光纖式積分視場(chǎng)光譜儀實(shí)驗(yàn)研究*

張居甲，程向明，宋佳陽，白金明

(中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái)云南天文臺(tái)，云南 昆明 650011)

天文學(xué)中常常把那些能夠在一個(gè)空間解析的二維視場(chǎng)中進(jìn)行分光測(cè)量的儀器稱為成像光譜儀(Imaging Spectrograph)、面光譜儀(Area Spectrograph)、二維光譜儀(2D Spectrograph)或者三維設(shè)備(3D Instrumentation)［1］，其中包括法布里—泊羅干涉儀(Fabry-Perot Interferometry，F(xiàn)PI)、成像傅里葉變換光譜儀(Imaging Fourier Transform Spectrograph，IFTS)以及積分視場(chǎng)光譜儀(Integral Field Spectrograph，IFS)。

FPI和IFTS都是通過在時(shí)域中對(duì)波長(zhǎng)空間進(jìn)行掃描的方式來獲取二維視場(chǎng)內(nèi)的光譜信息，而IFS則是在同一時(shí)刻按照積分視場(chǎng)單元(Integral Field Unit，IFU)的空間采樣方式獲得面源的光譜信息，同時(shí)保留各采樣點(diǎn)的空間信息。一般來說，F(xiàn)PI及IFTS的特點(diǎn)是大視場(chǎng)、高色散、較小的波長(zhǎng)覆蓋范圍;IFS特點(diǎn)是小視場(chǎng)、低色散、很大的波長(zhǎng)覆蓋范圍。當(dāng)然，如果有巨額的經(jīng)費(fèi)做支持，IFS也能在保證帶寬的同時(shí)擁有大視場(chǎng)、高色散［2－3］。綜上所述，IFS相比FPI、IFTS而言最大的優(yōu)點(diǎn)是，同時(shí)獲得目標(biāo)天體在很寬波段內(nèi)的光譜信息，避免了多次測(cè)量時(shí)因環(huán)境變化帶來的影響，并且提高工作效率。

另外，通過使用長(zhǎng)縫光譜儀對(duì)二維視場(chǎng)進(jìn)行多次掃描的辦法也能實(shí)現(xiàn)二維光譜測(cè)量。IFS比起這種方式具有以下幾點(diǎn)優(yōu)勢(shì)［4］:

(1)沒有狹縫損失;

(2)不需要精確定位;

(3)通過圖像重建能夠精確獲得目標(biāo)的位置信息;

(4)避免了因觀測(cè)者選擇不同的狹縫位置以及方向?qū)θ炙俣葓?chǎng)測(cè)量帶來的影響;

(5)通過處理三維數(shù)據(jù)在無光能損耗的前提下來矯正大氣色散的影響;

(6)在較差的視寧度情況下依然可以工作。

和窄帶濾波片一樣，IFS、FPI、IFTS都能很好地從較強(qiáng)的背景中提取出較小目標(biāo)的光譜信息，而這也是長(zhǎng)縫光譜儀所不能企及的。

基于IFS的這些特點(diǎn)，從其概念提出之日起就是天文儀器和天文觀測(cè)領(lǐng)域的熱門方向。自1987年第1臺(tái)科學(xué)級(jí)積分視場(chǎng)光譜儀TIGER［5］誕生以來，經(jīng)過20多年的發(fā)展，IFS已經(jīng)成為4米以上級(jí)光學(xué)/近紅外望遠(yuǎn)鏡的標(biāo)準(zhǔn)配件，近年一些2米級(jí)的望遠(yuǎn)鏡也開始添置該設(shè)備［6］。通過前期的調(diào)研工作，在麗江2.4 m望遠(yuǎn)鏡上配置一臺(tái)積分視場(chǎng)光譜儀可以開展很多有意義的研究工作，而在研制科學(xué)級(jí)的設(shè)備之前有必要開展一系列實(shí)驗(yàn)性研究工作。

1 積分視場(chǎng)光譜儀

1.1 積分視場(chǎng)光譜儀概述

IFS由IFU以及色散單元兩部分組成，它能在一次曝光中按照IFU的采樣方式對(duì)目標(biāo)進(jìn)行分光測(cè)量，獲得較寬波段的光譜信息，同時(shí)保留各采樣單元的空間位置信息。

