聚合物制品在使用过程中， 人们最关心的是它的使用失效条件， 失效的重要体现就是材料的屈服。 目前为止， 人们普遍利用位错理论来解释聚合物材料的屈服现象， 该理论关注的是晶体的取向和破坏现象， 而忽略了晶体的形变和受力情况。 事实上， 晶体的取向和破坏只是屈服的结果， 晶体承受应力的能力才是屈服的直接原因。 因此， 从晶体的受力和非均匀形变入手研究了聚合物制品的屈服行为， 期望为理解聚合物材料的失效行为提供新思路。 这里选取被人们广泛使用的等规聚丙烯（iPP）材料作为研究对象， 将iPP熔体在不同温度下等温结晶制备出具有不同片晶厚度iPP样品， 利用二维广角X射线衍射光谱原位监测了拉伸过程中iPP样品的晶体破坏和晶体取向过程。 首次利用“覆盖法”对二维X射线衍射图进行了处理， 原位观察了（110）晶面在拉伸过程中的2θ角的变化， 区分出了两个方向上（平行于拉伸方向和垂直于拉伸方向）晶体形变的非均一性。 结果表明: 对于不同片晶厚度的iPP晶体， 在单轴拉伸过程中， 晶体在不同方向上的受力和形变均是不同的， 即晶体的非均一形变是一种普遍现象; 晶体的破坏和取向总是同时发生， 都是从屈服点位置处开始， 这和片晶厚度无关; 而晶体破坏时对应的临界应力和晶体厚度有关， 片晶越厚， 晶体越稳定， 需要的临界应力就越大。 以上结果表明， 原位X射线衍射光谱技术可以实时观测晶体结构在拉伸过程中的变化情况， 从而将晶体结构演化和宏观力学性能直接关联。

为了对眼底周边部区域进行成像检查，研究了激光线扫描眼底成像技术。搭建了激光线扫描超广角共聚焦眼底成像系统，进行了系统总体光路设计，以及超广角、高分辨双模式成像的参数设计。对探测成像部分进行了Zemax设计与像质评价，依据参数进行了元器件的选型并搭建了实验系统，利用面阵相机像素边界得到了虚拟共聚焦狭缝，实现了眼底线扫描双模式共聚焦成像。最后对系统的实际视场角、分辨率、成像效果进行了评估。经实际测量，所设计系统在超广角模式下成像单幅眼底图的视场角可达到136.3°，高分辨模式下的成像分辨率为8.5 μm。所提出的激光线扫描眼底成像方法可以有效地实现眼底超广角成像，为相关仪器的研制提供了参考。

目前市面上的水下镜头以视场角小、光学总长大的镜头为主。利用超短焦距的方案，从6片玻璃镜片的初始结构出发，结合水下成像镜头的特点，设计了一款500万像素的超短焦水下广角监控镜头。其全视场为95°，焦距仅为3.1 mm，系统光学总长为32.8 mm，后工作距为5.3 mm。该镜头由隔水窗以及由4片球面镜片和2片非球面镜片（包含滤光片和光阑）所构成的透镜组组成。在水下工作时，该镜头在全视场范围内的调制传递函数在250 lp/mm频率处都在0.3以上，同时中心视场系统的光学性能接近衍射极限，配合IMX675传感器能实现良好的成像效果。通过温度和公差分析，证明该镜头能适应水温变化，满足实际生产和装配的要求。

随着太赫兹技术的发展以及全球对6G通信的研究和期望，太赫兹通信技术获得了广泛的关注。但是太赫兹波具有很强的方向性，常常进行端对端的传播，且传播过程中容易被障碍物阻挡，太赫兹通信中的广角和定向传播成为技术难点。设计一种新的广角反射超构表面，其可将入射角为5°~45°的太赫兹波反射聚焦在同一位置，该位置距离样品600 mm，方向为13°。采用共振相位调制原理设计单元结构，利用透镜聚焦原理和相位补偿原理对单元结构进行排布并进行加工。在220 GHz工作频率下进行实验验证，实验结果证实了该器件的功能。所提方案为解决太赫兹6G通信难题提供了一个有效途径，具有一定的应用前景。

针对目前“扫描式”反射光场测量系统依赖复杂机械装置、测量效率低以及“照相式”反射光场测量系统测量角度范围小等问题，提出一种基于超广角成像的粗糙面反射光场测量方法。分析了粗糙面反射光场测量原理，优化设计了折反射超广角成像光学系统，实现了天顶角范围0~54°的周视反射光场测量；校准了反射光场测量系统的空间关系与光场强度，校准后反射光场测量最大相对误差为4.12%，周视反射光场测量平均相对误差最大为2.06%；通过模拟Labsphere Permaflect-80漫反射板、WhiteOptics-DF60漫反射板和美国ACA镜面铝板3种粗糙面的反射光场测量结果，证明了所提表面反射光场测量方法的可行性，丰富了粗糙表面反射光场的测量手段，为对材料表面光学反射特性与损伤等的测量、模拟与重构提供了研究基础与技术支撑。

为了提高天文观测的效率，需要对夜间地基光学天文观测中薄云的识别和影响程度评估的算法进行研究。首先，分析了云对地基光学天文观测的影响和传统地基云图的算法后，选取大视场地基光学天文设备地基广角相机阵（GWAC）的图像进行研究。其次，通过GWAC图像的灰度分布等特性的对比分析，选取模糊C均值聚类（FCM）算法处理受薄云影响的GWAC图像。然后，应用FCM算法，通过重复多组实验，选定合适的聚类层次数、迭代次数和平滑因子等关键参数。最后，将FCM算法结果与传统天文学的恒星消光方法进行比较。设置平滑因子为1.5，聚类层次数为5，经过10次循环迭代计算后，FCM算法将夜晚的天空背景聚类成5个层次。层次分布结果与目测云层厚度分布相符，且与更精确的传统天文学恒星消光方法的结果也吻合。对于大视场地基光学天文图像中的薄云，FCM算法可以有效地识别并分析出其厚薄分布结构，即能对薄云的影响程度进行分级评估。此FCM算法有望结合更大视场的鱼眼镜头和CCD相机的监测设备，研发出一类自动监测和实时评估云层分布和影响程度的专用设备，提高地基光学天文观测的效率。