●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
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。
アーム 波長域(nm) 波長分解能
UV/Blue 382.5～406.5 13,800 Red 641.1～667.6 18,200
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。
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。
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-60YAW ２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。
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。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。
●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
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。
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 Hα カメラの像面よりも相対的に少し前方にある状態だが、許容範囲。
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。
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、s = (ps /T)[1+ps (57.90*10-8 -9.3250*10-4 /T+0.25844/T2 )]w = (pw /T)(1+pw (1+3.7*10-4 pw )(-2.37321*10-3 +2.23366/T-710.792/T2 +7.75141e4/T3 ))8 = [2371.34+683939.7/(130-ν2 )+4547.3/(38.9-ν2 )]Ds 2 -0.71150ν4 +0.08851ν6 ]Dw
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2 /2-(n-1)H)tan3 z
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c +nh )/2-1-H)tan2 z)(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
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 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 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
分光器本体は、リフトラーで持ち上げてネジ４本でナスミス台下に吊り下げ。
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。
観測中には、数秒で QL 結果表示とスペクトル緑・青部分での EW 計測が行われ、グラフ表示される。他、バンドル上での重心位置や像の広がり(seeing というよりは GAOES ガイダーの安定性で決まる感じ)、ファイバーカウントの平均値、取得スペクトルの S/N が表示される。
装置性能
効率は CaHK の方で 3.5%、Hα の方で 6.7%。空＋望遠鏡で４割弱、ファイバー＋装置で２割弱という感じか(CaHK ではどちらも 2/3)。
ファイバーの平均カウントと取得スペクトルの S/N の関係。天体のカウントのみでノイズが決まる状態の場合、S/N は平均カウントの平方根に比例するので、√C で割ったものを縦軸にしている。読み出しノイズやアンプグローの影響が出始めると、コンバージョンファクターとファイバー本数で決まる限界値(以下参照) から離れていく。モデルの関数は以下で与えられる。
f(t,N,C) = 2.25/√(1+(R2 +D*t)/4*9*N/61/K/C)
読み出しノイズ ：R=3.2 (erms/pix)
seeing 1.5" は N=7、2.5" は N=19 としている。
ファイバーの平均カウントが 2000ADU になれば、どのような条件でもほぼ S/N=100 になる。５分露出でこのカウントになる明るさは B〜8.8mag(G5V) 9.3mag(A0V)、R〜9.9mag で、1mag 明るい天体は露出時間２分、1mag 暗い天体は 12.5分 の露出時間が必要。
その他
太陽吸収線の季節変化
MIDSSAR では青空のスペクトルで波長較正をしているが、太陽の吸収線のうちのいくつかは数ヶ月かけて波長がふらふらと変化するものがあるらしいことに気がついた。Caltech の NEID という高分散分光器で太陽のスペクトルを毎日取得して公開している という情報を得たので、2026年２月〜７月のデータ(37000スペクトル)を用いて、MIDSSAR のスペクトルとの比較を行った。
黒：MIDSSAR、緑 ：NEID + smoothing、赤 ：BASS2000 で、よく一致している感じで、MIDSSAR で波長基準として参照している吸収線(青 縦線)の先端のずれの分布を調べたものが以下。
● の吸収線は波長安定性が悪く、基準リストから削除する。これらのほとんどは、３ヶ月でMIDSSAR で１pix (〜4km/s)程度の共通する変化が見られ、太陽活動と何らかの関係性がある吸収線のようだ。
フリンジ
Hα の方では、LightSmyth 回折格子内部での干渉(AR コートをしていないので...)により 0.5% 弱程度のフリンジが出ていることが判明した。波長に対するフリンジ周期の微小な変化から、以下の状況で干渉が発生しているものと推定される。
間隔D の平行面に対し波長λ の平行光が垂直入射する場合を考えると、強め合う条件は 2D=mλ で、m-1,m+1 次での波長変化をΔλ- ,Δλ+ とすると、
2D=(m-1)(λ+Δλ- )+ )
となり、m が数千程度の状況を考えてΔλ の変化を無視すると、
Δλ=λ/m=λ2 /(2D)
となる。LightSmyth への入射角(〜射出角)は θ=37.4° なので、
干渉フィルターと同様、cosθ 分だけ薄くなった効果として働くと考えて Fused Silica の Hα 波長での屈折率 n=1.456 と併せて D=ndcosθ とすると、d=1.113mm のとき結果がよく一致する(下右図はLED スペクトル中でのフリンジの波長 - 周期関係で、
紫 ：測定値、緑 ：10周期平均、黄 ：モデル)。LightSmyth 回折格子の厚さはほぼ 1mm なので何らかの理由でそれよりも若干厚い状況となっているようだ。また、回折格子なので射出光は波長により変化するが、この効果を考慮すると傾きが合わなくなるのでそれも違うらしい。
上記周期変化するフリンジテンプレートを sin, cos ２種類準備し、最小２条条件で合わせて差し引くと、LED スペクトル中のフリンジは以下のように補正される(紫 ：測定値、緑 ：fit 結果、黄 ：フリンジ成分差し引き後)。長波長側ではフリンジはほとんど出ていない。
バイアスパターン変化
もう１つフリンジのようなうねりを発生させる要因としてバイアスパターン変化がある。検出器は観測中はほぼ -20℃ で温度制御されているので、バイアス変化は殆ど無いだろうと思っていたが、バイアスパターンの差し引きがうまくできていない日があるようだ。
縦縞は明らかにバイアスパターンの引き残りで、4x4 単位で似たようなパターンが繰り返し出ているものと考えられる。スペクトルの写っていない部分での幅４の縦一列内の情報から、その列での 4x4 バイアス引き残りパターンを作り差し引いたものが上右図。うまく引けた感じなので、この補正を全てのターゲット画像で行うことにした。
となると、バイアスを撮るべき条件が気になる。望遠鏡取り付け以降の過去のバイアス全てに関して、７月以降(カメラのファームウェア更新以降)で検出器温度が -20±0.1℃ で安定している状態のバイアス平均を標準バイアスとして差し引き、残差の平均と標準偏差を調べてみた。以下は、○△ □ は６月以前、●▲ ■ は７月以降、〇●は検出器温度 -20±0.1℃ 、□ ■ はそれより冷えている(冷却途中)もの、△ ▲ はそれより温かい(多分冷却開始直後)もので、カメラ内の回路温度に対するバイアス残差の平均値と標準偏差を plot したもの。大きい〇 が付いているものは上記バイアス変化が確認されたデータで用いたバイアスでの値(Hα カメラの検出器温度 -19.3℃ 、カメラ内回路温度40.4℃)を示す。
ここから言えることは、バイアスは検出器の温度が安定してから撮るべき(少なくとも -20℃ 以下になってから)、という、まあ当たり前と言えば当たり前の結果となった。GUI では、両方のカメラの検出器温度が -19.9℃ に到達していないときは、ボタンの色を赤色
にするということで対処することにした。
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