抚仙湖一米新真空太阳望远镜6米近红外光谱仪装调及太阳1.56微米光谱的初步观测结果

许方宇，徐稚，徐世春，付玉，郭泰，王瑞

(中国科学院云南天文台，云南 昆明 650011)

抚仙湖一米新真空太阳望远镜6米近红外光谱仪装调及太阳1.56微米光谱的初步观测结果

许方宇，徐稚，徐世春，付玉，郭泰，王瑞

(中国科学院云南天文台，云南 昆明 650011)

主要介绍了抚仙湖1 m新真空太阳望远镜(the 1-meter New Vacuum Solar Telescope，NVST)6 m水平式近红外光谱仪的安装过程和实测结果。主要讨论内容是光路设计特点、光学系统的装调以及利用该光谱仪对活动区NOAA 11662黑子进行的初步近红外光谱实测(波长1.56 μm附近)。成功观测到由黑子强磁场造成的Fe I 1.56 μm谱线裂变现象，并初步估算了磁场强度。该光谱的成功装调和使用，充分实现了对9 m光谱仪光学系统的整体检测，为9 m光谱仪的安装调试提供了宝贵的经验和参考。

光谱仪；近红外；抚仙湖1 m新真空太阳望远镜

CN53－1189/P ISSN1672－7673

抚仙湖1 m新真空太阳望远镜的光谱终端主要包括一台6 m垂直式多波段光谱仪和一台9 m垂直式高色散光谱仪，可分别在可见光波段和近红外波段进行多条光谱的同时观测。目前多波段光谱仪已经投入使用[1]，近红外光谱仪的研制在2012年底也进入了尾声。

这里首要说明的一点是，两台光谱仪之所以设计为“垂直式”，是为了较好地解决地平式望远镜在观测过程中视场旋转的问题。从安装角度出发，多波段光谱仪已经为近红外光谱仪提供了如何进行垂直式装调的参考。但是相对多波段光谱仪的光学系统而言，近红外光谱仪的光路具有很多特性，主要包括:(1)多波段光谱仪使用的是普通闪耀光栅(刻线密度1 200 g/mm，闪耀角36.8°，1级闪耀波长1 000 nm)，主要观测1级可见光光谱。但对近红外光谱仪而言，科学目标要求在1.083 μm和1.56 μm附近实现(R＝λ/Δλ)约3×105～4×105的光谱分辨率。为了实现这一目标，需要使用中等阶梯光栅并以较大衍射角入射，从而获取较高级次的衍射级次。但是，观测较高级次的太阳光谱，特别在近红外波段，目前国内还没有成熟的参考实验和数据。(2)相对于可见光的探测器而言，目前我国能购买到的红外探测器的靶面非常有限，热电子噪音也比较大。抚仙湖太阳观测站已经购置的近红外探测器的实际性能需要在相应的设备上进行使用和测试。(3)就近红外光谱来说，我国在1.083 μm上有较为成功的科学观测[2]，但是在1.56 μm波段附近，只有早年的一些初步尝试[3－4]。总之，基于阶梯光栅和探测器等原因，非常有必要在进行9 m高色散近红外光谱仪垂直安装之前，对光栅、探测器以及其他光学元器件进行检测，并进行太阳近红外光谱实测。所以决定设计一台便于安装的水平式、中等分辨率近红外光谱仪，并选定Fe I 1.56 μm谱线作为观测谱线。

1 6 m近红外光谱仪光路设计的基本要求

该光学系统与传统光栅光谱仪非常类似，由狭缝、场镜、准直镜、阶梯光栅、成像镜以及红外探测器组成，光路如图1。在光路的设计过程中主要考虑了以下几点:

(1)尽量使用9 m光谱仪光学系统中的光学元件，例如场镜、阶梯光栅和探测器，以保证该光学系统能够起到对9 m光谱仪系统进行光学元器件检测的作用。表1列出并对比了6 m光谱仪和9 m光谱仪使用的重要光学元件的基本参数。

