NASA天体物理学30年路线图，即永恒探寻（Enduring Quests）和大胆想象（Daring Visions），展望了大孔径紫外/可见/红外LUVOIR（large-aperture ultraviolet/optical/infrared）空间天文台，先进大孔径空间望远镜ATLAST（Advanced Technology Large Aperture Space Telescope）的科学目标是结合普通天体物理学和适居外行星直接成像与光谱，解决一系列天体物理问题，包括从早期星系与恒星的形成到地球上生命的形成过程。关键技术包括：内置日冕仪、星影（或外部遮光体）、超稳定大孔径望远镜、探测器和反射镜镀膜。选定技术性能目标包括：在35毫角秒内工作角具有1×10^-10原始对比度，每个波前控制步具有10 pm RMS量级波前误差稳定性，自动在轨感知和控制，覆盖400 nm至1.8 μm外行星科学的零读出噪声单光子探测。这些技术的发展将在灵敏度、角分辨率、稳定性、高对比度成像等方面提高现有和规划中的天文台技术。在参考架构中呈现了ATLAST的科学目标，实现高级望远镜和满足仪器性能要求，即在日地拉格朗日L2点以室温（约290K）运行10米级拼接式望远镜。对于每个技术领域，定义了要求性能、现有最先进性能和现有技术成熟度TRL（Technology Readiness Level）评估，确定了当前技术差距，说明了现有、计划和每项技术发展到TRL5所需的努力。 

1. 引言

在2010十年报告中推荐了最高优先级中等规模活动，新世界、新地平线(New Worlds, New Horizons)，即“新世界技术发展计划”，“为未来空间成像和光谱任务打下技术和科学基础”。NASA天体物理学30年路线图，即永恒探寻（Enduring Quests）和大胆想象（Daring Visions），指出大规模紫外-可见-红外LUVOIR（Large Ultra Violet-Optical-InfraRed）监视器作为 “Formative Era”（约21世纪20到30年代）的战略任务。LUVOIR科学目标涵盖了大范围普通天体物理，包括恒星、行星、星系起源、适居外行星探测和表征等。最近，天文研究大学联盟AURA（Association of Universities for Research in Astronomy）报道了“从宇宙诞生到生机盎然的地球”，介绍了12米拼接式孔径太空望远镜，称为高清晰度太空望远镜HDST（High Definition Space Telescope），将作为詹姆斯韦伯太空望远镜JWST（James Webb Space Telescope）紫外-可见-红外波段的继任者。

集合了多个机构的团队来研究ATLAST，这一LUVOIR候选任务概念，在能力上与HDST很接近，团队成员来自NASA的戈达德和马歇尔航天中心、喷气推进实验室和太空望远镜科学研究所。除了定义科学目标和进行详细工程分析，提出一个技术发展计划，指出实现ATLAST科学任务存在的技术差距，以及将在mid-2020年代中期弥补这些差距启动新任务所涉及的一系列活动。

2. ATLAST任务概念

l 概述

ATLAST主要科学目标是，调查从恒星、行星到星系的宇宙结构起源，以及物质基本构成单元如何从星系到星系和从恒星到恒星的机制。探测和光谱表征几十个适合人类居住的外行星，以及搜寻这些外行星大气层生命迹象，这两个野心勃勃的目标同等重要。在执行生命搜寻过程中，ATLAST将描绘数百个行星系统，利用比较行星学，有效实施“exoplanet zoo”普查。

为帮助进行工程分析和引导技术发展计划，ATLAST团队研究了几个参考架构。如图1所示架构，由一个9.2米分片孔径望远镜组成，利用了JWST结构和技术。

图1 ATLAST参考架构

主镜1包括36个JWST尺寸镜片，由玻璃或SiC组成，能利用分片加热板维持热稳定性。次镜2在六个自由度可主动控制，使用了科学仪器模块参考计量。科学仪器3可从外部访问维护。整个望远镜通过一个非接触指向架系统4与飞船隔开。当维持在三层遮光罩5和太阳之间的固定视角时，万向架使得可以完全访问凝视场field-of-regard，提供稳定散热。利用类似于JWST所使用的多弦折叠，整个系统可装填在一个典型5米整流罩6内。

