#空间望远镜 #天文光学 #计算全息光学元件 #大口径光学镀膜
摘要
罗曼空间望远镜宽场仪器（WFI）将实现天文巡天科学的革命性进步。仪器灵敏度覆盖 0.5 至 2.3 μm 光谱范围，与现有观测站相比，视场、探测器灵敏度和角分辨率均有显著提升。观测站的科学目标推动了严格的稳定性要求，并需要在 WFI 内配备一系列不同的光学元件，以便在不同波长的成像之间切换，并使用两个无缝光谱元件。科学目标还推动了对异常高水平的探测器校准的需求，要求一个由独特光学元件支持的在轨校准系统，以及精确的杂散光抑制。WFI 最近已完成其作为完整仪器的为期一年的集成和测试活动，包括多次环境测试，从而能够在运行温度条件下研究其性能。本文总结了仪器的几个关键光学性能方面，包括带通滤光片波前误差、杂散光控制和光机对准。结果表明，WFI 已准备好作为下一个 NASA 旗舰级观测站的一部分，助力天体物理学的变革。
关键词：罗曼空间望远镜；光学工程；望远镜；相位恢复；仪器；光学分析
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1 引言
南希·格雷斯·罗曼空间望远镜（Roman）在 2010 年十年调查中被选为最高优先级的大型空间任务，以为一系列科学目标提供高分辨率近红外（IR）宽场巡天能力 [1,2]。为实现这些巡天，Roman 的视场（FOV）相比现有空间观测站将有显著增加，其面视场比哈勃的多个仪器大 100 倍以上，同时保持相同的角分辨率 [3]。之前的巡天任务对天体物理学产生了变革性影响，无论是在巡天进行期间，还是在分析方法改进和新科学能力出现时可挖掘的历史数据宝库方面 [4–6]。将 Roman 的广域巡天与其他现有及互补观测站的能力相结合，是天文学界令人兴奋的前景 [7–9]。Roman 的巡天任务包括理解系外行星分布以及回答关于暗物质和暗能量的宇宙学问题 [10–12]。这将需要进行高银纬巡天，包括对大量星系的成像和光谱研究 [13,14]、超新星巡天 [15,16]、微引力透镜巡天 [17] 以及对我们银河系的时域巡天 [18]。最后，与之前的伟大观测站一样，Roman 将为广大科学界提供观测时间，使全球研究人员能够获得激动人心的发现 [19]。有关 NASA 科学团队巡天计划的更详细描述，感兴趣的读者可参见其他文献 [20]。该观测站将在日地 L2 拉格朗日点运行，计划不晚于 2027 年 5 月发射 [21]。
毫不奇怪，这些科学目标对观测站提出了具体的工程性能需求。高银纬巡天需要能够在感兴趣波段之间切换，以及在成像和无缝光谱操作模式之间切换 [12–14,20]。作为一个高灵敏度红外观测站，热自发射不能污染探测器处的信号，这需要杂散光控制和具有严格带外抑制的滤光片。实现所有这些任务的关键是一组经过高度校准的 18 个探测器 [22,23]，使观测站具有宽视场，即一个 300 兆像素、分辨率为 0.11 角秒/像素的传感器。除了经典的非线性和平场校准需求外，本次任务中的 HgCdTe 探测器（H4RG-10）与许多探测器一样，将表现出计数率非线性（CRNL），即探测器的响应直接取决于焦平面照明的通量水平。探测器响应计数率的依赖性使得在不同亮度下源的真实通量在大动态范围内难以精确定量。这给以极高精度测量超新星测光带来了重大问题 [24]。一些研究表明，哈勃探测器上未校正的 CRNL 是测量超新星光变曲线时最大的单一系统误差 [25,26]。CRNL 影响 PSF 的核心相对于 PSF 的翼部，如果不加以校正，可能会使由引力弱透镜引起的星系形状的真实畸变与望远镜点扩展函数（PSF）的普通像差难以区分 [27]。银河核球时域巡天需要一个能在分钟时间尺度上重新指向并捕获图像的观测站，这就要求一个高度稳定的光机结构 [18]。观测站将需要补偿机制，以便在轨期间进行重新聚焦，无论是在调试阶段还是在太空服役期间维持性能。
宽场仪器（WFI）作为观测站上的主要科学仪器，实现了这些能力 [20]。WFI 包含一个元件轮，允许观测站在具有八个滤光片元件的成像模式 [28,29] 以及由 NASA 戈达德设计和组装的光栅和棱镜元件实现的无缝光谱模式之间切换 [30–35]。元件轮还包含一个用于探测器焦平面校准的暗元件快门。进行了详细的杂散光建模和抑制工作，包括挡板设计和仔细选择材料特性以最小化热自发射。一个内部校准系统将光投射回元件轮，投射到 Spectralon® 暗元件和附着在滤光片元件上的较小扩散器上，用于经典的非均匀性和非线性校正，以及 CRNL 校正 [36,37]。关键光学组件均连接到一个高度稳定的光学平台结构上，该结构将光学元件稳固地连接到观测站仪器载体上，从而实现观测站的快速重定向并保持稳定性能。探测器组件连接到一个对准补偿机构（ACM），其设计继承自韦伯望远镜的镜面致动器，可以在轨道上将焦平面重新定位到感测到的最佳焦点 [38–40]。
