岩室 史英 (京大宇物)

●概要 GAOES-RV の観測波長域外の紫外側にある CaII HK 線(395nm) と Hα(656nm) を波長分解能１万以上で GAOES-RV と同時観測できるようにするもの。できる限りシンプルな構造で小型装置として開発する。 ●分光器本体部 光学設計のポリシー 反射型の回折格子は偏光特性が強く高い効率が得られないので可能な限り高効率の透過型素子を用いる GAOES-RV の前置光学系ユニットから光を分岐して、ファイバーでナスミス台下の装置へ送る 観測波長域は 395nm と 656nm 付近のみに限定し、汎用装置にすることは考えない 透過型分散素子 CaHK 用分散素子としてまず検討したのが Plymouth Grating Laboratory の VB Grating だが、φ180mm のものの見積を依頼したところ予算的に厳しい価格であったため、断念して Wasatch Photonics の VPH で製作することに。効率予測は以下の通り。 。 Hα の方は LightSmyth (HP が無くなってしまったが会社がどうなったかは不明 ...) の VB gratingを用いる。こちらは、SiO2 基板の上に Si3N4 などで３層の膜を形成、それをエッチングで基板まで削っている構造らしく(米国特許 US8165436B2) 透過効率のパターンは結構複雑。800nm で最大効率が出せるように設計されているものの角度を変えて 656nm で使うことになるが、KOOLS で用いている T-1400-800 よりも、より分散の強い T-1850-800s の方が 656nm 付近での特性が良いとの先方技術者の意見で、こちらの回折格子を採用。 。 左が LightSmyth で右が Wasatch。LightSmyth の方は 厚さが 0.9mm しかないが、柔らかいプランジャで挟む感じで固定。 光学設計 分散素子が確定したので光学設計をしてみた。入射ファイバーはコア径50μm で、検出器画素が 19μm (BITRAN BH-67M 使用予定、下の「検出器」参照) なので、ほぼ 1:1 光学系で問題なく、カメラ光学系は f/5 程度の長焦点で大丈夫だ。また、分光器なので色消しにあまり気を遣う必要もなく、オハラの光学材料を 400nm の透過率の順で並べ、φ150でt30の厚さが作れるクラウンガラスを問い合わせたところ、S-FPL51 と S-FSL5 だけということが判明したため、広く使われている S-FSL5 をベースに、これと色消しの相性の良い S-NBH52V φ146 の凹レンズをホルダーに段差をつけて配置することにした。 ファイバースリット長は 3.6mm で、検出器の中央しか使わない設計だが、大体１～1.5pix サイズに全スポットが収まっている。 穴空き平面鏡、ダイクロイックミラー、放物面鏡が納品された。 機械設計 温度変化の影響を抑えて可動部をできるだけ減らしたいので、最も影響の大きいカメラレンズチューブは鉄系のステンレス SUS430 (熱膨張係数 1e-5) で製作し、それ以外の部分は通常のステンレス SUS304 (熱膨張率 1.7e-5) で作ることにした。これでも 20℃ の温度変化で 500mm に対し 100μm の変化があるので、約１pix 分の像サイズ変化は温度変化で起こる。そのため、入射スリット部分にのみ焦点移動機構を設け、温度変化の補正は入射部で行うことにする。ステンレスは重いので、できるだけ板を使わずに、カメラ系部分はパイプ構造にする。 Velvetで晴天の日に２回に分けて、プライマー＋塗装２回を行った。 ファイバーバンドル OPTRAN WF NA=0.12 コア径 50μm 61本、大体 4" 程度の視野がカバーできる。下左図の状態だと filling factor 63% だが、融着してできるだけ接近させることで 80% 近くまで filling factor を上げられるはずと思ったのだが、コア径 50μm のファイバーは、ジャケットを外して扱うことが結構難しいようで、ほぼすべての会社にバンドル加工を断られた。