光纤式积分视场光谱仪实验研究*

张居甲，程向明，宋佳阳，白金明

(中国科学院国家天文台云南天文台，云南 昆明 650011)

天文学中常常把那些能够在一个空间解析的二维视场中进行分光测量的仪器称为成像光谱仪(Imaging Spectrograph)、面光谱仪(Area Spectrograph)、二维光谱仪(2D Spectrograph)或者三维设备(3D Instrumentation)［1］，其中包括法布里—泊罗干涉仪(Fabry-Perot Interferometry，FPI)、成像傅里叶变换光谱仪(Imaging Fourier Transform Spectrograph，IFTS)以及积分视场光谱仪(Integral Field Spectrograph，IFS)。

FPI和IFTS都是通过在时域中对波长空间进行扫描的方式来获取二维视场内的光谱信息，而IFS则是在同一时刻按照积分视场单元(Integral Field Unit，IFU)的空间采样方式获得面源的光谱信息，同时保留各采样点的空间信息。一般来说，FPI及IFTS的特点是大视场、高色散、较小的波长覆盖范围;IFS特点是小视场、低色散、很大的波长覆盖范围。当然，如果有巨额的经费做支持，IFS也能在保证带宽的同时拥有大视场、高色散［2－3］。综上所述，IFS相比FPI、IFTS而言最大的优点是，同时获得目标天体在很宽波段内的光谱信息，避免了多次测量时因环境变化带来的影响，并且提高工作效率。

另外，通过使用长缝光谱仪对二维视场进行多次扫描的办法也能实现二维光谱测量。IFS比起这种方式具有以下几点优势［4］:

(1)没有狭缝损失;

(2)不需要精确定位;

(3)通过图像重建能够精确获得目标的位置信息;

(4)避免了因观测者选择不同的狭缝位置以及方向对全局速度场测量带来的影响;

(5)通过处理三维数据在无光能损耗的前提下来矫正大气色散的影响;

(6)在较差的视宁度情况下依然可以工作。

和窄带滤波片一样，IFS、FPI、IFTS都能很好地从较强的背景中提取出较小目标的光谱信息，而这也是长缝光谱仪所不能企及的。

基于IFS的这些特点，从其概念提出之日起就是天文仪器和天文观测领域的热门方向。自1987年第1台科学级积分视场光谱仪TIGER［5］诞生以来，经过20多年的发展，IFS已经成为4米以上级光学/近红外望远镜的标准配件，近年一些2米级的望远镜也开始添置该设备［6］。通过前期的调研工作，在丽江2.4 m望远镜上配置一台积分视场光谱仪可以开展很多有意义的研究工作，而在研制科学级的设备之前有必要开展一系列实验性研究工作。

1 积分视场光谱仪

1.1 积分视场光谱仪概述

IFS由IFU以及色散单元两部分组成，它能在一次曝光中按照IFU的采样方式对目标进行分光测量，获得较宽波段的光谱信息，同时保留各采样单元的空间位置信息。

IFU作为IFS的核心部件，其作用是对焦面上的图像进行分割，再由一套光学系统将分割后的图像单元按照一定顺序排成一列进入色散单元，从而得到每一个采样单元的光谱，最后经过图像重建等一系列信息处理流程获得面光源的光谱信息。

IFU可分为透镜阵、透镜阵加光纤、像切割器以及微型像切割器等4种，各自的工作原理见图1［4］(关于这4 种 IFU 的介绍见参考文献［7］)。

透镜阵加光纤式IFU，它通过微透镜阵实现望远镜与光纤的耦合，微透镜阵由若干微型透镜按照特定的方式排成一个面型，对望远镜焦面上的像进行分割;光纤入射端排成相应面型接收经过微透镜后的图像，出射端的光纤排成一列进入色散单元，从而实现从二维到一维的变换。部分IFU采用裸光纤设计，即去掉前端的微透镜阵，直接用光纤与望远镜耦合，比如PMAS(Potsdam Multi-Aperture Spectrophotometer)的PPAK［8－9］，本文采用的就是类似PPAK形式的IFU设计。采用光纤式IFU的好处是设计灵活、成本较低，并且能够很好地与多目标光纤光谱仪(Multi-Object Spectrograph，MOS)结合起来，做成一套系统，如 GMOS［2］以及 AAOmega［10］(the AAT multi-purpose fiber-fed spectrograph)。

