一米新真空太陽望遠鏡多波段光譜儀CaⅡ通道雜散光研究*

韓　笑，徐　稚，李正剛，金振宇

(1. 中國科學院云南天文臺，云南 昆明　650011；2. 中國科學院大學，北京　100049)

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一米新真空太陽望遠鏡多波段光譜儀CaⅡ通道雜散光研究*

韓笑1,2，徐稚1，李正剛1，金振宇1

(1. 中國科學院云南天文臺，云南 昆明650011；2. 中國科學院大學，北京100049)

觀測目標的亮度越小，雜散光對其的影響越大。在光譜觀測中，由于譜線線心的剩余能量較小，所以雜散光對光譜觀測的影響顯著。在用撫仙湖1 m太陽望遠鏡多波段光譜儀進行光譜觀測時發(fā)現(xiàn)，CaⅡ光譜圖像在855.6 nm吸收線右側(cè)的亮度有肉眼可見的明顯下降，針對此現(xiàn)象分析產(chǎn)生光譜圖像色散方向上亮度左右差異的原因，結(jié)合雜散光的理論用實驗的方法找出雜散光的來源及傳輸路徑。分析結(jié)果表明，產(chǎn)生此種現(xiàn)象是由于狹縫的次極大衍射光照亮成像鏡后反射到CCD，形成一個弧形的雜散光亮斑，強度約為光譜圖像平均光子數(shù)的20.9%，對CaⅡ通道的光譜圖像產(chǎn)生了嚴重的影響。對分析的結(jié)果進行了理論驗證。利用遮擋雜散光傳輸路徑與圖像處理兩種抑制雜散光的方法對其進行消除，使CaⅡ通道雜散光恢復到正常水平。

雜散光；1 m太陽望遠鏡；多波段光譜儀；單縫衍射

撫仙湖1 m新真空太陽望遠鏡(New Vacuum Solar Telescope, NVST)是國內(nèi)口徑最大的地基真空太陽望遠鏡，主要用于太陽光球和色球的高分辨率成像觀測和太陽光譜觀測[1]。雜散光對成像觀測和光譜觀測的影響是一個需要解決的難題。光譜觀測中，雜散光強度占光譜強度的很大一部分，會對數(shù)據(jù)分析結(jié)果產(chǎn)生嚴重影響。當觀測目標的亮度越小時，雜散光對其影響越大，例如黑子觀測、日面邊緣觀測和對較深譜線的觀測。

在光譜觀測過程中發(fā)現(xiàn)，與其余通道不同，在CaⅡ光譜圖像色散方向上以855.6 nm吸收線為界線，右側(cè)亮度明顯低于左側(cè)亮度。對光譜圖像做平、暗場處理后，依然存在此現(xiàn)象。本文首先分析雜散光對CaⅡ通道光譜圖像造成的影響，根據(jù)雜散光的形成機制找出CaⅡ通道雜散光的來源及傳輸路徑并對結(jié)果進行理論驗證，最后提出消除CaⅡ通道雜散光的方法，對以后將要進行的紅外光譜觀測提供參考。

1　雜散光的形成機制

地基太陽望遠鏡雜散光形成的原因一般有以下幾種：(1)地球大氣中灰塵和粒子的散射引起的雜散光；(2)大氣折射率的快速變化產(chǎn)生的在總量上不斷變化的雜散光；(3)系統(tǒng)內(nèi)光學表面和機械表面的散射產(chǎn)生的儀器雜散光[2]。

1 m太陽望遠鏡多波段光譜儀的結(jié)構(gòu)如圖1，使用的狹縫為可調(diào)硅狹縫，使用微機電系統(tǒng)工藝制造的體積小、厚度薄的一體式微硅片狹縫[3]，縫寬20～60 μm；光柵為閃耀角36.8°的閃耀光柵；準直鏡為直徑210 mm的反射鏡；成像鏡為直徑210 mm的反射鏡；探測器型號為PCO4000，動態(tài)范圍為300～1 000 nm[4-5]。太陽光經(jīng)過地球大氣、望遠鏡系統(tǒng)，最終到達探測器。太陽光的真實強度Iture由于儀器輪廓的作用，最終獲得的觀測強度Iobs與Iture關(guān)系式為

