eng
Выпуск #3/2015
М. Абдулкадыров, А. Семенов
Современные способы изготовления астрономических и космических зеркал
Современные способы изготовления астрономических и космических зеркал
Просмотры: 9069
Описана технология изготовления астрономических и космических зеркал из Астроситалла СО-115М, включая его свойства и стабильность данных свойств с течением времени, приведены результаты долгосрочных испытаний материала. Описаны компьютерно-управляемые методы обработки и контроля крупногабаритной оптики на примерах изготовления зеркал для крупных международных астрономических проектов.
С
овременные высокоразрешающие оптико-электронные системы наземного, воздушного и космического базирования используют различную линзовую и зеркальную оптику. Линзовая оптика имеет ограничения по диаметру примерно до 1 метра, поскольку собственные деформации линз приводят к значительным искажениям изображения, а разгрузить их не представляется возможным. Поэтому для объективов большего диаметра используются зеркала, формой поверхности которых можно управлять с тыльной поверхности для создания отраженного пучка дифракционного качества.
В настоящее время габариты сплошных зеркал дошли до 8 метров, созданы телескопы с составными зеркалами до 11 метров и проектируются сверхбольшие телескопы с зеркалами диаметром до 40 метров. С развитием технологии изготовления и контроля зеркал рождаются все более сложные проекты, которые требуют решения еще более амбициозных задач. Уже изготовлены монолитные тонкие и облегченные зеркала диаметром до 4–8 м с апертурой 1:1 и меньше (апертура – отношение фокусного расстояния зеркала к диаметру), соответственно, высокоасферичные зеркала (отклонение от сферы достигает нескольких миллиметров), сверхтонкие зеркала (отношение толщины зеркала к диаметру 1:50–1:100), облегченные (облегчение до 90%), зеркала с внеосевой асферической поверхностью и с некруглым внешним периметром, наиболее сложные в производстве и контроле, где в полной мере проявляются все технологические достижения оптиков телескопостроителей. Требуемая точность отклонений асферических поверхностей от заданной формы достигает 10–20 нм по среднеквадратичному отклонению (СКО, RMS). Кроме того, данное качество поверхности должно сохраняться в течение срока эксплуатации зеркала, доходящего до 50 лет. Изготовить все это "оптическое" многообразие стало возможным благодаря созданию соответствующих технологий обработки и развитию средств контроля на всех этапах производства. Особое место в этом процессе занимает изготовление астрономических и космических зеркал, поскольку именно с ними можно построить самые крупногабаритные оптические системы и осуществлять глобальный мониторинг Земли и околоземного пространства, заглядывать в далекие уголки нашей Солнечной системы и в многомиллиардное прошлое нашей Вселенной.
Остановимся более подробно на процессе изготовления астрономического зеркала. Он начинается с выбора материала. В настоящее время для таких зеркал используются стеклокерамические материалы, обладающие низким коэффициентом теплового расширения – Астроситалл, Zerodur, ULE (многочисленные наземные телескопы с зеркалами до 11 м, и космические с зеркалом до 2.4 м), бериллий – легкий и очень прочный (например, составное зеркало телескопа James Webb Space Telescope – орбитальной инфракрасной обсерватории с зеркалом диаметром 6,5 м, которая предположительно заменит космический телескоп "Хаббл"), различные металлические сплавы, модификации карбида кремния (телескоп "Гершель", Herschel Space Observatory, с зеркалом диаметром 3,5 м и телескоп Gaia – Global Astrometric Interferometer for Astrophysics с зеркалами до 1,5 м). В конечном итоге выбор материала зависит от целей и задач, которые будут решаться с данным наземным или космическим телескопом, в каком оптическом диапазоне работает телескоп, каковы требования к его массогабаритным и деформационным характеристикам оптического прибора, температурному режиму, стойкости к радиационному воздействию, к динамическим характеристикам и т. д. Физические характеристики ряда материалов, используемых для производства зеркал, представлены в табл.1.
В ОАО ЛЗОС уже много лет ведутся работы по изготовлению облегченных и тонких зеркал различной конфигурации диаметром до 4000 мм из Астроситалла, который наиболее часто используется для изготовления зеркал, хотя в последнее время выполняются работы и по изготовлению зеркал из карбида кремния. Астроситалл обладает высокими прочностными характеристиками и малым коэффициентом теплового линейного расширения (КТЛР), на порядок ниже, чем у других материалов (табл.1), в чем его основное достоинство. Для Астроситалла СО-115М установлены: коэффициент теплового линейного расширения α = 0 ± 1,5 · 10–7 К–1, предел прочности 78 МПа, модуль упругости 92 ГПа. На полированной поверхности данного материала можно достичь шероховатости со среднеквадратическим отклонением (СКО, RMS) < 1 нм. Благодаря таким уникальным характеристикам он много лет с успехом используется для изготовления наземных и космических зеркал.
Астроситалл имеет высокую размерную стабильность, т. е. сохранение с заданной точностью рабочей формы поверхности с течением времени в процессе эксплуатации в различных климатических условиях, которая проверена в течение нескольких десятилетий изготовления и эксплуатации оптических приборов [1].
Размерная стабильность пяти сортов стеклокерамики с низким КТЛР, использующихся в производстве астрономических и космических зеркал, измерялась в диапазоне от –40 °C до 90 °C и представлена в статье D. B. Hall [2]. Были протестированы материалы Zerodur, Zerodur M, Aстроситалл, Clearceram 55, Clearceram 63.
Детальное сравнение трех различных марок Астроситалла, двух различных марок Zerodur и одной марки Zerodur M показало, что в диапазоне температур от –40 до 90 °C размерная стабильность и характеристики однородности у двух марок Астроситалла несколько лучше, чем у двух остальных материалов. Результаты выявляют небольшое преимущество Астроситалла особенно с точки зрения пониженной изотермальной деформируемости в диапазоне от –40 °C до 90 °C. Изотермальная деформируемость, наблюдаемая при всех температурах, наиболее выражена при пониженных температурах.
Современные требования по КТЛР например для заготовок сверхбольших телескопов TMT (Thirty Meter Telescope) и E-ELT (European Extremely Large Telescope) с составными зеркалами диаметром 30 и 39 м, устанавливают абсолютное значение КТЛР всех заготовок по всем измеренным образцам ≤100 · 10–9K–1, а среднее значение КТЛР заготовок при эксплуатационной температуре (–10–20 °C) должно быть порядка 0 ± 50 · 10–9K–1.
Для проведения исследований на изменение КТЛР с течением времени ускоренным испытаниям подвергались 20 образцов для измерения КТЛР (40 циклов, соответствующие 40 годам), а для определения изменений формы поверхности в процессе эксплуатации использовались заготовки диаметром 500 и 450 мм и толщиной, соответственно, 70 и 55 мм с полированной поверхностью (RMS < 20 нм), и для них определялась форма отраженного волнового фронта и механические параметры. По результатам проведенных испытаний были получены следующие данные:
КТЛР меняется в пределах ±1 · 10–8 °C–1 (рис.1), погрешность измерений 5 · 10–9 °C–1, видна общая тенденция сохранения КТЛР, на рис.2 представлен график среднего значения КТЛР по образцам верхнего и нижнего слоя и виден градиент КТЛР в пределах 5 · 10–9 на толщине заготовки в 250 мм;
форма оптической поверхности не изменяется в пределах погрешности измерений RMS < 6 нм.