表1指出了顶层望远镜要求，即科学目标，表2给出了科学仪器的概念列表。

表1 ATLAST望远镜科学要求

IR = 红外，UV = 紫外，NIR = 近红外，MIR = 中红外，SNR = 信噪比，RMS = 均方根，WFE = 波前误差

参数			要求	长期目标	跟踪能力
主镜孔径			≥ 8 米	12米	精度、灵敏度、Exoplanet Yield
望远镜温度			273 K ~ 293 K	-	热稳定、集成测试、污染、红外灵敏度
波长范围	紫外		100 nm ~ 300 nm	90 nm ~ 300 nm	-
	可见		300 nm ~ 950 nm	-	-
	近红外		950 nm ~ 1.8 μm	950 nm ~ 2.5 μm	-
	中红外		-	经评估对5.0 μm敏感	凌日光谱法
图像质量	紫外光		150 nm处< 0.20角秒	-	-
	可见/近红外/中红外		500 nm衍射受限	-	-
杂散光			400 nm ~ 1.8 μm间黄道受限Zodi-limited	在200 nm ~ 2.5 μm 黄道受限Zodi-limited	外行星成像与光谱SNR
波前误差稳定性			每控制步约10 pm RMS未修正系统WFE	-	通过内部日冕仪进行星光抑制
指向		飞船	≤ 1毫角秒	-	-
		日冕仪	< 0.4毫角秒	-	-

大型主镜孔径能实现高分辨率和高灵敏度天体物理观测。已证实外行星探测率exoplanet yield对望远镜孔径敏感，变化接近D^1.88。许多约束决定了望远镜温度，为使紫外波段观测有效，按照严格污染要求，意味着温度必须维持在0度以上避免冷凝。此外，“warm”（即非低温）望远镜降低了系统复杂度、成本，以及与镜面制造、集成和地面测试相关的计划进展。相反，warm望远镜的背景辐射限制了可观测红外范围。

普通天体物理学和外行星表征的科学目标同等重要，高对比度成像可以使外行星表征成为波前稳定要求的最强驱动。内置日冕仪要求热稳定性和动态波前稳定性在每个波前控制步达到十皮米量级RMS。

根据这些顶层要求，可以确定保障任务成功的宽技术领域：以小内工作角获得需求对比度的星光抑制系统，热和动态稳定的光学系统，高通量反射镜镀膜，以及能实现紫外科学的开创性灵敏探测器。在每个技术领域，关键部件可构成整体性能。

l 技术发展计划的灵活性

通过研究多个参考结构架构来验证概念，ATLAST团队认为在发展早期阶段需要探索多个解决途径。因此，发展技术计划尽可能与任何一个架构non-specific。例如，在超稳定大孔径望远镜技术领域，引入反射镜技术，与分片系统和大型整体单块都有关，证明如果兼容运载火箭且分片孔径日冕仪很难实现，该方案是有利的（即太空发射系统SLS（Space Launch System）Block II配置有8~10米整流罩）。

类似地，将内置日冕仪和外部遮光体（“starshade”）星光抑制系统引入技术发展计划。日冕仪能在特定任务生命期提供最好的外行星表征产出，而它也有红外内工作角IWA（inner working angle）限制。内置日冕仪也将特别的波前稳定性要求强加到望远镜。ATLAST星影starshade能在日冕仪或分片孔径系统无法获得必要对比度和波前误差稳定性的情况下，进行开创性的外行星科学（尽管降低产出率）。此外，ATLAST任务的后继starshade可能用于候选exo-Earths的扩展描述。