IFU作為IFS的核心部件，其作用是對(duì)焦面上的圖像進(jìn)行分割，再由一套光學(xué)系統(tǒng)將分割后的圖像單元按照一定順序排成一列進(jìn)入色散單元，從而得到每一個(gè)采樣單元的光譜，最后經(jīng)過圖像重建等一系列信息處理流程獲得面光源的光譜信息。

IFU可分為透鏡陣、透鏡陣加光纖、像切割器以及微型像切割器等4種，各自的工作原理見圖1［4］(關(guān)于這4 種 IFU 的介紹見參考文獻(xiàn)［7］)。

透鏡陣加光纖式IFU，它通過微透鏡陣實(shí)現(xiàn)望遠(yuǎn)鏡與光纖的耦合，微透鏡陣由若干微型透鏡按照特定的方式排成一個(gè)面型，對(duì)望遠(yuǎn)鏡焦面上的像進(jìn)行分割;光纖入射端排成相應(yīng)面型接收經(jīng)過微透鏡后的圖像，出射端的光纖排成一列進(jìn)入色散單元，從而實(shí)現(xiàn)從二維到一維的變換。部分IFU采用裸光纖設(shè)計(jì)，即去掉前端的微透鏡陣，直接用光纖與望遠(yuǎn)鏡耦合，比如PMAS(Potsdam Multi-Aperture Spectrophotometer)的PPAK［8－9］，本文采用的就是類似PPAK形式的IFU設(shè)計(jì)。采用光纖式IFU的好處是設(shè)計(jì)靈活、成本較低，并且能夠很好地與多目標(biāo)光纖光譜儀(Multi-Object Spectrograph，MOS)結(jié)合起來，做成一套系統(tǒng)，如 GMOS［2］以及 AAOmega［10］(the AAT multi-purpose fiber-fed spectrograph)。

圖1 積分視場(chǎng)光譜儀的4種主要技術(shù)原理示意圖Fig.1 A summary of the four main techniques for an Integral Field Spectrograph

1.2 在天文中的應(yīng)用

IFS廣受天文學(xué)家青睞的一個(gè)最重要原因是可以用它研究很多面天體，獲得目標(biāo)上某些參數(shù)在空間上的分布，以及各種參量平均值。

常見的研究目標(biāo)有:各種常規(guī)星系元素豐度平均值及其空間分布或者研究星系速度場(chǎng)彌散［11］;通過速度場(chǎng)信息進(jìn)而可以研究星系級(jí)大質(zhì)量黑洞;致密星團(tuán)元素豐度;通過測(cè)量HII區(qū)中某些發(fā)射線比值研究它的平均電子溫度、電子密度及其分布［12］;利用IFS面光譜儀的特點(diǎn)研究河外星云狀星云［13－14］以及超新星［15］等致密天體;對(duì)類星體宿主星系進(jìn)行形態(tài)學(xué)比較，或者研究潮汐作用對(duì)恒星形成、演化以及成團(tuán)的影響［16］;對(duì)AGN中心引擎、噴流等問題的研究也是IFS擅長(zhǎng)的工作。

并不是某一臺(tái)望遠(yuǎn)鏡配置一臺(tái)IFS就能完成上述所有研究，實(shí)際工作中一臺(tái)望遠(yuǎn)鏡常常會(huì)配備幾臺(tái)IFS對(duì)某幾類目標(biāo)進(jìn)行研究。對(duì)麗江2.4 m望遠(yuǎn)鏡而言，可以配備一臺(tái)中小視場(chǎng)、中低色散的IFS對(duì)HII區(qū)、行星狀星云、常規(guī)星系、致密星團(tuán)、超新星等目標(biāo)進(jìn)行研究，有望取得一批有價(jià)值的成果。

2 光纖式積分視場(chǎng)光譜儀實(shí)驗(yàn)設(shè)備的設(shè)計(jì)與制造

2.1 積分視場(chǎng)光譜儀實(shí)驗(yàn)概述

麗江2.4 m望遠(yuǎn)鏡建成后，國(guó)內(nèi)很多天文學(xué)家認(rèn)為有必要為其配備一系列終端設(shè)備以最大程度地發(fā)揮望遠(yuǎn)鏡的能力，其中IFS為不少專家所青睞。在這種情況下進(jìn)行IFS實(shí)驗(yàn)研究可為今后科學(xué)級(jí)IFS的設(shè)計(jì)、制造積累必要的經(jīng)驗(yàn)。

