000INDEX OF REFRACTION DATA:Surf Glass Temp Pres 0.486133 0.5875620.6562730 20.00 1.00 1.00000000 1.000000001.000000001 20.00 1.00 1.00000000 1.000000001.000000002 SSK4A 20.00 1.00 1.62546752 1.617649751.614266423 LAF9 20.00 1.00 1.81494560 1.795040281.786944504 20.00 1.00 1.00000000 1.000000001.000000005 20.00 1.00 1.00000000 1.000000001.000000006 20.00 1.00 1.00000000 1.000000001.000000007 20.00 1.00 1.00000000 1.000000001.00000000THERMAL COEFFICIENT OF EXPANSION DATA:Surf Glass TCE *10E-60 0.000000001 0.000000002 SSK4A 6.100000003 LAF9 7.200000004 0.000000005 0.000000006 0.000000007 0.00000000F/# DATA:F/# calculations consider vignetting factors and ignore surface apertures.Wavelength: 0.486133 0.5875620.656273# Field Tan Sag Tan Sag Tan Sag1 0.0000 deg: 8.0042 8.0042 8.0028 8.0028 8.0075 8.00752 1.4140 deg: 7.9964 8.0019 7.9936 8.0001 7.9978 8.00473 2.0000 deg: 7.9889 7.9997 7.9847 7.9974 7.9884 8.0018CARDINAL POINTS:Object space positions are measured with respect to surface 1.Image space positions are measured with respect to the image surface.The index in both the object space and image space is considered.Object Space Image SpaceW = 0.486133Focal Length : -319.976306 319.976306Focal Planes : 124.738587 0.170547Principal Planes : 444.714892 -319.805758Anti-Principal Planes : -195.237719 320.146853Nodal Planes : 444.714892 -319.805758Anti-Nodal Planes : -195.237719 320.146853W = 0.587562 (Primary)Focal Length : -320.000000 320.000000Focal Planes : 124.780118 0.151516Principal Planes : 444.780118 -319.848484Anti-Principal Planes : -195.219882 320.151516Nodal Planes : 444.780118 -319.848484Anti-Nodal Planes : -195.219882 320.151516W = 0.656273Focal Length : -320.220323 320.220323Focal Planes : 124.586499 0.352767Principal Planes : 444.806822 -319.867556Anti-Principal Planes : -195.633824 320.573090Nodal Planes : 444.806822 -319.867556Anti-Nodal Planes : -195.633824 320.5730902.像差指标数据：球差数据分析图:三、学习心得这次的光学设计要结束了，在这里我首先得思过一下，这次的课设可真的是糊里糊涂就过去了。

基于强化学习的空间引力波探测望远镜系统外杂光抑制研究

基于强化学习的空间引力波探测望远镜系统外杂光抑制研究张梓扬;常军;黄一帆;陈钦芳;吴郁楠
【期刊名称】《光电工程》
【年(卷),期】2024(51)2
【摘要】引力波望远镜其收集的空间目标光信号能量远小于杂散光能量,为了保证引力波望远镜的正常工作,需要保证较好的杂光抑制效果。

又由于散射光线的不确定性,光机系统本身的复杂性,杂光抑制方案的确定往往需要复杂的数学公式计算以及丰富的经验与充足时间进行仿真迭代。

本文提出了一种基于强化学习的杂光抑制策略,针对空间引力波探测望远镜系统中的环境杂光问题,采用蒙特卡洛光线追迹方法进行分析和处理。

通过制定有效的杂光抑制措施,实现了对该系统中杂光的有效控制。

仿真结果验证了该方法在空间引力波探测望远镜系统中杂光抑制方面的优异性能,展示了其具有良好杂光抑制效果的潜力。

这一研究为解决空间引力波探测和其他高精度光学系统中的杂光问题提供了一种高效、灵活的新方法,具有广泛的应用潜力。

【总页数】10页(P70-79)
【作者】张梓扬;常军;黄一帆;陈钦芳;吴郁楠
【作者单位】北京理工大学光电学院;中国科学院西安光学精密机械研究所
【正文语种】中文
【中图分类】O439
【相关文献】
1.空间引力波探测望远镜系统技术初步分析
2.空间引力波探测望远镜光学系统设计
3.空间引力波探测前向杂散光测量和抑制
4.空间引力波探测望远镜研究进展
5.基于离轴四反的空间引力波探测激光发射望远镜设计
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引力波源的天文观测与研究报告

