分时偏振成像系统中光束偏离的补偿方法研究

分时偏振成像系统需要通过旋转检偏器获取场景的偏振信息(I, Q, U), 检偏器的前后表面间不平行(也称为楔角)将导致成像光束发生偏离且随检偏器旋转而旋转, 这将降低偏振成像系统的空间分辨率和偏振测量精度. 本文提出调整检偏器相对于入射主光轴倾斜角的方法来补偿上述光束偏离. 以格兰棱镜作为检偏器, 根据几何光学理论, 推导了分时偏振成像系统光束偏离的一阶近似补偿模型, 获得倾斜角与格兰棱镜楔角之间的函数关系, 并通过仿真模拟验证了该补偿方法的可行性和有效性. 研究结果表明, 将格兰棱镜置于汇聚光路中, 光束偏离的一阶误差可以通过调节格兰棱镜的倾斜角有效补偿; 倾斜角大小与棱镜折射率、楔角及棱镜距电荷耦合元件靶面的距离成正比, 与棱镜厚度成反比. 该结果为研制高精度分时偏振成像系统提供了切实可行的理论依据.     

CCD在太阳磁场测量中的应用

本文描述了太阳磁场测量仪器由光电磁像仪到视频矢量磁像仪的发展过程。从观测的信息量的概念上来看，存在着面、点、面的发展过程；从观测的信息灵敏度来看，向高时间、高空间和高光谱分辨率的方向发展。同时本文论述了ＣＣＤ的三种高分辨率、大信息量、宽光谱区、面光源的太阳磁场观测技术。本文最后还对红外ＣＣＤ、紫外ＣＣＤ、弱光ＣＣＤ在太阳磁场测量和太阳恒星磁场观测的应用进行了介绍。     

Large-scale magnetic structures of coronal mass ejections

Based on the studies on the source regions of a group of coronal mass ejections, we have identified two types of large-scale magnetic structures, and suggested that they are intrinsic components of solar magnetism, their destabilization, expansion, and eruption into the interplanetary space are the basic physical processes which lead to the coronal mass ejections. These two types of large-scale structures are giant magnetic loops connecting the two active belts on the opposite hemispheres of the Sun, and the giant filaments (filament channels) and their related magnetic structures. The latter often appear as two parallel rows of sunspots and plage fields, which align side by side in the full disk daily and synoptic magnetograms. The magnetic neutral lines of these large-scale structures are usually longer than 50 heliographic degrees. We name this type of structure "super A configuration". Sometimes, they are shown as very long filaments and related large-scale magnetic fields. As these magnetic structures are of very large scale, they extend to a great altitude into the corona, they are not easily recognized in magnetic field observations which are usually aimed at solar flare studies. To identify these large-scale structures becomes a key to understanding and predicting coronal mass ejections.     

面阵傅里叶变换太阳光谱仪高速采集系统设计与实现

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。     

红外波片相位延迟的测试方法及精度分析

通过全面分析光强随波片方位角的变化从中优化出可适用于红外波段的确定波片延迟的方法。此方法只需读取输出光强的最大值和最小值,通过简单运算得到所测波片的相位延迟。以此为理论基础,建立了一套红外波片检测系统,此系统使用元件的数量较少,操作简单,重复性好,易于得到较高的测试精度。此外,从系统光源、光学元件到接收器件等组成部分分析了整个系统中各种误差源对测试精度的影响。结果表明,该系统的检测精度与波片延迟有关,并给出其关系曲线,由该曲线可知,当所测波片的延迟大于40ο时,该系统的仪器相对误差在1%之内,对于常用1/4和1/2波片,仪器相对误差分别为0.2%和0.01%。该检测系统的测试精度在可见和近红外波段基本保持不变。     

Error analysis and optimal design of polarization calibration unit for solar telescope

Polarization calibration unit(PCU) has become an indispensable element for solar telescopes to remove the instrumental polarization; the polarimetric accuracy of calibration depends strongly on the properties of PCU. In the paper, we analyze the measurement errors induced by PCU based on polarized light theory and find that the imperfections of the waveplate generate the main calibration errors. An optimized calibration method is proposed to avoid the effects from waveplate imperfections, and a numerical simulation is given to evaluate the polarization accuracy by analyzing the relation between calibration error and intensity instability. The work is very important for solar telescopes with high polarization precision up to 10~(-4) I_c.     

基于最小二乘拟合的波片相位延迟测量

提出一种精密测量波片相位延迟的新方法.将待测波片置于起偏器和检偏器之间,通过步进电机控制波片匀速旋转,基于最小二乘法拟合出射光强随波片方位角变化的曲线,进而得到波片延迟.根据上述原理,建立了一套波片延迟测量系统,并分析了系统的稳定性、可测量的延迟范围、接收器件的非线性效应、系统误差源这4个影响测量精度的主要方面.结果表...     

太阳极区矢量磁场研究 *

1997年4月12日 ,利用怀柔太阳观测站视频磁象仪的“深积分”观测模式 ,系统地测量了处于太阳活动极小年的极区矢量磁场 .研究发现 :极区磁场的方向偏离太阳表面的法线方向约40 .2°± 3.2° ;较强的磁元通常具有较小的偏离 ;在高于南纬5 0°的极冠区 ,总磁通量密度及净磁通量密度分别为7.8× 1 0 ^-4 T和 - 3.4× 1 0 ^-4T ;相应的总、净磁通量分别为 5 .5× 1 0 ¹⁴ Wb和 - 2 .5× 1 0 ¹⁴ Wb ;属于太阳大尺度磁场的这部分净磁通量 ,与在离太阳一个天文单位处测到的行星际磁场 (IMF)的量级是大致相等的 .