С целью проверки упругих свойств материала Астроситалл СО-115М проводились испытания при деформациях с натяжениями в диапазоне от –10 МПа до +10 МПа и при воздействии температуры в диапазоне от –40 ˚C до +105 ˚С.
Для этого выполнялись операции по деформации образца диаметром 350 мм и толщиной 10 мм поочередно с рабочей и с тыльной поверхности. В результате расчетов проведенным методом конечных элементов с использованием ПО ANSYS было установлено, что натяжения ±10 МПа возникают в материале объекта испытаний в результате приложения в центр силы равной, 333 Н при закреплении в двух противоположных крайних точках. Результаты деформационных испытаний приведены на рис.3а. На графике показаны отклонения формы поверхности от начального значения (DRMS = RMSi – RMS0, где RMSi – текущее значение среднеквадратичного отклонения, RMS0 – исходное среднеквадратичное отклонение) для каждого цикла испытаний. Линии сверху и снизу отражают диапазон допустимых отклонений по современным требованиям.
Испытания с изменением температурного режима проводились в термобарокамере. Охлаждение до –40 °C со скоростью не более 20 °C в час. Образец выдерживался при температуре –40°±2 °C 1 час. Затем температура в камере повышается до 105±2 °C со скоростью не более 20 °C в час. Образец выдерживался при температуре +105 ± 2 °C в течение 1 час. Затем температура в камере понижается до нормальной со скоростью не более 20 °C в час. Такие циклы повторялись несколько раз. По результатам контроля построен график рисунка 3б.
Результаты проведенных испытаний показали, что материал Астроситалл СО-115М при деформациях с натяжениями в диапазоне от –10 МПа до +10 МПа и при воздействии температуры в диапазоне от –40 °C до 105 °С остается упругим и форма поверхности изменяется в пределах 10 нм RMS поверхности (см.рис.3).
Наглядным примером влияния длительных внешних воздействий на астрономические зеркала из Астроситалла являются два облегченных зеркала диаметром 1500 мм, изготовленные в 1992 году (облегчение 55%). Исходное значение ошибки волнового фронта RMS(W) = 0,030λ. После 17 лет хранения первого зеркала его ошибка составила RMS(W) = 0,042λ (декабрь 2009 года). На втором зеркале после 18 лет хранения ошибка составила RMS (W) = 0,044λ (октябрь 2010). Можно считать, что качество формы поверхности за длительный срок практически не изменилось.
Еще пример деформационного воздействия на заготовку из Астроситалла – изготовление внеосевого сегмента зеркала диаметром 1520 мм, и толщиной 50 мм методом упругой деформации. Работа проводилась в рамках эксперимента по изготовлению модели прототипа наиболее удаленного сегмента зеркала телескопа E-ELT. Отклонение данной поверхности от ближайшей сферы составляет 203 мкм. Для быстрой асферизации такого сегмента удобно изогнуть заготовку таким образом, чтобы места съема материала были выпуклыми. Затем поверхность шлифуется полноразмерным инструментом, чтобы получить сферическую поверхность, и наибольший съем материала будет в тех местах, которые приподняты. После снятия деформаций будет получена асферика, которую затем надо довести до требований спецификации программно-управляемым шлифованием малым инструментом. Внутренние эквивалентные напряжения, возникающие при таком изгибе, составляют величину 1,68 МПа в центре. Напряжения вполне допустимые для заготовок из Астроситалла с соответствующими геометрическими параметрами. Деформация заготовки осуществляется регулируемыми по высоте микрометрическими упорами с помощью прижимных механизмов. Толщина подложки выбиралась такой, чтобы ее собственные деформации были малы по сравнению с деформацией рабочей детали. Как видно из сравнительного анализа (рис.4,5), реально полученная форма модели прототипа похожа на теоретически предсказанный результат, что свидетельствует о достаточно надежном поведении материала Астроситалл по сохранению упругости деформации.
Следующий важный этап – выбор модели зеркала: монолитное зеркало, тонкое или облегченное зеркало. Остановимся более подробно на конструкции облегченного зеркала, поскольку здесь возможны различные варианты структуры облегчения, требующие специальных расчетов на прочность.
Облегчение зеркал используется как для наземных оптико-электронных приборов, так и для космических объективов, чтобы снизить вес конструкции. Но в любом случае необходимо учитывать деформации облегченного зеркала, чтобы оно сохранило форму рабочей поверхности в заданных пределах в процессе эксплуатации.
Как правило, зеркала облегчаются с тыльной стороны выборками трапецеидальной или треугольной формы. Наружный и внутренний края зеркала подкреплены ребрами жесткости. Облегчение зеркал может быть более 80% при условии сохранения требуемой жесткости данной конструкции.
После выбора варианта облегчения зеркала проводится оптимизация его геометрических размеров с целью получения максимальной жесткости конструкции при ее минимальной массе. Варьируемыми параметрами являются высота зеркала, толщина подповерхностного слоя до структуры облегчения, количество и толщина ребер. При выборе толщины ребер необходимо учитывать технологические возможности изготовления. Оптимизация размеров проводится при расчете конечно-элементной модели зеркала с использованием пакета конечно-элементного анализа.
Например, для детали диаметром 1900 мм оптимальным по жесткости вариантом является треугольная структура (табл.2). Использование треугольной структуры облегчения при изготовлении – наиболее сложный процесс. По результатам исследований выявлено, что наиболее оптимальным выбором будет зеркало с треугольной структурой с размером ячейки 120 мм, коэффициентом жесткости KW = 1,43 и коэффициентом облегчения 82.7%.
Точность изготовления геометрической структуры достигает величины 20 мкм на диаметре до 4000 мм. Фрезерование заготовок проводится на станках с программным управлением. Пример изготовления заготовки зеркала диаметром 1200 мм с треугольной структурой приведен на рис.6.
Следующий важнейший этап – формообразование рабочей поверхности зеркала. Причем, с совершенствованием технологии формообразования разработчики оптических систем усложняют требования как по сложности изготовления оптики, так и по точности изготовления формы поверхности. В настоящее время отклонения формы поверхности от сферы измеряются в миллиметрах, а не в микронах, как раньше (например, внеосевое зеркало телескопа "Магеллан" диаметром 8 м имеет асферичность около 17 мм). Существенно увеличилась апертура зеркал, что усложнило технологию изготовления. Самые сложные зеркала – это зеркала с внеосевыми асферическими поверхностями и произвольным внешним контуром, которые можно изготовить только с использованием специальных компьютерных программно-управляемых способов, успешно развивающихся в настоящее время.