どうなるかわからないが一応作れるという業者が１社だけ見つかり、製作は大変そうだったが一応できて納品された。ファイバーが細いので、取り扱いにはかなりの注意が必要。ビームの平行度は確認する必要がある。両端のプローブのサイズは φ6 x 40 だった。 それぞれの端面の対応番号付き拡大図が以下。 スリット端面より 3.4mm 離れたところでのビーム位置61個の gif アニメ。ファイバー位置は画像中央で、ビーム半径の半分ほどほぼ全てのビームが傾いて射出される。とにかく、瞳を通過する平均光量を最大にするとスリットに沿って焦点深度が変化すると思われるが、検出器をスリットに沿った方向に傾けて対処するしかない。 スリット側からレーザー光を入れ、バンドル側で焦点位置を 3.4mm ずらした像が以下。入射側は y 方向の調整ができないため、入射状態にはばらつきがあり、明るさや射出ビーム形状がかなり変化するのはそのため。致命的なずれはないので、全ファイバーがちゃんと使える感じだ。 ファイバースリットを３°傾けて入射させる部品ができたため、とりあえずファイバースリットを固定してビームの向きが合っているかどうかを確認。大体想定どおりであることが確認できた。 ●前置光学系 ナスミス装置ロテータ円盤上でビーム分岐するのが良さそう。以下のような感じ。 ADC 天体の追尾は、GAOES の天体ガイド機能を用いるため、550nm での天体の位置が固定される。また、GAOES の観測は Instrument Rotator は固定されるため、視野回転も大気分散方向の回転もどちらも発生する。低高度(EL=20°)では 550nm と 395nm では大気分散量は 3" 強となるため、上記バンドル内に入らない上に、入ったとしても露出中に天体が流れてしまう。そのため、ADC は必須ということになったので設計してみた。S-FPL53 と S-LAH97 の組み合わせは、運よく大気分散の波長変化によく合った屈折率変化を再現できる。 S-FPL53 の代わりに CaF2 を用いると、S-LAH97 の頂角は 6.298°となり、上記３つのスポットの間隔の比は 1:0.303 と、より大気分散に近い値が出せることがわかった。クラウンの方は CaF2 の方が良さそうだ。温度変化10℃に対して、屈折率変化によるスポット位置の移動は 5μm なので、温度変化の影響は無視できる。 回転ステージはシグマ光機の回転ステージ OSMS-60YAW２個でいけそう。カタログ上の中央穴の内径はφ25mm だが、内部の筒を取り外すと内径はφ28mm 確保できる。望遠鏡の高度が変わると瞳位置が移動すると思うが、その移動量は 1mm もないそうなのでこれで OK。 前置光学系のコリメータレンズ 前置光学系のコリメータレンズは、GAOES で現在使用しているものは UV 側の色収差が大きくてそのままでは使えないので、分光器本体のカメラレンズと同じ組み合わせ S-FSL5 と S-NBH52V の組み合わせで設計してみる。この２つは 40K の温度変化で 30mm に対し 1.6μm しか変化しないので、張り合わせで製作できそうだ。コマ補正レンズは CaF2 を用いる。 レンズ２組と ADC まで含めた全てを配置したものが以下(□は 30μm 角)。中心から 2mm 外れるとかなり悪くなるが(下図右上スポット)、そもそもファイバーバンドルの直径が 0.5mm もないので、基本的には使うのは中心付近のみ。 コリメータレンズを置き換えても GAOES 前置光学系内部での結像状態はほぼ変わらないことは確認済み。 前置光学系の機械系 ロテータ上のユニットは全交換、固定側は GAOES 前置光学系 Box から出ているバッフルにぶら下げ。 頻繁に焦点位置の関係がずれる場合を考えて、ピコモータで微調整できるようにしておく。 組み立て バンドパスダイクロイックミラー２枚が納品された。