WFI 最近已完成其仪器级的集成和测试活动，包括振动、声学和两次热真空（TVAC）测试，遵循了 NASA 大观测站长期以来的最佳实践 [41–49]。在这些测试过程中，BAE Systems 空间与任务系统公司（NASA 在 WFI 上的主要工业合作伙伴）及其客户 NASA 戈达德太空飞行中心（GSFC）紧密合作，以确保这一下一代主要科学仪器能够完全满足其关键性能要求。本文重点介绍了 BAE Systems 硬件职权范围内的几个关键光学性能领域，这些领域被称为宽场光机组件（WOMA）。将讨论八个滤光片元件的波前误差（WFE）和共焦性能。将总结仪器上独特校准光学器件之一的性能，展示它如何在与科学观测同时实现平滑均匀的照明。将展示杂散光预测和性能，突出模型与 TVAC 测试结果的良好相关性。最后，将重点介绍几个光机特征，包括元件对中结果和在轨探测器对准预测。测试活动表明 WFI 满足其要求，并已准备好运往 NASA 集成到观测站中。
2 观测站概述
此处简要介绍 Roman 的整体光学布局，以显示 WFI 如何融入其中。关于观测站布局和设计历史的更全面综述，可在文献中找到更多细节 [50–53]。Roman 有一个 2.4 m 的主镜（与哈勃大小相同），并采用遮光三反射镜消像散望远镜设计。三个带光焦度的反射镜均为简单的圆锥面，在通往 WFI 的光路中有两个折叠镜，如图1所示。Roman 还携带一个技术演示仪器——日冕仪（CGI），它在次镜之后有独立的光路，其细节可在其他文献中查阅 [54–58]。WFI 在光路中的位置，特别是滤光片的位置，可在图1中看到。通往 WFI 的反射镜是光学望远镜组件的一部分，由 L3 Harris 生产 [59]。
从图1中需要注意的一个重要特征是主镜和次镜之间六个支撑杆的形状，如左下角“正面”视图所示。望远镜设计提供了一个可接近的出射光瞳。每个 WFI 滤光片都包含一个集成的掩模，在使用时位于出射光瞳处。每个掩模的外径略大，以保持望远镜的完整收集效率和分辨率。滤光片掩模中心遮挡的支撑件与光瞳平面中的次镜结构对齐。最长波长滤光片（F184 和 F213）包含稍大的特征，这些特征与温热的次镜支撑件的光束足迹重合，以限制背景辐射。虽然不是真正的冷光阑或利奥光阑，但这些掩模在控制杂散光和热背景方面非常重要，并带有严格的对准要求。
2.1 仪器概述
WFI 包含一组基本组件，称为 WOMA，它们对于实现 Roman 的科学任务目标至关重要 [60,61]。WOMA 的设计、集成和测试由 Roman 的工业合作伙伴 BAE Systems 空间与任务系统公司（前身为 Ball Aerospace）负责。WOMA 中使上述任务目标得以实现的关键组件包括：• ACM，一个六足组件，将 NASA 戈达德提供的 18 个探测器拼接阵列对准到大视场上的最佳焦点位置。
• 元件轮组件（EWA），容纳并旋转定位八个滤光片元件、来自 NASA 的两个光谱元件以及一个用于探测器校准的暗元件。
• 光学平台支撑结构，关键组件安装在其上，为仪器提供对望远镜的结构稳定性。该结构直接连接到与观测站接口的锁扣上。
• 冷光学挡板组件（COBA），为仪器内的焦平面提供大部分杂散光保护。
• 机构控制电子设备（MCE），提供 EWA、ACM 与观测站中遥测电子设备之间的控制接口。
• 整体仪器外壳，通过散热器面板提供热稳定性并控制杂散光。
图1 左图：WFI 的 Roman 光路 Code V 模型全视图，包括次镜的结构支撑。左下：沿观测站筒体向下看的嵌入视图，突出显示了次镜和主镜之间六个支撑杆的形状。右图：主镜后方区域的横截面视图。黑色虚线表示属于 WFI 的区域。所有关键光学元件均已标注。光谱元件可旋转到本图中滤光片所在的位置，以切换到无缝光谱模式。
NASA 还向 WOMA 提供了几个额外的关键组件，当它们集成在一起时即完成 WFI。WFI 的焦平面组件（FPA）由 18 个 HgCdTe（H4RG-10）4K × 4K 光电二极管阵列组成，由 NASA GSFC 作为 FPA 提供给 WFI [22,23]，见图2。仪器控制和数据处理（ICDH）系统通过 MCE、焦平面电子设备、CGI 以及观测站的其余部分处理 WFI 之间的接口。简化相对校准系统（sRCS）位于仪器底部附近，将校准光投射向元件轮，然后反射回焦平面 [20]。之前提到的由 NASA 提供的棱镜和光栅元件，使元件轮在八个科学滤光片和暗元件之外，达到完整的 11 个元件。
仪器的分解视图以及硬件照片如图3所示。作为参考，完整的 WFI 仪器高约 2.7 m，宽 2 m，深 1.1 m。每个滤光片元件的直径为 106 mm。连接到光学平台的三个锁扣是仪器与观测站结构之间的物理接口。仪器背面的大型散热器面板暴露在太空中，用于调节仪器的温度。
