引用本文
朱晓明, 白先勇, 林佳本, 段帷, 张志勇, 冯志伟, 邓元勇, 杨潇, 黄威, 胡兴. 面阵傅里叶变换太阳光谱仪高速采集系统设计与实现. 光谱学与光谱分析, 2022,42(12): 3842-3850
ZHU Xiao-ming, BAI Xian-yong, LIN Jia-ben, DUAN Wei, ZHANG Zhi-yong, FENG Zhi-wei, DENG Yuan-yong, YANG Xiao, HUANG Wei, HU Xing. Design and Realization of High-Speed Acquisition System for Two Dimensional Fourier Transform Solar Spectrometer. Spectroscopy and Spectral Analysis, 2022,42(12): 3842-3850.  
Doi: 10.3964/j.issn.1000-0593(2022)12-3842-09
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面阵傅里叶变换太阳光谱仪高速采集系统设计与实现
朱晓明1,2,3, 白先勇1,2,3,*, 林佳本1,2, 段帷1,2, 张志勇1,2, 冯志伟1,2, 邓元勇1,2, 杨潇1,2, 黄威1,2,3, 胡兴1,2,3
1.中国科学院国家天文台, 北京 100101
2.中国科学院太阳活动重点实验室, 北京 100101
3.中国科学院大学, 北京 100049
*通讯作者 e-mail: xybai@nao.cas.cn

作者简介: 朱晓明, 1983年生, 中国科学院大学博士研究生 e-mail: zhuxiaoming@bao.ac.cn

收稿日期: 2021-11-08 修回日期: 2022-04-11
基金项目: 国家基金委重大科研仪器研制(部门推荐)项目(11427901), 国家自然科学基金项目(11873062, 12003051, 11973061) 资助
摘要

同时或准同时多谱线太阳成像观测可以获得太阳大气三维磁场和热力学参数, 是未来太阳观测焦面终端设备的重点发展方向。 傅里叶光谱仪具有宽波段、 高灵敏度、 高光谱分辨率的优势, 但因受限于高帧频、 大面阵探测器制约, 尚未用于太阳光谱成像常规观测。 随着CMOS图像传感器技术迅猛发展, 在可见光和近红外波段, 探测器面阵大小和帧频相比传统CCD探测器有了质的提升, 使得面阵傅里叶太阳光谱仪研制成为可能。 通过引入高帧频面阵CMOS图像传感器, 针对面阵傅里叶变换太阳光谱仪科学需求, 设计了一套高速数据采集软硬件系统, 实现了面阵傅里叶太阳光谱仪10 kHz高速触发, 万帧/秒快速采集, 0.5 GB·s-1大数据量连续、 实时存储等功能。 在此基础上, 依托国家天文台怀柔太阳观测基地现有的IFS-125HR傅里叶变换光谱仪, 搭建可见光实验系统, 以可见光色球谱线(Hα 656.3 nm)及其附近光球谱线为目标波长, 开展面源太阳光谱探测。 分别以实验室钨灯和太阳为光源, 进行等光程差间隔采样, 成功获得了面阵干涉图, 首次反演得到面源窄带连续谱以及656.3 nm附近太阳色球和光球线。 采用交叉定标方式, 将得到的太阳光谱与美国国立太阳天文台NSO傅里叶变换光谱仪获得的标准光谱在同等分辨率下进行比较, 结果基本一致, 验证了新研制的面阵傅里叶太阳光谱仪高速数据采集系统性能及面阵傅里叶变换太阳光谱仪在太阳观测中的可行性。 该研究为后续可见光宽波段面阵傅里叶太阳光谱仪的研制奠定了技术基础, 同时为“用于太阳磁场精确测量的中红外观测系统”(AIMS)后续从线源扩展到面源观测积累了宝贵经验。