(2)和9 m光谱仪一样，6 m光谱仪需要尝试获取5级的1.083 μm光谱和3级的1.56 μm光谱。为了保证光栅效率基本相同，同时还需要保证在两个光谱仪系统中，阶梯光栅入射角一致。在9 m光谱仪的设计中，考虑到阶梯光栅效率和光谱筒的实际空间大小，光栅入射角设计为54°。根据光栅公式，3级的1.56 μm光谱的衍射角为42°左右。在6 m光谱仪中将采用与其相同的配置。

图1 6 m近红外光谱仪光路系统。空间距离单位是mm。由于图片大小限制，这里空间距离和元器件尺寸的相对比例是任意的Fig.1 The optical layout of the horizontal-type 6m near-infrared spectrograph.The distances are in units of mm.The sizes and distances for the components are not plotted in proportional to actual values

(3)充分保证在有限的探测器上获得足够的光谱范围便于谱线认证，这就决定了该系统中准直镜和成像镜的焦距。目前已有的相机型号为XEVA-EPA-1.7-640的InGaAs红外探测器。它在1.0 μm到1.6 μm的波长范围内量子效率高于60%，能够用于太阳Fe I 1.56 μm的光谱实测(图2)。该探测器ADU动态范围14 bit，像元大小25 μm，像元个数640×512。光学设计旨在实现在长轴方向(640个像素)能获得4 nm左右的光谱范围。

(4)为了既能保证4 nm左右的光谱范围，又能保证一定的分辨率，采用了6 m的准直镜和3 m的成像镜的组合。根据线色散度的计算公式，求得光谱系统的线色散分辨率为:

式中d为光栅常数316 g/mm，640个像素估计可覆盖4.2 nm的光谱范围。

表1 6 m水平式近红外光谱仪与9 m垂直式近红外光谱仪重要光学元器件使用情况对比Table 1 Comparison between important parameters of the horizontal-type 6m near-infrared spectrograph and those of the vertical-type 9m near-infrared spectrograph

2 6 m近红外光谱仪光学系统的安装调试

由于准直镜焦距较长造成该光谱仪系统的几何尺度比较大，所以除了利用望远镜终端平台之外，还需要利用其它的光学平台搭建该光谱仪。所需的光学平台以及所有光学元件的夹持机构在设计过程中均考虑了与望远镜终端平台的共高特性。但是，整个光谱仪安装的主要难点仍然是如何保证望远镜光轴、狭缝、准直镜、光栅等元件的共轴问题。

2.1 准直镜的安装

这里为什么要首先安装准直镜而非狭缝和场镜呢?从图3可以发现，准直镜的夹持机构没有“高度”方向的微调能力，只有水平旋转和俯仰的调节能力。也就是说，当准直镜根据光学设计的需要大致安装好之后(即与望远镜焦点的水平和左右大致距离确定)，需要再通过微调整个光谱仪入射光的光轴方向保证入射光光轴能准确定位在准直镜的中心位置。

图2 InGaAs红外探测器(型号XEVA-EPA-1.7-640)在各个波长上的量子效应曲线Fig.2 Quantum efficiencies of the InGaAs infrared detector(of the type XEVA-EPA-1.7-640) at various wavelengths

图3 准直镜及其夹持机构。该准直镜焦距6 m，口径220 mmFig.3 A picture of the collimating mirror and the clamping device holding it.The focal length and diameter of the collimating mirror are 6m and 220 mm，respectively