3 光学性能结果
3.1 滤光片细节与性能总结
图2 WFI 焦平面组件（FPA）的示意图和图像。左图：FPA 的尺寸和探测器编号，以焦平面组件光学（FPAO）坐标系表示。主光线截点形成该坐标系的原点，正 Z 方向进入 FPA 平面，因此在此视图中 X 轴翻转。右图：飞行 FPA 在集成到仪器之前的安装和电子封装图像。该图像有助于解释为什么顶部行探测器之间的间隙大于底部行，以容纳每个探测器边缘的电路读出。小型黑色盖板（顶部行和中间行的顶部，以及底部行的底部）放置在读出电路上方，有助于杂散光抑制。图片来源：NASA/Chris Gunn。
EWA 的八个科学滤光片覆盖了从可见光到短波红外的一部分，其更详细的描述（包括作为组件在集成到仪器之前进行的测试）可在其他文献中找到 [29]。此处重现了关于滤光片的一些关键信息，包括图4，该图显示了滤光片的带通特性。大多数滤光片的带宽约为 300 nm，但宽滤光片 W146 除外，其工作范围为 927 至 2000 nm。
图3 WFI 计算机模型和硬件照片。(a) 完全组装好的 WFI 硬件模型。(b) WFI 的分解视图，关键组件已标注。EWA：元件轮组件。COBA：冷光学挡板组件。ACM：对准补偿机构。FPA：焦平面组件。sRCS：简化相对校准系统。(c) 已完成组装的 WFI，由起重机吊起。在组装的最后阶段，精细的硬件特征被多层隔热材料（MLI）遮盖。(d) 安装孔径盖之前，EWA 连接到光学平台的视图，突出显示了元件轮上的全部十一个光学元件。(e) 一个滤光片元件 F106 的特写。滤光片掩模基准图案和隐藏在滤光片掩模另一侧的镀金 Lamp on Lamp off（LOLO）元件，在安装到元件轮之前的这张透视照片中可以更清楚地看到。图中 F106 前表面反射出洁净室墙壁上绘制的美国国旗。
滤光片的两个关键性能指标是其波前误差（WFE）和元件之间的共焦性。观测站的操作概念不包括在旋转新元件后重新聚焦 ACM，因为这会大大影响机构寿命，而科学巡天的成功实施需要快速重定向和成像。因此，在滤光片之间切换不会显著影响观测站的最佳焦点位置至关重要，这要求所有元件之间的共焦性在 30 μm 以内。
3.1.1 热真空（TVAC）波前误差（WFE）和共焦性结果
图4 展示了滤光片透射波段测量数据的两种视图。上图：八个飞行滤光片的透射数据叠加显示，展示了 WFI 可观测的波长范围。所有滤光片在其所需波段均轻松超过了透射要求。下图：由于多个滤光片在其带通区域重叠，因此将每个滤光片透射率超过 90% 的区域单独绘制，以更清晰地显示透射区域。
滤光片在整个组装过程中都进行了干涉测量，最终在安装到 WFI 之前，在安装到 EWA 上时于工作温度下进行了最终测试 [28,29]。然而，该测试排除了四个滤光片元件（F087、F129、F184 和 F213），因为它们的带通不透过常见的干涉仪波长（633 nm、1064 nm 和 1550 nm）。NASA 提供的光学射线锥激励器（SORC）系统用于完成 WFI 通过 EWA 所有元件的最终光学测试。SORC 用于模拟来自观测站的约 F/8 入射光束，并通过连接到投影仪的五自由度（5DOF）定位机构，每次匹配 WFI 大视场的一个角度。使用一组不同的光纤将光传输到光束投影仪，可以使用大范围的测试激光波长来检查所有滤光片，通常每个滤光片使用多个波长。SORC 用于在两种不同的测试情况下创建此数据，如图5所示。首先，模拟在轨调试过程，ACM 可以移动焦平面通过焦点，并在 ACM 行程的不同位置采集图像。其次，SORC 内的聚焦机构可以相对于实际焦平面位置移动最佳焦点位置，人为地产生相同的效果。这两种测试类型都在两次 TVAC 活动中进行，但大多数都是使用 SORC 的机构完成的。这样做是为了利用 SORC 中更快的非飞行执行器，加快测试过程，并减少飞行执行器的使用量。这也可以作为 ACM 移动命令的光学验证，该命令完全独立于机构上的位置读数。
图5 使用 SORC 工具对 WFI 进行 WFE 测试的两种测试情况的示意图。利用这两种测试情况，团队能够模拟在轨调试，同时通过利用 SORC 的聚焦能力节省测试时间和执行器磨损。测试情况2中的虚线表示在实际 FPA 之前和之后创建的焦平面。
在这两种测试情况中，在不同焦点位置拍摄的最终 PSF 图像，可以通过在 JWST 任务中取得巨大成功的焦面分集相位恢复（FDPR）算法进行分析 [39,40,62–65]。这些数据不仅用于求解每个元件的 WFE 性能，还用于确定整个 FPA 上的最佳焦平面。此外，NASA 戈达德团队还按照 Roman 最终仪器验证和观测站测试中使用的流程，对这些数据集进行了完全独立的波前验证 [66,67]。这些独立分析在关键决策点上非常有帮助，例如在测试期间是否在不同温度平台之间重新聚焦 ACM。图6显示了这方面的一组示例数据，展示了在五个离焦值下的原始数据和恢复结果，以图像空间表示。