В ОАО ЛЗОС за последние два десятилетия разработаны компьютерно-управляемые методы обработки крупногабаритной астрономической и космической оптики, которые позволили изготовить зеркала для крупных российских и зарубежных телескопов. Это главное и вторичное зеркала крупнейших в мире обзорных телескопов VST (VLT Survey Telescope, 2,6 м) и VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy, 4 м) [3–8], установленные в обсерватории Паранал в Чили, сеть 17 телескопов LGOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network, США) с диаметром главных зеркал 1 м и вторичных диаметром 345 мм [5,9], телескоп TNT (Thai National telescope, США, Австралия, Таиланд) с главным зеркалом диаметром 2,4 м [9–10], зеркала телескопа DOT ARIES (Devasthal Optical Telescope, DOT, for Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences, ARIES, Бельгия, Индия) с главным зеркалом диаметром 3,7 м [11], зеркала телескопов SALT (Southern African Large Telescope – Большой южноафриканский телескоп) и LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope, Большой многоцелевой спектроскоп для наблюдения обширных районов неба, Китай) [12,13]. Зеркала этих телескопов имеют значительную асферичность и высокую апертуру, что создает существенные трудности не только при обработке зеркал, но и при их контроле. Для успешного изготовления таких оптических элементов необходим контроль процесса производства оптики на всех стадиях обработки, начиная с предварительного шлифования и кончая финишной доводкой.
Для создания управляющей программы обработки рабочей поверхности на стадии шлифования необходима информация о топографии поверхности. Ее можно получить тремя различными способами:
контроль механическим способом с помощью 3-координатной или 6-координатной измерительной машины, например KIM-1400 российского производства, обеспечивающий точность отклонений от требуемой асферической поверхности 2–3 мкм [5];
для деталей любых размеров, выпуклых и вогнутых, но осесимметричных, применим метод контроля формы поверхности трехточечным линейным сферометром, который успешно используется в настоящее время;
для деталей произвольной формы, на стадии шлифования может быть использован ИК-интерферометр [14, 15] в сочетании с зеркальным корректором волнового фронта. Зеркальный корректор для ИК-диапазона (λ = 10,6 мкм) использовался для контроля формы обрабатываемой поверхности при автоматизированной асферизации главных зеркал проектов VST и VISTA [5].
Как на стадии шлифования, так и на стадии полирования, и особенно на этапе финишной доводки зеркала, оно базируется либо на штатной разгрузке, на которой будет использоваться в телескопе, либо на мембранно-пневматической технологической разгрузке. Так, например, зеркало TNT диаметром 2,4 м обрабатывалось на штатной механической разгрузке, а зеркала VST, VISTA [5] на мембранно-пневматической, где мембраны имитировали штатную разгрузку и располагались в тех же позициях, где располагаются штатные разгрузки. При этом выполняются расчеты разгрузки зеркала на штатной и на технологической оправе, определяется карта разности в форме поверхности и обработка и контроль ведутся с учетом этой карты. Следует отметить, что в настоящее время зеркала делают в виде менисков меньшей толщины, чем классическое соотношение между толщиной и диаметром 1:10, 1:8. Так, толщина зеркала VISTA 165 мм при диаметре 4100 мм, т. е. 1:25. Это связано с тем, что зеркала имеют активную систему разгрузки, т. е. управляемую форму поверхности в процессе наблюдений.
Для контроля вогнутых асферических поверхностей на этапе полирования используются линзовые или зеркально-линзовые корректоры волнового фронта [10–11]. Они преобразуют сферический или плоский волновой фронт в асферический, соответствующий контролируемой поверхности. Конструкции корректоров существенно усложнились, поскольку зеркала стали высокоапертурными и высокоасферичными. И параметры линз и расстояния между линзами должны быть выдержаны с микронной точностью. Но в последнее время все более успешно используются корректоры волнового фронта в виде дифракционных оптических элементов или ДОЭ-корректоры (CGH-корректоры-Computer Generated Hologram) c CGH-имитаторами зеркала [10–11, 16–17]. Причем CGH-имитаторы зеркала позволяют проконтролировать и линзовый корректор волнового фронта. Они позволили существенно повысить точность и расширить диапазон функциональных возможностей контроля оптики, особенно внеосевых зеркал, повысить точность юстировки. С усложнением изготавливаемой оптики, особенно крупных и дорогостоящих зеркал, возникла необходимость перекрестного контроля оптической поверхности двумя корректорами различной конструкции, что позволяет избежать ошибок при изготовлении зеркала и получить требуемые значения вершинного радиуса и эксцентриситета рабочей поверхности. При этом выполняются измерения радиуса обрабатываемой поверхности с лазерным трекером, что позволяет получить точность в измерениях радиуса до 0,1–0,3 мм на длине до 15–30 метров. Такие методы контроля позволили получить высокоточные зеркала, которые сейчас успешно функционируют в действующих телескопах.
Совершенствование технологии формообразования в настоящее время идет по ряду направлений. Но наиболее эффективными для крупногабаритной оптики являются три способа: компьютерное управление смоляным или синтетическим полирующим инструментом, ионно-лучевая полировка и магнитореологическая полировка. А для деталей диаметром более двух метров рекомендуется только ионно-лучевая полировка. Все остальные способы ожидают дальнейшего развития.
Для формообразования используются станки с программным управлением серии "АД", "СД", "АПД" [18,19], "КУ168-АДМ".
Основные направления в развитии технологий полирования в последнее время направлены на то, чтобы обработать высокоапертурное и, соответственно, высокоасферичное зеркало или линзу, получив при этом малую мелкоструктурную ошибку, которая определяется среднеквадратичным наклоном отраженных от зеркала лучей (RMS Slope), измеряемым в угловых секундах.
Программный комплекс содержит комплект подпрограмм различного назначения, обеспечивающих проведение автоматизированного технологического процесса, расчет топографии оптической поверхности по результатам интерференционного контроля, расчет съема материала заданным набором полировальников, расчет траектории движения полировальников по детали, расчет корректирующих технологических параметров, оптимизацию процесса формообразования, вывод управляющих программ для компьютерного управления движением полирующего инструмента. В технологическом процессе формообразования малыми инструментами используются полировальники различного диаметра в одном сеансе обработки. Комбинированное использование серии инструментов с сеансами сглаживания локальных ошибок позволяет устранять последовательно ошибки от низкочастотных до высокочастотных.
Для повышения производительности съема на поверхностях с высокой асферичностью используется принудительное сдерживание инструмента от вращения вокруг своей оси, гибкие инструменты определенной жесткости, чтобы профиль съема соответствовал требуемому в меридиональном и сагиттальном сечениях на поверхности детали. В этом случае можно использовать инструмент достаточно большого размера, который притирается к асферическому профилю переменного радиуса на всей поверхности инструмента.
Для съема материала на поверхностях со значительной кривизной используется станок типа АПД-600 с наклоном стола с деталью [19] для обеспечения притира инструмента к рабочей поверхности детали по нормали в вертикальном положении (рис.10). На нем можно обрабатывать детали диаметром до 1000 мм.
Моделирование процесса съема материала с поверхности выполняется таким образом, чтобы материал снимался со всей поверхности пропорционально величинам отклонений профиля от самой глубокой ямы на поверхности. То есть там, где максимальный бугор, там и максимальный съем. Такой способ распределения работы по съему материала с поверхности позволяет получать гладкие оптические поверхности с минимальным RMS Slope, включая и краевые области на детали.
На рис.7, 8 приведены примеры формообразования оптических деталей малыми инструментами с компьютерным управлением. Для юстировки и согласования положения зеркал в пространстве во время контроля используются гексаподы и лазерный трекер (рис.9).