关键词: 太阳; 傅里叶变换光谱仪; CMOS传感器; 数据采集
中图分类号:P182.3 文献标识码:A
Design and Realization of High-Speed Acquisition System for Two Dimensional Fourier Transform Solar Spectrometer
ZHU Xiao-ming1,2,3, BAI Xian-yong1,2,3,*, LIN Jia-ben1,2, DUAN Wei1,2, ZHANG Zhi-yong1,2, FENG Zhi-wei1,2, DENG Yuan-yong1,2, YANG Xiao1,2, HUANG Wei1,2,3, HU Xing1,2,3
1. National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100101, China
2. Key Laboratory of Solar Activity, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100101, China
3. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China
*Corresponding author
Abstract

Simultaneous or quasi-simultaneous multi-spectral solar imaging can be used to obtain the solar atmosphere’s three-dimensional magnetic field and thermodynamic parameters, which is a key development direction of the focal plane terminal equipment for solar observations in the future. The Fourier transform spectrometer (FTS) has a wide bandwidth, high sensitivity and a high spectral resolution, but it is restricted by high frame rate and large area array detector. It has not been used for routine solar spectrum imaging yet. However, with the rapid development of CMOS image sensor technology, in the visible and near-infrared bands, the size and frame rate of the detector array have been qualitatively improved compared to traditional CCD detectors, making it possible to develop an area array, Fourier, solar spectrometer. Here in this paper, we introduce an area array, and high frame rate CMOS image sensor and design a set of high-speed data acquisition software and hardware systems for the scientific needs of area array Fourier transform solar spectrometers. It realizes the 10 kHz high-speed triggering, fast acquisition of 10 000 frames per second, 0.5 GB·s-1 large data volume continuous, real-time storage and other functions. Combining with the above system and the existing point source FTS at the Huairou Solar Observing Station and targeting the visible light chromosphere line (Hα 656.3 nm) and its nearby photosphere line, we set up a visible light experimental system and carried out surface source solar spectrum detection. We used the laboratory tungsten lamp and the sun as the light source, performed equal optical path difference interval sampling, and successfully obtained the area array interferogram. We obtained the narrow-band continuum spectrum and the solar chromosphere and photosphere line near 656.3 nm. Using the cross-calibration method, we compared our solar spectrum at the same resolution with the standard spectrum obtained by the National Solar Astronomical Observatory’s NSO Fourier Spectrometer, and the results are the same, verifying the performance of the data acquisition system for the FTS of the plane array and the feasibility of area array Fourier Transform Solar Spectrometer in solar observation. This research lays a technical foundation for the wide-band solar FTS of the plane array in the visible region and at the same time, accumulates valuable experience for the subsequent extension of “The Infrared System for the Accurate Measurement of Solar Magnetic Field” (AIMS) from the line source to the plane source.

Key words: Sun; Fourier transform spectrometer; CMOS Sensor; Data acquisition
引言

太阳光谱观测是诊断太阳大气磁场和热力学参数的主要手段[1, 2], 光栅光谱仪和傅里叶变换光谱仪(FTS)[3]是高分辨率光谱观测最常用的两种分光设备。 相比光栅光谱仪, FTS具有宽波段、 高灵敏度、 高光谱分辨率的优势, 其在太阳观测中具有自身特色[4]。 早在20世纪70年代, 人们就认识到FTS在太阳观测的价值, 美国国立太阳天文台著名的McMath-Pierce望远镜、 ATMOS卫星、 加拿大的ACE-FTS卫星[5, 6], 都采用FTS进行过多年太阳光谱观测, 取得了众多科学成果[4, 7, 8, 9, 10, 11, 12, 13, 14, 15, 16]。

限于当时技术水平, FTS只能实现点源光谱观测, 观测效率较低。 遵循太阳观测“ 点→ 线→ 面” 的辩证发展规律, 我们认为FTS下一步的发展方向即从点源扩展到线源乃至面源, 以更好满足太阳磁场和磁活动短时标演化观测研究需求。 自2015年起, 国家天文台承担了国家基金委重大科研仪器研制(部门推荐)项目、 同时也是我国天文领域首个中红外望远镜— — “ 用于太阳磁场精确测量的中红外观测系统” (AIMS)的研制[17]。 为获得10~13 μ m高分辨率太阳光谱, AIMS采用线源(64× 2)傅里叶变换光谱仪, 并可以通过视场扫描实现二维面源观测。