引力波源的天文观测与研究报告引力波是由爱因斯坦广义相对论预言的一种天体物理现象，是时空弯曲产生的振动，类似于水波的形式，可以传播到宇宙各个角落。

2015年，LIGO科学合作组织首次成功探测到引力波，这一事件掀起了引力波的研究热潮。

本文将就引力波源的天文观测与研究进行详细探讨。

引力波源可以分为两类：一类是由于超大质量天体产生的引力波源，如恒星质量黑洞的并合，中子星融合等；另一类是由于早期宇宙大爆炸产生的引力波源，如宇宙背景引力波。

目前，天文学家主要关注的是前一类引力波源的探测。

天文观测中，目前主要采用的方法是通过激光干涉测量技术探测引力波。

在LIGO项目中，利用两个相互垂直的激光干涉仪，通过测量光程差的变化来间接探测引力波。

当引力波通过地球时，它会引起空间的收缩和拉伸，从而改变激光光束在干涉仪的传播时间，通过对这种变化的测量，可以确定引力波的来源和性质。

在探测引力波源方面，天文学家开展了一系列的研究和观测。

例如，利用引力波探测仪器，他们成功地观测到了多次恒星质量黑洞的并合事件。

这些黑洞并合事件爆发时释放出强大的引力波能量，探测到这些信号不仅证实了爱因斯坦广义相对论的正确性，也为研究恒星演化和黑洞物理提供了重要的线索。

此外，天文学家还在研究中发现了中子星并合事件。

中子星是一种极密度的致密天体，当两颗中子星碰撞并合时，会产生巨大的引力波信号。

事实上，2017年，LIGO合作组织第一次成功探测到了中子星并合的引力波信号，并在整个天文学界引发了轰动。

这次观测不仅证实了中子星并合理论，还为研究中子星物理和宇宙起源提供了宝贵的信息。

在未来的引力波观测研究中，科学家们希望能够探测到更多的引力波源，并获得更详细的数据。

为此，一方面，他们计划进一步完善和扩大现有的引力波探测设备，如升级LIGO的灵敏度；另一方面，也在积极筹建新的引力波探测设备，如欧洲空间局计划的LISA项目，即用于太阳系外引力波探测的空间探测器阵列。

空间引力波探测望远镜多自由度形变测量方法解耦研究与噪声分析

空间引力波探测望远镜多自由度形变测量方法解耦研究与噪声
分析
罗健;宋婕;房思俊;孔繁乐;闫勇
【期刊名称】《光电工程》
【年(卷),期】2024(51)2
【摘要】空间引力波探测望远镜是引力波探测卫星的核心载荷之一,它同时对传输光束进行扩束和缩束。

光程稳定性是望远镜的核心指标之一,其与望远镜结构稳定性密切相关。

为了满足引力波探测任务对望远镜提出的超高光程稳定性和结构稳定性要求,必须对望远镜结构形变测量进行研究。

本文开展了对空间引力波探测望远镜多自由度形变测量的研究,重点解决多自由度测量的耦合问题,并对误差来源进行详细分析。

在空间引力波探测望远镜的研制阶段,该测量方法的研究有望满足望远镜多自由度形变测量的需求,为望远镜设计提供多自由度形变的数据反馈,为望远镜光程稳定性研究提供指导。

【总页数】14页(P81-94)
【作者】罗健;宋婕;房思俊;孔繁乐;闫勇
【作者单位】“天琴计划”教育部重点实验室&物理与天文学院(珠海校区)
【正文语种】中文
【中图分类】O439
【相关文献】
1.空间引力波探测望远镜初步设计与分析
2.空间引力波探测望远镜系统技术初步分析
3.图解空间望远镜发展史宇宙线空间探测器/引力波空间探测器
4.空间引力波探测望远镜研究进展
5.空间引力波探测星载望远镜专题导读
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基于ZEMAX软件设计望远镜系统

特色与创新
特色与创新点：采用ZEMAX光学设计软件实现折射式
望远镜的成像；采用了整体分析到局部设计的方法，高效，高质量的完成了此次项目；设计过程中也有许多创新点，如采用我们自己编制的优化函数，使结果更为准确等。
总结与展望:
本次项目任务是应用光学设计软件ZEMAX设计出望远物镜和望远目镜，对整个望远系统（开普勒式）进行有关的光学特性与成像分析，加强对折射式望远镜光学原理的理解。我们的设计成果满足指标，成像质量良好，达到了预期效果。
在日常生活中，望远镜主要指光学望远镜。一般地，普通望远镜以构造来分类，可分为折射望远镜、反射望远镜及折反射望远镜三大类。本次项目设计的是折射望远镜中的开普勒型望远镜。除此之外，望远镜也可按照其探测对象的不同来分类，可分为射电望远镜、空间望远镜、双子望远镜、红外望远镜、太阳望远镜等等。