В качестве примера результатов обработки крупногабаритного астрономического зеркала на рис. 11 приведены интерферограммы волнового фронта главного зеркала телескопа VISTA диаметром 4100 мм и асферичностью около 850 мкм: слева с выделением регулярных ошибок, дисторсионного искажения, создаваемого корректором, собственной ошибки корректора волнового фронта, полученная по результатам построения топографической карты поверхности, а справа – реальная интерферограмма на малом количестве полос. На ней видна остаточная расфокусировка и зональная ошибка, эквивалентная остаточной зональной ошибке линзового корректора волнового фронта, которая вычиталась из суммарного волнового фронта.
В ОАО ЛЗОС развиваются и ионно-лучевые методы обработки оптики (ИЛО). Создана вакуумная установка для ИЛО поверхностей крупногабаритных оптических деталей (установка "Луч-2,5", рис.12) для деталей диаметром до 2,5 м. Подобные установки для обработки сегментов составных зеркал созданы во Франции (фирма SAGEM), в США (ITT), они успешно использовались при изготовлении составных главных зеркал телескопов Keck I и Keck II (США), GRANTECAN (Испания) и т. д.,
При контакте полирующего инструмента с поверхностью детали появляются значительные ошибки в краевой зоне при выходе инструмента за край детали, поэтому задаются параметры световой области на рабочей поверхности. Метод ИЛО не имеет данного недостатка и особенно эффективен при обработке составных зеркал телескопов, состоящих, как правило, из шестигранных сегментов, объединенных в единое зеркало, где требуется изготовить всю поверхность с оптическим качеством, включая краевые зоны детали. Технология обработки находится в стадии модернизации и дальнейшего развития.
Для измерений вершинного радиуса оптической поверхности используется лазерный трекер, который позволяет измерять отрезки между корректором волнового фронта и зеркалом с точностью в доли миллиметра, юстировать с высокой точностью положения оптических элементов схемы контроля.
Для оценки степени сложности изготовленных в ОАО ЛЗОС поверхностей воспользуемся графиком (рис.13), приведенным P. Dierickx в 1999 году [20], дополним эту работу данными последнего десятилетия и укажем на графике положение обработанных в ОАО ЛЗОС главных и вторичных зеркал по основным проектам. График показывает степень сложности изготовленного зеркала в зависимости от параметра dy и достигнутого качества обработки RMS(W):
dy = 8 N 3/k,
где N – апертура (аfocal ratio) оптической поверхности, а k – коническая константа. Таким образом, получается, что чем ближе точка на графике находится к началу координат, тем сложнее изготовленная поверхность.
На рис.14 представлен график максимального градиента асферичности в единицах размерности [мкм/мм] для главного (ось абсцисс) и вторичного (ось ординат) зеркал телескопов: треугольники – ряд зарубежных проектов по изготовлению оптики телескопов. Кружками обозначен ряд проектов по изготовлению оптики различных телескопов, выполненных в ОАО ЛЗОС в основном в последнее время. Точки, лежащие на оси абсцисс – не изготавливали вторичное зеркало для данного проекта – только главное зеркало. Как видно из данного графика, комплект оптики телескопа VISTA (3.74; 4.02) по сложности изготовления и по градиенту асферичности существенно превосходит все предыдущие изготовленные главные и вторичные зеркала, что подтверждает успешность разработанной технологии.
Литература
Abdulkadyrov M. A., Ignatov A. N., Patrikeev A. P., Semenov A. P., Sharov Y. A. Astrositall application in astronomical and space optics production. – Proceedings of SPIE, 2012, v. 8450, p. 84502L.
Hall D. B. Dimensional stability tests over time and temperature for several low-expansion glass ceramics. – Applied optics, 1996, v. 35, № 10, p.1673–1678.
Abdulkadyrov M. A., Belousov S. P., Ignatov A. N. et al. Manufacturing of primary mirrors from Sitall CO-115M for European projects TTL, NOA and VST. – Proceedings of SPIE, 2001, v.4451, p.131–137.
Semenov A. P., Abdulkadyrov M. A., Belousov S. P. et al. Manufacturing of secondary mirrors from Sitall CO-115M for European projects TTL, NOA and VST. – Proceedings of SPIE, 2001, v.4451, p.138–144.
Семенов А. П., Абдулкадыров М. А., Белоусов С. П. и др. Технологические особенности изготовления главных зеркал телескопов. – Оптический журнал, 2013, т. 80, № 4, c.8–17.
Semenov A. P., Abdulkadyrov M. A., Patrikeev A. P. et al. M1 and M2 mirror manufacturing for ARIES project: current status. – Proceedings of SPIE, 2010, v.7739, p.773907.
Abdulkadyrov M. A., Patrikeev A. P., Belousov S. P. et al. M1 primary mirror manufacturing for VISTA project. – Proceedings of SPIE, 2008, v.7018, p.701804.
Abdulkadyrov M. A., Patrikeev A. P., Belousov S. P. et al. M2 secondary mirror manufacturing for VISTA project. – Proceedings of SPIE, 2008, v.7018, p.70180B.
Семенов А. П., Абдулкадыров М. А., Патрикеев В. Е. и др. Интерференционные методы контроля формы поверхностей крупногабаритных асферических деталей на основе линзовых и голограммных корректоров волнового фронта. – Оптический журнал, 2013, т. 80, № 4, c. 33–38.
Abdulkadyrov M. A., Belousov S. P., Patrikeev V. E., Semenov A. P. Interference testing methods of large astronomical mirrors base on lenses and CGH wavefront correctors. – Proceedings of SPIE, 2010, v.7739, p.77390P.
Semenov A. P. Accomplished the task of production of the primary and secondary mirrors of Devasthal Optical Telescope under the project ARIES (India, Belgium, Russia): fabrication features. – Proceedings of SPIE, 2012, v. 8450, p. 84504R.
Semenov A. P., Abdulkadyrov M. A., Ignatov A. N. et al. Fabrication of blanks, figuring, polishing and testing of segmented astronomic mirrors for SALT and LAMOST project. – Proceedings of SPIE, 2004, v.5494, p.31–38.
Абдулкадыров М. А., Белоусов С. П., Патрикеев А. П. и др. Изготовление оптических элементов составных зеркал для больших астрономических телескопов. – Оптический журнал, 2013, т. 80, № 4, c. 18–23.
Абдулкадыров М. А., Белоусов С. П., Придня В. В. и др. Оптимизация технологии формообразования и методов контроля выпуклых асферических поверхностей крупногабаритных оптических деталей. – Оптический журнал, 2013, т. 80, № 4, c. 24–32.
Абдулкадыров М. А., Барышников Н. В., Денисов Д. Г. и др. Неравноплечий ИК-интерферометр Тваймана-Грина для контроля формы и качества поверхностей крупногабаритных оптических деталей на стадии шлифования. – Оптический журнал, 2010, т. 77, № 10, c.40–47.
Poleshchuk A. G. Fabrication and application of diffractive optical elements. – Proc. of SPIE, 2010, v.7544, 75443L-1–75443L-12.
Poleshchuk A. G. Computer generated holograms for aspheric optics testing. – Proc. of SPIE, 2009, v.7133, 713333–1–713333–9.
Лямин Ю. Б., Рябинин В. А. Автоматизирование доводочные станки модели АД. – ОМП, 1987, № 7, c.31–33.