从光学设计角度, 傅里叶变换光谱仪具备面源观测视场, 限制其从点源扩展到面源视场的主要因素是探测器、 视场效应等。 近年, 随着CMOS图像传感器技术迅猛发展, 在可见光和近红外波段, 探测器面阵大小和帧频相比传统CCD探测器有了质的提升, 性能也越来越好, 使得面阵傅里叶太阳光谱仪研制成为可能。

基于国家天文台怀柔太阳观测基地的布鲁克IFS-125HR傅里叶变换光谱仪, 以可见光色球谱线(Hα 656.3 nm)及其附近光球谱线为目标波长, 引入高帧频面阵CMOS图像传感器, 试图搭建一套面阵傅里叶太阳光谱仪数据采集系统, 并开展面源太阳光谱探测, 以验证面阵傅里叶变换光谱仪在太阳观测中的可行性。 通过本工作, 一方面可以为AIMS后续从线源扩展到面源观测积累经验; 另一方面可为后续可见光和近红外波段面源傅里叶变换太阳光谱仪研制夯实技术基础。

1 实验部分
1.1 面阵傅里叶变换太阳光谱仪原理

面阵傅里叶变换光谱仪能够同时获得观测目标的两维空间信息和一维光谱信息, 获得的二维图像中, 每个像元都可以提取出一条宽波段光谱[18, 19]。 目前, 时间调制型傅里叶光谱仪可以有效实现面源成像光谱观测, 图1显示了面阵傅里叶变换光谱仪的基本原理。 望远镜将收集到的太阳辐射经准直镜准直后进入干涉仪系统— — 迈克尔逊干涉仪(主要由分束器、 动镜和定镜组成), 经分束器一分为二, 分成振动频率完全相同的两束光, 两束光分别经动镜、 定镜反射后返回到分束器, 经分束器反射和透射后, 产生相互干涉, 并成像在第二像面。 而干涉系统中动镜的移动会使两束相干光的光程差L产生变化, 从而在探测器上将记录一系列不同光程差的干涉像。 假设准直光束为单色光束, 入射光源强度B与干涉强度I'关系可表示为[3]:

I'(L)=∫-∞+∞(B(σ)/2+B(σ)cos(2πσL))dσ(1)

图1 面阵傅里叶变换太阳光谱仪基本原理Fig.1 Schematic diagram of a FTS

式(1)中, σ 为波数, L为产生相互干涉的两束光的光程差。 由式(1)可知, 像面上的干涉信号由直流分量和交流分量组成, 其中与光程差相关的交流分量反映了观测目标的光谱特征, 称为干涉图函数, 即

I(L)=∫-∞+∞B(σ)cos(2πσL)dσ(2)

对式(2)进行余弦傅里叶变换, 即可得到目标辐射光谱图

B(σ)=∫-∞+∞I(L)cos(2πσL)dL(3)

由式(3)及傅里叶变换理论可知, FTS的高分辨率取决于最大光程差L, 即与动镜的移动距离有关。 理想情况下, 动镜可以移动无限远距离, 但在实际工程应用中, 动镜的移动距离不可能是无限的, 干涉信号的测量与变换只能在有限光程差区间[-L, +L]上完成, 因此实际复原光谱图可表示为

B(σ)=∫-L+LI(L)cos(2πσL)dL(4)

同时, 实际采样过程是离散的, 则式(4)可改写为

B(σj)=∑j=-NNI(Ln)cos(2πσjLn)(5)