准直镜安装步骤如下:望远镜的入射光经过一面与水平面呈45°夹角的反射镜改变方向进入水平光谱仪系统中(图4显示更为清晰)。该45°镜具有高低、俯仰和旋转的微调能力。先利用激光器模拟望远镜的主光轴(此时激光器的架设位置和姿态已由其他实验进行了标定，确保激光光束与望远镜高度重合)，激光光轴经45°镜反射后，落在准直镜上。然后在水平方向上左右微微移动准直镜支架，并配合微调45°镜的高度和俯仰姿态，让激光光斑准确地落在准直镜的中心位置。这里需要强调，45°镜的俯仰只需要微调，因为所有元件在设计过程中已经严格考虑了等高。一旦准直镜安装好之后，45°镜的姿态不再做任何变化，即光谱仪的入射光光轴方向被确定下来。当然，由于机械精度的限制，由该方法确定的入射光光轴有可能与真实的水平面方向存在一定的夹角。

图4 狭缝和场镜及其固定设备(水平位移台)。望远镜的光经一面与水平面呈45°夹角的平面镜反射后进入光谱仪狭缝。白线示意主光轴或光线方向。根据具体情况的需要，场镜境室设计为圆柱体Fig.4 A picture of a slit，a field mirror，and devices holding them.These are fixed on a horizontal movable platform. The incident light(indicated by the vertical yellow arrow)from the telescope aperture is reflected by a mirror tilted by 45 degrees from the light direction and enters the horizontal-type spectrograph(with its principal optical axis indicated by the horizontal white arrow)

2.2 狭缝和场镜的安装

这一步安装的关键问题是如何使得狭缝中心位置、场镜镜面法线方向与入射光光轴同轴。采用了以下几步:沿光线方向，将狭缝和场镜固定在一个小型水平位移台上，水平台行程约20 cm，以便进行光谱仪调焦。水平位移台的使用便于保证狭缝和场镜的同轴。具体调整方法如下:首先，安置狭缝在水平位移台的滑块上，关闭狭缝(或调节到非常小的宽度)，调整位移台的高度及位置让激光光斑落在狭缝正中心；然后，沿水平位移台前后移动狭缝(即沿着光线方向)，同时不断微调水平位移台，保证在整个移动范围内，激光光斑在狭缝上的位置基本不变；接下来，在狭缝之后25 cm处安置场镜(场镜与狭缝的间距由场镜夹持机构的机械尺寸来保证)。调节狭缝缝宽(约0.3 cm)，能让约2个激光光斑通过。从场镜一侧对着入射光光线方向观察45°镜，如果场镜镜面的反射光同入射光不自准则调整场镜在水平位移台上的高低和俯仰姿态，直到自准。

2.3 光栅的安装

场镜的设计目的是使得光栅的安装位置位于狭缝附近。根据光学设计的要求，该实验不要求使用整个阶梯光栅的靶面，所以在保证光学质量的前提下，将准直镜在水平面内偏置1°，从而较好地兼顾空间位置与光学像质。

为了便于调整光栅姿态，导入太阳光。首先将望远镜对准靠近日面中心的黑子区域，因为黑子像便于望远镜焦平面位置的判断。判断之后将狭缝移动到焦平面位置，同时调整望远镜指向，将黑子调整到狭缝中心，即视场中心。在安装光栅之前，先计算出光瞳的大小以及瞳面像在光栅上的大小和形状，为光栅放置的准确性提供了一个检测标准(如图5)。为了便于判断光栅的入射方向，制作一个尺度较大的直角三角形，锐角分别为54°(光栅的入射角)和36°。利用该三角形，通过目测方法判断入射光与光栅法线方向的夹角。该方法确定的光栅角度略显粗糙。

2.4 成像系统的安装

根据光学设计的要求，使用了一架口径为30 cm，焦距为3 m的Meade望远镜作为成像镜，并将红外探测器安装在其目镜的调焦系统上(如图6)。这一方法即能满足对线色散的要求，又便于保证成像镜与探测器的同轴，而且满足探测器调焦的需要。根据光学设计，将在衍射角为42°的方向上观测到3级1.56 μm的光谱。安装和调节过程如下:在光栅正确安装之后，实验室的墙壁上可以呈现太阳的各级光谱谱带。从中不仅可以清晰地判断0级光位置和色散方向，还可以判断3级光谱谱带的空间高低位置。根据谱带的高低，大致调节Meade望远镜的支撑机构，让3级光谱的长波(红端)部分投射在Meade望远镜上。然后通过Meade望远镜直接观察光栅，进一步调整Meade望远镜的姿态，让谱带位于Meade望远镜视场中心。调整之后，安装红外探测器。考虑到多级次光谱在此处的重叠问题，在红外探测器前加入了一片特定的带通滤光片。该带通滤光片的透过率如图7。透过率极大处中心波长1 565 nm，透过率极大半高全宽约10 nm。