我们的研究思想：
整体分析局部设计
基于ZEMAX软件的望远镜系统设计
光学知识及望远镜工作原理学习
ZEMAX软件使用方法学
习
设定望远镜系统设计指标
望远镜物镜的设计和优
化
望远镜目镜的设计和优化
物镜和目镜的组合

设计目标
视放大率Г=10 物镜焦距f’物=250mm 物镜入瞳直径D=40mm 目镜焦距f’目=25mm 目镜视场角2ω’=40° 目镜出瞳直径D’=4mm 根据公式 1/F数=D’/f’目可算出F数=6.25。物镜系统的像差为：球差<0.1mm，轴向色差<0.1mm。目镜系统的像差为：像散=0mm，垂轴色差=0mm，彗差 =0。
关于我们设计的这个系统，还有可以优化拓展的地方，例
如，开普勒式望远镜成的是倒像，我们可以通过加一个棱镜

引力波探测技术的实现过程与应用前景

引力波探测技术的实现过程与应用前景引力波是由于质量或引力系统运动而产生的地震波，是爱因斯坦广义相对论预言的重要物理现象。

它在一个世纪以前被预测，但直到2015年才被实验室探测到，这是关于宇宙秘密的最重要的物理发现之一。

引力波的探测不仅需要超过百年的物理理论发展，也涉及到先进的光学、信息和激光技术等多个领域。

本文将介绍引力波探测的技术原理、检测方法以及现代物理领域对引力波探测技术的应用前景。

技术原理与检测方法引力波是通过使用激光干涉仪（Laser Interferometer）探测的。

激光干涉仪是一个在实验室中被广泛使用的实验设备，用来检测空间物体的微小变化。

引力波在物质上产生的效应非常微小，需要非常高灵敏度的仪器来探测。

因此，使用激光干涉仪可以扩大引力波探测的能力。

激光干涉仪是由两个L形装置组成的。

每个装置均由两个光学反射镜和一束激光束组成。

一旦一个引力波通过时，它会在空间时间上扰动引起线路的微小伸缩。

被扰动的光束长度将略有变化，从而在两个激光干涉仪的激光干涉中心处产生相位差。

直到2022年左右，机械式低温探测器LISA将被发射到太阳系的黑色空间中，使用拦截的精神自己的引力场进行观察。

更进一步，响应时长相当于数月，之后将为如三体问题中上述太阳系不属于惯常星系的类似性质的细部分析，探索我们宇宙的演化。

应用前景引力波的发现打开了基于引力理论的新领域，因此有很多应用前景。

一些最为实际的应用是基于引力波测量系统来探测地震、火山喷发等，这可以为生命救助工作者提供最新的数据来减轻自然灾害造成的破坏。

此外，天文学家对引力波的研究可以探索宇宙中的神秘黑洞，还有其他引力测量，例如“调制引力干涉仪（MODI）”可以用于流体物理学和实验初步地析出了QCD$\LambdaCDM$。

