一米新真空太阳望远镜多波段光谱仪CaⅡ通道杂散光研究*

韩　笑，徐　稚，李正刚，金振宇

(1. 中国科学院云南天文台，云南 昆明　650011；2. 中国科学院大学，北京　100049)



一米新真空太阳望远镜多波段光谱仪CaⅡ通道杂散光研究*

韩笑1,2，徐稚1，李正刚1，金振宇1

(1. 中国科学院云南天文台，云南 昆明650011；2. 中国科学院大学，北京100049)

观测目标的亮度越小，杂散光对其的影响越大。在光谱观测中，由于谱线线心的剩余能量较小，所以杂散光对光谱观测的影响显著。在用抚仙湖1 m太阳望远镜多波段光谱仪进行光谱观测时发现，CaⅡ光谱图像在855.6 nm吸收线右侧的亮度有肉眼可见的明显下降，针对此现象分析产生光谱图像色散方向上亮度左右差异的原因，结合杂散光的理论用实验的方法找出杂散光的来源及传输路径。分析结果表明，产生此种现象是由于狭缝的次极大衍射光照亮成像镜后反射到CCD，形成一个弧形的杂散光亮斑，强度约为光谱图像平均光子数的20.9%，对CaⅡ通道的光谱图像产生了严重的影响。对分析的结果进行了理论验证。利用遮挡杂散光传输路径与图像处理两种抑制杂散光的方法对其进行消除，使CaⅡ通道杂散光恢复到正常水平。

杂散光；1 m太阳望远镜；多波段光谱仪；单缝衍射

抚仙湖1 m新真空太阳望远镜(New Vacuum Solar Telescope, NVST)是国内口径最大的地基真空太阳望远镜，主要用于太阳光球和色球的高分辨率成像观测和太阳光谱观测[1]。杂散光对成像观测和光谱观测的影响是一个需要解决的难题。光谱观测中，杂散光强度占光谱强度的很大一部分，会对数据分析结果产生严重影响。当观测目标的亮度越小时，杂散光对其影响越大，例如黑子观测、日面边缘观测和对较深谱线的观测。

在光谱观测过程中发现，与其余通道不同，在CaⅡ光谱图像色散方向上以855.6 nm吸收线为界线，右侧亮度明显低于左侧亮度。对光谱图像做平、暗场处理后，依然存在此现象。本文首先分析杂散光对CaⅡ通道光谱图像造成的影响，根据杂散光的形成机制找出CaⅡ通道杂散光的来源及传输路径并对结果进行理论验证，最后提出消除CaⅡ通道杂散光的方法，对以后将要进行的红外光谱观测提供参考。

1　杂散光的形成机制

地基太阳望远镜杂散光形成的原因一般有以下几种：(1)地球大气中灰尘和粒子的散射引起的杂散光；(2)大气折射率的快速变化产生的在总量上不断变化的杂散光；(3)系统内光学表面和机械表面的散射产生的仪器杂散光[2]。

1 m太阳望远镜多波段光谱仪的结构如图1，使用的狭缝为可调硅狭缝，使用微机电系统工艺制造的体积小、厚度薄的一体式微硅片狭缝[3]，缝宽20～60 μm；光栅为闪耀角36.8°的闪耀光栅；准直镜为直径210 mm的反射镜；成像镜为直径210 mm的反射镜；探测器型号为PCO4000，动态范围为300～1 000 nm[4-5]。太阳光经过地球大气、望远镜系统，最终到达探测器。太阳光的真实强度Iture由于仪器轮廓的作用，最终获得的观测强度Iobs与Iture关系式为

(1)

其中，PSF(t)为瞬时点扩散函数；⊗代表卷积。上文阐述了杂散光的来源，它们都对点扩散函数有贡献，点扩散函数使视场内一个点向它周围散射杂光，视场内每个点相互影响，形成了杂散光。

图11 m太阳望远镜多波段光谱仪简图

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

光谱仪的杂散光从形式上可分为两类：(1)参与色散的杂散光，称这部分为色散杂散光；(2)由于光谱桶内机械结构表面散射、光学表面灰尘等引起的杂散光，称这部分为仪器杂散光。杂散光分为两部分[2]：

(2)

(2)式左边表示在太阳表面坐标(x，y)处波长为λ的点的观测强度；右侧第1项表示在太阳表面坐标为(x，y)处波长为λ的点的真实强度；Ilocal表示经过望远镜视场限制后Iture的剩余强度；第2项为太阳表面观测目标周围的太阳光对观测目标散射产生的杂散光；第3项表示望远镜自身引起的仪器杂散光。由于太阳望远镜的光机结构复杂，仪器自身产生的杂散光成为不可忽略的一部分。仪器杂散光与进入系统内部的光量有关，作为亮背景影响谱线的下潜和连续谱的能量，使光谱图像整体或部分亮度增强。