图5 45°镜、狭缝、场镜以及光栅与瞳面像Fig.5 A picture showing the mirror(tilted by 45 degrees from the incident-light direction)，the slit，the field mirror，and an image of the pupil plane projected onto the grating

图6 由一台Meade望远镜与红外探测器构成的成像系统Fig.6 A picture of the imaging system for the spectrograph. This system consists of a Meade telescope and an infrared detector

红外探测器安置好之后，需要根据探测器上的图像对Meade望远镜进行调焦。在调焦之前，需要明确探测器究竟能观测到什么，根据光学设计，当光栅方向一定时，在探测器上能得到范围为4 nm左右的光谱，而且由于视场中心包含了一个小黑子，所以在光谱图上应当能辨认黑子。而这种空间上的太阳结构非常便于光谱仪的调焦。明确了上述观测内容之后，进行以下的调整过程:首先调整狭缝宽度250 μm左右(约1″)从而进行光谱成像。然后，调整光栅的法线方向进行光谱带扫描。由于使用了带通滤光片，在相同的曝光时间下(300 ms)，不同波长的连续谱强度是不一样的。根据连续谱强度的变化，可以很方便地找到1 565 nm附近的光谱并标记所对应的光栅法线方向。然后，利用Meade望远镜的调焦系统进行成像系统调焦，直到在光谱图上能较为清晰地辨认黑子。之后需要旋转红外探测器，尽量将狭缝方向调整到短轴方向(512个像素)，将色散方向调整到长轴方向(640个像素)。最后缩小狭缝宽度，并观察谱线的粗细变化。当谱线宽度不再明显变窄，整个图像的信噪比却随着显著降低，则认为狭缝宽度接近极限。

图7 特定的近红外带通滤光片透过率。透过率在波长1 565 nm达到最大，透过率的极大半高全宽约10 nmFig.7 The transmission curve of the infrared filter.The maximum transmission is at the wavelength 1565nm. The Full Width of Half Maximum of the filter is about 10nm

3 太阳1.56 μm光谱的观测与数据预处理结果

当光谱仪装调完毕之后，将望远镜对准日面中心，以便获得最强的太阳光辐射从而进行谱线的精确认证和波长定标。虽然在红外探测器之前使用了带通滤光片，但与探测器上的可观测波长范围相比较(4 nm)，滤光片的全宽(10 nm)还是比较宽的。这就需要在上一步的基础上再进行更为精细的谱线认证。重复装调过程中光栅法线方向的微调过程，并与太阳标准FTS光谱比较(FTS atlas，Fourier Transform Spectrometer at the McMath/Pierce Solar Telescope)，最终找到需要观测的1.56 μm处Fe I线对(Fe I 1 564.8 nm和Fe I 1 565.3 nm)。图8为观测的裸数据并标明了部分谱线名称和波长。

图8 太阳Fe I 1.56 μm谱线观测的裸数据，光谱覆盖范围4 nm，包含了光球磁敏谱线Fe I 1 564.8 nm和Fe I 1 565.3 nm线对Fig.8 A raw-data section around the Fe I 1.56 line pair(covering the Fe I 1564.8nm and Fe I 1565.3nm).The wavelength coverage of the section is about 4nm

对观测数据进行了平场、暗场、谱线弯曲、连续谱强度定标等方面的基本预处理，图9为预处理的结果以及与太阳标准FTS光谱的比较。同FTS光谱的比较最终确定实际的光谱分辨率约为0.006 nm/pixel。