图1 积分视场光谱仪的4种主要技术原理示意图Fig.1 A summary of the four main techniques for an Integral Field Spectrograph

1.2 在天文中的应用

IFS广受天文学家青睐的一个最重要原因是可以用它研究很多面天体，获得目标上某些参数在空间上的分布，以及各种参量平均值。

常见的研究目标有:各种常规星系元素丰度平均值及其空间分布或者研究星系速度场弥散［11］;通过速度场信息进而可以研究星系级大质量黑洞;致密星团元素丰度;通过测量HII区中某些发射线比值研究它的平均电子温度、电子密度及其分布［12］;利用IFS面光谱仪的特点研究河外星云状星云［13－14］以及超新星［15］等致密天体;对类星体宿主星系进行形态学比较，或者研究潮汐作用对恒星形成、演化以及成团的影响［16］;对AGN中心引擎、喷流等问题的研究也是IFS擅长的工作。

并不是某一台望远镜配置一台IFS就能完成上述所有研究，实际工作中一台望远镜常常会配备几台IFS对某几类目标进行研究。对丽江2.4 m望远镜而言，可以配备一台中小视场、中低色散的IFS对HII区、行星状星云、常规星系、致密星团、超新星等目标进行研究，有望取得一批有价值的成果。

2 光纤式积分视场光谱仪实验设备的设计与制造

2.1 积分视场光谱仪实验概述

丽江2.4 m望远镜建成后，国内很多天文学家认为有必要为其配备一系列终端设备以最大程度地发挥望远镜的能力，其中IFS为不少专家所青睐。在这种情况下进行IFS实验研究可为今后科学级IFS的设计、制造积累必要的经验。

经过讨论，决定对原2.16 m望远镜上工作的通用光栅光谱仪进行适当改造，制作一套IFS实验系统。考虑到光谱仪性能，选用19根光纤集成一束做成裸光纤式IFU实现望远镜与光谱仪的耦合。实验参数如表1。

表1 实验参数Table 1 The parameters of this experiment

2.2 IFU设计与加工

IFU入射端排成六边形，相比于四边形的排列方式，可以获得更高的空间填充率，减少光能损失。IFU端面如图2。

图2 IFU端面照片。左图为入射端，由19根光纤排列成六边形，位于中心;右图为出射端，将19根光纤由2维面型重新排列成1维光纤狭缝后进入光谱仪Fig.2 Photos of the two sides of the IFU.Left:Top view onto the fiber bundle with 19 fibers in the central hexagon.Right:At the other end，the fibers are re-arranged from the 2D configuration in the focal plane to a 1D fiber-slit attached to the spectrograph

IFU入射端六边形结构对机械加工及之后的光纤排列提出了较高的要求，在没有专门加装工具的情况下，难以保证光纤的排列精度。另外由于光纤老化等因素的影响，每根光纤之间透过率差别很大;光纤老化也使得光纤变得易断，在使用一段时间后有3根光纤发生断裂。

在科学级IFU研制时，可以通过一些措施有效解决上述问题。首先，研制专门的光纤加装工具，如显微镜、可微调的光纤夹具、光纤安装平台等，保证光纤排列精度。其次，选用全新的光纤将大大减小光纤之间透过率的差异，并且在IFU制作阶段要对每根光纤的透过率进行测量，标记之间的差值。再次，通过改进IFU包装方式结合减压设计来保证光纤安全。

2.3 光谱仪改造

为了实现IFU与光谱仪耦合，对光谱仪进行了一系列机械和光学改造，其中包括:(1)采用六维光纤调整平台防止光纤出射端面倾斜、离焦，并使尽可能多的光纤位于光谱仪视场中心;(2)为了使用1号CCD，必须延长光谱仪成像镜的焦点，才能使像面与CCD靶面重合，因此选用两块相同的透镜使焦点外延;(3)两个CCD安装接口;(4)光谱仪安放用的钢架;(5)IFU与望远镜的接口。整个系统光路图及总装图如图3。