表2 概念仪器套件的科学要求，进一步定义待定工程事宜和任务科学目标

紫外仪器、星光抑制系统和外行星仪器将占据Cassegrain焦平面的窄同轴视场来最大化流量，其它仪器将得到三反系统焦点处的宽视场。

科学仪器	参数	要求	长期目标
紫外多目标光谱仪	波长范围	100 nm~300 nm	90 nm~300 nm
	视场	1~2角分	-
	光谱分辨率	R=20,000~300,000（可选）	-
可见-近红外成像仪	波长范围	300 nm~1.8 μm	300 nm~2.5 μm
	视场	4~8角分	-
	成像分辨率	500nm Nyquist采样	-
可见-近红外光谱仪	波长范围	300 nm~1.8 μm	300 nm~2.5 μm
	视场	4~8角分	-
	光谱分辨率	R=100~10,000（可选）	-
中红外成像仪/光谱仪	波长范围	-	2.5 μm~8 μm
	视场	-	3~4角分
	成像分辨率	-	3 μm Nyquist采样
	光谱分辨率	-	R=5~500（可选）
星光抑制系统	波长范围	400 nm~1.8 μm	200 nm~2.5 μm
	原始对比度	1×10-10	-
	对比稳定性	集成条件下1×10-11	-
	内工作角	34 milli-arcsec @ 1 µm	-
	外工作角	> 0.5 arcsec @ 1 µm	-
多波段外行星成像仪	视场	约0.5角秒	-
	分辨率	500nm Nyquist采样	-
外行星光谱仪	视场	约0.5角秒	-
	分辨率	R=70~500（可选）	-

高对比度成像涉及的特殊性能要求迫使采用系统级技术开发方法。没有单个技术领域能独立于其它领域而发展和评估。每个技术的影响必须在其它技术基础之上进行评估，依靠具体综合模型反复确定哪个技术可以正常工作，哪个不能。发展和验证这些具体模型需要时间，然而，如想2020十年调查(Decadal Survey)及时达到足够进度，那么技术发展必须立即开始。因此，目前技术发展采用保守方法，确定每个技术最需强调突出的性能目标。期望随着技术的继续开展和模型持续研究，提高对技术间内部联系的认识理解，以及放宽一些性能目标。

下面将详细讨论每个技术领域，指出全部技术领域的组成。给出每个组成部分的技术差距列表，指出其现有最先进技术水平及其当前技术成熟度TRL）将每种差距分为技术、工程或制造差距。技术差距是指，尚不存在解决方法，必须发展新技术填补空白；工程差距是指，在进一步充分理解和提升现有技术基础上，有可能满足要求；制造差距是指，现有技术将满足要求，但必须将制造过程发展得更高效、更节约、更可靠。

除了差距分析，给出建议行动来弥补空白。这些建议假设每个技术需要在mid-2020年代中期新任务开始时及时达到成熟度TRL5级，最有可能在宽场红外太空望远镜-天体物理聚焦望远镜WFIRST-AFTA（Wide-field Infrared Space Telescope - Astrophysics Focused Telescope Assets）大约2024年任务发射后。

3. 内置日冕仪

l 概述

执行探测和描述适合居住外行星的“killer-app”科学的关键在于星光抑制系统，需要满足高对比度成像性能要求，足够敏捷地调查数百个行星系，获得可居住世界发生率的统计置信。内置日冕仪可提供这种敏捷度，但还不能同时满足对比度、内工作角IWA和带宽要求。

直径>8米的孔径将几乎必然被遮盖，而且可能是分片的。最近针对WFIRST-AFTA日冕仪的技术投入表明，现有日冕仪可工作于存在孔径遮挡的附加衍射环境下，但通常会牺牲吞吐量和行星点扩散函数PSF（point-spread function）的Strehl比。更新还不太成熟的日冕仪设计，有望满足对比度、内工作角IWA和带宽要求，而且能利用遮蔽或分片孔径来维持高流量和高行星点扩散函数PSF的Strehl比。

为了放宽对日冕仪的一些更严格性能要求，设想两个工作模式：探测模式和表征模式。在探测模式下，日冕仪将工作在可见光波段（约550 nm）且要求更高对比度（1×10^-10），但内工作角IWA会轻微放宽到3.6 λ/D。探测模式下，日冕仪将足以探测可居住地带的多岩石区域，至少在光谱中识别出粗糙的H₂O特征，确定感兴趣目标。一旦确定，仪器将切换到表征模式，兴趣点是近红外波段主要光谱特征。为了运行于更长波长，仍需让行星位于焦平面的高对比度区域，这就要求更小的2λ/D内工作角IWA。既然行星已在焦平面确定与定位，对比度可轻微放宽到5×10^-10。这个双模式操作缓解了仪器同时工作于尽可能高对比度和尽可能小内工作角IWA的要求。

