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用户指定的光线像差
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用户指定的光线像差
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楼主
发表于: 2019-05-28
可以使用以下输入指定个别
光线
进行校正(在M、MF、L或LL行之后)。
Mp(;PbVD
{ A / S / MUL / DIV } { ICOL / P }name HBAR XEN YEN GBAR [ SN ]
@O|`r(le
其中name为以下中的一个:
[OS&eK 8
Z`#XB2,
YA
}}l jVUpC%
ZA
|xT'+~u
RA
=7EkN% V:{
XG
[<sN "
XL
mnx`e>0
/4}y2JVv)
YC
-"I9`
OPD
X<H{
RC
ANfy+@
YG
eh8lPTKil
YL
)x35
GcG$>&,
YP
Z*IW*f&0>1
OPP
1k`gr&S
HFREQ
1@9M[_<n5
ZG
6n;? :./
ZL
5=b6B=\*~
"bz.nE*
XA
cYBjsN(!A|
ZZ
^])s\a$
HBRAGG
t#%J=zF{
ZZG
!}sF#
ZZL
wh!8\9{g
d$8K,-M
XC
w_DaldK*
HH
AmQsay#I_
HEFFIC
{R/e1-;
HHG
WO6+r?0M2
HHL
2wa'WEx
umt`0m. :
XP
[Fv_~F491
DSLOPE
CAmIwAx6;
HSFREQ
Hz=s)6$ey
FLUX
[ua[A;K
PL
7%G&=8tq
b`ksTO`}x
XE
m_FTg)_=
YE
c~}FYO$
ZE
y|NY,{:]
ZZE
*1T~ruNqa
HHE
x=X&b%09
J(A+mYr{:
ERROR
l<'}`
UNI
D_G]WW8
UNR
a54S,}|
OPL
D |fo:Xp,
ILLUM
K92M9=>
A、S、MUL和DIV确定像差的分量如何与任何先前的分量组合(加、减、乘或除)。在复杂情况下控制边缘羽化的特殊像差形式是可用的。参见以下RCLEAR。
P@x@5uC2
ICOL
P.(z)!]
是色差编号。可以用“P”代替主色差,但不能用“M”。
KuEM~Q=
YA
Z_7TD)
是光线的Y坐标的实际值。注意,如果
镜头
是AFOCAL,像这样的横向的量会变成角量。
9$}>O]
YC
b@sq}8YD|z
是光线的Y坐标,相对于主色差的主光线的Y坐标
+UX} "m~W
YP
.y0u"@iF
是光线的Y坐标,相对于要求的色差的主光线的Y坐标。
@}uo:b:Q
XA
qk>M~,
是光线的X坐标的实际值。
3>=G-AH/$K
XC
!3o/c w9
是光线的X坐标,相对于主色差的主光线的X坐标。
P7REE_<1
XP
&B++ "f
是光线的X坐标,相对于要求的色差的主光线的X坐标。
um\A
ZA
]7RK/Zu i
是光线的Z坐标的实际值。
9*Fc+/
OPD
9>ZX@1]m_
是光程差,以要求色差的
波长
的波为单位,在该色差下光线的路径和主光线的路径之间的差,以主色差的主光线点作为OPD参考球面的中心。球面可以或不可以投影到无穷远取决于德拜近似是否有效。
k^K%."INn
OPP
,u!_mV
是光线的OPD,以所要求的色差的主光线(principalray)的截距作为参考球面的中心。
:c`djM^ll
RA
7|Iq4@IT
是光轴到光线截距的径向距离。总是正的。
,mK UCG
RC
~H"-km"@
是在主色差中光线截距到主光线的截距的径向距离。它总是正的。
6UuM`eu
ZZ
&(jt|?{
是在表面折射后光线路径在X-Z平面上投影的角度的正切。
Zm(}~C29
HH
238z'I+$G/
是在表面折射后在Y-Z平面上光线路径投影的正切。
5bsv05=e
UNI,
NH1ak(zHW
UNR
IxY!.d_s|~
UNI是在表面折射之前从表面法线出发的光线角度,以度数为单位,且始终为正。UNR是折射后的角度。这些量的目的是使防止非常陡峭的光线截距变得简单,这将引入非常高阶的像差,并且通常会阻碍