式(5)中, I(Ln)为在Ln的光程差处获得的干涉图, B(σ j )为在波数σ j的目标辐射实际光谱图, N为采集次数。

1.2 数据采集系统的特点

表1列出了面阵傅里叶变换太阳光谱仪采集系统原理样机的科学指标需求。 根据面阵傅里叶变换光谱仪的仪器原理, 高质量干涉信号的获得及后续光谱反演算法都要求对目标辐射干涉信号进行等光程差间隔采样[20]。 20世纪60年代, 法国人柯勒斯(Connes)提出在目标辐射光路中引入稳频激光器(如He-Ne激光), 将经傅里叶变换光谱仪调制后的激光余弦干涉信号作为高精度采样参考, 来触发探测器对目标辐射干涉像进行等光程差间隔采样[21]。 其中等光程差采样间隔应满足

Δd≤12νmax≤λmin2(6)

表1 面阵傅里叶变换太阳光谱仪采集系统基本指标需求 Table 1 The basic requirements of the acquisition system of the FTS

式(6)中, ν max表示被测光谱区间的最大波数, λ min表示被测光谱区间的最小波长。 本文利用国家天文台怀柔太阳观测基地的布鲁克IFS-125HR傅里叶变换光谱仪设计观测系统, 观测目标谱线为Hα 宽色球线, 波长λ Hα =656.3 nm, 参考激光采用He-Ne激光, 波长λ He-Ne=632 nm。 因IFS-125HR动镜最小扫描速度为5 kHz(余弦信号周期), 根据式(6), 观测系统采样间隔应为激光参考余弦信号1/2周期, 对应探测器帧频应≥ 10 kHz。 意味着面阵傅里叶变换太阳光谱仪在1 s时间内需采集万余帧干涉像, 进而才能反演获得光谱图。 可见, 其数据采集系统具有触发频率高、 采集速度快、 数据量大的特点。

1.3 高速触发的数据采集系统设计与实现

面阵傅里叶变换太阳光谱仪具有高帧率、 大数据量的显著特点。 因此, 实现面阵傅里叶变换太阳光谱仪大量干涉数据的高速、 连续、 实时采集存储成为其研制成功的关键技术之一。 在1.2节对数据采集系统关键指标科学分析的基础上, 我们开展了面阵傅里叶变换太阳光谱仪数据采集系统设计。 图2显示了面阵傅里叶变换太阳光谱仪数据采集系统设计方案框架。 数据采集系统由过零触发模块、 CMOS相机、 数据采集卡、 高速存储介质等硬件及数据采集控制软件组成。 首先过零触发模块对经傅里叶变换光谱仪调制后的参考激光干涉信号进行精确的过零点检测, 进而产生脉冲触发信号, 触发CMOS相机进行等光程差间隔采样, 数据采集卡则将采集到的干涉图数据, 传输至数据存储介质进行实时存储, 而数据采集控制软件则对整个采集流程进行控制。

图2 数据采集系统方案框架Fig.2 The framework of data acquisition system

1.3.1 快速过零触发模块

为减少动镜扫描过程中运动速度不均匀带来的光谱误差, 实现高精度等光程差采样间隔, 面阵傅里叶变换太阳光谱仪采用He-Ne稳频激光干涉信号作为参考信号, 来触发面阵探测器对目标辐射进行干涉图采样。 图3显示了He-Ne激光过零触发的工作原理。

图3 He-Ne激光过零触发工作原理Fig.3 The principle of He-Ne laser zero-crossing trigger

He-Ne激光经傅里叶变换光谱仪调制, 得到含有直流分量的余弦激光干涉信号; 经前处理, 滤除直流分量, 得到He-Ne激光干涉信号的交流余弦信号; 然后经电压比较器进行过零检测, 产生同频方波信号; 同时进一步将方波信号整形为过零脉冲触发信号, 以实现探测器对目标辐射干涉信号的触发采集。 而过零脉冲信号的间隔对应于目标辐射干涉信号的等光程差间隔, 从而实现目标辐射的等光程差间隔采样。