类似地，不期望日冕仪同时工作于400 nm到1.8 μm整个波段范围（或200 nm到2.5 μm波段目标）。设想仪器具有工作于10~20%瞬时带宽（在更宽范围可调整到特定中心波长）的能力。这将允许主要光谱特征作为观测进展的优先次序和个别特征描述。

附加技术组成有助于实现内置日冕仪性能，包括：光子有效波前感知和控制算法、高执行机构数目、鲁棒可变形镜（deformable mirrors，DMs）、自主高性能在轨处理、点扩散函数PSF校准和处理算法。

l 技术差距

表3列出了关键技术和确认差距。

表3  内置日冕仪技术组成的差距列表

WFSC = 波前感知和控制，IWA = 内工作角，OWA = 外工作角，λ = 波长，D = 孔径直径，ASIC = 特定应用集成电路，GFLOPs = 千兆浮点运算，PSF = 点扩散函数。

技术组成部分	参数	要求	目前最先进的水平	当前TRL	技术、工程、制造差距
宽带高对比日冕仪（包括WFSC）	原始对比	1×10-10（探测） 5×10-10（表征）	3.2×10-10	3	技术
	IWA	3.6λ/D（探测） 2.0λ/D（表征）	3λ/D
	OWA	约64λ/D	16λ/D
	带通	10~20%（瞬时） 400 nm ~ 1.8 μm（全部） 200 nm ~ 2.5 μm（目标）	10%
	孔径	遮挡、分片	无遮挡
	WFSC	以低恒星光子率生成初始黑洞的快WFSC   低阶感测和纠正来维持1×10-10对比度	使用明亮实验室源，需要多小时WFSC来生成初始黑洞 subHertz频率Tip/tilt误差感测与纠正
可变形反射镜	执行机构数目	128×128（连续） >3000（分片）	64×64（连续） <200（分片）	3	工程、制造
	环境	鲁棒、抗辐射	测试进行中
	电子学	> 16 bits高速，高通量布线和ASICs	约16 bits 密集、单点故障布线和电子学
自主在轨处理	带宽	闭环>几Hz	每14天人工循环1次（JWST）	3	工程
	电子学	抗辐射，>100 GFLOPS/W	抗辐射飞行电子学<20 GFLOPS/W
星光抑制图像处理	PSF校正	对比下，因子有50到100倍提高	25倍演示 WFIRST是30倍目标	3	工程

l 建议行动

内置日冕仪目前正收到大量资助investment以供WFIRST-AFTA 研究，对于ATLAST，应该尽可能多融资。发展波前感测算法、低阶波前感测、鲁棒可变形反射镜、在轨处理、点扩散函数PSF校正与处理将直接应用于ATLAST需求。然而，仍需要重要附加投入来缩小WFIRST-AFTA性能要求和ATLAST之间的差距。

日冕仪需要获得高对比度量级，还必须在孔径遮蔽和分片情况下维持高吞吐量和行星点扩散函数PSF的Strehl。对于ATLAST而言，可能需要单个最高优先级技术投入。正如前面所提，有许多有希望的选择。相位诱导振幅变迹复掩日冕仪PIAA-CMC（Phase-induced amplitude apodization complex-mask coronagraphs）、变迹瞳孔Lyot日冕仪APLC（apodized pupil Lyot coronagraphs）以及相位遮蔽归零日冕仪PONC（phase-occulting nulling coronagraphs）理论上都工作于遮蔽的分片孔径，高吞吐量，至少有一个具备望远镜宽波前稳定性要求的潜力。PIAA-CMC概念可能是这些选择中最成熟的，在WFIRST-AFTA计划中获得了适度投入，但这三个日冕仪在未来5年应有更高优先权进行试验演示以验证其性能。