此外，引力波技术也在医学和生物学领域得到应用，其灵敏度足以探测人类心跳等微生物问题。

引力波探测技术的改进及应用研究

引力波探测技术的改进及应用研究引力波是由于宇宙中的超大质量物体（如黑洞和中子星）运动而产生的涟漪，它们以光速传播，带来了丰富的宇宙信息。

然而，由于引力波的微弱信号和极高的传输速度，对其探测和观测一直是一个巨大的挑战。

近年来，科学家们不断改进引力波探测技术，以期能够捕捉更多引力波信号，为现代宇宙学研究提供更准确的数据。

首先，改进引力波探测技术需要解决的关键问题是提高探测设备的灵敏度。

目前，最常用的引力波探测设备是激光干涉引力波探测器。

这种设备的原理是利用激光光束在两个相互垂直的光路中传播，通过反射镜的位移来检测引力波信号。

为了提高灵敏度，科学家们致力于降低探测器的噪声水平。

首先，他们使用高功率激光源，以增加光束的强度。

其次，他们增加了光路的长度，从而增大了引力波信号对反射镜位移的影响，提高了灵敏度。

此外，还有改进探测器的温度控制系统，降低热噪声的影响。

除了提高灵敏度，科学家们还致力于完善引力波的数据分析和信号处理算法。

由于引力波信号的特殊性，其信号通常呈现为时变的、非线性的和非高斯分布的特点，因此对其进行分析和处理是一项具有挑战性的任务。

为了充分利用引力波信号中所包含的信息，研究人员开发了一系列高效的信号处理方法。

例如，他们使用小波变换来分离引力波信号，并通过时频分析方法来研究信号的时变特性。

此外，他们还开发了一些机器学习算法，用于自动识别和分类引力波信号。

引力波探测技术的不断改进为宇宙学研究提供了更多机会和可能性。

引力波探测器不仅可以用于探索宇宙中的黑洞和中子星等奇特天体，还可以帮助科学家们解开宇宙膨胀的谜团。

例如，通过测量引力波信号的频率和振幅，科学家们可以研究宇宙的起源和演化过程。

此外，引力波探测器还可以用于研究宇宙中的暗物质和暗能量，进一步揭示宇宙的本质。

引力波技术的改进不仅在科学研究中具有重要意义，还有广泛的应用前景。

例如，在地震预警中，引力波探测器可以捕捉到地震发生前的微弱引力波信号，提供更早的预警时间。

引力波探测与研究

引力波探测与研究引力波是由爱因斯坦广义相对论预言的一种物理现象，它是一种传播于时空中的扰动，类似于水波在水面上的传播。

引力波的探测和研究对于理解宇宙的演化、黑洞的形成以及宇宙起源等重要问题具有重要意义。

本文将介绍引力波的基本概念、探测方法以及最新的研究进展。

引力波的基本概念引力波是由质量分布不均匀或加速运动的物体产生的，它们通过时空中的扰动以光速传播。

引力波具有以下几个基本特征： 1. 引力波是一种纵波，即其振动方向与传播方向垂直。

2. 引力波传播时会导致空间的膨胀和收缩，这种效应被称为引力波的时空弯曲。

3. 引力波的振幅随着距离的增加而减小，但其能量保持不变。

引力波的探测方法为了探测引力波，科学家们设计了一系列精密的实验装置。

目前主要的引力波探测方法包括： 1. 激光干涉引力波探测器：该方法利用激光的干涉原理来探测引力波。

通过将激光束分成两束并沿不同路径传播，然后再将其重新合并，当引力波经过时，会导致两束激光的相对相位发生变化，从而可以探测到引力波的存在。

2. 超导量子干涉引力波探测器：该方法利用超导材料的特性来探测引力波。

超导材料在低温下具有零电阻和完全反射的特性，可以用来制造高灵敏度的量子干涉仪。

当引力波经过时，会导致超导材料中的电流发生变化，从而可以探测到引力波的存在。

3. 脉冲星计时阵列：该方法利用脉冲星的规律脉冲信号来探测引力波。

脉冲星是一种自转速度非常快且极其稳定的天体，当引力波经过时，会导致脉冲星的到达时间发生微小变化，通过对多颗脉冲星的观测和计时，可以探测到引力波的存在。

引力波的研究进展引力波的探测和研究是一个具有挑战性的任务，但近年来取得了一系列重要的突破。

以下是一些引力波研究领域的最新进展： 1.2015年，LIGO实验室首次成功探测到引力波。

这一发现被认为是科学界的重大突破，也为引力波研究开辟了新的篇章。

2. 2017年，LIGO和Virgo实验室再次合作，成功探测到两个中子星合并产生的引力波。

上海天马望远镜光程差的计算方法研究

222
天文学报
57 卷
副面入射点的反射光线向量、主面入射点、主面入射点的法线向量、主面入射点的反射光线向量、馈源发射光线与光轴的夹角、副面反射光线的延长线与光轴的夹角以及副面反射光线的延长线与光轴的交点(由于T M 为赋形卡塞格伦天线，不同的副面反射光线的延长线与光轴的交点位置不同) . = 0为主面方程， Fs - 2S = 0为副面方程.根据反射定律及空间几何关系，有如下公式(2)成立： S { = (P s - F ) ,
N
2.2
C ⑴二
n=l
⑴ ，
(3)
其中⑴为破出样条曲线的基函数，由d e B o o r - C o x 递推定义得出： | 1
N 〇 = {
U
^ ti+l
+ , ⑷
|^〇 t <U or t > ti^-i ⑴ + - h ±b
Ni,k (t ) =
—
^ Ni+l k_ l ⑴ ，
(5)
称区间为 ⑷ 的支撑区间 . 在曲线方程中，n + 1个离散点需使用 n + 1个 A : 阶B 样条基函数 . 选取 = 3 , 并计算B 样条曲线的基函数以及支撑区间，最后得到表示面型的N U R B S . 基于N U R B S 拟合的主面和畐ij面误差的R M S 为10一12 m m , 拟合面与设计面几乎完全一致.
表 1 基于标准卡塞格伦天线的鲁兹光程差公式 T ab le 1 T h e R u z e o p tic a l p a th d iffe ren c e fo rm u la b a se d o n th e s ta n d a r d C a sse g ra in a n te n n a