众所周知，红外Fe I 1.56线对是探测太阳光球低层矢量磁场的重要谱线[5]，特别是Fe I 1 564.8 nm的Lander因子高达3。当观测谱线得以认证之后便进行太阳黑子光谱观测。图9是在对活动区NOAA11662中黑子的某个位置进行的光谱观测。从光谱图中(图10右)可以清晰地辨认黑子本影、半影以及亮桥结构。谱线Fe I 1.5 648 μm在黑子本影、半影甚至在亮桥结构处都出现了明显的裂变。图11给出了部分光谱的一维强度轮廓，主要含盖Fe I 1.56 μm线对(图10白线所示范围)。将黑子区的谱线轮廓与周围宁静区的谱线轮廓进行了对比，发现强度轮廓已经完全分裂，裂距约0.08 nm。

图9 上图为观测数据的预处理结果。下图为观测结果与标准太阳FTS光谱的比较。实线为观测轮廓，点线为FTS光谱Fig.9 A reduced-data section.The top panel shows the two-dimensional spectrum of the section with the wavelengths of four important spectral lines marked.The bottom panel shows the extracted one-dimensional spectrum of the section (solid line)over-plotted with the standard solar spectrum(in the plus symbols)

图10 左图:活动区NOAA11662的连续谱像，其中黑线示意狭缝位置。右图:狭缝在该位置时获取的光谱。其中白线示意图11中的光谱范围Fig.10 The left panel is an image of the solar active region NOAA 11662 taken at continuum wavelengths with the slit position indicated(the black line).The right panel is the spectrum obtained by setting the slit at the position shown in the left panel.The white line indicates the wavelength range(corresponding to a pixel range in the 2D spectrum)of the spectrum presented in Fig.11

由于Zeeman裂距(约0.08 nm)大于谱线的多普勒全宽宽度的两倍(约0.04 nm)，所以强度轮廓完全裂开，这样可直接从裂距推导出磁场强度。根据公式:

(其中波长单位cm，磁场单位为高斯，g＝3)，推出该黑子此处的磁场强度(B)大约为2 400高斯。为了验证该磁场强度推算的准确性，对比了SDO空间卫星所获取的纵向磁图BLOS。SDO的纵向磁图显示该处的BLOS大约为1 500高斯。根据活动区当时的位置，推算出该活动区的日心角为55°左右，所以假设单级黑子的磁场位型是沿着局地径向方向，那么B＝Blos/cos55°＝2 600高斯，与从完全分裂的强度轮廓直接推导出来的磁场强度是比较符合的。

图11 Fe I 1.56 μm线对的强度轮廓，光谱范围由图10中白线长短所示。实线为黑子区域轮廓，点线为周围宁静区的谱线轮廓Fig.11 Comparison of the Fe I 1.56μm line profiles in a sunspot and a surrounding quiet region，which are plotted with solid and dashed lines，respectively.The profile in the sunspot is from the spectrum section indicated by a white line in Fig.10.The profile for the quite region is normalized but the profile for the sunspot is arbitrarily scaled

4 讨论与结论

考虑到阶梯光栅和红外探测器在我国太阳光谱观测中的初步使用，在9 m近红外光谱仪垂直式安装之前，需要对其中的重要光学元件进行检测。因此，在该望远镜终端设计并装调了一台6 m水平式近红外光谱仪，以便对包括阶梯光栅和红外探测器在内的重要光学元器件进行整体检测。

由于主要目的是为了积累诸如如何使用阶梯光栅，如何获取高级次光谱和如何使用红外探测器等方面的经验，所以作为一个试验平台该6 m光谱仪在某些元器件的安装精度上并没有做非常严格的要求，装调精度有限。但在该试验中，利用一款InGaAs红外探测器成功获取了太阳1.56 μm光谱，光谱采样频率约0.006 nm/pixel，并清晰地观测到了Fe 1.56 μm谱线在黑子内部明显的裂变现象，这在国内尚属首次。