图6 来自相位恢复过程的一组数据和结果，此例为 1310 nm 波长、通过 W146 滤光片、在近乎轴上探测器位置处。顶行显示了裁剪到 PSF 图像附近的数据，底行显示了通过相位恢复算法处理后的拟合结果。从每个 PSF 下方的相关值可以看出，测试数据与恢复数据之间的相关性非常高。焦内 PSF 在算法中没有权重，因此没有相关值。离焦值以 mm 为单位，沿主光线在图像空间中报告。
相位恢复过程不仅返回拟合的 PSF，还返回提取的 WFE 光瞳图以及拟合的 Zernike 多项式集。代表离焦项用于通过文献中其他部分描述的计算来求解焦点偏移 [65]。图像在焦平面上的位置，以及每个位置的离焦值，用于通过对 FDPR 结果进行最小二乘拟合来求解最佳拟合焦平面。由此产生的焦点、倾斜和偏摆调整可以提供给机构团队，以对 ACM 位置进行校正，使仪器达到最佳焦点。该过程是望远镜在轨调焦并在任务寿命期间保持最佳焦点的关键部分。该结果的可视化如图7所示，其中使用一组 FDPR 数据，通过来自五个探测器的数据为 F129 滤光片求解最佳焦平面。
图7 F129 滤光片在 1310 nm 波长下跨焦平面的相位恢复结果可视化。红色箭头表示每组 FDPR 数据在焦平面上采集的位置，以及移动到最佳焦点所需的方向和幅度。黑色探测器布局显示了测试期间探测器的位置，而绿色方块显示了调整后的 ACM 平面，以将探测器置于最佳拟合焦平面。蓝色箭头从主光线截点（即 FPAO 坐标系中 XY 的原点）开始，显示了 ACM 为到达此最佳拟合平面所需的 Z 向运动。由于与焦平面尺寸相比，Z 轴尺度非常小，绿色 ACM 平面方形探测器显示为拉伸状。采集数据的焦平面已用数字标记。
所有八个滤光片都以这种方式进行了测试，生成了全部八个数据集的 WFE 图和焦点信息。在第一次 TVAC 活动中，WFE 测试在标称工作温度和较冷的鉴定温度平台上进行，结果差异可忽略不计。仪器在第一次和第二次 TVAC 活动之间经历了振动测试。本文中呈现的结果均来自第二次 TVAC 活动在标称工作温度下的数据，因为它们代表了振动后的行为，因此更接近飞行性能。每个滤光片的最佳焦点数据汇总如图8所示，按滤光片和探测器位置分类。此外，图9显示了一组减去 SORC 贡献的光瞳图。在测量每个元件的 WFE 之前，SORC 已根据实际焦平面进行了校准，消除了实际焦平面位移等小影响。在焦点处，滤光片围绕零值及其平均值良好聚集，如蓝色虚线所示。该平均值排除了 F213，因为它被标记为一个明显的离群值，可能是由于用于传输测试波长的光纤在使用时超出了其设计带宽，导致模式污染所致。F184 和 W146 也能透射 1975 nm 测试波长，并且焦点结果也存在相同的约 40 μm 偏差。因此，确定 F213 较大的焦点值是测试伪影，不代表飞行性能，特别是之前没有模拟结果指出它是焦点离群值。此外，F213 的未镀膜玻璃基板之前已进行过测量，未发现 WFE 或共焦性方面的任何问题 [28]。每个滤光片的平均 WFE 和最佳焦点位置总结在表1中。
图8 第二次 TVAC 测试中最佳焦点性能数据汇总，显示了在五个被测探测器位置上的结果，以及 ACM 求解的最佳焦点位置（位于主光线在焦平面上的截点）。GSFC 分析人员独立计算的结果与这些最佳焦点状态的结果非常吻合。蓝色虚线表示除 F213 外所有滤光片的平均最佳焦点位置，F213 受测试设备限制影响，未在该图中绘制。30 μm 共焦性要求也以黑色虚线绘制。作为参考，探测器编号方案在图2中描述。
图9 从 FDPR 数据集轴上位置提取的八个滤光片的单个 WFE 光瞳图集合，均绘制在 -60 至 +60 nm 的相同颜色标度上。由于 SORC 投影仪内部的机械特征遮挡，此处的掩模形状与图3中看到的光瞳掩模形状不同。
这些结果与先前使用干涉测量法报告的结果大致相当，尽管波前误差（WFE）略高，尤其是在最短测试波长处 [29]。这些结果也远低于此装配级别的 WFE 误差预算分配（32 nm）。该数据还在多个温度平台上采集。
表1 飞行滤光片在工作条件下的性能总结。如上文所述，由于数据存在偏差，F213 的最佳焦点偏移被排除在外。
图10 使用 TVAC WFE 和元件对中数据（实际模型）以及标称观测站数据，对 F062 进行的 WFE 预测，从标称焦点到 F062 最佳焦点，再到八个滤光片的整体最佳焦点。每个图都采用相同的颜色标度，并标注了探测器和焦点位置。探测器之间及其周围的区域包括探测器在轨道上可能落入的所有 XY 位置。这就是为什么报告的 RMS 值仅包含高达 95% 的 WFE 值，因为这排除了探测器方块内实际上不对 WFE 产生贡献的区域。