需要对更高执行器数可变形镜的行业投入，扩展日冕仪OWA到临近和更远恒星更外层可居住区。不仅要求提高exoEarth发现率，还需要表征可居住带外轨道外行星，提供更加完整的“外行星普查”。现在一个主要障碍是生产大规模反射镜（例如128 × 128个执行器），并降低相关线束和电子学的复杂性。期望每个日冕仪使用至少2个可变形反射镜（不包含可能组装到飞船光学系统光学望远镜的可变形镜），每个有>16,000根布线，代表单点故障。

需要在轨处理具备自主运行闭环波前感测和控制系统的能力。携带图形处理单元GPU（graphics processing unit）的台式计算机可以胜任这种计算，但不是飞行可跟踪结构。抗辐射系统需要同样的性能，消耗1到2个数量级的更低功耗。

需要对点扩散函数PSF校正和处理算法进行适当投入，以获得WFIRST-AFTA 目标性能的2倍提升。

4. 星影

l 概述

尽管内置日冕仪能为类似ATLAST任务提供最高exoEarth发现率，认为还是存在一些固有限制。首先，尽管PIAA-CMC、APLC和PONC有不错前景，但很可能没有一个能获得所要求的对比度、内工作角IWA和带宽性能。另一方面，如可能达到这些性能，会以无法实现望远镜波前稳定性作为代价。这种情况下星影可能是更可取的星光抑制技术。

内置日冕仪的一个额外限制是内工作角IWA规模与λ有关。假设10米孔径，550 nm波段3.6λ/D探测到行星可能会在1µm观测时移动到约2λ/D焦平面。随着期望表征波长平移更长（可能存在许多感兴趣生物标记），日冕仪必须在接近恒星PSF核的更高对比度条件下更加积极工作。而星影没有这种限制，因为内工作角不依赖于波长。

将星影开发列入技术计划，降低内置日冕仪难观测的风险，或者在未来ATLAST rendezvous中作为任务加强，提供更深入的外行星特征。该技术关键组成包括精密大（80米级）结构的构造和演示、编队飞行技术和模型验证。

星影最大限制在于，一定寿命内仅可执行有限量，燃料消耗，或者推进能力，导致exoEarth发现率降低。给星影连续补给的能力可延长任务寿命。新推进技术可能在一定量燃料条件下提供更快slews获得更多观测。这些发展都能为ATLAST星影概念带来增强任务的能力。

l 技术差距

表4列出了关键技术和确认差距。

表4 星影技术组成差距列表

技术组成部分	参数	要求	目前最先进水平	当前TRL	技术、工程、制造差距
星影构造和部署	-	瓣和中心构架设计与80米级星影一致 演示制造和部署容差	为40米级星影演示原型翼瓣，不包括覆盖层和光边界 用12米4个翼瓣的环形桁架天线，演示部署容差	3	工程
光边界	棱角半径	≤ 1 μm	≥ 10 μm	3	技术
	反射率	≤ 10 %	-
	装填半径	≤ 1.5 m	-
编队飞行	横向感知误差	≤ 20 cm	-	3	工程
	峰间控制	< 1 m	-
	几何中心估计	≤ 0.3%光分辨率	≥ 1 %
对比度性能演示和模型效验	-	在Fresnel数≤ 50时有1×10-10宽带对比度 试验台性能与模型预测相关	在Fresnel数约500时有3×10-10对比度，不考虑瓣边界、窄带 在不含翼瓣边界的区域模型相关性好	3	技术
星影推进和中途补给	-	添燃和推进可以使得5年任务的3年里> 500 slews	需要研究，机器人补给可以拓展任务生命周期	3	技术、工程

l 建议行动

ATLAST能利用技术投入，通过如战略天体物理学技术SAT（Strategic Astrophysics Technology）项目外行星技术发展TDEM（Technology Development for Exoplanets）等计划。而且，探测任务Exo-S10（包含WFIRST-AFTA集成概念）近期研究激发了该投入兴趣。