(1)

其中，PSF(t)為瞬時點擴散函數(shù)；?代表卷積。上文闡述了雜散光的來源，它們都對點擴散函數(shù)有貢獻，點擴散函數(shù)使視場內(nèi)一個點向它周圍散射雜光，視場內(nèi)每個點相互影響，形成了雜散光。

圖11 m太陽望遠鏡多波段光譜儀簡圖

Fig.1Schematic descriptions of the Multi-Wavelength Spectrometer of NVST

光譜儀的雜散光從形式上可分為兩類：(1)參與色散的雜散光，稱這部分為色散雜散光；(2)由于光譜桶內(nèi)機械結(jié)構(gòu)表面散射、光學表面灰塵等引起的雜散光，稱這部分為儀器雜散光。雜散光分為兩部分[2]：

(2)

(2)式左邊表示在太陽表面坐標(x，y)處波長為λ的點的觀測強度；右側(cè)第1項表示在太陽表面坐標為(x，y)處波長為λ的點的真實強度；Ilocal表示經(jīng)過望遠鏡視場限制后Iture的剩余強度；第2項為太陽表面觀測目標周圍的太陽光對觀測目標散射產(chǎn)生的雜散光；第3項表示望遠鏡自身引起的儀器雜散光。由于太陽望遠鏡的光機結(jié)構(gòu)復雜，儀器自身產(chǎn)生的雜散光成為不可忽略的一部分。儀器雜散光與進入系統(tǒng)內(nèi)部的光量有關(guān)，作為亮背景影響譜線的下潛和連續(xù)譜的能量，使光譜圖像整體或部分亮度增強。

2　CaⅡ通道光譜圖像雜散光分析

進行光譜觀測時發(fā)現(xiàn)，CaⅡ光譜圖像上855.6 nm吸收線左側(cè)光譜圖像上的亮度明顯高于右側(cè)，如圖2(a)。從圖2(b)中可以看出，在虛線左側(cè)連續(xù)譜的CCD計數(shù)都在5 000以上，虛線右側(cè)連續(xù)譜的CCD計數(shù)集中在4 500到5 000之間。根據(jù)光譜儀雜散光的形成機制分析，造成光譜圖像亮度分布不均勻的原因是由于光譜桶內(nèi)產(chǎn)生的儀器雜散光照亮了光譜圖像的左側(cè)。

用邊緣較銳的金屬擋片遮擋1/2狹縫得到圖3的光譜圖像。在圖像被金屬擋片遮擋的陰影部分產(chǎn)生了左明右暗的亮度分布。隨后對狹縫的另一側(cè)進行遮擋，有相同情況出現(xiàn)在陰影區(qū)域。從圖3(b)中可以看出，較暗處的CCD計數(shù)與暗場的CCD計數(shù)在同一量級，在350到450之間，較亮處的CCD計數(shù)遠遠大于這一量級，在850到900之間，說明光譜圖像被雜散光照亮。明暗分界線的橫坐標在1 500個像素左右，對應(yīng)光譜圖像的855.6 nm吸收線附近，證明這部分雜散光是造成圖2中CaⅡ通道光譜圖像855.6 nm吸收線左側(cè)亮度高于右側(cè)的原因。

圖2(a) CaⅡ通道的光譜圖像；(b) 虛線區(qū)域色散方向上的光強分布

Fig.2(a) Spectral image in the Ca Ⅱ channel; (b) Brightness distribution in the dispersion direction of the dotted line area

圖3(a) 調(diào)高對比度后金屬擋片遮擋1/2狹縫得到的光譜圖像；(b) 虛線區(qū)域色散方向上的光強分布

Fig.3(a) Spectral image after blocking the slit position;(b) Brightness distribution in the dispersion direction of the dotted line area

由于雜光光斑形狀特殊，進一步分析了雜散光在光譜圖像上的形狀。對狹縫上下都進行遮擋，僅留中間約1 mm的區(qū)間被照亮，得到的圖像如圖4。根據(jù)圖中黑色虛線顯示，有一個完整的弧形亮斑照亮了約3/4的光譜圖像。

