1 引言

激光雷达利用激光与大气分子的相互作用,可实现多种大气参量的测量^[1-3]。因大气分子与气溶胶分子对532 nm激光频谱会产生不同程度的频谱展宽及后向散射,基于高分辨率光谱的测量原理^[4],在研的大气激光雷达系统将在全球范围内探测大气气溶胶。其探测器采用光电倍增管(PMT),由于大气后向散射信号很弱,星载大气激光雷达对杂散光很敏感。信号功率位于0.03 nW至1 nW之间,而每个回波信号的信噪比接近于1。因此,分析和抑制星载激光雷达系统中的杂散光对提高仪器的测量精度至关重要。

与成像光学系统相比,由于所探测的原理及方法不同,在仪器设计过程中采用的评价标准也不同。激光雷达接收系统用于收集不同目标(如气溶胶、云层和地球表面)后向散射的激光能量,根据目标与探测激光的物理作用原理,从所探测到的信号能量反演出目标的特征。成像光学系统的评价标准主要是基于像差的分析方法,如光线扇形图、点列斑半径和光学传递函数等;而激光雷达接收系统的评价标准主要是能量检测效率和信噪比。杂散光对激光雷达光学系统和成像光学系统的影响分别是降低信噪比和降低光照对比度,因此两类系统的杂散光分析过程中的评判标准也是不同的。

在大型激光雷达项目中,一般利用大型反射望远镜作为能量接收天线。尽管在成像领域对同类望远镜的杂散光分析和抑制已有较深入的研究^[5-11],但是在激光雷达领域,由于探测后光学系统的存在,杂散光的抑制方法还有改进的空间。在深入分析星载激光雷达系统的杂散光问题之后,设计了一种新的位于后光学系统中的杂散光抑制挡光环,从而替代了位于接收望远镜中传统的杂散光遮光罩。

2 光机结构及杂散光来源分类

大气激光雷达接收系统由一个Ritchey-Chretien望远镜和后光学系统组成,其中后光学系统包括一个视场小孔光阑、消色差准直器和光电探测通道,如图1(a)所示。雷达接收系统所能探测到的光能量由信号光与噪声光两部分构成,如图1(b)。噪声光可分为接收视场内的背景辐射光与视场外杂散光。视场外的杂散光可通过直接入射与表面散射两种方式到达探测器;表面散射光可通过一次散射或多次散射被探测器探测到。

图 1. (a)星载激光雷达接收光学系统及(b)探测器接收能量分类

Fig. 1. (a) Spaceborne lidar receiver optical system and (b) detected energy classification of detector

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图 2. 噪声光来源示意图

Fig. 2. Schematic diagram of the source of noise

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图2为大气激光雷达的光机结构剖视图。在研大气激光雷达将运行在近极地的太阳同步轨道,当卫星进入或离开地球阴影区时,太阳光将以相对于光轴约63°的角度入射雷达接收系统。在工程设计的前期阶段设置一个免受阳光辐射的前遮光罩,用于保护望远镜的次镜部件。但是,该遮光罩内侧一部分会被太阳光照射,并将光线散射到接收望远镜系统中。由于遮光罩在接收望远镜的探测视场之外,来自遮光罩的单次散射光将不会被任何探测器探测到。只有散射光被内部结构(如次镜支架或主镜遮光罩)再次散射才能到达探测器。前期设计的遮光罩内部还增加了一系列挡光环,以减少散射到内部结构的能量。

图2中还展示了当主镜遮光罩不存在时可能到达探测通道的锥形杂散光。外锥角为10.174°,由系统视场光阑的直径和后光学平台通孔的直径决定,分别为1.2 mm和72 mm,二者轴向距离为204 mm;内锥角为6.285°,由视场光阑直径和次镜外径决定,次镜外径为296 mm,二者间的距离为1330 mm。由于接收望远镜指向地表,锥形杂散光的来源即是地球和云层的反射。

另一种来源于地表或云层的杂散光是视场的背景辐射。尽管激光雷达后光学器件包含可以抑制背景辐射的滤波器,但是在雷达系统工作波段中的辐射可以在任何情况下抵达探测器。此部分的噪声光可通过降低滤波器的带宽或接收望远镜的视场得到进一步抑制。