图4为过零检测触发模块核心电路设计图。 R4和C6组成的高通滤波电路, 滤除< 200 Hz直流干扰信号; 以LM311为主检测芯片, 对激光干涉交流信号中的过零点信号进行检测, 获得同频方波信号; 为满足实验系统选用的2M360MCL型号CMOS相机触发采集需求, 74LS121、 74LS32对方波信号进一步整形, 产生5.2 V、 9 mA , 频率f=10 kHz, 脉宽2.7 μ s的精确过零脉冲触发信号, 用于触发探测器采集目标辐射干涉信号。 图5显示了示波器捕获的模块产生的实测触发脉冲信号。 其中蓝色线条正弦波为经傅里叶变换光谱仪调制后的参考激光干涉信号, 黄色线条脉冲波为脉冲触发信号, 可以看到示波器监控的触发脉冲频率可达10 kHz, 满足采集系统触发需求。

图4 过零检测触发模块核心电路设计图Fig.4 The diagram of core circuit of the zero-crossing detection trigger module

图5 实测脉冲触发信号Fig.5 Pulse trigger signal from the oscilloscope

1.3.2 CMOS相机、 数据采集卡及高速存储介质

CMOS相机采用现有的加拿大IO公司生产的2M360MCL相机, 其光谱范围为400~800 nm, 像元大小5.5 μ m× 5.5 μ m, 最大面阵大小2 050× 1 088, 具备自由开窗及外部触发采集等功能。 2M360MCL相机最大帧频与开窗大小、 曝光时间、 单像素位数都有关。 在10× 8 bit数据格式, 开窗20× 80模式下, 理论帧频可达11 kHz左右, 满足系统对探测器帧频指标需求。

数据采集卡采用Teledyne Dalsa公司的X64 Xcelera-CL PX4采集卡, 该采集卡配备128M板载缓存, 使用双通道Camera Link进行数据传输, 最大采集速度达680 MB· s-1, 可有效兼容2M360MCLCMOS相机进行数据的采集传输。

根据系统指标需求, 探测器采集帧率≥ 10 kHz, 每秒将采集万余张干涉图, 意味着系统需对高达> 400 MB· s-1的数据进行连续、 实时存储。 基于采集系统对存储速度、 容量的需求, 结合经济成本考虑, 采用磁盘阵列(RAID)技术, 将2块500 GB固态硬盘(SSD)组成磁盘阵列, 作为数据采集系统高速存储介质。 为充分发挥SSD存储性能, 在RAID级别上采用RAID 0。 利用CystalDiskMark软件对该存储硬件方案进行连续读写速度测试, 连续写入速度可达762 MB· s-1。

1.4 数据采集系统软件

针对数据采集系统高速、 连续、 实时采集存储特点, 在采集系统软件设计上, 采用环形缓冲区、 多线程等技术, 实现系统数据采集、 存储、 控制、 监视等一系列功能。 同时在程序架构设计上, 运用模块化设计思想, 使采集软件具有一定的通用性和扩展能力, 以满足后续在类似硬件条件下, 兼容更大面阵探测器。 图6显示了数据采集流程。

图6 数据采集流程图Fig.6 Flow chart of data acquisition

图7显示了设计完成的数据采集控制软件操作界面, 软件包括图像显示区、 相机控制区、 采集设置区、 采集控制区及信息显示区。 可实现串口通讯、 相机控制、 缓冲区配置、 图像显示、 系统信息显示、 采集控制、 数据存储等各项功能。

图7 数据采集控制软件操作界面Fig.7 Operation interface of the data acquisition system

2 结果与讨论

首先利用实验室光源开展了系统集成和测试。 图8显示了面阵傅里叶变换太阳光谱仪实验整体方案。 以布鲁克IFS-125HR傅里叶变换光谱仪为主实验平台, 将CMOS相机置于IFS-125HR样品仓中; 参考激光经IFS-125HR调制, 产生激光干涉信号; 过零触发模块对获得的激光干涉信号进行快速精确识别, 并产生脉冲触发信号, 触发CMOS相机对目标辐射干涉信号进行等光程差间隔采样, 同时数据采集系统将获得的目标辐射干涉信号数据实时存储于观测系统计算机中。

图8 面阵傅里叶变换太阳光谱仪实验系统示意图(IFS125仪器图来至其说明手册)Fig.8 The experimental system(IFS-125 diagram adopted from its manual)