优化
程序的收敛。只要给出一个合理的目标角度,比如60或70度,如果当前角度超过这些值。其他可以影响陡峭角度的选项是DSLOPE像差和ASC。
1{ ehnH
HFREQ
4 XGEw9`3
是光线最后遇到的HOE或
光栅
的局部光栅频率,单位cy/mm。沿条纹平面测量。
`8TL*.9
HSFREQ
JD AX^]
是沿表面测量的光栅频率,而不是垂直于条纹平面测量的。
#vViEBVeN
FLUX
Jq+@%#G
是给定光线/表面截距处的光通量水平与轴点处的光通量水平之差,除以轴上光通量;给出光通量值的分数变化。如果
系统
处于OBG模式或使用的是OBA的高斯版本,则该计算包括cos**4衰减和切趾以及高斯衰减。小于零的值表示该区域的光通量降低。
e`)zR'As
该特性可以用来控制光束映射,将高斯光束转换成平顶光束。要做到这一点,只需在几个区域将光通量定位为零。这样就可以使在这些点处的光束的平面度最小化。
q ^Gj IP
请记住,如果请求的表面在衍射孔径(如针孔)之后,这将不能很好地起作用,因为在这种情况下,表面上的光通量并不仅仅受几何
光学
的控制。同样,它不能用于校正cos**4,因为它将结果与主光线而不是光轴的结果相比较。较正这种现象,使用ILLUM像差。
'lgS)m
还有一个FLUX命令用来分析光通量的均匀性。
5j _[z|W2
XG, YG, ZG
s8k4e6ak
是光线的全局(X, Y, Z)坐标。
k_Lv\'Ok
ZZG, HHG
eO{2rV45O
是全局角度正切(见上面的ZZ、HH)。
.tK]-f2
XL,YL, ZL, ZZL, HHL
:z$+leNH\
eEeK ]8@
是对应的局部(X, Y, Z)坐标和角度正切。
n.o_._mu2
XE, YE, ZE, ZZE, HHE
9Dyy&$s
对应的EXTERNAL(X, Y, Z)坐标和角度正切。
tcI Z 2H%
ERROR
aDE}'d1qo
这种像差与其它的像差非常不同,并且只能单独使用,不用定义其它像差。它的目的是校正目前有光线故障而不能正常优化的
透镜
。可能永远都不应该请求这种异常,而是使用下面描述的自动版本。
9FF
SYNOPSYS使运行这个特性变得很容易。如果由于光线故障无法进行优化,请立即单击按钮。程序将创建并运行一个快速优化,用ERROR校正在AANT文件中第一个有问题的光线,在最近的PANT文件中使用当前变量。完成后,光线应该完全追迹。然后程序自动发出GDS命令,该命令将返回最后一个MACro,这应该是您的优化MACro。(一定不要在MACro的开头放置GET或FETCH;希望从ERROR像差得到改善的透镜开始)只有在首次尝试运行优化并遇到光线故障时,并且只有在以MACro的形式输入优化文件时,才使用此过程。
VY0-18 o
虽然在此步骤之后有问题的光线通常会追迹,但其他光线仍然会出现故障。如果是这样,只需重复这个过程,再次单击此按钮。这将校正第一个仍然故障的光线,以这种方式可以将它们全部追迹。为了更快地收敛,最好在AANT文件的开始处放置要求最高的光线,这样它们将在早期得到修复。之后剩下的光线应该没问题。当然,镜头的构造可能非常糟糕,以至于即使多次使用这个功能也无法让光线通过,所以它不能保证起作用。但在大多数情况下都取得了优异的结果。
W=,]#Z+M;
但是,只有当当前定义的变量能够修复光线故障时,这个按钮才会起作用。如果没有,可能需要创建一个全新的MACro,只用这个像差,并包含一组您认为有效的新变量。(不过,在得到合理的结果之前,使用WorkSheet滑块修改镜头可能更容易一些。)
a!PN`N28
如果预期一条或多条光线将无法追迹,可以通过在SYNOPSYS命令的第4个词中添加FIX这个词来简化事情。因此,
&@qB6!^
SYNOPSYS 20 0 FIX
uFOYyrESc
然后,当初始系统失败时,程序将自动运行修复程序,循环直到所有光线追迹。如果它在合理的时间内不收敛,您可以使用停止标志按钮中止进程。
CZ(fP86e
要实现自己的误差像差,首先确定哪个光线的误差最大。(通常是全视场上边缘光线;请求TFAN,看看哪边最渐晕。)然后在评价函数中加入一个像差:
