魏燁艷，白先勇，張志勇，宋 謙，馮志偉,4*

(1. 中國科學院大學，北京 100049； 2. 中國科學院 國家天文臺，北京 100101; 3. 中國科學院 天文光學重點實驗室，北京 100101; 4. 中國科學院 太陽活動重點實驗室，北京 100101)

太陽的紅外波段分布著眾多分子振動及轉動譜帶，對研究太陽分子譜線的輻射轉移理論、研究太陽大氣中的分子豐度、依靠分子譜線帶的觀測限制太陽大氣溫度模型和開展日震學研究等具有重要的意義。其中，形成于溫度極小區(qū)的CO 4.6 μm波段是具有代表性的分子譜帶，對該譜線帶的成像觀測有助于診斷溫度極小區(qū)附近的大氣特性，有助于研究太陽低層到高層大氣的能量輸運過程，有助于弄清日冕加熱的物理機制[1,2]。

大氣窗口中包含3～5 μm紅外波段，這為太陽地基觀測提供了可能。國際上很早就對太陽CO 4.6 μm譜線帶開展了觀測和研究，并取得了一些重要進展。地面觀測最早開始于McMath-Pierce望遠鏡[3]。隨著紅外觀測技術的發(fā)展，國際上CO 4.6 μm譜帶的觀測設備也在不斷升級。例如，在探測器方面，從最初的單元熱輻射計到InSb單元探測器，再發(fā)展到256×256和1024×1024 InSb面陣紅外相機[4]。我國的太陽紅外觀測技術發(fā)展相對滯后，目前僅僅在近紅外波段有過一些觀測[5-7]，對于3～5 μm紅外波段的太陽成像設備和觀測研究仍然是空白。

本文在國內率先開展3～5 μm波段的太陽成像觀測技術和方法研究，建立了一套紅外太陽成像觀測系統(tǒng)。值得一提的是，該系統(tǒng)中采用的紅外相機是基于國產(chǎn)HgCdTe焦平面陣列器件研制的。在探測器信噪比低、相機不均勻性極強的情況下，本文提出了一種通過有效計算平場提取觀測目標的方法，利用該方法在國內首次獲得了CO 4.6 μm的太陽單色像。

1 太陽紅外成像觀測系統(tǒng)

1.1 光路設計

太陽成像光學系統(tǒng)一般可分為跟蹤系統(tǒng)和成像系統(tǒng)兩部分：跟蹤系統(tǒng)一般分為地平式和赤道式，主要為了使太陽像穩(wěn)定在視場中心；成像系統(tǒng)通過成像鏡使太陽的平行光聚焦在探測器上，以便于對太陽像進行分析。我們的跟蹤系統(tǒng)采用的是中國科學院國家天文臺懷柔太陽觀測基地的定天鏡系統(tǒng)，該定天鏡系統(tǒng)類似于赤道式跟蹤方法，它由兩面平面反射鏡組成，一面反射鏡的鏡面指向極軸方向，由電機控制，跟隨太陽的移動而轉動；另一面反射鏡保持靜止，用以捕獲第一面反射鏡反射的太陽光，將太陽光水平引入實驗室內。然后通過一個成像反射鏡和折軸反射鏡，使太陽光在紅外相機的焦平面上成像，光路如圖1所示。

該光學系統(tǒng)為全反射光路。成像反射鏡是一面口徑為300 mm、焦比為F/11的球面鏡。在4.6 μm波段，300 mm口徑的衍射極限分辨率為:

=3.9″

(1)

1.2 窄帶濾光片

由于需要拍攝太陽CO 4.6 μm譜帶單色像，觀測系統(tǒng)采用的是窄帶濾光片，其可以去除大部分不需要的光譜信息。窄帶濾光片購于SPECTROGON公司，其光學屬性如圖2所示，透過中心波長為4.637 μm，帶寬0.211 μm。從圖1中可以看出，窄帶濾光片嵌于濾光片輪中，整體放置在焦平面探測器前。為了獲得較高的信噪比，濾光片與探測器件均置于液氮制冷真空杜瓦瓶內，工作溫度為83 K。

圖1 成像觀測系統(tǒng)光路示意圖

圖2 濾光片參數(shù)(來自SPECTROGON公司產(chǎn)品參數(shù))

1.3 3～5 μm紅外相機

高性能紅外探測器是紅外天文觀測的關鍵器件。由于國內高靈敏度紅外探測器的研究水平發(fā)展緩慢，加之國外對紅外探測器的限制，在一定程度上影響了紅外天文觀測設備的發(fā)展。觀測系統(tǒng)中使用的紅外相機是我們基于國內生產(chǎn)的一款HgCdTe焦平面陣列器件自主研制的，其工作波長范圍為3～5 μm，像元尺寸為30 μm×30 μm，陣列規(guī)格為320×256，相機決定系統(tǒng)視場為10.1′×8.1′。為評估該紅外相機的能力，我們建立了一套紅外探測器性能測試評估系統(tǒng)，并在實驗室完成了該紅外相機的讀出噪聲、暗電流、光子轉移曲線、線性、增益和量子效率等性能參數(shù)的測試[8]。測試結果表明，該紅外相機的平均讀出噪聲為5149.37e-，暗電流約為1.126×107e-/(pixel·s-1)，線性度為99.91%。從上述結果可知，該紅外相機可以用于太陽CO 4.6 μm譜帶的窄帶單色成像觀測，但由于讀出噪聲和暗電流較大，積分時間需要適宜選擇。