2　CaⅡ通道光谱图像杂散光分析

进行光谱观测时发现，CaⅡ光谱图像上855.6 nm吸收线左侧光谱图像上的亮度明显高于右侧，如图2(a)。从图2(b)中可以看出，在虚线左侧连续谱的CCD计数都在5 000以上，虚线右侧连续谱的CCD计数集中在4 500到5 000之间。根据光谱仪杂散光的形成机制分析，造成光谱图像亮度分布不均匀的原因是由于光谱桶内产生的仪器杂散光照亮了光谱图像的左侧。

用边缘较锐的金属挡片遮挡1/2狭缝得到图3的光谱图像。在图像被金属挡片遮挡的阴影部分产生了左明右暗的亮度分布。随后对狭缝的另一侧进行遮挡，有相同情况出现在阴影区域。从图3(b)中可以看出，较暗处的CCD计数与暗场的CCD计数在同一量级，在350到450之间，较亮处的CCD计数远远大于这一量级，在850到900之间，说明光谱图像被杂散光照亮。明暗分界线的横坐标在1 500个像素左右，对应光谱图像的855.6 nm吸收线附近，证明这部分杂散光是造成图2中CaⅡ通道光谱图像855.6 nm吸收线左侧亮度高于右侧的原因。

图2(a) CaⅡ通道的光谱图像；(b) 虚线区域色散方向上的光强分布

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

图3(a) 调高对比度后金属挡片遮挡1/2狭缝得到的光谱图像；(b) 虚线区域色散方向上的光强分布

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

由于杂光光斑形状特殊，进一步分析了杂散光在光谱图像上的形状。对狭缝上下都进行遮挡，仅留中间约1 mm的区间被照亮，得到的图像如图4。根据图中黑色虚线显示，有一个完整的弧形亮斑照亮了约3/4的光谱图像。

仪器杂散光与进入系统内光亮的多少成正比[2]，据此进一步说明此部分杂散光为光谱桶内形成的杂散光。在用金属挡片遮挡狭缝的实验过程中，采取遮挡面积渐变的方式控制进入光谱桶内的光量。狭缝长25 mm，从一侧开始遮挡，金属挡片每向前移动2 mm拍取一组数据，按遮挡面积由小到大共拍取12组数据，选出具有代表性的第1组、第6组、第12组数据，将色散方向上强度的变化画在图5(a)中，从图中可以看出第1组比第6组、第12组较亮处的CCD计数大很多，而较暗处的光子数变化不明显。从这12组数据中每组选取一张图片，对较亮部分的平均CCD计数进行曲线拟合，拟合结果如图5(b)。从图中可以更为直观地看出，遮挡面积越小，进入光谱桶内的光量越多，杂散光亮度越高，从而进一步说明这部分杂散光是由光谱桶内仪器散射产生的仪器杂散光。

图4仅留狭缝长度为中间1 mm得到的图像

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

挡狭缝完全没有遮挡时，即x=0处，弧形杂散光的CCD计数可达到2413，在相同条件下的光谱图像的平均CCD计数为10200，在除去暗场后求得此部分杂散光的强度约占光谱图像平均强度的20.9%。

图5(a) 第1组、第6组、第12组数据阴影区域色散方向光的强度分布；(b) 第1～12组较亮部分平均光子数的曲线拟合

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

从对CaⅡ光谱图像的分析中发现，由于仪器杂散光的影响，图像左侧亮度明显升高，在图像上形成了一个纵向贯穿视场的弧形亮斑，能量巨大，对光谱观测产生了严重的影响。

3　杂散光的来源及传输路径

杂散光在光学系统内的传输路径由关键表面和直接照射表面确定。关键表面是以像面为观察面，并以不同角度向系统内观察到的表面。直接照射表面是光以不同的离轴角直接照射光学的表面，包括直接照射或反射投射到的表面。如果同为关键表面和直接照射表面，称为一次散射表面，意义为视场外的光线能够经过该表面的一次散射后到达像面。只为两者其一，称之为二次散射表面，意义为视场外的光线至少经过两次散射后才到达像面。由二次散射表面产生的杂散光小很多[6]。

由于此部分杂散光的能量很大，所以视场外的光线只经过一次散射后就到达像面，是由一次散射表面产生，多波段光谱仪的一次散射表面为准直镜和成像镜，由此推断杂散光来源可能有两种：(1)由于杂散光能量巨大，所以光源可能就在CCD附近；(2)因为杂散光呈弧形，而光谱桶内弧形的结构很少，只有成像镜和准直镜，所以杂散光光源可能来自于成像镜或准直镜。