ダイクロ面を上にして撮った写真が以下。緑の光だけ透過するはずだが、なぜか緑っぽく見える...。 レンズ等も納品され、とりあえず組み立てたところ。MIDSSAR の光は紫色。 分光器と組み合わせての調整は最後の方で。 ●カメラ部 カメラとしては、TriCCS で用いられている CMOS を用いた市販品 BH-67M を用いる。画素サイズは 19μm。カメラに関しては、納品されたものの性能が悪くてアップグレードしてもらったり原因不明のアンプグロー点滅などの影響で、２台のカメラが揃ったのは組立調整がかなり進んだ状態だった。 Conversion factor に関しては２台ともほぼ同じ値だった。ゲイン x1 での高カウント時は線型性が悪くなるが、読み出しノイズの影響を減らすためほぼすべての観測はゲインは最大の x16 で行われるため、線型性は問題ない。ゲイン x16 の Conversion Factor は 0.0827e/ADU。 -20℃ まで冷却した場合、画像中央付近では暗電流とアンプグローが大体同程度の寄与で、合わせて 0.01〜0.02e/s (0.1〜0.2ADU/s) で、GAOES-RV で観測できる 12mag 程度の天体までであればほぼ影響ない見通し。２つのカメラで、アンプグローの光る場所や安定性はかなり異なっている。 温度 時間 高カウントframe 低カウントframe 差(z x10倍表示) -20℃ 2000sec -20℃ 2000sec ●組立調整と較正解析 波長較正ランプ 波長較正のためのランプは UV 領域での輝線数が多いものの方がいいが、Th は近年危険物扱いになっていて販売されていない。Fe のランプを用いることにしたが、希ガスとして Ne が使われているそうなので、Fe-Ne ランプということになる。電源は点灯時は高電圧、点灯後は定電流制御が必要なのでかなり特殊なものとなる。 Fe ホロカソードランプ 電源 電源が来たので、ランプユニットを作ってみた。プランジャでランプの先端位置を決め、筒内部のレンズでリレーして出口の穴部分に光を集めるもの。UV 成分が強いので目で直接覗いてはいけない。 組立調整 Ca アーム レンズのコーティングが完了したので、早速ホルダーにはめる。φ150 に対して 0.2 のマージンしか取らなかったのではめるのが非常に難しく、少しでも引っかかったら完全にロックしてしまう状態だった。ビクビクしながら何とかホルダーに入れることができた。 分光器本体に VPH グレーティングとともに取り付け。 Hα アーム Hαアームの方も同様にレンズをホルダーにはめて取り付け。 こちらのレンズは十分な余裕で問題なく入ったが、逆に隙間が広すぎて気になったので、0.2mm のスペーサを下側の２ヵ所に入れておいた。0.1mm のずれはほぼ影響がないので、隙間の大きさの測定はしていない。一番最初に入れたレンズが最も難易度が高かったようだ。 こちらのアームの最大の問題は LightSmyth 回折格子の保持方法だ。最も弱いプランジャで２ヵ所までは押して固定できるが、１ヵ所だけはプランジャを入れると必ずビームに影ができるため、内側の１ヵ所だけは簡易的な固定になる。最初に固定した際、この簡易固定部分に結構ストレスがかかっていたらしく、結構収差が出ていた印象だった。イメージを見ながら最善の固定状態にしたつもり。AR コートしていないのでゴースト像が発生したが、回折格子を分散方向と直交する方向に傾けることでゴースト像の重なりは回避できた。以下は Fe-Ne 光源のスペクトル。上段は Ca カメラ、下段は Hα カメラ(中央３本は明るすぎて、他の輝線と同じ露出時間で取得することができない) 連続光ランプは白色 LED + 390nm UV LED 6個で製作。望遠鏡取り付け後はロテータ上の Raspberry Pi からの ON/OFF 制御となるので、LED 部と併せて木野くんに作業してもらえた。 LED 光源のスペクトルは以下(上段は Ca カメラ、下段は Hα カメラ)。 