类似于内置日冕仪技术，仍需要额外投入来缩小潜在探测任务和10米级望远镜需求（例如ATLAST）之间的差距。ATLAST星影尺寸将需要新的桁架设计和部署演示，也需通过建模来演示和验证更高对比度。

正如所提，应该研究推进和中途补给技术来提高exoEarth发现率。机器人补给已广泛研究，并在近地轨道得到验证。需要合适的trade空间研究，解决类似于“需要哪些服务？”（加油、维修、替换等）；“服务在哪实施？”（近地轨道、地月空间、日地L2点等）；“需要多少燃料，频率如何？”；以及“存在什么基础设施，将需要什么？”。应该调研新的推进技术，包括太阳能推进，来获得更快slews。

5. 超稳定大孔径望远镜

l 概述

人们可能会认为在星光抑制技术之后，大孔径太空望远镜所需的最高优先级技术将是构成光学系统的反射镜。然而，基于内置日冕仪施加到观测台的特殊波前稳定性要求，迫使反射镜技术发展涉及的比镜面本身更多。相反，光学望远镜组装OTA（optical telescope assembly）必须发展成一个系统，包括：反射镜、结构体、干扰隔离和抑制、计量、执行机构和热控系统。

如前所指，每个技术都有波前稳定性要求，对其采用保守评估。假设高对比度外行星科学能用内置日冕仪实现，那么波前稳定性顶层要求按目前理解应该在每个波前控制步达到数十皮米RMS。这是基于现有WFIRST-AFTA任务所开发的日冕仪。然而如前所提，指出了新日冕仪技术的发展可能会促进放宽这些要求。而且，波前感测和控制系统的控制频率目前未知，取决于特定日冕仪结构、观测策略、波前感测系统、寄主星亮度。随着这些开放式环节问题的解决，期望望远镜变得足够稳定，适应慢速波前控制系统与苛刻日冕仪的可能组合。

l 技术差距

表5列出了关键技术和确认的差距。

表5 超稳定大孔径望远镜技术组成的差距列表

DIVH = Delta IV-重型，SLS = 太空发射系统，SiC = 碳化硅，MMSD = 多反射镜系统演示，TMT = 30米望远镜，WFC = 波前控制

技术组成部分	参数	要求	目前最先进水平	当前TRL	技术、工程、制造差距
镜子	表面精度	< 7 nm RMS	< 7 nm RMS	4	工程、制造
	面密度	< 36 kg/m2 (DIVH) < 500 kg/m2 (SLS)	~12 kg/ m2 (SiC w/nanolaminates) ~35 kg/ m2 (MMSD) 70 kg/ m2 (JWST)
	面成本	< $2M/m2	$6M/ m2 (JWST)
	面生产率	30~50 m2/年	~4 m2/年(JWST) ~1 m2/年 (HST) ~100~300 m2/年（TMT计划但还未证实）
复合材料结构	湿度扩散系数	初始湿度释放后恒定	连续湿度释放	3	技术
	倾斜Lurch	< 10 pm / WFC step	在接头处微倾斜
热稳定性	材料稳定性	~10nm / K	~100 nm / K	3	技术
扰动隔离系统	端到端衰减	频率>20 Hz时140 dB	频率>40 Hz时80 dB (只有JWST被动隔离)	4	技术、工程
计量学和执行机构	感测精度	~1 pm	~ 1 nm	4	技术
	控制精度	~1 pm	~ 5 nm

l 建议行动

这些技术研发需要系统级方法，必须由具体综合建模验证设计。可以采纳一些具体步骤来提高组成部分的技术成熟度TRL。

建议采取类似于先进反射镜系统演示AMSD （Advanced Mirror System Demonstration）计划的反射镜项目。多个反射镜材料（ULE®、微晶玻璃®、碳化硅、复合材料等）和反射镜结构（开放vs. closed back，整料vs. 刚体片段 vs. 高优先级驱动段等）应给予评估和比较。每3-5年进行候选向下选择，直到两个候选方案在对比竞争中存留下来。通过这个过程，维持生产保留技能。

