狭帯域チューナブルフィルターUTF-32の波長分解能向上を目的としたエレメントの開発

Abstract

太陽観測衛星「ひので」や大型地上望遠鏡の開発によって、高空間分解能の観測が可能となったことで、彩層中には幅100km-200km程の微細な筋状構造がいたるところに存在し、ダイナミックに運動していることが明らかになってきた。これらの現象の起源を理解するためには、2次元的に広がった微細構造を、高い空間分解能と時間分解能で観測することが必要であり、またスペクトル線プロファイルから視線方向の動きも含めた3次元方向の運動を知ることも重要である。こういった目的から、飛騨天文台では高速波長スキャン可能な狭帯域フィルターUTF-32(Universal Tunable Filter, 口径32mm)を製作し、多波長撮像観測を行ってきた。UTF-32は、方解石、液晶可変遅延素子、1/2波長板、直線偏光板を組み合わせたブロックを7段に重ねたフィルターである。5100Å-11000Åの広い波長域で使用可能であり、透過幅はHα付近で0.25Åである。今回我々は、UTF-32の波長分解能向上を目的として、有効開口面積40mm×40mm、総長約92mmの方解石と2つの液晶可変遅延素子からなる新たなエレメントの開発を行った。このエレメントは、UTF-32と組み合わせて用いることで全体としての透過幅をUTF-32単体時の半分とするものである。これにより、スペクトル線の幅の狭いMgI 5172Å、CaII 8542Å、HeI 10830Åでも、Hα同様にコントラストの高い彩層画像の取得が可能となった。なお、フィルターの透過率はそれぞれMgI 5172Åで0.04、Hαで0.20、CaII 8542Åで0.15、HeI 10830Åで0.05程度となった。

High spatial resolution images from the Solar Optical Telescope aboard Hinode satellite and recent large grand-based solar telescopes have revealed that solar chromosphere is full of dynamic plasma motions of fine scale magnetic structures. To understand the origin of such phenomena and their role for the energy transport in the solar atmosphere, we need to observe their dynamics with a high spatial and temporal resolutions and wide field of view. In addition, we also need to get the information of three dimensional motions from the observations of chromospheric spectral lines. For these purposes, we developed a narrow-band tunable filter called UTF-32 (Universal Tunable Filter, the aperture size is 32mm). UTF-32 builds up with seven stages. Each stage consists of a pair of calcites, a Liquid Crystal Variable Retarder (LCVR), a wide band half-wave plates and a liner polarizer. UTF-32 covers a wide wavelength range (5100Å∼11000Å), and its width of transmission is 0.25Å at Hα. Now, we have developed a new element of UTF-32 consisting of 40mm×40mm×92mm calcite and two LCVRs in order to make the filter transmission narrower. Using the new element with UTF-32, the width of the filter transmission becomes 0.125Å at Hα, and, in addition to Hα, high contrast images at spectral lines such as MgI 5172Å, CaII 8542Å and HeI 10830Å can be observed. The peak transmittance at MgI 5172Å, Hα, CaII 8542Å, and HeI 10830Å are 0.04, 0.20, 0.15 and 0.05, respectively.