KOOLS と同様に連続光と輝線の画像から波長方向を x 軸に、slit 方向を y 方向に揃えることができる。以下は、全画素を 2x2 で細分化した後にファイバー間隔を 9pix、波長方向は Ca カメラは 0.005nm/pix、Hα カメラは 0.006nm/pixにしたもの。 pix - 波長関係は、NIST のデータを用いて実測されたピーク位置と７次関数で最も整合性の良く説明できる波長と位置の組み合わせで導出したが、NIST のデータと条件が合っていないのか、400nm 過ぎ辺りの幾つかの輝線はデータベースと合わないため波長同定では用いなかった。Hα カメラの方は、Fe 輝線は一切無く、全て Ne 輝線だった。 波長分解能実測値 項目 Ca カメラ Hα カメラ FWHM 〜2.6pix 〜3.0pix 1pix 〜0.011nm 〜0.012nm ⊿λ 0.0286nm 0.0360nm 中心λ 395nm 656nm R 13,800 18,200 Sky を取得する際には、シャッターがないとダークが撮れないのでプッシュソレノイドを用いてシャッターを付けた(反対面は黒塗り)。 昼間の Sky スペクトルを取得してみる。Sky フラットであると同時に、吸収線を用いた Cal 光源としての役割がある。 BASS2000という太陽のモデルスペクトルと比較して波長較正が合っているか確認してみた。以下、赤線がモデルスペクトル。Fe 輝線による波長較正で、NIST のデータを削除した 400nm 過ぎ辺りでもほぼ合っている感じなので、これで良さそうだ。 モデルスペクトルをスムージングして吸収線リストを作っても良かったが、この状態を基準としても良さそうなので、この実測値から吸収線リストを生成した。もちろん、この画像での位置ずれは無く、残差０となる。 別の日に取得したデータでずれの分布を見てみる。Ca カメラの方は 2x2 拡大状態で 0.1pix 程度、Hα カメラの方は0.2 pix 程度のばらつきが出る。Hα カメラの方がばらつきが大きいのは、吸収線が弱くて中心波長の決定精度が悪いためだと考えられる。 フォーカス合わせ フォーカス合わせはファイバースリット両端の２本のファイバーに Fe-Ne ランプの光を入れた状態で、入射スリットをスキャンすることで行われる。○印の４本の輝線のサイズ変化で、像面の傾斜も判断する(x 方向と y 方向の幅の変化で非点収差量も評価できる)。 Ca カメラの像面がやや傾いていて、Hα カメラの像面よりも相対的に前方にある状態だが、一応許容範囲。時間があればそのうち再調整してみる予定。 フォーカス合わせ後の画像はアンカー画像として、スペクトル位置の移動の判断に用いられる。Sky スペクトルデータ解析時に、これらのアンカー４スポット位置がどこに来るべきか計算しておき、その位置からのずれ量が温度変化による位置ずれ量であると判断する。一次変換で４スポット位置を合わせる変形ベクトルを計算しておき、スカイフラット取得時に計算した変形ベクトルに加算して変形する。 解析方法 この分光器はドーム内にあるため、外気温変化の影響を受けやすく、スペクトルの写っている位置も移動しやすい。そのため、以下のような何段階かのフラットを解析途中で適用する。 ●高周波フラット ピンぼけ LED 光の画像から低周波成分を除去したもので 25pix スケール範囲内の感度差を補正するもの。光が入らない部分は 4x4 の感度周期パターンで埋めてある。0.8(黒)〜1.2(白) で表示。 ●分光フラット ファイバー間のスペクトルの違いを補正するもので、一次元化の後にこれで割ることでファイバー間の特性の違いを無くすもの。下図は x 方向を 1/48 に圧縮したもので、実際のファイバーフラットのサイズは 4848 x 61。96pix のスムージングがかけてある。0.9(黒)〜1.1(白) で表示。 ●ファイバーフラット ファイバーの透過効率の違いを補正するもの。