3.1.2 使用实际滤光片模型的飞行性能预测
TVAC 测试中捕获的 WFE 数据，连同在运行温度下测量的滤光片半径、厚度和位置尺寸信息（见第 4.1 节），被用来构建用于预测在轨性能的 Code V 模型 [28]。这将进一步证明上述优异的成果将带来一个高性能的观测站。这种集成建模是这些旗舰级观测站的一项关键活动，因为它们能够在发射前进行飞行预测和问题缓解 [68–75]。从 WFI TVAC 测试数据开发的实际模型与标称观测站模型结合使用。标称观测站在 95% 的探测器边界区域内具有 45 nm RMS 的 WFE [50]。这个比探测器物理尺寸更大的区域决定了 WFI 探测器在轨道上可能落入的区域。当以这种方式与标称观测站进行模拟时，要求滤光片不得将 95% RMS WFE 值增加到超过 55.2 nm。
使用标称观测站模型和实际滤光片修正预测的 WFE，在八个滤光片中的每一个的三个位置进行了评估：标称观测站的最佳焦点位置、该滤光片模型的最小化 WFE 最佳焦点，以及八个滤光片的平均最佳焦点位置。最后一项结果最为重要，因为它与观测站在光学元件之间切换时不重新聚焦的计划相符。图10显示了滤光片 F062 的一组预测，并在其后的表2中总结了所有滤光片的结果。
表2 使用实际模型对观测站 RMS WFE 的预测影响。所有模拟滤光片模型显示，在共同焦平面（最后一列）上的性能均满足 55.2 nm RMS 的要求。
这些模拟结果进一步表明，完成的滤光片对观测站性能影响极小，在共同焦平面偏移 16 μm 时，整个焦平面的 RMS 值最坏情况增加 5.7 nm。对于一个主要是红外的观测站来说，这是一个可忽略不计的性能变化。在小于 30 μm 焦点偏移的共同焦点位置，所有预测的 WFE 值均低于 55.2 nm 的要求。由 GSFC 波前传感团队进行的独立 FDPR 分析和模型关联方法确定的 WFE 一致性优于 10 nm。平衡实际焦平面平整度与棱镜和光栅中的 WFE 性能，会给所有元件带来额外的 10 μm 焦点偏移，但这不影响元件间的共焦性。在飞行中，观测站团队还需要平衡包括棱镜和光栅元件在内的最佳焦点位置，根据 TVAC 性能，预计这也将成功实现元件间的平衡。NASA 团队已在其他文献中讨论了棱镜和光栅在 TVAC 中的性能 [34,35]。BAE Systems 和 GSFC 的独立分析团队在 ACM 聚焦和观测站影响预测方面的高度一致性，为仪器的性能以及基于这些 TVAC 实践活动的未来飞行调试的成功建立了高度信心。
3.2 LOLO 平滑度和均匀性性能
灯开灯关（LOLO）扩散器是一个小型光学元件，藏在滤光片元件光瞳掩模后面，用于对探测器进行 CRNL 校正 [36,37]。LOLO 扩散器旨在与仪器中集成的、由 GSFC 提供的简化相对校准系统（sRCS）配合工作，该系统将来自仪器内部的光投射回 EWA 元件。由于 LOLO 扩散器隐藏在光瞳掩模后面，它将这部分光的一部分反射回 FPA，从而能够同时采集科学光和在 FPA 上的已知通量水平，以测量 CRNL 效应。镀金的 LOLO 扩散器可以在图3中滤光片表面反射的滤光片掩模背面看到。sRCS 中的 LED 并不完全对应每个滤光片的带通。
为了成功校准焦平面上的 CRNL，LOLO 扩散器照明需要既平滑又均匀。平滑是指为了实现 Roman 的科学目标，像素间的通量变化需要小于 0.14% [24]。为了达到这一点，LOLO 扩散器需要满足更严格的像素间均匀性约束，即从该 0.14% 分配中推导出的 0.05%。在这种情况下，均匀性设定了一个要求，即通量值在整个大 FPA（如图2所示，宽度为 280 mm）上没有显著变化。均匀性需求设定了在整个 FPA 上峰谷（P-V）比为 4 的要求。在集成到 LOLO 扩散器的滤光片组件之前进行的组件级测试显示，像素间平滑度值通常在 0.046% 左右，在整个 FPA 上的 P-V 比为 1.2 或更好 [36]。
WFI 的两次 TVAC 测试为所有 LOLO 扩散器在 sRCS 的不同照明波段下进行了一组最终的验证测量。这里将总结完成的大量不同测试。图11重点展示了使用 F062 滤光片的一组平滑度测试数据，展示了照明轮廓和像素间变化结果。该数据集中两个值得注意的有趣特征是探测器 18 和 9 上的亮角，以及探测器 10 和 1 顶部的“波纹”特征。亮角是一个已知的杂散光路径，来自滤光片后表面的反射，到元件轮内和周围硬件的机械表面，最终到达焦平面。如图11底部两个图所示，这不会对性能构成风险，因为它不是一个空间上足够尖锐的特征，不足以破坏局部平滑度。“波纹”特征也是后表面二次反射的结果。该波纹特征的峰谷值足够小且变化缓慢，因此不会对要求构成风险，并且在右上角所示的相邻像素减法中也不会显现。它也不存在于任何其他滤光片的数据中。