儀器雜散光與進入系統(tǒng)內(nèi)光亮的多少成正比[2]，據(jù)此進一步說明此部分雜散光為光譜桶內(nèi)形成的雜散光。在用金屬擋片遮擋狹縫的實驗過程中，采取遮擋面積漸變的方式控制進入光譜桶內(nèi)的光量。狹縫長25 mm，從一側(cè)開始遮擋，金屬擋片每向前移動2 mm拍取一組數(shù)據(jù)，按遮擋面積由小到大共拍取12組數(shù)據(jù)，選出具有代表性的第1組、第6組、第12組數(shù)據(jù)，將色散方向上強度的變化畫在圖5(a)中，從圖中可以看出第1組比第6組、第12組較亮處的CCD計數(shù)大很多，而較暗處的光子數(shù)變化不明顯。從這12組數(shù)據(jù)中每組選取一張圖片，對較亮部分的平均CCD計數(shù)進行曲線擬合，擬合結(jié)果如圖5(b)。從圖中可以更為直觀地看出，遮擋面積越小，進入光譜桶內(nèi)的光量越多，雜散光亮度越高，從而進一步說明這部分雜散光是由光譜桶內(nèi)儀器散射產(chǎn)生的儀器雜散光。

圖4僅留狹縫長度為中間1 mm得到的圖像

Fig.4Spectral image after partly blocking the slit position (1mm for the slit)

擋狹縫完全沒有遮擋時，即x=0處，弧形雜散光的CCD計數(shù)可達到2413，在相同條件下的光譜圖像的平均CCD計數(shù)為10200，在除去暗場后求得此部分雜散光的強度約占光譜圖像平均強度的20.9%。

圖5(a) 第1組、第6組、第12組數(shù)據(jù)陰影區(qū)域色散方向光的強度分布；(b) 第1～12組較亮部分平均光子數(shù)的曲線擬合

Fig.5(a) Brightness distribution in the dispersion direction of the dotted line area of data set No.1, No.6 and No.12;(b) The fitting curves of the average photons in the brighter area of data set No.1 to No.12

從對CaⅡ光譜圖像的分析中發(fā)現(xiàn)，由于儀器雜散光的影響，圖像左側(cè)亮度明顯升高，在圖像上形成了一個縱向貫穿視場的弧形亮斑，能量巨大，對光譜觀測產(chǎn)生了嚴重的影響。

3　雜散光的來源及傳輸路徑

雜散光在光學系統(tǒng)內(nèi)的傳輸路徑由關(guān)鍵表面和直接照射表面確定。關(guān)鍵表面是以像面為觀察面，并以不同角度向系統(tǒng)內(nèi)觀察到的表面。直接照射表面是光以不同的離軸角直接照射光學的表面，包括直接照射或反射投射到的表面。如果同為關(guān)鍵表面和直接照射表面，稱為一次散射表面，意義為視場外的光線能夠經(jīng)過該表面的一次散射后到達像面。只為兩者其一，稱之為二次散射表面，意義為視場外的光線至少經(jīng)過兩次散射后才到達像面。由二次散射表面產(chǎn)生的雜散光小很多[6]。

由于此部分雜散光的能量很大，所以視場外的光線只經(jīng)過一次散射后就到達像面，是由一次散射表面產(chǎn)生，多波段光譜儀的一次散射表面為準直鏡和成像鏡，由此推斷雜散光來源可能有兩種：(1)由于雜散光能量巨大，所以光源可能就在CCD附近；(2)因為雜散光呈弧形，而光譜桶內(nèi)弧形的結(jié)構(gòu)很少，只有成像鏡和準直鏡，所以雜散光光源可能來自于成像鏡或準直鏡。

通過實驗和理論驗證來確定雜散光的來源和傳輸路徑。

3.1實驗和數(shù)據(jù)分析

在CCD前加如圖1的黑色長紙筒，發(fā)現(xiàn)雜散光的量級沒有變化，從而排除雜散光光源在CCD附近的可能性。

在1 m太陽望遠鏡多波段光譜儀設(shè)計過程中，CaⅡ通道成像鏡直徑比理論直徑要大，成像鏡的理論直徑為210 mm，實際直徑約為230 mm。為了驗證雜散光傳輸過程中是否包含成像鏡，在成像鏡前加內(nèi)徑與成像鏡理論直徑相同，外徑與成像鏡實際直徑相同的光闌，再用金屬擋片遮擋一部分狹縫后進行觀測，觀測結(jié)果如圖6。