通过实验和理论验证来确定杂散光的来源和传输路径。

3.1实验和数据分析

在CCD前加如图1的黑色长纸筒，发现杂散光的量级没有变化，从而排除杂散光光源在CCD附近的可能性。

在1 m太阳望远镜多波段光谱仪设计过程中，CaⅡ通道成像镜直径比理论直径要大，成像镜的理论直径为210 mm，实际直径约为230 mm。为了验证杂散光传输过程中是否包含成像镜，在成像镜前加内径与成像镜理论直径相同，外径与成像镜实际直径相同的光阑，再用金属挡片遮挡一部分狭缝后进行观测，观测结果如图6。

图6(a) 成像镜前加光阑并用金属挡片遮挡狭缝的图像；(b) 左图中虚线区域色散方向上的光强分布

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

从图6(b)可以看出，杂散光的CCD计数有了明显的下降。不加成像镜光阑时，杂散光的CCD计数约为1 200，加成像镜光阑后，杂散光的CCD计数下降到500左右，跟暗场在一个量级。由此可见杂散光的传输路径中包含成像镜，照亮了成像镜的边缘，最终在探测器上呈现一个贯穿视场的弧形亮斑。

把黑纸光阑对折，分别遮挡成像镜前(靠近准直镜方向)、后(远离准直镜方向)、左、右4个方向，如图1，再用金属挡片遮挡部分狭缝，获得光谱图像后，对挡片遮挡产生的阴影区域进行色散方向上的强度分析，结果表明：在遮挡右、后两个方向时，杂散光部分的CCD计数下降到暗场量级，对左、前两个方向遮挡时杂散光依然存在，说明杂散光照亮靠近准直镜一侧的成像镜边缘。

从图1可以看出光在光谱桶内的传输过程：光经过狭缝后到达准直镜，准直镜反射到光栅，经光栅分光到达各通道的成像镜，最后在CCD上成像。用吸收率较高的黑纸覆盖在准直镜上，阻碍主光路在光谱桶内的传输后在CCD上得到的图像如图7。

图7(a) 遮挡准直镜在CCD上形成的图像；(b) 虚线区域色散方向上的光强分布

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

从图7(a)可以看出明显的杂散光亮斑，由于黑纸阻碍了主光路在准直镜后的传输，所以杂散光在太阳光经过狭缝时已经形成，并且传输方向偏离主光路。狭缝与准直镜空间上的距离很大，如果狭缝次极大衍射光的衍射角足够大，衍射光直接到达成像镜，不经过光栅分光在CCD上成像。

狭缝距准直镜约6 m，准直镜和成像镜中心距离约0.5 m，根据三角函数关系，在狭缝后设计一个长30 cm、直径4.5 cm的简易遮光筒，如图1，在不遮挡成像光路的情况下遮挡狭缝产生杂散光的次极大衍射光，再用金属挡片遮挡部分狭缝得到图8的光谱图像。从图8(a)可以看出，杂散光强度明显下降。

图8(a) 狭缝后放置遮光筒时在CCD上形成的图像；(b) 左图中白框区域色散方向上的光强分布

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

综上所述，加成像镜光阑与在狭缝后加遮光筒都会使杂散光明显减少，因此，杂散光是通过这两个元件传输到探测器。由此确定了CaⅡ通道杂散光的来源和传输路径：杂散光是由于太阳光经过狭缝时产生的次极大衍射光照亮了成像镜，由成像镜反射到探测器形成。

3.2结果讨论

狭缝是光谱仪的重要组成部分，狭缝决定了光谱分辨率和光谱带宽，并决定了出射光束的强度，狭缝除挡掉不必要的入射光外，还有两个重要作用：(1)使谱线严格平行，并且垂直于色散方向；(2)根据不同的探测器和视宁度，调整缝宽，在不牺牲分辨率的同时提高效率[7]。光在经过狭缝时发生衍射，所以狭缝限制其余方向杂散光的同时也会引入杂散光。

1 m太阳望远镜多波段光谱仪所用狭缝缝宽为60 μm，狭缝到准直镜的距离为6 m，准直镜和成像镜的中心距离为513.75 mm。由于狭缝到准直镜的距离远大于缝宽，可认为衍射屏距狭缝无限远，满足夫琅和费远场条件。假设狭缝入射光为平行光，所以狭缝的衍射可以近似为夫琅和费单缝衍射。在远场近似条件下，夫琅和费单缝衍射强度分布公式为[8]

(3)

其中，I0为中央光强，α的定义为

(4)

其中，a为狭缝宽度；θ为衍射角，设λ=550 nm，狭缝位置到成像镜中心的衍射角约为θ=4.7°，根据(3)式可得成像镜中心的衍射光强度与零级衍射光强度之比为

(5)

CaⅡ通道CCD视场的光谱范围约为4.0 nm，由于太阳表面温度接近6 000 K，所以太阳的放射光谱几乎等同于该温度下的黑体辐射。黑体辐射的能量密度分布公式为

(6)