复合结构亚尺度演示应该用来改进新复合材料研发，利用低放气和新接头设计来降低微纳倾斜micro/nano-lurch属性。也许最重要的是，皮米级亚尺度结构测试将验证常用于综合建模的线性假设。一旦验证成功，综合建模可应用于准确预测全尺度系统的性能。

需要研究和实施热控的分布式分层方法。热控系统组成包括：（1）有一致热扩散系数CTE（coefficient of thermal expansion）分布的热稳定反射镜；（2）全新热稳定复合材料结构；（3）观测级架构，权衡JWST平遮阳罩或HST杂射光筒；（4）全新热感知和控制方案来管理余热不稳定性。

工业发展非接触隔离技术的进步，有可能满足严格动态稳定性要求，也应优先处理。验证这类TRL6级系统所要求的隔离，包括电源和通过总线有效载荷接口的数据传输，将retire关键风险。调研其它潜在隔离和指向技术（即反应轮隔离系统、微推进器等）也十分重要，可能将这些技术结合在一起满足动态稳定性要求，提高margin，降低整个系统的成本和风险。

类似于热控系统，需要计量和波前控制的分层方法。例如基于图像的波前感知、激光计量或者电容边缘传感器的组成部分应结合在一起研究，在不同时空频率探测动态扰动。通过分片级刚体执行机构或者嵌入式高优先执行机构，主镜次镜控制可能与仪器载荷可变形反射镜匹配，提供高对比度成像所需的皮米级控制。

6. 反射镜镀膜

l 概述

像ATLAST这样的紫外/可见/红外UVOIR望远镜需要防护铝镀膜，类似于HST所采用的镀膜，经论证几乎已达技术成熟度TRL9级。一些镀膜性能方面的任务加强目标可通过更好的涂层沉淀工艺获得。而且，需要一些新研究来全面认识极化效应对日冕仪性能所产生的影响。

建议在四个领域进行改进：更高反射率（尤其远紫外波段）；整个紫外/可见/红外UVOIR波段更好的镀膜一致性；更低极化（特别是400 nm和1.8 μm之间的外行星科学波段）；更好的整体耐久性。

l 技术差距

表6列出了关键技术和确认的差距。

表6 反射镜镀膜技术组成部分差距列表

技术组成部分	参数	要求	目前最先进水平	当前TRL	技术、工程、制造差距
反射率	90~120 nm	> 70%	< 50%	2	技术、工程
	120~300 nm	> 90%	80%	3
	> 300 nm	> 90%	> 90%	5
一致性	90 nm~120 nm	< 1%	TBD	2	工程、制造
	120 nm~250 nm	< 1%	> 2%	2
	> 250 nm	< 1%	1~2%	3
极化	≥ 90 nm	< 1%	尚未评估，需要研究	2	技术
耐久性	-	任务寿命（最少10年）期间具有稳定性能	性能稳定，但在200 nm以下限制初始反射率	4	工程、制造

l 建议行动

在涂层基础技术上不可能改变太多—目前紫外/可见/红外UVOIR波段最好涂层是薄介电层铝防护（典型MgF₂、LiF或AlF₃）。然而，投入会集中于提高这些材料的沉淀工艺。在原子层沉积ALD（atomic layer deposition）和离子束辅助物理气相沉积IBAPVD（ion-beam assisted physical vapor deposition）方面的新技术能提高材料填充密度，获得更高的反射率和更好的一致性。重要的是，应用于米级分片和8米级整块的可伸缩加工也应得以发展。

日冕仪高对比度成像中的涂层极化效应是一个亟待解决的问题，不管采用何种涂层。这也是WFIRST-AFTA所能投入的技术研发领域。即便涂层是保护银，仍然会在集光中产生极化。需要彻底理解涂层如何影响极化和极化如何影响高对比度成像。如果这种影响很重要，就需要在日冕仪中实施极化控制/修正的缓解计划。

7. 探测器

l 概述

利用极低噪声的可见-近红外（400 nm - 1.8 μm）单光子探测器，可实现ATLAST适居外行星探测和特征成分的性能提升。该领域有许多鲁棒技术，需要额外测试抗辐射和进一步降低噪声与暗计数率。通过极低噪声的紫外（200 nm - 400 nm）单光子探测器研发，能进一步提升科学目标。这类探测器允许重要ozone生物标记特征(260 nm - 350 nm)的光谱表征。