cWI7];/d;
M 1 1 A P ERROR 1 01 (for that ray)
Cn>t"#zs!~
较正的误差是因为它是负的而最终产生MCS或TIR误差的平方根的
参数
值。在这个例子中,我们给它一个正目标,程序朝那个值优化镜头。但是,是否到达目标并不重要,因为只要光线追迹无误,评价函数就变为零,运行就终止了。然后可以用通常的评价函数进行优化。
/8P7L'Rb
需要注意的是:如果使用Fix Ray按钮来运行这个功能,那么当错误纠正过程完成时,必须恢复原始变量和评价函数定义。为此,返回最后一个MACro,我们假定它包含PANT和AANT文件。然后,它将跳过该文件中的所有命令,除了PANT、AANT、DAMPING、SNAP和SYNOPSYS命令,以便在此之前的任何东西(比如GET命令)都不会改变已校正的镜头。
c2d1'l]n
DSLOPE
ETfoL.d$(
这个像差追迹光线以找到目标表面的截距坐标。返回值是表面本身在截距点处的斜率,总是正的,以度为单位。这是为了避免过于陡峭的表面可能难以统一
镀膜
。因此,表面12现在太陡,要使其在主光线点上变平到45度的斜率,可以用
xI~ c~KC
M 45 1 A P DSLOPE 10 0 0 12
|lVi* 4za%
也可以用自动斜率控制来控制镜头中所有表面的陡度,如第10.3.12节所述。
B5]nP .R
我们可以用命令SLOPE来计算所有表面的当前斜率。在用这个像差控制斜率之前,最好先知道斜率值。然后试着一步一步地改变它。(太大的突然变化可能对镜头造成太大影响,以至于原本出色的设计在哪里都找不到。)
}w)wW1&
S^~ lQ|D
HBRAGG
~sCdvBA
是HOE的光线截距角度和布拉格角之间的差。这是一个角度,单位为弧度,适用于最后一个被追迹的HOE。如果结构和回放波长不相同,则自动调整布拉格角以考虑这个差。
6h\; U5
HEFFIC
;Udx|1o
是沿光线的S平面HOE效率的产物。对于HOE,使用了Kogelnik近似并包括波长和角度的影响。在多HOE系统中,要查看中间HOE之后的这个或先前的像差的结果,请在将要考虑的HOE之后指定一个表面编号。
iF"kR]ZL
对于简单的DOE(用USS16和USS25),用标量衍射理论计算效率。在这种情况下,可以通过改变深度(blazedepth)来控制效率。
MnptC 1N
PL
a%wa3N=v
是沿给定表面与前一个表面之间的光线的物理长度。无论光线方向如何,这个像差总是正的。与下面的OPL像差进行比较。
j 2e|
OPL
MhN8'y(
给出任意两个表面之间的光程长度。这里需要输入两个表面编号,而不是一个,例如:
+@\=v}: F
M 55.2 1 A P OPL 00 1 0 4 9
EsLtC5]
本例的目标是沿着表面4和表面9之间的轴向边缘光线的路径,其值为55.2。将物理路径乘以所请求色差中的局部折射率。这一特性目前并不适用于奇怪的光线(它总是导致错误);也不适用于GRIN,因为路径是弯曲的,折射率到处都在变化。只考虑物理路径,不考虑任何可能由HOE、GRATING或DOE引起的相位变化。
hTQ]xN)
ILLUM
tCu9 D
这个像差将给定视场点的照度与轴点的照度比较。该程序发现在0.1区域处的极端光线和输入的HBAR、GBAR之间的立体角,找到主光线和光轴之间的角度(如果像面是平坦的并且非倾斜的,则该角度为表面法线),COS**4中的因子在视场点暗化,并将结果与轴上的情况进行比较。返回的像差是两者之比。因此,值为1.0意味着该视场点的照度与轴上的照度相同。
M|7{ZE`Y
在这种情况下,程序将忽略XEN和YEN参数。
r<"k /
这种计算不如ILLUM命令精确,考虑了VSET参数、吸收损耗、涂层效应,并追迹了大量的光线。尽管如此,它通常指示照度多么均匀。因为它假设像面是平面的,所以它可能不适合弯曲的像面。它还假设出瞳处的光线网格是入瞳处网格的线性映射,这通常不完全是这种情况。
.y#>mXm>
HBAR
IZxr;\dq6
是Y方向的分数物高。
.L_ Hk
XEN
f5.Be%
是X方向上的分数入瞳坐标。
j8ac8J,}c
YEN
w5a;ts_x
是Y方向上的分数入瞳坐标。
8ya|eJ]/L
GBAR
tj tN<