图11 使用 F062 LOLO 扩散器的照明平滑度测试数据。左图：整个焦平面上的归一化照明轮廓，标有探测器编号。蓝色和黑色虚线表示两个截面，绘制在探测器图下方。整体照明有轻微的（约5%）从左到右倾斜，这不影响性能。探测器18和9角落的峰值变化足够缓慢且足够小，不会显著改变性能。X轴以像素为单位绘制，以体现这些特征在像素间变化方面的缓慢程度。右图：使用相同数据集的相邻像素之间的百分比变化。最大刻度为0.055%，直观显示大多数像素低于此值。来自此数据集的相同截面绘制在下方，使用相同颜色，刻度最高为0.055%，显示结果满足0.05%的要求。
不同 LOLO 扩散器的性能汇总见表3。总体而言，这些 P-V 比与先前报告的组件级数据非常吻合，但由于焦平面上的杂散光路径，数值普遍较高。对于该路径影响较小的滤光片，如 F087，吻合度非常好。对于影响较大的滤光片，如 F184（其配对的 LED 带宽部分位于 F184 的透射带之外），性能较差。为 F184 报告的数值在报告的峰谷比中裁剪掉了明亮的杂散光路径（与 F062 在探测器 18 和 9 角落的相同区域）。然而，该数值仍不会对整体性能构成风险。滤光片 F213 没有 LOLO 扩散器，因为 sRCS 上没有为其配对的 LED。即使受到杂散光路径的影响，所有滤光片的 P-V 比都远低于 4，满足要求。
表3 LOLO 在整个焦平面照明上的峰谷比，显示与先前报告的组件级测试结果吻合良好。F184 结果上的星号表示，它是唯一一个峰谷比来自焦平面照明裁剪区域的数据集，因为 FPA 角落的明亮杂散光伪影会严重扭曲结果。结果轻松满足 P − V < 4 的要求。
LOLO 平滑度值远低于 0.14% 的整体科学目标，满足其 0.05% 的单独要求，并且小的峰谷比确保了 300 兆像素焦平面上的照明足够均匀。暗元件是元件轮上的一个专用校准元件，如图3(d)所示，是一个遮挡天空的空白金属快门。面向探测器的表面包含一个 Spectralon® 元件，该元件利用来自 sRCS 的光提供平场照明，其 F/# 几乎与科学光路匹配。这也经过了 TVAC 中平滑度和均匀性的测试，并取得了类似成功。这表明这些元件与 sRCS 协同工作，满足要求，并准备好在轨进行科学使用。
3.3 热真空（TVAC）中的杂散光模型相关性
杂散光，顾名思义，是焦平面上不期望的通量，通常来自外部光源散射进入科学光路，以及仪器本身的热自发射，这在像 Roman 这样的以红外为主的任务中是一个重要问题。WFI 的设计中融入了多层杂散光抑制措施，从图3中突出的 COBA 等挡板设计，到对不同表面处理和发射特性的精心选择。在两次 TVAC 测试期间，第 3.1.1 节中提到的 SORC 测试设备上的一个黑体被放置在 WFI 孔径前方，并对其进行温度斜坡测试，以测试 WFI 的固有热背景、滤光片带外抑制以及与观测站接口的光密性。图12包含了 TVAC 中测量数据与预测数据的比较。在图中，以黑色显示的探测器平均预测热背景与每个探测器的中位像素值（以红色叠加）进行了比较。这些预测模拟了热自发射、通过滤光片的透射以及通过 EWA 的小泄漏路径的贡献。总体而言，预测与测量结果非常接近，并且在大多数情况下，预测是保守的。F213 显然是背景最高的，这是预期的，因为它拥有最长的波长带通（见图4），加热黑体的热发射更容易通过它透射。黑体过填充了通过元件轮的泄漏路径，其相对于通过成像滤光片的科学光 Etendue 小于约 10⁻³。在观测站中，这些泄漏路径终止于 220 K 的后光学模块，因此相对于飞行中的观测站条件，升温至 270 K 是一个显著的过测试。
图12 预测（黑线）与测量（红线）热背景数据的比较，以每像素每秒电子数报告。预测线是整个焦平面的平均值，而测量线分别代表 18 个探测器中的一个。总体而言，预测与测量数据非常接近，并且在大多数情况下是保守的。每个滤光片温度测试范围的起点和终点有所不同，因为在测试期间黑体连续升温，并且元件会旋转进出活动位置进行测量。
TVAC 中这一特定测试的数据被证明是一项极好的模型相关性验证活动，并使得热背景要求的验证成为可能。在这种情况下，预测值与测量值通常吻合优于 2 倍。对于杂散光分析来说，这是非常接近的吻合，因为杂散光分析可能会受到表面处理细节、多层隔热材料（MLI）方向变化以及其他微小细节的严重影响，而这些细节在非序列光线追迹程序中无法完全建模。滤光片的透射行为，包括带外抑制性能，已被详细研究，并可参见其他参考文献 [76]。