普通天体物理要素ATLAST能通过改进大幅高灵敏抗辐射的紫外探测器来加强。利用大孔径系统分辨率优势，需要更高像素数的探测器来覆盖所希望的视场范围。而且，现有紫外探测器技术在全波段受限于灵敏度，但尤其在150 nm以下，具有关键科学目标。一些应用得益于“非可视”探测器，在300 nm以上有很小或者没有灵敏度。

所有情况里最可取的是避免低温运行要求，需要低温冷却器来最小化成本、复杂度、质量和振动，这些可能会影响高对比度外行星科学的波前稳定性。

l 技术差距

表7列出了关键技术和确认的差距。

表7 探测器技术组成部分差距列表

EMCCD = 电子倍增电荷耦合器件，SEL2 = 日地拉格朗日点2，APD = 雪崩光电二极管，MKID = 微波动态电感探测器，TES =过渡边缘传感器，EBCMOS = 电子轰击互补金属氧化物半导体，MCP = 微通道板。

技术组成部分	参数	要求	目前最先进水平	当前TRL	技术、工程、制造差距
能用于外行星科学的可见近红外单光子探测器	运行波段	400 nm-1.8 μm （目标2.5 μm）	EMCCD技术是有希望的，但需要抗辐射测试，在1.1 μm硬截止；HgCdTe APDs是近红外候选，但需要更好的暗计数率；MKID和TES满足需求，但需要低温	3-5	技术、工程、制造
	读出噪声	<< 1 e－
	暗电流	< 0.001 e－/pix/s
	伪计数率	与暗电流相比小
	量子效率	全波段> 80%
	像幅	> 2k × 2k像素
	其它	抗辐射、在SEL2最少5年寿命，非低温运行优先
可加强外行星科学的紫外单光子探测器	运行波段	200 nm-400 nm	基于GaN的EBCMOS和MCP探测器满足所需噪声规格，但需要更好的>50%量子效率和寿命提升 这里也使用超导MKID和TES探测器	2-4	技术、工程、制造
	读出噪声	<< 1 e－
	暗电流	< 0.001 e－/pix/s
	伪计数率	与暗电流相比小
	量子效率	全波段> 50%
	像幅	> 2k × 2k像素
	其它	抗辐射、在SEL2最少5年寿命，非低温运行优先
普通天体物理学大幅高灵敏度紫外探测器	运行波段	90 nm-300 nm	同上 δ-doped EMCCD也作为候选，但需要提高抗辐射能力并减少时钟感生电荷	4	工程、制造
	读出噪声	< 5 e－
	量子效率	> 70%
	像幅	> 2k × 2k像素
	其它	抗辐射、在SEL2最少5年寿命，非低温运行优先，可见光无效

l 建议行动

对于所有情况，建议政府、学院、工业伙伴间更加紧密合作，促进探测器发展。近期的优先权应该给辐射测试EMCCD技术，确定日地拉格朗日L2点晕轨道上ATLAST的适用性。尽管WFIRST-AFTA正在辐射试验EMCCDs，对ATLAST的性能要求可能会显得更加苛刻。HgCdTe APD、MKID、TES和其它技术的额外发展会并行进行，可能通过一些富有竞争力的团队，投以适度资助。大约2020年向下选择候选技术，将有助于向2024年任务特定里程碑集中资源。如果选用例如MKID和TES的超导探测器技术，对超低振动冷却技术的投入将成为ATLAST外行星科学部分的关键。

 

文献来源：MR. Bolcar, K Balasubramanianb, M Clampin, et al., Technology Development for the Advanced Technology Large Aperture Space Telescope (ATLAST) as a Candidate Large UVOptical-Infrared (LUVOIR) Surveyor, Proc. SPIE 9602, UV/Optical/IR Space Telescopes and Instruments: Innovative Technologies and Concepts VII, 960209).