3 杂散光分析与抑制

接收望远镜的探测视场为0.15 mrad,由位于消色差准直器焦点上的小孔光阑决定。消色差准直器将接收望远镜收集到的光场准直到发散角为6 mrad的准平面波并分离到每个探测通道内。由于系统的小接收视场及后光学系统中的准直操作,任何可以到达探测器的噪声光必须通过小孔光阑,并由消色差准直器进行准直。如图2所示,可以影响杂散光传播的系统结构有:1)前遮光罩及其内部的挡光环;2)次镜支撑结构(包括次镜支架即次镜支撑筒);3)光路中的通孔内壁,如光学平台通孔内壁等;4)主镜遮光罩;5)接收望远镜镜面的粗糙亚表面。

通过分析接收系统的几何布局,被前遮光罩内侧散射的光线可以通过以下方式到达探测器:1)被次镜支架再次散射,然后经主次镜多次反射或散射;2)被主镜遮光罩再次散射,然后被主次镜多次反射或散射;3)由主镜再次散射,然后被次镜反射或多次散射;4)被次镜支撑筒再次散射,然后在望远镜内部表面多次散射或镜面反射。

在气溶胶检测通道的532 nm工作波长中,太阳功率谱密度ω(0.532)≈2000 W/(m²·μm), 因此,前遮光罩的内部将受到的辐射功率为

Ps=ω(0.532)×π(D/2)2×Δλ×cos63°≈0.025W,(1)

式中Δλ=30 pm为滤波器带宽;D=1 m为接收望远镜的口径。假设覆盖结构表面的涂覆层吸收率为0.8,其余能量符合朗伯散射规律,则杂散光到达探测器之前最大散射次数为N_s=log_(1-0.8)(0.03×10^-9/2.5)≈16。

利用光学软件ZEMAX来模拟能够影响杂散光传播的光机结构表面。将非光学表面的涂覆层设为朗伯散射物体,散射入射光能量的20%。 接收望远镜的主次镜的亚表面粗糙度所引起的散射,按照双向散射分布函数(BSDF)进行建模:

FBSD(sinθs-sinθi)=b01+sinθs-sinθil2s2,(2)

式中:θ_i与θ_s分别为入射光束在散射表面的入射角与反射角;而b₀、l和s为3个与加工指标参数中的有效表面粗糙度σ_λ相关的常量参数,即

b0=2πΔn2B2λ4σλ(-c-2)1-(1+B2/λ2)(2+c)/2,(3)l=λB,(4)s=-c,(5)

式中B和c为BSDF理论中k相关模型的常量参数^[12-13];λ为入射波长;Δn为散射面前后介质的折射率差,对于反射面Δn=2。如前所述,任何可以到达探测器的噪声光都应该透过小孔光阑并被准直器准直,因此,在ZEMAX的光学模型中,在准直器之后设置宽度大于准直器口径的探测表面来检测噪声光。

如表1所示,构建了5种不同的光机结构模型,以便对不同的杂散光抑制策略进行深入的分析研究。模型1如图3(a)所示,前遮光罩内挡光环与主镜遮光罩以及其他非光学表面的散射系数均设置为0.2,接收望远镜的主次镜反射率设置为0.95,无散射;模型4中除主次镜具有散射特性外,其他表面的散射特性均未考虑,目的是为了模拟仿真接收望远镜光学表面的散射影响;表中的“×”表示模型1至模型4中不包含消色差准直器内挡光环,而模型5则加入了在消色差准直器镜筒中设计的新挡光环结构并将该结构的散射系数也设置为0.2,同时移除了位于接收望远镜中的主镜遮光罩及前遮光罩内的挡光环,并考虑接收望远镜主次镜的散射。消色差准直器内挡光环模型如图3(b)所示,所设计的新挡板是通过几何结构分析得出的,目的是取代前遮光罩内的挡光环以及主镜遮光罩。

