NVST高分辨窄带成像系统视场频漂的实测与分析*

王良凯，徐 稚，金振宇，陈宇超，许 骏

(1. 中国科学院云南天文台，云南 昆明 650011；2. 中国科学院大学，北京 100049)

抚仙湖1 m新真空太阳望远镜(New Vacuum Solar Telescope, NVST)是国内口径最大的地基太阳望远镜[1]，已经获得了大量长时间、亚角秒的太阳高分辨成像观测资料[2]。目前，成像观测系统包括TiO和G-band两个用于光球观测的宽带通道及Hα，Ca II和He I 三个用于色球观测的窄带通道。众所周知，太阳色球层中有许多重要的活动现象，如日珥、谱斑和耀斑等，但太阳色球在整个可见光波段的辐射能量只有光球的万分之一，色球结构难以探测[3]，因而通常使用窄带滤光设备，诸如珐珀滤光器[4]或里奥滤光器[5]，以获得某个波长点的单色像。但是，单一波长的单色像包含的物理信息有限，无法直接区分辐射和多普勒速度引起的观测强度的变化，因此单色像观测通常需要在线心-线翼间的多个波长点上进行，这有助于太阳结构的动力学特征的研究[6]。目前1 m太阳望远镜的3个窄带成像通道均使用由南京天文光学技术研究所研制的里奥滤光器，其中心波长可调，以实现多波长点依次观测的要求。表1给出3个窄带通道的中心波长、中心波长变化范围以及透过带带宽。

目前1 m太阳望远镜主要在Hα通道进行太阳色球常规观测，为了确保滤光器稳定的工作状态，工作人员需要定期检测滤光器的性能，特别是检查滤光器中心波长的变化以及波长扫描轮廓的对称性，操作方法和细节见文[6]。但文[6]对整个观测视场的光强值进行空间积分获取某一波长点的强度，忽略了视场内强度分布的问题。……