Лямин Ю. Б. Автоматизированные станки с компьютерным управлением по 5 координатам для формообразования высокоапертурных поверхностей крупногабаритных зеркал. – Оптический журнал, 2011, т. 78, № 4, c. 21–24.
Dierickx P. Optical fabrication in the large. – Workshop on Extremely Large Telescopes. – Bäckaskog, Sweden, 1999.
овременные высокоразрешающие оптико-электронные системы наземного, воздушного и космического базирования используют различную линзовую и зеркальную оптику. Линзовая оптика имеет ограничения по диаметру примерно до 1 метра, поскольку собственные деформации линз приводят к значительным искажениям изображения, а разгрузить их не представляется возможным. Поэтому для объективов большего диаметра используются зеркала, формой поверхности которых можно управлять с тыльной поверхности для создания отраженного пучка дифракционного качества.
В настоящее время габариты сплошных зеркал дошли до 8 метров, созданы телескопы с составными зеркалами до 11 метров и проектируются сверхбольшие телескопы с зеркалами диаметром до 40 метров. С развитием технологии изготовления и контроля зеркал рождаются все более сложные проекты, которые требуют решения еще более амбициозных задач. Уже изготовлены монолитные тонкие и облегченные зеркала диаметром до 4–8 м с апертурой 1:1 и меньше (апертура – отношение фокусного расстояния зеркала к диаметру), соответственно, высокоасферичные зеркала (отклонение от сферы достигает нескольких миллиметров), сверхтонкие зеркала (отношение толщины зеркала к диаметру 1:50–1:100), облегченные (облегчение до 90%), зеркала с внеосевой асферической поверхностью и с некруглым внешним периметром, наиболее сложные в производстве и контроле, где в полной мере проявляются все технологические достижения оптиков телескопостроителей. Требуемая точность отклонений асферических поверхностей от заданной формы достигает 10–20 нм по среднеквадратичному отклонению (СКО, RMS). Кроме того, данное качество поверхности должно сохраняться в течение срока эксплуатации зеркала, доходящего до 50 лет. Изготовить все это "оптическое" многообразие стало возможным благодаря созданию соответствующих технологий обработки и развитию средств контроля на всех этапах производства. Особое место в этом процессе занимает изготовление астрономических и космических зеркал, поскольку именно с ними можно построить самые крупногабаритные оптические системы и осуществлять глобальный мониторинг Земли и околоземного пространства, заглядывать в далекие уголки нашей Солнечной системы и в многомиллиардное прошлое нашей Вселенной.
Остановимся более подробно на процессе изготовления астрономического зеркала. Он начинается с выбора материала. В настоящее время для таких зеркал используются стеклокерамические материалы, обладающие низким коэффициентом теплового расширения – Астроситалл, Zerodur, ULE (многочисленные наземные телескопы с зеркалами до 11 м, и космические с зеркалом до 2.4 м), бериллий – легкий и очень прочный (например, составное зеркало телескопа James Webb Space Telescope – орбитальной инфракрасной обсерватории с зеркалом диаметром 6,5 м, которая предположительно заменит космический телескоп "Хаббл"), различные металлические сплавы, модификации карбида кремния (телескоп "Гершель", Herschel Space Observatory, с зеркалом диаметром 3,5 м и телескоп Gaia – Global Astrometric Interferometer for Astrophysics с зеркалами до 1,5 м). В конечном итоге выбор материала зависит от целей и задач, которые будут решаться с данным наземным или космическим телескопом, в каком оптическом диапазоне работает телескоп, каковы требования к его массогабаритным и деформационным характеристикам оптического прибора, температурному режиму, стойкости к радиационному воздействию, к динамическим характеристикам и т. д. Физические характеристики ряда материалов, используемых для производства зеркал, представлены в табл.1.
В ОАО ЛЗОС уже много лет ведутся работы по изготовлению облегченных и тонких зеркал различной конфигурации диаметром до 4000 мм из Астроситалла, который наиболее часто используется для изготовления зеркал, хотя в последнее время выполняются работы и по изготовлению зеркал из карбида кремния. Астроситалл обладает высокими прочностными характеристиками и малым коэффициентом теплового линейного расширения (КТЛР), на порядок ниже, чем у других материалов (табл.1), в чем его основное достоинство. Для Астроситалла СО-115М установлены: коэффициент теплового линейного расширения α = 0 ± 1,5 · 10–7 К–1, предел прочности 78 МПа, модуль упругости 92 ГПа. На полированной поверхности данного материала можно достичь шероховатости со среднеквадратическим отклонением (СКО, RMS) < 1 нм. Благодаря таким уникальным характеристикам он много лет с успехом используется для изготовления наземных и космических зеркал.
Астроситалл имеет высокую размерную стабильность, т. е. сохранение с заданной точностью рабочей формы поверхности с течением времени в процессе эксплуатации в различных климатических условиях, которая проверена в течение нескольких десятилетий изготовления и эксплуатации оптических приборов [1].
Размерная стабильность пяти сортов стеклокерамики с низким КТЛР, использующихся в производстве астрономических и космических зеркал, измерялась в диапазоне от –40 °C до 90 °C и представлена в статье D. B. Hall [2]. Были протестированы материалы Zerodur, Zerodur M, Aстроситалл, Clearceram 55, Clearceram 63.
Детальное сравнение трех различных марок Астроситалла, двух различных марок Zerodur и одной марки Zerodur M показало, что в диапазоне температур от –40 до 90 °C размерная стабильность и характеристики однородности у двух марок Астроситалла несколько лучше, чем у двух остальных материалов. Результаты выявляют небольшое преимущество Астроситалла особенно с точки зрения пониженной изотермальной деформируемости в диапазоне от –40 °C до 90 °C. Изотермальная деформируемость, наблюдаемая при всех температурах, наиболее выражена при пониженных температурах.
Современные требования по КТЛР например для заготовок сверхбольших телескопов TMT (Thirty Meter Telescope) и E-ELT (European Extremely Large Telescope) с составными зеркалами диаметром 30 и 39 м, устанавливают абсолютное значение КТЛР всех заготовок по всем измеренным образцам ≤100 · 10–9K–1, а среднее значение КТЛР заготовок при эксплуатационной температуре (–10–20 °C) должно быть порядка 0 ± 50 · 10–9K–1.
Для проведения исследований на изменение КТЛР с течением времени ускоренным испытаниям подвергались 20 образцов для измерения КТЛР (40 циклов, соответствующие 40 годам), а для определения изменений формы поверхности в процессе эксплуатации использовались заготовки диаметром 500 и 450 мм и толщиной, соответственно, 70 и 55 мм с полированной поверхностью (RMS < 20 нм), и для них определялась форма отраженного волнового фронта и механические параметры. По результатам проведенных испытаний были получены следующие данные:
КТЛР меняется в пределах ±1 · 10–8 °C–1 (рис.1), погрешность измерений 5 · 10–9 °C–1, видна общая тенденция сохранения КТЛР, на рис.2 представлен график среднего значения КТЛР по образцам верхнего и нижнего слоя и виден градиент КТЛР в пределах 5 · 10–9 на толщине заготовки в 250 мм;
форма оптической поверхности не изменяется в пределах погрешности измерений RMS < 6 нм.
С целью проверки упругих свойств материала Астроситалл СО-115М проводились испытания при деформациях с натяжениями в диапазоне от –10 МПа до +10 МПа и при воздействии температуры в диапазоне от –40 ˚C до +105 ˚С.