如图4所示,准直器透镜的通光口径大于信号光束直径,穿过小孔光阑的杂散光将在镜筒内壁产生多次散射光。点A为小孔结构的末端,镜筒内壁的散射亦从该点开始,点O为透镜有效口径;而虚线OA代表散射光能够通过透镜的范围。因此,在虚线OA与信号光边缘光线交点处设置挡光环1,用于阻挡点A至挡光环1区间内镜筒内壁的散射光。同时,通过小孔结构末端的O'点与挡光环1边缘作虚线O'B,交镜筒内壁于B点,则挡光环1与点B区间内镜筒内壁为阴影区,故不再产生杂散光。再作虚线OB,OB内部仍存在杂散光,因此在虚线OB与信号光边缘光线交点处设置挡光环2。重复上述过程,阴影区域完全覆盖准直器镜筒内壁位置。最终设计的挡光环参数如图5所示。在杂散

图 3. (a)杂散光分析模型;(b)消色差准直器内挡光环模型

Fig. 3. (a) Stray light analyzing model and (b) new baffles model in achromatic collimator barrel

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图 4. 消色差准直器镜筒内挡光环设计方法

Fig. 4. Design method of the new baffles in achromatic collimator barrel

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图 5. 在消色差准直器镜筒内的挡光环

Fig. 5. New designed baffles in achromatic collimator barrel

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光分析模型4中,散射表面仅包含接收望远镜的主次镜,而其他表面均设定了完全吸收的属性,其目的是根据BSDF模型模拟分析主次镜面的散射,并且BSDF的模型中参数设定为:σ_λ=0.008 μm,B=200 μm以及c=-1.5。 模型1~3用于比较分析前遮光罩挡光环和主镜遮光罩对噪声光的贡献,仿真结果如图6所示。

图6(a)、(d)、(f)为前3个模型的探测器所探测到的能量视图,结果表明非光学表面散射的噪声光基本没有抵达探测器。比较图6(b)、(d)、(f)、(g)可以看出,可以到达探测器的大部分噪声来自接收望远镜亚表面散射,而前遮光罩内挡光环与主镜遮光罩对杂散光的抑制几乎没有影响。图6(a)、(c)、(e)表明,前遮光罩内挡光环的主要作用是减少传输到望远镜内的散射光。同时,主镜遮光罩1挡住了从望远镜中孔漏出的大部分散射光。虽然当不存在主镜遮光罩时,从主镜中孔向后漏出的杂散光远远多于主遮光罩存在时漏出的杂散光,但由于入射角较大,所以此部分杂散光要么被后光学系统平台挡住,要么不能通过系统小孔光阑。因此,从抑制杂散光的作用来考虑,主镜遮光罩可以舍去。通过比较图6(g)和6(h),消色差准直镜筒中新设计的挡光环可有效地抑制系统杂散光,使噪声光功率从1.22 pW显著降低至0.00656 pW。

图 6. 杂散光模拟结果。(a)、(c)、(e)分别是模型1~3的散射光线图;(b)、(d)、(f)分别是相应的探测器视图,均没有探测到达到阈值的噪声光。(g)模型4的探测器视图,被探测到的杂散光功率为1.22 pW。(h)模型5的探测器视图,检测到的噪声光功率为0.00656 pW

Fig. 6. Noise light simulation results. (a), (c) and (e) are the scattering ray plots of models 1, 2, 3, respectively; and (b), (d) and (f) are the detector views respectively. There is no stray light to the detectors. (g) is the detector view of telescope mirrors scattering simulation model. Detected noise light power is 1.22 pW. (h) is the detector view of new noise light suppression baffles model. Detected noise light power is 0.00656 pW

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4 结论

将可以到达探测器的噪声光来源分为直接入射的被地表及云层散射的光、前遮光罩内表面散射的太阳光和视场中的背景辐射,对在研的星载大气激光雷达系统的杂散光进行模拟。被望远镜接收并且经过非光学表面多次散射后,噪声光的能量会很弱。另一方面,经过ZEMAX的仿真分析可知:能够到达探测器的噪声光主要来自望远镜主次镜面的散射。 在工程设计前期所设置的前遮光罩内挡光环及主镜遮光罩对杂散光的抑制作用较小。然而,新设计的位于消色差准直器中的挡光环则可以有效地抑制大部分杂散光。因此,大气激光雷达接收系统中的前遮光罩内挡光环及主镜遮光罩可舍去,从而简化设计。