还进行了鬼像预测并在 TVAC 中进行了搜索鬼像的测试。滤光片会产生离焦直径约 1.25 mm 的二级鬼像和离焦直径约 2.5 mm 的四级鬼像。这些鬼像在视场和波长上保持一致，并且位置非常靠近其主像。在进入第一次 TVAC 测试活动之前，预测主像的衍射将比二级鬼像亮数个数量级。为避免探测器饱和，用于鬼像测试的 SORC 姿态将主像放置在 FPA 角落的边界位置，远离任何有效区域。对测试数据的分析证实了预测；鬼像太暗而无法分辨。
4 机械对准与机构性能
4.1 测试和在轨时的元件对中
SORC 中集成的另一个工具是光瞳成像相机（PIC），用于在 TVAC 测试活动中验证元件位置，从环境温度开始，然后在测试期间的每个低温平台上进行，最后在回到环境温度时进行闭合验证。在 TVAC 中，WFI 通过其三个锁扣（见图3）垂直安装在一个由殷钢制成的大型对准夹具上。同样连接到该夹具上、位于 SORC 和仪器入口孔径之间的，是一个主对准目标夹具（MATF），它包含一个由 12 个自照明计量基准点（LED 背光、漫射针孔）组成的圆形阵列，由于进行了大量的空间计量和分析以确定 MATF 与 WFI 坐标系之间的六自由度（6DOF）关系，这些基准点提供了坐标真值。PIC 还使用一组超亮 LED 来照亮每个光谱元件掩模上居中的、由 24 个刻蚀点组成的高精度圆环作为基准点 [例如，在图3(e) 中的 F106 滤光片元件上可以看到]。
PIC 的视场使其能够从单个 SORC 姿态交替观察 MATF 的基准点和掩模点，从而能够非常准确地将每个光瞳掩模与 MATF 在五自由度（5DOF，除平移外）上关联起来——在某种意义上就像一个单相机摄影测量系统。该测试设置如图13所示。通过确定每个掩模点的质心并找到直径相对的点之间连线的交点，PIC 的分析软件计算出了每个光瞳掩模和 MATF 的真实中心，尽管掩模相对于 PIC 的视轴方向倾斜了 10 度。（从近距离观察时，圆环呈现卵形而非椭圆形（见图13右侧）。进一步分析报告了每个掩模相对于 MATF 的相对中心和旋转角度。PIC 的结果与环境下的元件位置空间计量相结合，以建立热真空条件下的绝对元件坐标信息。在 TVAC 设置期间、环境真空下、每个低温平台上，以及回到环境真空后，都使用了 PIC 来跟踪温变坐标偏移，以及回到环境温度时任何可能的光机迟滞。要求掩模在 X 和 Y 方向上彼此相对定位在 140 μm 半径圆内。
图13 左图：SORC 和 PIC 的测试装置示意图；通过位于 SORC 遮光中心的对角折叠镜进行观察，PIC 的相机通过连接到 SORC 前端的折叠镜交替拍摄 MATF 和照明掩模基准点（实际硬件见图3）。右图：整个 SORC 组件（包括 PIC）在对焦 FPA 上不同位置时如何围绕掩模旋转的可视化。这种 PIC 视角随 SORC 姿态的变化而改变，改变了 MATF 基准点相对于滤光片基准点的映射方式。比较这些基准点的图像对于确保 SORC 在测试之间保持一致姿态非常有帮助。
为了辅助 SORC 的定位，在 TVAC 开始时，在环境真空条件下从任何给定的 SORC 观察方向拍摄投影的 MATF 基准图案的参考图像。然后，在 TVAC 期间收集每个元件的 PIC 数据集之前，SORC 在五自由度（5DOF）上被非常精确地驱动，直到 MATF 上的背光针孔图案与基线图像匹配。每次在 PIC 相机上投影相同的轮廓和中心，重新建立参考 MATF 图像，使得 PIC 能够重新建立自身与宽视场测试夹具之间的相同相对对准，而与热平台无关。这有助于验证元件运动的热预测，并以最终可追溯到绝对仪器计量的方式一致地比较元件在轮上的相对位置。
结合环境空间计量，对 PIC 图像进行了分析，以正式验证组装期间所有用于使元件彼此对中的计量工作是成功的。它还为基础，用于确定将 WFI 安装到 Roman 仪器载体结构上的最终绝对平均光瞳对准和垫片尺寸（这也考虑了集成建模预测）。测量结果和建模工作的叠加也产生了在轨放置预测，如图14所示。与望远镜和仪器机械接口相比，绝对掩模对中很重要，以确保掩模位于光瞳平面中次镜的阴影内。WFI 元件实际上是弱弯月透镜，当以如此小的幅度偏心时，对观测站的波前性能影响很小。尽管如此，这些值已被纳入第 3.1.2 节中讨论的在轨性能预测中。PIC 读数在剪切方向上的重复性可达 1 μm，旋转方向约为 10 μrad。元件全局坐标中的绝对不确定度主要由激光跟踪仪在测量仪器和测试参考时的误差决定，保守估计在平移方向上为 40 μm（2σ），角度上为 150 μrad。
图14 从 PIC 测量数据到在轨位置的转换；掩模中心的预测考虑了 PIC 数据、WFI 与仪器载体之间的垫片，以及消除重力后的预期变化；元件中心的预测还考虑了在将掩模对准到其滤光片元件边框过程中测量的从掩模中心到滤光片元件中心的偏移。每个图中的蓝色 x 表示平均位置，所有滤光片掩模均满足包括其 2σ 不确定度在内的相对位置要求。