Для этого выполнялись операции по деформации образца диаметром 350 мм и толщиной 10 мм поочередно с рабочей и с тыльной поверхности. В результате расчетов проведенным методом конечных элементов с использованием ПО ANSYS было установлено, что натяжения ±10 МПа возникают в материале объекта испытаний в результате приложения в центр силы равной, 333 Н при закреплении в двух противоположных крайних точках. Результаты деформационных испытаний приведены на рис.3а. На графике показаны отклонения формы поверхности от начального значения (DRMS = RMSi – RMS0, где RMSi – текущее значение среднеквадратичного отклонения, RMS0 – исходное среднеквадратичное отклонение) для каждого цикла испытаний. Линии сверху и снизу отражают диапазон допустимых отклонений по современным требованиям.
Испытания с изменением температурного режима проводились в термобарокамере. Охлаждение до –40 °C со скоростью не более 20 °C в час. Образец выдерживался при температуре –40°±2 °C 1 час. Затем температура в камере повышается до 105±2 °C со скоростью не более 20 °C в час. Образец выдерживался при температуре +105 ± 2 °C в течение 1 час. Затем температура в камере понижается до нормальной со скоростью не более 20 °C в час. Такие циклы повторялись несколько раз. По результатам контроля построен график рисунка 3б.
Результаты проведенных испытаний показали, что материал Астроситалл СО-115М при деформациях с натяжениями в диапазоне от –10 МПа до +10 МПа и при воздействии температуры в диапазоне от –40 °C до 105 °С остается упругим и форма поверхности изменяется в пределах 10 нм RMS поверхности (см.рис.3).
Наглядным примером влияния длительных внешних воздействий на астрономические зеркала из Астроситалла являются два облегченных зеркала диаметром 1500 мм, изготовленные в 1992 году (облегчение 55%). Исходное значение ошибки волнового фронта RMS(W) = 0,030λ. После 17 лет хранения первого зеркала его ошибка составила RMS(W) = 0,042λ (декабрь 2009 года). На втором зеркале после 18 лет хранения ошибка составила RMS (W) = 0,044λ (октябрь 2010). Можно считать, что качество формы поверхности за длительный срок практически не изменилось.
Еще пример деформационного воздействия на заготовку из Астроситалла – изготовление внеосевого сегмента зеркала диаметром 1520 мм, и толщиной 50 мм методом упругой деформации. Работа проводилась в рамках эксперимента по изготовлению модели прототипа наиболее удаленного сегмента зеркала телескопа E-ELT. Отклонение данной поверхности от ближайшей сферы составляет 203 мкм. Для быстрой асферизации такого сегмента удобно изогнуть заготовку таким образом, чтобы места съема материала были выпуклыми. Затем поверхность шлифуется полноразмерным инструментом, чтобы получить сферическую поверхность, и наибольший съем материала будет в тех местах, которые приподняты. После снятия деформаций будет получена асферика, которую затем надо довести до требований спецификации программно-управляемым шлифованием малым инструментом. Внутренние эквивалентные напряжения, возникающие при таком изгибе, составляют величину 1,68 МПа в центре. Напряжения вполне допустимые для заготовок из Астроситалла с соответствующими геометрическими параметрами. Деформация заготовки осуществляется регулируемыми по высоте микрометрическими упорами с помощью прижимных механизмов. Толщина подложки выбиралась такой, чтобы ее собственные деформации были малы по сравнению с деформацией рабочей детали. Как видно из сравнительного анализа (рис.4,5), реально полученная форма модели прототипа похожа на теоретически предсказанный результат, что свидетельствует о достаточно надежном поведении материала Астроситалл по сохранению упругости деформации.
Следующий важный этап – выбор модели зеркала: монолитное зеркало, тонкое или облегченное зеркало. Остановимся более подробно на конструкции облегченного зеркала, поскольку здесь возможны различные варианты структуры облегчения, требующие специальных расчетов на прочность.
Облегчение зеркал используется как для наземных оптико-электронных приборов, так и для космических объективов, чтобы снизить вес конструкции. Но в любом случае необходимо учитывать деформации облегченного зеркала, чтобы оно сохранило форму рабочей поверхности в заданных пределах в процессе эксплуатации.
Как правило, зеркала облегчаются с тыльной стороны выборками трапецеидальной или треугольной формы. Наружный и внутренний края зеркала подкреплены ребрами жесткости. Облегчение зеркал может быть более 80% при условии сохранения требуемой жесткости данной конструкции.
После выбора варианта облегчения зеркала проводится оптимизация его геометрических размеров с целью получения максимальной жесткости конструкции при ее минимальной массе. Варьируемыми параметрами являются высота зеркала, толщина подповерхностного слоя до структуры облегчения, количество и толщина ребер. При выборе толщины ребер необходимо учитывать технологические возможности изготовления. Оптимизация размеров проводится при расчете конечно-элементной модели зеркала с использованием пакета конечно-элементного анализа.
Например, для детали диаметром 1900 мм оптимальным по жесткости вариантом является треугольная структура (табл.2). Использование треугольной структуры облегчения при изготовлении – наиболее сложный процесс. По результатам исследований выявлено, что наиболее оптимальным выбором будет зеркало с треугольной структурой с размером ячейки 120 мм, коэффициентом жесткости KW = 1,43 и коэффициентом облегчения 82.7%.
Точность изготовления геометрической структуры достигает величины 20 мкм на диаметре до 4000 мм. Фрезерование заготовок проводится на станках с программным управлением. Пример изготовления заготовки зеркала диаметром 1200 мм с треугольной структурой приведен на рис.6.
Следующий важнейший этап – формообразование рабочей поверхности зеркала. Причем, с совершенствованием технологии формообразования разработчики оптических систем усложняют требования как по сложности изготовления оптики, так и по точности изготовления формы поверхности. В настоящее время отклонения формы поверхности от сферы измеряются в миллиметрах, а не в микронах, как раньше (например, внеосевое зеркало телескопа "Магеллан" диаметром 8 м имеет асферичность около 17 мм). Существенно увеличилась апертура зеркал, что усложнило технологию изготовления. Самые сложные зеркала – это зеркала с внеосевыми асферическими поверхностями и произвольным внешним контуром, которые можно изготовить только с использованием специальных компьютерных программно-управляемых способов, успешно развивающихся в настоящее время.
В ОАО ЛЗОС за последние два десятилетия разработаны компьютерно-управляемые методы обработки крупногабаритной астрономической и космической оптики, которые позволили изготовить зеркала для крупных российских и зарубежных телескопов. Это главное и вторичное зеркала крупнейших в мире обзорных телескопов VST (VLT Survey Telescope, 2,6 м) и VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy, 4 м) [3–8], установленные в обсерватории Паранал в Чили, сеть 17 телескопов LGOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network, США) с диаметром главных зеркал 1 м и вторичных диаметром 345 мм [5,9], телескоп TNT (Thai National telescope, США, Австралия, Таиланд) с главным зеркалом диаметром 2,4 м [9–10], зеркала телескопа DOT ARIES (Devasthal Optical Telescope, DOT, for Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences, ARIES, Бельгия, Индия) с главным зеркалом диаметром 3,7 м [11], зеркала телескопов SALT (Southern African Large Telescope – Большой южноафриканский телескоп) и LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope, Большой многоцелевой спектроскоп для наблюдения обширных районов неба, Китай) [12,13]. Зеркала этих телескопов имеют значительную асферичность и высокую апертуру, что создает существенные трудности не только при обработке зеркал, но и при их контроле. Для успешного изготовления таких оптических элементов необходим контроль процесса производства оптики на всех стадиях обработки, начиная с предварительного шлифования и кончая финишной доводкой.