圖6(a) 成像鏡前加光闌并用金屬擋片遮擋狹縫的圖像；(b) 左圖中虛線區(qū)域色散方向上的光強分布

Fig.6(a) Spectral image after blocking the slit position and stopping the imaging mirror;(b) Brightness distribution in the dispersion direction of the dotted line area

從圖6(b)可以看出，雜散光的CCD計數(shù)有了明顯的下降。不加成像鏡光闌時，雜散光的CCD計數(shù)約為1 200，加成像鏡光闌后，雜散光的CCD計數(shù)下降到500左右，跟暗場在一個量級。由此可見雜散光的傳輸路徑中包含成像鏡，照亮了成像鏡的邊緣，最終在探測器上呈現(xiàn)一個貫穿視場的弧形亮斑。

把黑紙光闌對折，分別遮擋成像鏡前(靠近準直鏡方向)、后(遠離準直鏡方向)、左、右4個方向，如圖1，再用金屬擋片遮擋部分狹縫，獲得光譜圖像后，對擋片遮擋產(chǎn)生的陰影區(qū)域進行色散方向上的強度分析，結(jié)果表明：在遮擋右、后兩個方向時，雜散光部分的CCD計數(shù)下降到暗場量級，對左、前兩個方向遮擋時雜散光依然存在，說明雜散光照亮靠近準直鏡一側(cè)的成像鏡邊緣。

從圖1可以看出光在光譜桶內(nèi)的傳輸過程：光經(jīng)過狹縫后到達準直鏡，準直鏡反射到光柵，經(jīng)光柵分光到達各通道的成像鏡，最后在CCD上成像。用吸收率較高的黑紙覆蓋在準直鏡上，阻礙主光路在光譜桶內(nèi)的傳輸后在CCD上得到的圖像如圖7。

圖7(a) 遮擋準直鏡在CCD上形成的圖像；(b) 虛線區(qū)域色散方向上的光強分布

Fig.7(a) Spectral image after blocking the collimation lens;(b) Brightness distribution in the dispersion direction of the dotted line area

從圖7(a)可以看出明顯的雜散光亮斑，由于黑紙阻礙了主光路在準直鏡后的傳輸，所以雜散光在太陽光經(jīng)過狹縫時已經(jīng)形成，并且傳輸方向偏離主光路。狹縫與準直鏡空間上的距離很大，如果狹縫次極大衍射光的衍射角足夠大，衍射光直接到達成像鏡，不經(jīng)過光柵分光在CCD上成像。

狹縫距準直鏡約6 m，準直鏡和成像鏡中心距離約0.5 m，根據(jù)三角函數(shù)關(guān)系，在狹縫后設(shè)計一個長30 cm、直徑4.5 cm的簡易遮光筒，如圖1，在不遮擋成像光路的情況下遮擋狹縫產(chǎn)生雜散光的次極大衍射光，再用金屬擋片遮擋部分狹縫得到圖8的光譜圖像。從圖8(a)可以看出，雜散光強度明顯下降。

圖8(a) 狹縫后放置遮光筒時在CCD上形成的圖像；(b) 左圖中白框區(qū)域色散方向上的光強分布

Fig.8(a) Spectral image after placing the blackout cylinder behind the silt;(b) Brightness distribution in the dispersion direction of the dotted line area

綜上所述，加成像鏡光闌與在狹縫后加遮光筒都會使雜散光明顯減少，因此，雜散光是通過這兩個元件傳輸?shù)教綔y器。由此確定了CaⅡ通道雜散光的來源和傳輸路徑：雜散光是由于太陽光經(jīng)過狹縫時產(chǎn)生的次極大衍射光照亮了成像鏡，由成像鏡反射到探測器形成。