通过该实验，初步确定了NVST红外光谱仪目前状态下在1.56 μm处的最佳狭缝宽度；熟练掌握了阶梯光栅以及红外探测器的使用方法；较好地实现了对9 m光谱仪光学系统的整体检测的目的，为日后9 m光谱仪的装调提供了宝贵的经验。

致谢：非常感谢澄江1 m新真空望远镜观测组的各位成员在观测过程中的积极配合。

参考文献:

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[2] Li H，Fan Z，You J.Two-dimensional He I 10830Å spectroscopy of a subflare[J].Chinese Astronomy and Astrophysics，1995，20(1):85－91.

[3] 何剑，邓光华，曹文达，等.PtSi IRCCD像机对红外太阳光谱的观测[J].半导体光电，2000，21(S1):62－66.

He Jian，Deng Guanghua，Cao Wenda，et al.PtSi CCD camera for solar infrared spectrum observation[J].Semiconductor Optoelectronics，2000，21(S1):62－66.

[4] 曹文达，季凯帆，宋谦.太阳光谱仪用探测器的研究[J].天文学报，2000，41(1):93－103.

Cao Wenda，Ji Kaifan，Song Qian.A research on the detectors for solar spectrographs[J].Acta Astronomica Sinica，2000，41(1):93－103.

[5] Litzén U，Vergès J.The Fe I spectrum in the region 1－4μm[J].Physica Scripta，1976，13 (4):240－244.

Installation/Adjustment of a 6m Near-Infrared Spectrograph for the 1m New Vacuum Solar Telescope in the Fuxian-Lake Solar-Observation Station and Preliminary Observation Results of Solar Spectra around 1.56μm Using the Spectrograph

Xu Fangyu，Xu Zhi，Xu Shichun，Fu Yu，Guo Tai，Wang Ru
(Yunnan Observatories，Chinese Academy of Science，Kunming 650011，China，Email:xuzhi＠ynao.ac.cn)

This paper first presents the design，layout，and installation of a near-infrared grating spectrograph installed on the 1m new vacuum solar telescope in the Fuxian-Lake Solar-Observation Station of the Yunnan Observatories.It records spectra in the wavelength range of 1.0μm－2.0μm.The focal length of its collimating mirror is 6m and its spectral resolution can reach about 6×10－6μm/pixel.Using this spectrograph and a previously built near-infrared detector(with an InGaAs detector of 512×640 pixels and a pixel size of 25μm)we can obtain solar spectra with a wavelength coverage of 0.004μm.One purpose of making this horizontal-type spectrograph is to evaluate main designs to be used in the vertical-type 9m near-infrared spectrograph in future.The designs include those of the Echelle grating，infrared detector，and infrared frontfilter.With the spectrograph we can also accumulate experience of observing near-infrared solar spectra，particularly，in setting the slit width，exposure time，and wavelength calibration.Using the spectrograph we successfully observed a sunspot region in a wavelength range around 1.565μm.This range covers two commonly studied spectral lines(Fe I 1.5648μm and Fe I 1.5653μm)，which are sensitive to solar magneticfield strengths.We reduced the data using codes designed for the 1m telescope.The wavelength calibration is based on the standard solar spectrum.We calculated the magnetic-field strength(instead of the magnetic-field flux)from the line split rather straightforwardly.These preliminary results demonstrate the effectiveness of this 6m spectrograph in achieving its scientific goals.

Spectrograph；Near-infrared；The 1m new vacuum solar telescope in the Fuxian-Lake Solar-Observation Station

P182.2＋1

A

1672－7673(2014)02－0168－08

2013－05－02；

2013－05－24

许方宇，男，副研究员.研究方向:红外光谱仪、红外成像系统.Email:xu＿fangyu＠ynao.ac.cn

徐 稚，女，副研究员.研究方向:太阳光谱分析以及光谱仪研制.Email:xuzhi＠ynao.ac.cn