实验室测试中光源采用IFS125-HR内部钨灯光源, 为进一步提高数据信噪比, 同时选出科学需求的目标谱线, 在CMOS相机前放置窄带滤光片(中心波长656 nm, 带宽20 nm)。 CMOS相机触发模式采用外部脉冲上升沿高电平触发, 探测器开窗80× 20像素大小。 在采集过程中模拟、 数字增益分别设为X1及1, 因内部钨灯光源光强相对较强, 而探测器数据位数较低, 为避免采集数据过饱和, 综合测试, 将曝光时间设定为31 μ s。

Hα 谱线中心波长656.3 nm, 对应波数单位为15 236 cm-1。 表1要求Hα 光谱分辨率需优于0.1 nm, 对应2.3 cm-1。 假设干涉图处理时采用三角切趾, 需要的最大扫描光程差为0.9/2.3=0.39 cm。 观测时, 傅里叶光谱仪最大光程差设为0.9 cm, 实际采集从-0.9 cm到0.9 cm, 对应光谱分辨率0.043 nm/656.3 nm。 按照326 nm采集间隔, 需要采集帧数为55 214帧, 探测器帧频10 kHz, 单次采集时间为5.5 s, 优于科学指标40 s时间分辨率。 为提高信噪比, 我们采用多次测量叠加方式, 共测量284次。

图9(a)显示了钨灯光源下, 在零光程差处, 探测器获得的80× 20大小二维图像。 为避免因动镜正反方向运动带来的数据反向, 对第偶数次扫描干涉数据进行翻转, 将翻转后的扫描干涉数据以零光程差处为基准进行对齐。 图9(b)显示了单次扫描过程中, 单个像元在零光程差附近的干涉图; 图9(c— f)分别为图9(a)四角处像元干涉图(像元坐标分别为(0, 0), (0, 79), (19, 0)和(19, 79), 其中图像左上角像元为坐标0点)。

图9 实验系统获得的钨灯光源二维图像和干涉图Fig.9 Two dimensional images and interferograms obtained by the experimental system using tungsten lamp

由于实际应用时, 仪器光路、 电路元器件以及不均匀采样等因素的影响, 会导致干涉图产生相位偏差。 即

I~(Ln)=∫-∞+∞B(σ)cos(2πσ(L-ε))dσ=∫-∞+∞B(σ)ei2πσLe-i2πσεdσ(7)

式(7)中, I~(Ln)表示干涉图强度, B(σ )为真实光谱, ε 为偏离等距光程差的距离, 2π σ ε 为引起的相位误差。 因离散采样, 则有

B(σj)e-iϕ=∑j=-NNI~(Ln)e-i2πσε=Br(σj)+Bi(σj)(8)

式(8)中, Br(σ j)和Bi(σ j)分别为干涉图 I~(Ln)的傅里叶变换的实部和虚部, 对式(8)取绝对值, 即可得到相位校正后的复原光谱图

|B(σj)|=Br2(σj)+Bi2(σj)(9)

图10(a— d)分别显示了图9(c— f)干涉图经去除直流分量、 傅里叶变换、 相位校正后的光谱图。 可以看到, 试验系统成功采集到656 nm附近的连续谱, 证明实验系统设计及各项功能有效、 可靠。

图10 图9(c— f)反演获得的656 nm附近单像素连续光谱图Fig.10 The spectrum inverted from the interferogram in Figure 9(c— f)

外场实验中, 利用怀柔太阳观测基地60 cm望远镜及为FTIR设计的专用引光光路, 将太阳光引入IFS-125HR。 为提高信噪比及获得656 nm附近目标光谱, 仍然选用窄带滤光片(中心波长656 nm, 带宽40 nm), 曝光时间设为42 μ s。 数据采集过程与实验室钨灯光源测试条件一致。 图11(a)为获得的零光程差处80× 20像素二维观测图像。 图11(b)显示了经翻转、 对齐处理后, 获得的单像元在零光程差附近的干涉图; 图11(c— f)分别为图11(a)四角处像元的干涉图(像元坐标分别为(0 0), (0 79), (19 0)和(19 79), 其中左上角像元为坐标0点)。