PCO4000相机的量子效率曲线如图9，CCD的动态响应范围为300 nm～1 000 nm，在854.2 nm处的量子效率约为10%，平均量子效率约为25%。

CaⅡ通道所用滤光片为高通滤光片，截止波长为500 nm，假设狭缝入射光为全波段的光，忽略光经过光谱仪系统的能量损失，根据PCO4000的动态范围、量子效率和黑体辐射能量密度公式可求得CaⅡ通道的CCD接收的能量与狭缝入射光能量之比：

图9PCO4000量子效率曲线

Fig.9QE curve of PCO4000

(7)

由(5)式与(7)式之比可以得出成像镜上狭缝衍射光的强度Iθ与CaⅡ通道视场范围内光栅衍射光的强度I8 542之比为

(8)

由于光栅分光，准直镜、成像镜、光栅反射率的影响，狭缝入射光在到达CCD时会有部分能量损失，所以(8)式表示杂散光强度占光谱图像强度的最小比重约为12%，与实验测得的杂散光在同一量级，从理论上验证了杂散光的来源。

4　杂散光的抑制方法

由于此部分杂散光非常严重，必须对其进行抑制。对此提出了两种抑制杂散光的方法。

方法1，从杂散光的来源上抑制。杂散光来源于狭缝的次极大衍射，可在狭缝后设计遮光筒，阻碍杂散光的传输路径，并在遮光筒内壁设计光学陷阱，让次极大衍射光在遮光筒内进行多次散射，使能量衰减。

方法2，采取图像处理的方法。此部分杂散光为仪器杂散光，根据(2)式，为了还原光谱图像的真实强度，可从光谱图像上减掉仪器杂散光。1 m太阳望远镜的光谱数据在后期图像处理中应用到暗场的去除，基本思路为多张暗场进行相加平均，在光谱图像中减掉所得暗场。这里对测量暗场的方法做了改进：在测量暗场时，用吸收率较高的吸光材料覆盖准直镜，用与光谱观测时相同的曝光时间得到如图10的暗场，用来还原左侧偏亮的光谱图像，从而达到消除这部分杂散光的目的。

图10(b)中，黑色实线为经过平、暗场处理后正常观测的光谱图像色散方向上的强度分布，红色虚线表示利用方法1去除杂散光后光谱图像色散方向上的光强分布，绿色实线表示利用方法2去除杂散光后光谱图像色散方向上的光强分布。

通过对比方法1和方法2在消除杂散光上的效果可以看出，在855.6 nm吸收线的右侧，3条线基本重合。在855.6 nm吸收线的左侧，方法1和方法2都使光谱图像中被杂散光影响部分的强度下降，并使855.6 nm吸收线左、右的连续谱强度在同一区间内。在854.2 nm吸收线左侧，绿线略低于红线，造成这种现象的原因是受覆盖准直镜的吸光材料反射率的影响，产生了多余的杂散光，在去除杂散光时存在过度补偿的现象，所以需要吸收率较高的吸光材料对准直镜进行遮挡。

图10(a) 处理数据所用暗场；(b) 色散方向上的光强分布

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

综上所述，方法1与方法2都可以达到去除CaⅡ通道杂散光的目的。方法1的优点在于从根源上消除此部分杂散光。由于1 m太阳望远镜多波段光谱仪的结构复杂，在狭缝后安装机械结构存在一定的困难。方法2的实现相对简单，因为仪器杂散光与进入光谱桶内的光量有关，所以具有时变性，方法2可对一天内太阳位于不同高度时的仪器杂散光进行实时测量，对不同时段观测的CaⅡ光谱进行实时的杂散光消除。

5　总　结

在分析CaⅡ通道的光谱图像时发现了较严重的杂散光影响，造成了光谱图像左右亮度不一，并在光谱图像上形成一个弧形亮斑，此部分杂散光的能量约占光谱图像能量的20.9%。根据杂散光的形成机制找出了杂散光的来源：杂散光来源于狭缝的衍射，经过成像镜后到达探测器。提出两种抑制杂散光的方法，一种是在狭缝后加遮光筒；第二种是利用图像处理的方法消除杂散光，效果良好。由于光谱仪狭缝宽度远大于波长，狭缝的衍射光能量非常小，所以一般不会考虑狭缝衍射所产生的杂散光，由此可见在某些特定的情况下，狭缝的衍射光会成为不可忽略的杂散光。

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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

国家自然科学基金 (11473064) 资助.

2016-04-29；

2016-05-18

韩笑，男，硕士. 研究方向：天文技术与方法. Email: hanxiaovans@sina.com

TH744.1

A

1672-7673(2016)04-0446-09

CN 53-1189/PISSN 1672-7673