2 觀測結果及數(shù)據(jù)處理

2.1 觀測結果

圖3 成像觀測獲得的原始太陽黑子圖像

利用上述觀測系統(tǒng)，我們獲得了中心波長為4.6 μm的太陽局部單色像，如圖3所示。雖然肉眼可見黑子的形態(tài)，但由于紅外波段的太陽輻射比可見光弱得多，并且該紅外相機的讀出噪聲和暗電流較大，均勻性也較差，導致從觀測系統(tǒng)直接得到的原始圖像中無法辨別出觀測目標太陽黑子的結構。因此，需采用一種有效的數(shù)據(jù)處理方法從原始觀測圖像中提取觀測目標。

2.2 觀測數(shù)據(jù)處理方法

在傳統(tǒng)的天文數(shù)據(jù)處理方法中，針對探測器的不均勻性，通常采用平場改正的方法對原始圖像進行處理，平場改正公式如式(2)所示[9]。

I=(Isun-Idark)/Iflat

(2)

式中，Isun為原始圖像，Idark為暗場圖像，Iflat為平場圖像。根據(jù)該方法，首先需要均勻面光源獲得平場。圖3經(jīng)過常用的平場改正方法處理后，仍然無法得到高質量的圖像。經(jīng)過分析，圖像無法分辨觀測目標的主要原因是探測器不同像素點的增益差別較大。成像系統(tǒng)探測器接收到的圖像Si(x)與觀測目標O(x)的關系可以認為是線性的，如式(3)。

Si(x)=g(x)×O(x)

(3)

g(x)為成像系統(tǒng)產(chǎn)生的增益，也是平場函數(shù)。限于觀測設備，無法采用傳統(tǒng)的隨機移動太陽像多幀疊加的方法得到平場，因而我們發(fā)展了一套新的平場處理方法。僅采用一幀日面中心附近寧靜區(qū)作為準均勻背景，通過觀測黑子像減去準均勻背景識別出黑子。后續(xù)依靠探測器不同位置的黑子像計算不同圖像之間的偏移，繼而采用最小二乘擬合方法迭代出平場。

圖4為觀測目標提取和平場改正方法的流程圖。

2.3 觀測數(shù)據(jù)處理實例

在數(shù)據(jù)處理過程中，需要在平場改正之前得到暗場，去除背景噪聲。觀測拍攝時，先在日面中心附近寧靜區(qū)拍攝一副圖像作為準均勻背景[圖5(a)]。再對不同位置的觀測目標拍攝n幀圖像Ai，并求出每幀的平均亮度，把背景圖像的亮度分別調整到與圖像Ai的平均亮度一致，得到去除背景的n幀圖像Bi結果如圖5(b)。

對n幀圖像Bi進行圖像配準處理，即得到觀測目標在不同位置的相對位移量，這可以通過互相關或絕對差分算法中的任一種算法得到。根據(jù)得到的圖像Bi相對位移量和觀測目標的亮度，迭代運算出成像系統(tǒng)的平場，見式(4)。

χ2=∑i

-log[g(x+ai)]+log[g(x+aj)] }2

(4)

式中，ai表示第i幅圖像觀測目標的位移量，Si(x+ai)表示在第i幅圖像中第x+ai個像元處對應的觀測目標的亮度值，g(x+ai)表示在第i幅圖像中第x+ai個像元處對應的像素產(chǎn)生的增益，χ表示最小二乘函數(shù)。從不同位置處，用最小二乘擬合的方法迭代出平場函數(shù)g(x)。

圖4 目標提取和平場改正方法流程圖

經(jīng)過對n幀拍攝圖像進行迭代計算求得平場，對觀測目標進行平場改正之后的圖像如圖5(c)所示，從圖中已經(jīng)能夠完全分辨出太陽黑子，并且還可以看到黑子的半影和亮橋。

圖6為與觀測結果對應的太陽同一位置處日振磁像儀(Helioseismic and Magnetic Imager，HMI)在同一時刻獲取的617.33 nm附近連續(xù)譜單色像，該圖像與觀測圖像進行對齊，兩圖對比可看出數(shù)據(jù)處理后的圖像還原了黑子的部分特征。

圖7是經(jīng)過數(shù)據(jù)處理后圖像的Digital Number Value圖像，從圖中可知，特殊平場改正方法能夠準確提取觀測目標，因而能夠有效應用于增益差別較大的成像系統(tǒng)中。

圖5 圖像處理結果(a) 為拍攝得到的背景； (b) 原始圖像經(jīng)過扣除背景的觀測圖像； (c) 進行特殊的平場改正方法后得到的圖像

圖6 觀測目標同一位置對齊處理后的HMI圖像(來自SolarMonitor.org)

圖7 MATLAB對處理后圖像得到的亮度圖

3 結論

為了解決太陽在CO 4.6 μm波段紅外成像觀測問題，我們研究搭建了一套紅外成像觀測系統(tǒng)。系統(tǒng)光路采用定天鏡跟蹤引光，觀測目標經(jīng)過成像鏡后成像在用國產(chǎn)HgCdTe焦平面陣列器件研制的紅外相機焦平面上。受到紅外波段觀測的背景噪聲影響，以及探測器不均勻性的限制，導致原始圖像無法識別觀測目標，于是我們提出了一種針對特定情況下的目標提取和平場改正的方法，最后獲得了能夠清晰分辨的CO 4.6 μm波段的太陽單色像，從圖像處理的結果中可以看到更多的黑子細節(jié)，如半影和亮橋結構。利用建立的紅外觀測系統(tǒng)可以在后期繼續(xù)開展太陽耀斑的紅外成像觀測研究。同時，為未來的高分辨率紅外光譜觀測研究提供了基礎觀測設備，也為其他波段的紅外觀測系統(tǒng)的建立提供了一些經(jīng)驗。