經(jīng)過討論，決定對(duì)原2.16 m望遠(yuǎn)鏡上工作的通用光柵光譜儀進(jìn)行適當(dāng)改造，制作一套IFS實(shí)驗(yàn)系統(tǒng)。考慮到光譜儀性能，選用19根光纖集成一束做成裸光纖式IFU實(shí)現(xiàn)望遠(yuǎn)鏡與光譜儀的耦合。實(shí)驗(yàn)參數(shù)如表1。

表1 實(shí)驗(yàn)參數(shù)Table 1 The parameters of this experiment

2.2 IFU設(shè)計(jì)與加工

IFU入射端排成六邊形，相比于四邊形的排列方式，可以獲得更高的空間填充率，減少光能損失。IFU端面如圖2。

圖2 IFU端面照片。左圖為入射端，由19根光纖排列成六邊形，位于中心;右圖為出射端，將19根光纖由2維面型重新排列成1維光纖狹縫后進(jìn)入光譜儀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入射端六邊形結(jié)構(gòu)對(duì)機(jī)械加工及之后的光纖排列提出了較高的要求，在沒有專門加裝工具的情況下，難以保證光纖的排列精度。另外由于光纖老化等因素的影響，每根光纖之間透過率差別很大;光纖老化也使得光纖變得易斷，在使用一段時(shí)間后有3根光纖發(fā)生斷裂。

在科學(xué)級(jí)IFU研制時(shí)，可以通過一些措施有效解決上述問題。首先，研制專門的光纖加裝工具，如顯微鏡、可微調(diào)的光纖夾具、光纖安裝平臺(tái)等，保證光纖排列精度。其次，選用全新的光纖將大大減小光纖之間透過率的差異，并且在IFU制作階段要對(duì)每根光纖的透過率進(jìn)行測(cè)量，標(biāo)記之間的差值。再次，通過改進(jìn)IFU包裝方式結(jié)合減壓設(shè)計(jì)來保證光纖安全。

2.3 光譜儀改造

為了實(shí)現(xiàn)IFU與光譜儀耦合，對(duì)光譜儀進(jìn)行了一系列機(jī)械和光學(xué)改造，其中包括:(1)采用六維光纖調(diào)整平臺(tái)防止光纖出射端面傾斜、離焦，并使盡可能多的光纖位于光譜儀視場(chǎng)中心;(2)為了使用1號(hào)CCD，必須延長(zhǎng)光譜儀成像鏡的焦點(diǎn)，才能使像面與CCD靶面重合，因此選用兩塊相同的透鏡使焦點(diǎn)外延;(3)兩個(gè)CCD安裝接口;(4)光譜儀安放用的鋼架;(5)IFU與望遠(yuǎn)鏡的接口。整個(gè)系統(tǒng)光路圖及總裝圖如圖3。

圖3 IFS設(shè)計(jì)圖，左圖:系統(tǒng)光路圖;右圖:系統(tǒng)總裝圖Fig.3 Design diagram for the IFS.Left:Optics layout.Right:The overall mechanical configuration of the IFS

3 實(shí)驗(yàn)調(diào)試及觀測(cè)

3.1 光路調(diào)試

3.1.1 成像部分

先用低壓鈉燈拍攝的光纖像，如圖4左圖，可以看到出射端的光纖存在一些問題:光纖透過率不均勻，這對(duì)相對(duì)譜線強(qiáng)度測(cè)量以及速度測(cè)量的影響不大;光纖在垂直色散方向上排列不均勻，在色散方向上同軸度較低，這些可以通過簡(jiǎn)單的數(shù)據(jù)處理解決。

圖4 CCD2接收到的圖像，左圖為低壓鈉燈照明下;右圖為陽光下，Na D線附近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 波長(zhǎng)定標(biāo)