图3 IFS设计图，左图:系统光路图;右图:系统总装图Fig.3 Design diagram for the IFS.Left:Optics layout.Right:The overall mechanical configuration of the IFS

3 实验调试及观测

3.1 光路调试

3.1.1 成像部分

先用低压钠灯拍摄的光纤像，如图4左图，可以看到出射端的光纤存在一些问题:光纤透过率不均匀，这对相对谱线强度测量以及速度测量的影响不大;光纤在垂直色散方向上排列不均匀，在色散方向上同轴度较低，这些可以通过简单的数据处理解决。

图4 CCD2接收到的图像，左图为低压钠灯照明下;右图为阳光下，Na D线附近Fig.4 Images received by the CCD2.Left:from the irradiation of the IFU with low-pressure sodium-vapor lamps.Right:from the irradiation of the IFU with sunlight at wavelengths around the Na D line.

3.1.2 波长定标

其中a是光栅常数;α是入射角;β0是CCD接收到的光谱中心波长对应的衍射角。光谱仪上光栅转角刻度盘读数为θ，有α－θ=30'，通过钠灯定出θ=48°30'时中心波长为584.5 nm，根据公式(1)就可以通过转动θ角来选择中心波长。经过多次测量得出单纯通过这种方法进行波长定标的误差为±0.5 nm，如果需要精确进行谱线定标，可以用铁空心阴极灯结合上述方法进行［17］。在实验室中对国产铁空心阴极灯进行了测试，发现该灯氩气发射线很强，而铁发射线很弱，一般只在需要进行精确定标时才选用该灯。

3.2 拍摄吸收光谱

3.2.1 太阳吸收光谱

将IFU入射端置于户外接受阳光，采用CCD2进行接收，单次曝光覆盖33 nm的波长范围，根据公式(1)，转动光栅对400 nm到700 nm范围内的光谱进行扫描。CCD2接收到的光谱图像如图4右图;经过平场以及连续谱归一化处理后得到如图5的吸收光谱(以MgI 517.3 nm、518.4 nm;NaI 589 nm、589.6 nm以及Hα656.3nm为例)。

图5 处理后的太阳吸收光谱。上图:MgI 517.3 nm，518.4 nm;中图:NaI 589 nm，589.6 nm;下图:Hα656.3 nmFig.5 The reduced solar absorption-line spectra.Up panel:MgI 517.3 nm，518.4 nm.Middle panel:NaI:589 nm，589.6 nm.Bottom panel:Hα656.3 nm

3.3 丽江2.4 m望远镜实地测试的初步结果

在丽江2.4 m望远镜进行实验测量，分别对木星、火星、月球、猎户座星云M42等目标进行了光谱测量，现场照片如图6。

图6 与2.4 m望远镜卡焦连接Fig.6 The instrument attached to the Cassegrain focus of the 2.4 m telescope

火星、木星、月球等目标的光谱和早前拍摄的太阳吸收光谱相似，在此不做具体介绍。观测的主要目标是M42，它有许多很强的发射线，是理想的光谱实验测试对象。经过10 s曝光，其中如OIII(500.7 nm)、Hα等一些很强的发射线接近饱和。图7为拍摄M42中心区域时，在波长495 nm附近的发射线平均强度。图中可以明显看到3条发射线，从左到右分别是Hβ、OIII(495.9 nm)以及OIII(500.7 nm)。由于数据没有经过处理，谱线强度比值与文献 ［12］有所差别，这些将在下一步工作中加以改进。

图7 M42发射线积分光谱，波长从475 nm到515 nmFig.7 The integral emission-line spectrum of the galaxy M42 at wavelengths from 480 nm to 510 nm

4 结论

通过IFS实验研究，初步掌握了光纤光谱仪研制的基本技术，了解了光纤式IFU研制的基本流程和其中的关键技术，在对加工时遇到困难进行深入探讨的过程中找到了解决问题的方法，所有这些为科学级光纤式积分视场光谱仪制作奠定基础。下一步将致力于提高系统效率，改善成像质量，并且通过改进光纤排列技术实现空间位置信息还原，最终使现有的实验系统具有更大的实用价值。

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