3.2結(jié)果討論

狹縫是光譜儀的重要組成部分，狹縫決定了光譜分辨率和光譜帶寬，并決定了出射光束的強度，狹縫除擋掉不必要的入射光外，還有兩個重要作用：(1)使譜線嚴格平行，并且垂直于色散方向；(2)根據(jù)不同的探測器和視寧度，調(diào)整縫寬，在不犧牲分辨率的同時提高效率[7]。光在經(jīng)過狹縫時發(fā)生衍射，所以狹縫限制其余方向雜散光的同時也會引入雜散光。

1 m太陽望遠鏡多波段光譜儀所用狹縫縫寬為60 μm，狹縫到準直鏡的距離為6 m，準直鏡和成像鏡的中心距離為513.75 mm。由于狹縫到準直鏡的距離遠大于縫寬，可認為衍射屏距狹縫無限遠，滿足夫瑯和費遠場條件。假設(shè)狹縫入射光為平行光，所以狹縫的衍射可以近似為夫瑯和費單縫衍射。在遠場近似條件下，夫瑯和費單縫衍射強度分布公式為[8]

(3)

其中，I0為中央光強，α的定義為

(4)

其中，a為狹縫寬度；θ為衍射角，設(shè)λ=550 nm，狹縫位置到成像鏡中心的衍射角約為θ=4.7°，根據(jù)(3)式可得成像鏡中心的衍射光強度與零級衍射光強度之比為

(5)

CaⅡ通道CCD視場的光譜范圍約為4.0 nm，由于太陽表面溫度接近6 000 K，所以太陽的放射光譜幾乎等同于該溫度下的黑體輻射。黑體輻射的能量密度分布公式為

(6)

PCO4000相機的量子效率曲線如圖9，CCD的動態(tài)響應(yīng)范圍為300 nm～1 000 nm，在854.2 nm處的量子效率約為10%，平均量子效率約為25%。

CaⅡ通道所用濾光片為高通濾光片，截止波長為500 nm，假設(shè)狹縫入射光為全波段的光，忽略光經(jīng)過光譜儀系統(tǒng)的能量損失，根據(jù)PCO4000的動態(tài)范圍、量子效率和黑體輻射能量密度公式可求得CaⅡ通道的CCD接收的能量與狹縫入射光能量之比：

圖9PCO4000量子效率曲線

Fig.9QE curve of PCO4000

(7)

由(5)式與(7)式之比可以得出成像鏡上狹縫衍射光的強度Iθ與CaⅡ通道視場范圍內(nèi)光柵衍射光的強度I8 542之比為

(8)

由于光柵分光，準直鏡、成像鏡、光柵反射率的影響，狹縫入射光在到達CCD時會有部分能量損失，所以(8)式表示雜散光強度占光譜圖像強度的最小比重約為12%，與實驗測得的雜散光在同一量級，從理論上驗證了雜散光的來源。

4　雜散光的抑制方法

由于此部分雜散光非常嚴重，必須對其進行抑制。對此提出了兩種抑制雜散光的方法。

方法1，從雜散光的來源上抑制。雜散光來源于狹縫的次極大衍射，可在狹縫后設(shè)計遮光筒，阻礙雜散光的傳輸路徑，并在遮光筒內(nèi)壁設(shè)計光學陷阱，讓次極大衍射光在遮光筒內(nèi)進行多次散射，使能量衰減。

方法2，采取圖像處理的方法。此部分雜散光為儀器雜散光，根據(jù)(2)式，為了還原光譜圖像的真實強度，可從光譜圖像上減掉儀器雜散光。1 m太陽望遠鏡的光譜數(shù)據(jù)在后期圖像處理中應(yīng)用到暗場的去除，基本思路為多張暗場進行相加平均，在光譜圖像中減掉所得暗場。這里對測量暗場的方法做了改進：在測量暗場時，用吸收率較高的吸光材料覆蓋準直鏡，用與光譜觀測時相同的曝光時間得到如圖10的暗場，用來還原左側(cè)偏亮的光譜圖像，從而達到消除這部分雜散光的目的。

圖10(b)中，黑色實線為經(jīng)過平、暗場處理后正常觀測的光譜圖像色散方向上的強度分布，紅色虛線表示利用方法1去除雜散光后光譜圖像色散方向上的光強分布，綠色實線表示利用方法2去除雜散光后光譜圖像色散方向上的光強分布。