Для создания управляющей программы обработки рабочей поверхности на стадии шлифования необходима информация о топографии поверхности. Ее можно получить тремя различными способами:
контроль механическим способом с помощью 3-координатной или 6-координатной измерительной машины, например KIM-1400 российского производства, обеспечивающий точность отклонений от требуемой асферической поверхности 2–3 мкм [5];
для деталей любых размеров, выпуклых и вогнутых, но осесимметричных, применим метод контроля формы поверхности трехточечным линейным сферометром, который успешно используется в настоящее время;
для деталей произвольной формы, на стадии шлифования может быть использован ИК-интерферометр [14, 15] в сочетании с зеркальным корректором волнового фронта. Зеркальный корректор для ИК-диапазона (λ = 10,6 мкм) использовался для контроля формы обрабатываемой поверхности при автоматизированной асферизации главных зеркал проектов VST и VISTA [5].
Как на стадии шлифования, так и на стадии полирования, и особенно на этапе финишной доводки зеркала, оно базируется либо на штатной разгрузке, на которой будет использоваться в телескопе, либо на мембранно-пневматической технологической разгрузке. Так, например, зеркало TNT диаметром 2,4 м обрабатывалось на штатной механической разгрузке, а зеркала VST, VISTA [5] на мембранно-пневматической, где мембраны имитировали штатную разгрузку и располагались в тех же позициях, где располагаются штатные разгрузки. При этом выполняются расчеты разгрузки зеркала на штатной и на технологической оправе, определяется карта разности в форме поверхности и обработка и контроль ведутся с учетом этой карты. Следует отметить, что в настоящее время зеркала делают в виде менисков меньшей толщины, чем классическое соотношение между толщиной и диаметром 1:10, 1:8. Так, толщина зеркала VISTA 165 мм при диаметре 4100 мм, т. е. 1:25. Это связано с тем, что зеркала имеют активную систему разгрузки, т. е. управляемую форму поверхности в процессе наблюдений.
Для контроля вогнутых асферических поверхностей на этапе полирования используются линзовые или зеркально-линзовые корректоры волнового фронта [10–11]. Они преобразуют сферический или плоский волновой фронт в асферический, соответствующий контролируемой поверхности. Конструкции корректоров существенно усложнились, поскольку зеркала стали высокоапертурными и высокоасферичными. И параметры линз и расстояния между линзами должны быть выдержаны с микронной точностью. Но в последнее время все более успешно используются корректоры волнового фронта в виде дифракционных оптических элементов или ДОЭ-корректоры (CGH-корректоры-Computer Generated Hologram) c CGH-имитаторами зеркала [10–11, 16–17]. Причем CGH-имитаторы зеркала позволяют проконтролировать и линзовый корректор волнового фронта. Они позволили существенно повысить точность и расширить диапазон функциональных возможностей контроля оптики, особенно внеосевых зеркал, повысить точность юстировки. С усложнением изготавливаемой оптики, особенно крупных и дорогостоящих зеркал, возникла необходимость перекрестного контроля оптической поверхности двумя корректорами различной конструкции, что позволяет избежать ошибок при изготовлении зеркала и получить требуемые значения вершинного радиуса и эксцентриситета рабочей поверхности. При этом выполняются измерения радиуса обрабатываемой поверхности с лазерным трекером, что позволяет получить точность в измерениях радиуса до 0,1–0,3 мм на длине до 15–30 метров. Такие методы контроля позволили получить высокоточные зеркала, которые сейчас успешно функционируют в действующих телескопах.
Совершенствование технологии формообразования в настоящее время идет по ряду направлений. Но наиболее эффективными для крупногабаритной оптики являются три способа: компьютерное управление смоляным или синтетическим полирующим инструментом, ионно-лучевая полировка и магнитореологическая полировка. А для деталей диаметром более двух метров рекомендуется только ионно-лучевая полировка. Все остальные способы ожидают дальнейшего развития.
Для формообразования используются станки с программным управлением серии "АД", "СД", "АПД" [18,19], "КУ168-АДМ".
Основные направления в развитии технологий полирования в последнее время направлены на то, чтобы обработать высокоапертурное и, соответственно, высокоасферичное зеркало или линзу, получив при этом малую мелкоструктурную ошибку, которая определяется среднеквадратичным наклоном отраженных от зеркала лучей (RMS Slope), измеряемым в угловых секундах.
Программный комплекс содержит комплект подпрограмм различного назначения, обеспечивающих проведение автоматизированного технологического процесса, расчет топографии оптической поверхности по результатам интерференционного контроля, расчет съема материала заданным набором полировальников, расчет траектории движения полировальников по детали, расчет корректирующих технологических параметров, оптимизацию процесса формообразования, вывод управляющих программ для компьютерного управления движением полирующего инструмента. В технологическом процессе формообразования малыми инструментами используются полировальники различного диаметра в одном сеансе обработки. Комбинированное использование серии инструментов с сеансами сглаживания локальных ошибок позволяет устранять последовательно ошибки от низкочастотных до высокочастотных.
Для повышения производительности съема на поверхностях с высокой асферичностью используется принудительное сдерживание инструмента от вращения вокруг своей оси, гибкие инструменты определенной жесткости, чтобы профиль съема соответствовал требуемому в меридиональном и сагиттальном сечениях на поверхности детали. В этом случае можно использовать инструмент достаточно большого размера, который притирается к асферическому профилю переменного радиуса на всей поверхности инструмента.
Для съема материала на поверхностях со значительной кривизной используется станок типа АПД-600 с наклоном стола с деталью [19] для обеспечения притира инструмента к рабочей поверхности детали по нормали в вертикальном положении (рис.10). На нем можно обрабатывать детали диаметром до 1000 мм.
Моделирование процесса съема материала с поверхности выполняется таким образом, чтобы материал снимался со всей поверхности пропорционально величинам отклонений профиля от самой глубокой ямы на поверхности. То есть там, где максимальный бугор, там и максимальный съем. Такой способ распределения работы по съему материала с поверхности позволяет получать гладкие оптические поверхности с минимальным RMS Slope, включая и краевые области на детали.
На рис.7, 8 приведены примеры формообразования оптических деталей малыми инструментами с компьютерным управлением. Для юстировки и согласования положения зеркал в пространстве во время контроля используются гексаподы и лазерный трекер (рис.9).
В качестве примера результатов обработки крупногабаритного астрономического зеркала на рис. 11 приведены интерферограммы волнового фронта главного зеркала телескопа VISTA диаметром 4100 мм и асферичностью около 850 мкм: слева с выделением регулярных ошибок, дисторсионного искажения, создаваемого корректором, собственной ошибки корректора волнового фронта, полученная по результатам построения топографической карты поверхности, а справа – реальная интерферограмма на малом количестве полос. На ней видна остаточная расфокусировка и зональная ошибка, эквивалентная остаточной зональной ошибке линзового корректора волнового фронта, которая вычиталась из суммарного волнового фронта.