天体像を表示する際にはこれで割ってバンドル内の平坦性を確保するために用い、解析では使用しない(解析時は各ファーバーのターゲットでのカウント比で重みをつける)。0.9(黒)〜1.1(白) で表示。周辺部にある効率が 10% 程度悪いファイバーは、スリットから射出されるビームの向きがずれていることが原因(これの54番以降) 手順としては、 バイアス引き 高周波フラット割り 強い宇宙線イベントを NaN に置き換え ダーク＋アンプグロー fit 差し引き 2x2 ピクセルに細分化 アンカー画像と標準変形ベクトルマップを用いて画像変形 分光フラット割り 宇宙線イベント処理 ファイバーの強度分布で重みをつけて重み付き平均で一次元化 解析結果 png 画像生成 で、1〜4 と 5〜10 に分けて２つのコマンドで処理される。 ADC 調整 ピンホール像をカメラで見ながら、ADC のプリズムの接合面での回転角をそれぞれ調整する。研磨業者が最も薄い部分に印をつけていてくれたのだが、実際には 0.1mm 以下のレベルで合わせる必要があったようだ。光源はハロゲンランプなので、UV はやや弱い。 以下は、ADC なし(下左)、ADC1 のみ(下中)、ADC2 のみ(下右)で、分散とともに横ずれが発生していた。直進プリズムは２つのプリズムの分散ベクトルを重ねて相殺させるので、少しでも向きがずれていると横移動という形で影響が残るということのようだ。ダルマ状に見えるのは、暗い側が UV 光で明るい側が R バンド光。 調整後の ADC 透過光。分散なし(下左)、分散最大(下右)。 観測時はロテータ固定なので、大気分散の方向は望遠鏡の高度角だけで決まる。下図は、重力方向を下としたときの装置側から見た焦点面で、地面方向は高度角90°で左、高度角０°で上、と90°回転する。製作した ADC で得られる波長 395nm, 656nm 間での最大の分散量は 4.1" で、これは EL=18°での大気分散量に相当する。プリズムの分散ベクトル間の角度を 2θ とすると、EL=18°で θ=0°、EL=45°で θ=71°、EL=90°で θ=90°となる(計算式は以下)。 ν：波数 (μm-1)、ps：空気の分圧(hPa)、pw：水蒸気の分圧(hPa)、T：温度 (K) として式で表すと、 Ds = (ps/T)[1+ps(57.90*10-8-9.3250*10-4/T+0.25844/T2)] Dw = (pw/T)(1+pw(1+3.7*10-4pw)(-2.37321*10-3+2.23366/T-710.792/T2+7.75141e4/T3)) (n-1)*108 = [2371.34+683939.7/(130-ν2)+4547.3/(38.9-ν2)]Ds 　　　　　　　　+[6487.31+58.058ν2-0.71150ν4+0.08851ν6]Dw 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　(Owens 1967, Appl. Optics, 6, 51) 大気差(R)は天頂角(z)と地球半径を単位とした大気の scale height (H≒0.00130) を用いて R = (n-1)(1-H)tan z+((n-1)2/2-(n-1)H)tan3z となるので、395nm,656nm での屈折率をそれぞれ nc,nh とすれば、大気分散 ΔR は以下のようになる ΔR = (1-H+((nc+nh)/2-1-H)tan2z)(nc-nh)tan z この値を arcsec に変換し、4.1cosθ と一致するとして θ を決定することができる。 ●制御と試験観測 制御方法 装置全体の制御マップは以下の通り。 MIDSSAR は長いので、mzr としている。