通過對比方法1和方法2在消除雜散光上的效果可以看出，在855.6 nm吸收線的右側(cè)，3條線基本重合。在855.6 nm吸收線的左側(cè)，方法1和方法2都使光譜圖像中被雜散光影響部分的強度下降，并使855.6 nm吸收線左、右的連續(xù)譜強度在同一區(qū)間內(nèi)。在854.2 nm吸收線左側(cè)，綠線略低于紅線，造成這種現(xiàn)象的原因是受覆蓋準直鏡的吸光材料反射率的影響，產(chǎn)生了多余的雜散光，在去除雜散光時存在過度補償?shù)默F(xiàn)象，所以需要吸收率較高的吸光材料對準直鏡進行遮擋。

圖10(a) 處理數(shù)據(jù)所用暗場；(b) 色散方向上的光強分布

Fig.10(a) Dark field used for data processing; (b) Brightness distribution in the dispersion direction

綜上所述，方法1與方法2都可以達到去除CaⅡ通道雜散光的目的。方法1的優(yōu)點在于從根源上消除此部分雜散光。由于1 m太陽望遠鏡多波段光譜儀的結(jié)構(gòu)復雜，在狹縫后安裝機械結(jié)構(gòu)存在一定的困難。方法2的實現(xiàn)相對簡單，因為儀器雜散光與進入光譜桶內(nèi)的光量有關(guān)，所以具有時變性，方法2可對一天內(nèi)太陽位于不同高度時的儀器雜散光進行實時測量，對不同時段觀測的CaⅡ光譜進行實時的雜散光消除。

5　總　結(jié)

在分析CaⅡ通道的光譜圖像時發(fā)現(xiàn)了較嚴重的雜散光影響，造成了光譜圖像左右亮度不一，并在光譜圖像上形成一個弧形亮斑，此部分雜散光的能量約占光譜圖像能量的20.9%。根據(jù)雜散光的形成機制找出了雜散光的來源：雜散光來源于狹縫的衍射，經(jīng)過成像鏡后到達探測器。提出兩種抑制雜散光的方法，一種是在狹縫后加遮光筒；第二種是利用圖像處理的方法消除雜散光，效果良好。由于光譜儀狹縫寬度遠大于波長，狹縫的衍射光能量非常小，所以一般不會考慮狹縫衍射所產(chǎn)生的雜散光，由此可見在某些特定的情況下，狹縫的衍射光會成為不可忽略的雜散光。

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Stray-light Research for the CaⅡ Channel of Multi-Wavelength Spectrometer of the 1m New Vaccum Solar Telescope

Han Xiao1,2, Xu Zhi1, Li Zhenggang1, Jin Zhenyu1

(1. Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences, Kunming 650011, China, Email: fyul@ynao.ac.cn;2. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China)

Stray-light can affect the astronomical observations, especially for those faint observational objects. Because the residual energy in the spectral line center is very low, the stray-light has significant effect on spectral observations. From the high-resolution spectral observations with the New Vacuum Solar Telescope in Fuxian Solar Observatory, we found that the left side of 855.6nm absorption line in the CaⅡ spectral images has lower brightness. To study the intrinsic reason of the differences in the left-right dispersion directions of the spectral images, the stray-light theory and the experimental method are combined to analyze the origin and the transmission path of the stray-light. Analysis results indicate that the secondary maximum of the diffraction light in the spectrometer slit can beacon the imaging mirror and then reflect to the surface of the CCD target. This will produce a stray-light bright spot with an arc shape, and its brightness is about 20.9% of the average intensity of spectral image, bringing out a serious impact for the CaⅡ channel in spectral observations. At last, analysis results are verified by experiments. Two methods—blocking the stray-light transmission path and signal image processing—are utilized to eliminate the stray-light. The final result shows that the stray-light in the CaⅡ channel can be reduced to normal levels.

Stray-light; One-meter New Vacuum Solar Telescope; Multi-wavelength spectrometer; Single-slit diffraction

國家自然科學基金 (11473064) 資助.

2016-04-29；

2016-05-18

韓笑，男，碩士. 研究方向：天文技術(shù)與方法. Email: hanxiaovans@sina.com

TH744.1

A

1672-7673(2016)04-0446-09

CN 53-1189/PISSN 1672-7673