图11 实验系统获得的太阳二维图像和干涉图Fig.11 Two dimensional solar images and its interferograms obtained by the experimental system

为进一步提高成像光谱图信噪比, 对经去除直流分量、 傅里叶变换、 相位校正后获得的光谱数据, 分别在空间上(4× 4像素)、 时间上(271次扫描)进行积分。 图12(a— d)分别显示了图11(a)四角处像元干涉图在空间、 时间上积分, 并进行归一化处理后获得的太阳光谱图。 我们发现反演得到的Ha色球谱线波数位置与理论值(15 236 cm-1)存在一定偏差。 为评价采集太阳光谱效果, 我们采用交叉定标方式, 将得到的太阳光谱与美国国立太阳天文台NSO的FTS(卷积为本文仪器分辨率)的标准光谱进行了比较。 图12(a)红线为归一化处理后的NSO太阳光谱, 将NSO的太阳光谱与我们[图12(a)蓝线]观测到太阳光谱经对齐、 归一化处理后, 进行比较。 图中可见, 我们成功观测到面源Ha谱线及周围弱光球线(光谱信噪比稍低)。

图12 图11(c— f)反演获得的656 nm附近单像素连续光谱图及与NSO太阳光谱对比Fig.12 The spectrum inverted from the interferogram in Figure 11(c— f) and comparison with the NSO solar spectrum

3 结论

随着探测器技术迅速发展, 在可见光波段, 目前我们已经可以获得高帧频、 大面阵探测器, 使得面源傅里叶变换太阳光谱仪的研制具备了可行性。 本文从面阵傅里叶变换太阳光谱仪需求出发, 针对其高帧频、 大数据量特点, 设计了一套数据采集软硬件系统, 实现了对面阵傅里叶变换太阳光谱仪的10 kHz高速触发, 万帧/秒快速采集, 0.5 GB· s-1大数据量存储功能, 并以国家天文台怀柔太阳观测基地现有点源傅里叶变换光谱仪为实验平台, 搭建了可见光实验验证系统。 以钨灯和太阳为光源, 开展等光程差采样, 获得了面阵干涉图, 成功反演得到面源实验室宽带光谱以及656 nm附近太阳光谱图(包含Ha谱线及周围弱光球线), 结果与相同分辨率国际标准光谱基本一致, 验证了面阵傅里叶变换光谱仪在太阳观测中的可行性。

限于当前实验条件, 我们仅获得了80× 20小面阵宽波段成像光谱图(IFS-125HR样品仓光斑大小约80× 20像素, 所以文中只显示了80× 20面阵大小的干涉图)。 需要指出的是, 本文设计的参考激光过零检测触发系统以及数据采集软硬件系统方案可用于更大面阵探测器(如10 kHz帧频, 面阵大小800× 600)。 因稳频激光器可以实现精确光程差控制, 傅里叶光谱仪具备高波长定标精度的优点。 但在图12中, 我们也发现直接反演Ha色球谱线波数位置与理论值(15 236 cm-1)存在偏差。 傅里叶变换光谱仪光学、 机械、 电子学等系统都会导致等光程差间隔采样点偏差, 采样点偏差与光谱测量相对误差近似线性关系, 随着采样点偏差增大反演光谱相对误差也将增大, 而试验系统基于布鲁克IFS-125HR现有光机电系统, 并未针对面源观测进行优化, 因此, 未来还需在过零触发模块触发精度上进行进一步综合分析研究并改进提高。 此外, IFS-125HR焦距也未跟望远镜衍射极限进行匹配, 探测器像素空间分辨率偏高(0.045″), IFS-125动镜控制最小速度为5 kHz, 单帧干涉图采集过程中曝光时间较短, 导致单次扫描数据信噪比较低, 这些方面未来仍需改进提升。

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