ポリシーとしては、 毎秒更新のロガーと、非同期のコマンダー＋レセプショニストで構成 レセプショニストは受け取ったコマンドを Q0001 などのコマンドIDファイルに書き込んで生成 Q で始まるものは全プロセス正常終了確認後に走るもの、S で始まるものはエラー終了プロセス が残っていても走るもの コマンダーは処理したファイルを DQ0001 のように D をつけてファイル名変更(実行中は E) コマンドが走る前のキャンセルは、レセプショニストが C をつけてファイル名変更 ロガー、コマンダーともに、mzr1 の方がマスターで mzr2 の方はスレーブ マスターは受け取った情報をすぐにスレーブにも伝える ほぼ全てのプロセスはロガーと関係するメモリを共有する コマンダーは司令を投げるだけで、その後の面倒は見ない 状況は全てロガーが収集し、クーラーON などの自動判断を行う(ADC は EL 同期で自律駆動) コマンドID は各プロセスからロガーに伝達され、コマンド終了返信はロガーが行う 望遠鏡に取り付け 分光器本体 予定通りリフトラーで持ち上げて M8 ネジ４本で固定。コンパクトに取り付けることができた。乾燥空気の配管は次回作業時に。 前置光学系 GAOES の入射バッフル径が 49mm ではなく 48mm だったため、とりあえずアルミ板を挟んで固定。年度が変わったら作り直し。ロテータ 8°回転で LED 光源が MIDSSAR 入射部の正面に来る。 試験観測 3/5 FOCUS 合わせや ADC 動作確認など完了し、３天体を観測。アンプグローが結構不規則に変動するが、うまく合うテンプレートがないとかなりの残差が残ってしまう。とりあえずはスペクトルを挟む上下の部分での線形内挿で減らしているが、アンプグローのテンプレートができるだけ多くの種類必要な感じだ。天体が外れていくものがあるのは、GAOES のガイダーが固まって止まっていた部分。ファイル内の数字は露出時間。各図左上の数字はバンドル上での重心(x,y),像の広がり(2σ)[arcsec]、各ファイバーのカウント積分値の平均(ファイバーフラックス)、スペクトル中央部の S/N。各グラフ下端の緑線は３σノイズレベル。 各天体に対してファイバーフラックスで重み付けして平均スペクトルを出し、各スペクトルの平均との比を出してみた。大体水平だが、端の方でアンプグローの補正しきれない部分が出てきたり、吸収の深い部分が少し変化している(地上 LED 散乱光とかが入った？)。一番下の天体は高度が低く、ADC の残差の影響で星の大半が視野から外れた際にスペクトルの傾きが少し変わっている。 CR 除去の成分を確認できるようにした。拡大して見ると、まだ CR の裾野が少しだけ残っているので補正領域をあと１pix だけ広げてもいいかも。 　 制御 GUI GUI 操作パネルの一番上はコマンドボタン類で、水色のボタンを押した際は、その下のパラメータ(Ca カメラの単一露出時間、Hα カメラの単一露出時間、トータル露出時間でこれを単一露出時間で割った枚数を取得する)が送信される。下画像の状態の場合は、Ca カメラは 5sec x2、Hα カメラは 2sec x5 の露出となる。Cancel を押すと、Queue 欄２行目以降の全ての受付済みのコマンド列が削除され、Exposure status の露出残り時間に -1 が書き込まれる。この値はロガー間通信と共有メモリによって、２台のカメラそれぞれの露出コマンドが中止を認識して停止する。終了ボタンとシャットダウンボタンは、誤って押すことがないよう、▼をクリックしないと現れない(下図はクリック後の状態)。更に PicoM▼ をクリックすると Picomotor のコントロールボタンが現れる(下図はクリック後の状態)。紫色の欄は、Cont380 起動中にのみ現れる部分でロテータが動くコマンド。 ステータスは、上から露出の状態、装置の状態、プロセスの状態で、緑:待機中、黄:動作中、橙:正常終了、赤:異常終了、水:無視終了 (灰:色変化なしの要素) 状態を表す。コマンダーの情報がその下(一番上が実行中のコマンド)。フォーカスの結果は QL の下で表示(Inst_T の値が１つおかしいのは断線しているため...)。