其中a是光柵常數(shù);α是入射角;β0是CCD接收到的光譜中心波長(zhǎng)對(duì)應(yīng)的衍射角。光譜儀上光柵轉(zhuǎn)角刻度盤讀數(shù)為θ，有α－θ=30'，通過鈉燈定出θ=48°30'時(shí)中心波長(zhǎng)為584.5 nm，根據(jù)公式(1)就可以通過轉(zhuǎn)動(dòng)θ角來選擇中心波長(zhǎng)。經(jīng)過多次測(cè)量得出單純通過這種方法進(jìn)行波長(zhǎng)定標(biāo)的誤差為±0.5 nm，如果需要精確進(jìn)行譜線定標(biāo)，可以用鐵空心陰極燈結(jié)合上述方法進(jìn)行［17］。在實(shí)驗(yàn)室中對(duì)國(guó)產(chǎn)鐵空心陰極燈進(jìn)行了測(cè)試，發(fā)現(xiàn)該燈氬氣發(fā)射線很強(qiáng)，而鐵發(fā)射線很弱，一般只在需要進(jìn)行精確定標(biāo)時(shí)才選用該燈。

3.2 拍攝吸收光譜

3.2.1 太陽吸收光譜

將IFU入射端置于戶外接受陽光，采用CCD2進(jìn)行接收，單次曝光覆蓋33 nm的波長(zhǎng)范圍，根據(jù)公式(1)，轉(zhuǎn)動(dòng)光柵對(duì)400 nm到700 nm范圍內(nèi)的光譜進(jìn)行掃描。CCD2接收到的光譜圖像如圖4右圖;經(jīng)過平場(chǎng)以及連續(xù)譜歸一化處理后得到如圖5的吸收光譜(以MgI 517.3 nm、518.4 nm;NaI 589 nm、589.6 nm以及Hα656.3nm為例)。

圖5 處理后的太陽吸收光譜。上圖:MgI 517.3 nm，518.4 nm;中圖:NaI 589 nm，589.6 nm;下圖: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 麗江2.4 m望遠(yuǎn)鏡實(shí)地測(cè)試的初步結(jié)果

在麗江2.4 m望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行實(shí)驗(yàn)測(cè)量，分別對(duì)木星、火星、月球、獵戶座星云M42等目標(biāo)進(jìn)行了光譜測(cè)量，現(xiàn)場(chǎng)照片如圖6。

圖6 與2.4 m望遠(yuǎn)鏡卡焦連接Fig.6 The instrument attached to the Cassegrain focus of the 2.4 m telescope

火星、木星、月球等目標(biāo)的光譜和早前拍攝的太陽吸收光譜相似，在此不做具體介紹。觀測(cè)的主要目標(biāo)是M42，它有許多很強(qiáng)的發(fā)射線，是理想的光譜實(shí)驗(yàn)測(cè)試對(duì)象。經(jīng)過10 s曝光，其中如OIII(500.7 nm)、Hα等一些很強(qiáng)的發(fā)射線接近飽和。圖7為拍攝M42中心區(qū)域時(shí)，在波長(zhǎng)495 nm附近的發(fā)射線平均強(qiáng)度。圖中可以明顯看到3條發(fā)射線，從左到右分別是Hβ、OIII(495.9 nm)以及OIII(500.7 nm)。由于數(shù)據(jù)沒有經(jīng)過處理，譜線強(qiáng)度比值與文獻(xiàn) ［12］有所差別，這些將在下一步工作中加以改進(jìn)。

圖7 M42發(fā)射線積分光譜，波長(zhǎng)從475 nm到515 nmFig.7 The integral emission-line spectrum of the galaxy M42 at wavelengths from 480 nm to 510 nm

4 結(jié)論

通過IFS實(shí)驗(yàn)研究，初步掌握了光纖光譜儀研制的基本技術(shù)，了解了光纖式IFU研制的基本流程和其中的關(guān)鍵技術(shù)，在對(duì)加工時(shí)遇到困難進(jìn)行深入探討的過程中找到了解決問題的方法，所有這些為科學(xué)級(jí)光纖式積分視場(chǎng)光譜儀制作奠定基礎(chǔ)。下一步將致力于提高系統(tǒng)效率，改善成像質(zhì)量，并且通過改進(jìn)光纖排列技術(shù)實(shí)現(xiàn)空間位置信息還原，最終使現(xiàn)有的實(shí)驗(yàn)系統(tǒng)具有更大的實(shí)用價(jià)值。

［1］J Allington Smith.3D Instrumentation ［C］//Bruno Leibundgut.Science Perspectives for 3D Spectroscopy.Berlin/Heidelberg:Springer，2007:3 －13.