4.2 ACM 对准分析
如第 2.1 节所述，ACM 是 WFI 内在轨调整最佳焦点/成像性能的主要补偿器。在调试期间，ACM 将移动探测器通过焦点，利用太空中的明亮恒星作为光源捕获 FDPR 图像。为了使 ACM 有足够的运动范围在轨进行完整的 FDPR 扫描，ACM 必须被放置在其运动范围内，因为由于六足执行器的性质，用于对中探测器的任何六足运动都会减小沿聚焦方向的行程范围。
ACM 在两次 TVAC 测试中都经过了严格的测试，包括运动范围测试以及使用 ACM 进行类似于飞行中使用的相位恢复捕获的练习测试。尽管 ACM 在每个六足支腿上都有解析器，但如果没有光学反馈，它并不能“知道”自己在三维空间中的位置。由于 ACM 主要设计用于在零 G 环境中运行，第一次 TVAC 测试是对其在部署到标称位置时重力下垂效应的重要校准。在两次 TVAC 测试中，ACM 都从收拢位置部署到标称的最佳焦点位置，并且两次都部署到接近最佳焦点，FDPR 感测到较小的校正。基于这些部署测试，对 ACM 在轨时在其运动范围（ROM）内的位置进行了预测，如表4所示。该汇总考虑了多个因素，包括重力的影响、第 4.1 节中讨论的 PIC 数据对 WFI 位置的调整，以及焦平面在 FPA 内安装和方向的计量。表4包括最终预测和可接受范围，表明 ACM 被有效地放置在其初始部署可接受位置的边界内。在轨预测（第三行）是前两行的汇总。其下方是在轨标称位置的可接受位移，ACM 在所有情况下均满足该要求。在本例中，旋转不是关键问题，因此 ACM 位置的旋转值没有限制。可接受范围要求为 ACM 作为观测站系统其余部分的补偿器保留了足够的余量，因此在此处拟合在分配范围内是一个极好的结果。
5 结论
WFI 于 2024 年 8 月运抵 NASA 戈达德 [77]，并于 2024 年 12 月集成到 Roman 的其余光学有效载荷中 [78]。整个光学组件将在发射前作为完整有效载荷继续进行其地面测试活动的剩余部分 [79]。WFI 的环境测试活动产生了大量性能数据，证明了 WFI 已准备好作为 Roman 空间望远镜的一部分，彻底改变天体物理学的未来。BAE Systems 向 WFI 提供的 WOMA 组件（本文重点介绍）均表现出令人满意的性能。TVAC 期间的众多测试不仅为科学家们准备太空操作提供了校准数据，还提供了用于验证性能要求的验证数据。WFI 已证明其在元件之间具有稳定的性能、极低的 WFE 影响、性能良好的校准系统、可理解的杂散光性能，以及良好控制和理解的光机特性。
表4 ACM 在轨部署到标称焦点位置的预测，与 ACM 运动范围（ROM）内的可接受位置比较。
文章名：Roman Wide Field Instrument Optomechanical Assembly performance summary
作者：Benjamin Cromey, a, * Derek Sabatke, a Timothy Finch, a Eric Frater, a Catherine T. Marx, b Tyler Groff, b Eric Switzer, b Joshua E. Schlieder, b Douglas Leviton, c Ami Choi, b Sebastian Valencia, a Guangjun Gao, b Maxime Rizzo, d Shane Wake, b Lane Meier, d Patricia Lyons, e Nicholas Collins, f Diana Shukis, a and Thomas Delker a
机构：a BAE Systems Space and Mission Systems Inc., Boulder, Colorado, United States
b NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland, United States
c Leviton Metrology Solutions, Boulder, Colorado, United States
d Conceptual Analytics LLC, Glenn Dale, Maryland, United States
e Peraton Inc, Greenbelt, Maryland, United States
f Telophase Corporation, Lanham, Maryland, United States