В ОАО ЛЗОС развиваются и ионно-лучевые методы обработки оптики (ИЛО). Создана вакуумная установка для ИЛО поверхностей крупногабаритных оптических деталей (установка "Луч-2,5", рис.12) для деталей диаметром до 2,5 м. Подобные установки для обработки сегментов составных зеркал созданы во Франции (фирма SAGEM), в США (ITT), они успешно использовались при изготовлении составных главных зеркал телескопов Keck I и Keck II (США), GRANTECAN (Испания) и т. д.,
При контакте полирующего инструмента с поверхностью детали появляются значительные ошибки в краевой зоне при выходе инструмента за край детали, поэтому задаются параметры световой области на рабочей поверхности. Метод ИЛО не имеет данного недостатка и особенно эффективен при обработке составных зеркал телескопов, состоящих, как правило, из шестигранных сегментов, объединенных в единое зеркало, где требуется изготовить всю поверхность с оптическим качеством, включая краевые зоны детали. Технология обработки находится в стадии модернизации и дальнейшего развития.
Для измерений вершинного радиуса оптической поверхности используется лазерный трекер, который позволяет измерять отрезки между корректором волнового фронта и зеркалом с точностью в доли миллиметра, юстировать с высокой точностью положения оптических элементов схемы контроля.
Для оценки степени сложности изготовленных в ОАО ЛЗОС поверхностей воспользуемся графиком (рис.13), приведенным P. Dierickx в 1999 году [20], дополним эту работу данными последнего десятилетия и укажем на графике положение обработанных в ОАО ЛЗОС главных и вторичных зеркал по основным проектам. График показывает степень сложности изготовленного зеркала в зависимости от параметра dy и достигнутого качества обработки RMS(W):
dy = 8 N 3/k,
где N – апертура (аfocal ratio) оптической поверхности, а k – коническая константа. Таким образом, получается, что чем ближе точка на графике находится к началу координат, тем сложнее изготовленная поверхность.
На рис.14 представлен график максимального градиента асферичности в единицах размерности [мкм/мм] для главного (ось абсцисс) и вторичного (ось ординат) зеркал телескопов: треугольники – ряд зарубежных проектов по изготовлению оптики телескопов. Кружками обозначен ряд проектов по изготовлению оптики различных телескопов, выполненных в ОАО ЛЗОС в основном в последнее время. Точки, лежащие на оси абсцисс – не изготавливали вторичное зеркало для данного проекта – только главное зеркало. Как видно из данного графика, комплект оптики телескопа VISTA (3.74; 4.02) по сложности изготовления и по градиенту асферичности существенно превосходит все предыдущие изготовленные главные и вторичные зеркала, что подтверждает успешность разработанной технологии.
Литература
Abdulkadyrov M. A., Ignatov A. N., Patrikeev A. P., Semenov A. P., Sharov Y. A. Astrositall application in astronomical and space optics production. – Proceedings of SPIE, 2012, v. 8450, p. 84502L.
Hall D. B. Dimensional stability tests over time and temperature for several low-expansion glass ceramics. – Applied optics, 1996, v. 35, № 10, p.1673–1678.
Abdulkadyrov M. A., Belousov S. P., Ignatov A. N. et al. Manufacturing of primary mirrors from Sitall CO-115M for European projects TTL, NOA and VST. – Proceedings of SPIE, 2001, v.4451, p.131–137.
Semenov A. P., Abdulkadyrov M. A., Belousov S. P. et al. Manufacturing of secondary mirrors from Sitall CO-115M for European projects TTL, NOA and VST. – Proceedings of SPIE, 2001, v.4451, p.138–144.
Семенов А. П., Абдулкадыров М. А., Белоусов С. П. и др. Технологические особенности изготовления главных зеркал телескопов. – Оптический журнал, 2013, т. 80, № 4, c.8–17.
Semenov A. P., Abdulkadyrov M. A., Patrikeev A. P. et al. M1 and M2 mirror manufacturing for ARIES project: current status. – Proceedings of SPIE, 2010, v.7739, p.773907.
Abdulkadyrov M. A., Patrikeev A. P., Belousov S. P. et al. M1 primary mirror manufacturing for VISTA project. – Proceedings of SPIE, 2008, v.7018, p.701804.
Abdulkadyrov M. A., Patrikeev A. P., Belousov S. P. et al. M2 secondary mirror manufacturing for VISTA project. – Proceedings of SPIE, 2008, v.7018, p.70180B.
Семенов А. П., Абдулкадыров М. А., Патрикеев В. Е. и др. Интерференционные методы контроля формы поверхностей крупногабаритных асферических деталей на основе линзовых и голограммных корректоров волнового фронта. – Оптический журнал, 2013, т. 80, № 4, c. 33–38.
Abdulkadyrov M. A., Belousov S. P., Patrikeev V. E., Semenov A. P. Interference testing methods of large astronomical mirrors base on lenses and CGH wavefront correctors. – Proceedings of SPIE, 2010, v.7739, p.77390P.
Semenov A. P. Accomplished the task of production of the primary and secondary mirrors of Devasthal Optical Telescope under the project ARIES (India, Belgium, Russia): fabrication features. – Proceedings of SPIE, 2012, v. 8450, p. 84504R.
Semenov A. P., Abdulkadyrov M. A., Ignatov A. N. et al. Fabrication of blanks, figuring, polishing and testing of segmented astronomic mirrors for SALT and LAMOST project. – Proceedings of SPIE, 2004, v.5494, p.31–38.
Абдулкадыров М. А., Белоусов С. П., Патрикеев А. П. и др. Изготовление оптических элементов составных зеркал для больших астрономических телескопов. – Оптический журнал, 2013, т. 80, № 4, c. 18–23.
Абдулкадыров М. А., Белоусов С. П., Придня В. В. и др. Оптимизация технологии формообразования и методов контроля выпуклых асферических поверхностей крупногабаритных оптических деталей. – Оптический журнал, 2013, т. 80, № 4, c. 24–32.
Абдулкадыров М. А., Барышников Н. В., Денисов Д. Г. и др. Неравноплечий ИК-интерферометр Тваймана-Грина для контроля формы и качества поверхностей крупногабаритных оптических деталей на стадии шлифования. – Оптический журнал, 2010, т. 77, № 10, c.40–47.
Poleshchuk A. G. Fabrication and application of diffractive optical elements. – Proc. of SPIE, 2010, v.7544, 75443L-1–75443L-12.
Poleshchuk A. G. Computer generated holograms for aspheric optics testing. – Proc. of SPIE, 2009, v.7133, 713333–1–713333–9.
Лямин Ю. Б., Рябинин В. А. Автоматизирование доводочные станки модели АД. – ОМП, 1987, № 7, c.31–33.
Лямин Ю. Б. Автоматизированные станки с компьютерным управлением по 5 координатам для формообразования высокоапертурных поверхностей крупногабаритных зеркал. – Оптический журнал, 2011, т. 78, № 4, c. 21–24.
Dierickx P. Optical fabrication in the large. – Workshop on Extremely Large Telescopes. – Bäckaskog, Sweden, 1999.
Отзывы читателей