［2］Crampton David，Murowinski Richard.Scientific and technical performance of GMOS:the Gemini Multi-Object Spectrograph ［J］.SPIE，2004(5492):181－189.

［3］Morris Simon，Content Robert，Sharples Ray，et al.A Million Element Integral Field Unit(MEIFU) ［C］//J Bergeron，G Monnet.ESO Astrophysics Synpison:Scientific Drivers for ESO Future VLT/VLTI Instrumentation，Proceedings of the ESO Workshop Held in Garching，Germary.Springer-Verlag，2002:99 －107.

［4］Jeremy Allington-Smith.Integral Field Spectroscopy For Panoramic Telescopes［C］//Instituto de Astronomía，Unam S， Kurtz， et al. The 3rd Mexico-KoreaConferenceon Astrophysics:Telescopes of the Future and San Pedro Martir，2007(28):17－23.

［5］Bacon R，Adam G，Baranne A，et al.3D spectrography at high spatial resolution.I.Concept and realization of the integral field spectrograph TIGER ［J］.A＆A，1995(113):347－357.

［6］Michael Dopita，John Hart，Peter McGregor，et al.The Wide Field Spectrograph(WiFeS) ［J］.Astrophysics And Space Science，2007(310):255－268.

［7］王俊凡，朱永田，胡中文.基于積分視場(chǎng)單元的三維天文成像光譜技術(shù) ［J］.天文學(xué)進(jìn)展，2008(26):73－79.Wang Junfan，Zhu Yongtian，Hu Zhongwen.Techniques for 3D Imaging Spectroscopy in Astronomy ［J］.Process in Astronomy，2008(26):73－79.

［8］Martin M Roth，Andreas Kelz，Thomas Fechner，et al.PMAS:The Potsdam Multi-Aperture Spectrophotometer.I.Design，Manufacture，and Performance ［J］.PASP，2005(117):620－642.

［9］Andreas Kelz，Marc A W Verheljen，Martin M Roth，et al.PMAS:The Potsdam Multi-Aperture SpectrophotometerII.The Wide Integral Field Unit PPAK ［J］.PASP，2006(118):129 －145.

［10］Greg Smith， Will Saunders， Terry Bridges， et al.AAOmega:a multipurpose fiber-fed spectrograph for the AAT ［J］.SPIE，2004(5492):410－420.

［11］Eric Emsellem，Michele Cappellari，Reynier F Peletier，et al.The SAURON project-III.Integral-field absorption-line kinematics of 48 elliptical and lenticular galaxies ［J］Mon Not R Astron Soc，2004，352(3):721 －748.

［12］S F Sanchez，N Cardiel，M A W Verheijen，et al.PPAK Integral Field Spectroscopy survey of the Orion Nebula Data release［J］.A＆A，2007(465):207－217.

［13］Thomas Becker，Sergri Fabrika，Martin M Roth.Crowded Field 3D Spectroscopy ［J］.AN，2004(325):155－158.

［14］Martin M Roth，Thomas Becker，Petra Bohm，et al.Crowded Field 3D Spectrophotometry of Extragalactic Planetary Nebulae ［C］//L Stanghellini，J R Walsh，N G Douglas，et al.Planetary Nebulae Beyond the Milky Way:Proceedings of the ESO Workshop Held in Garching.Berlin:Springer，2006:239 －243.

［15］L Christensen，T Becker，K Jahnke，et al.Integral Field Spectroscopy of SN 2002er with PMAS［J］.A＆A，2003(401):479－482.

［16］K Jahnke，L Wisotzki，S F S'ancjez，et al.Integral Field Spectroscopy of QSO Host Galaxies［J］.AN，2004(325):128－131.

［17］William F Meggers，Charles H Corliss，Bourdon F Scribner.Tables of Sprectal-Line Intensitiesc Arranged by Elements［M］.U S Department of Commerce，National Bureau of Standards，1975:121－127.