自作分光器による観測と解析
自作分光器による観測と解析
坂江 隆志（埼玉県立浦和西高等学校）

はじめに物理や天文分野での観測・実験から物理量を求める場合、分光は基本的な解析ツールのひとつである。必要となる分光器はその目的と対象によって高分散、低分散など使い分けが必要になるが、その構造はだいぶ異なってくる。そこで、太陽観測を目的とした高分散分光器と、汎用の低分散分光器を自作し観測と解析に応用してきたのでここに紹介する。双方の分光器に共通するのは、使用した冷却CCD カメラで、英国 Atik 社 Titan mono および color を用いており、このカメラの仕様は【図１】のようになっている。特徴として、16bit fits 画像を、パソコンの性能にもよるが毎秒５コマ程度のフレームレート撮像が可能ということである。これにより、以下に述べるような太陽のスリットスキャン観測が可能となった。
Atik Titan mono & color 冷却 CCD カメラ
Sony ICX424 , 7.4×7.4µm , 659×494pixel【図１】 使用した冷却 CCD カメラ[Ⅰ]太陽観測用高分散分光器
１．分光器の性能
この分光器の諸性能は【図２】とおりで、小型軽量にできており市販の小型赤道儀に搭載することができる。
形式

リトロー

主鏡

タカハシ FC76 (D=76mm,f=600mm,F8.0)

コリメータ・カメラレンズ

BORG 45EDⅡ (D=45mm,f=325mm,F7.2)

回折格子

Edmund Optics 平面反射式 25×25 mm
1200g/mm,ブレーズ波長 500nm

スリット

幅 6μm、長さ 10mm（自作）

波長分解能 (1 次)

R=30000 , 0.02nm(Hα)

全長、重量1.2m , 7kg【図２】 自作分光器の諸性能（左） と 観測の様子（右）２．スペクトル教材の制作
カラー冷却 CCD カメラ(Atik Titan color)を用いて太陽スペクトルのアトラスを作成した。波長355 nm （紫外線）～875 nm （近赤外線）までの広い波長範囲を含み、既存のデータに見られない特徴を備えている。教育・研究用の資料として広く活用されることを望んでいる。
高分散のため一度に撮像できる波長範囲は狭く（約13nm）、このパノラマ写真は約80枚のスペクトル画像をつなぎ合わせて作成した。作成に当たっては、カラーfitsで撮像したものをカメラ付属のソフトで bmp に変換し、photoshop CS3 で加工を行った。色については基本的にカメラ付属のソフトが示したものをそのまま採用しているが、紫外域（H線より短波長側）と近赤外域（Ａ線より長波長側）では、例えば、紫外域で赤色のセンサーが感度を有して赤く表示される、などのことが起こるため人工的に着色を行っている。なお、Ｂ線（686.72nm）より長波長側はR64フィルターを使用して２次スペクトルの重なりをカットしている。
資料中に示した吸収線の元素、波長は定金晃三先生（大阪教育大学名誉教授）に監修していただいたもので、次の方針に従って選定、記述されている。
(1) 線同定は改定Roland表(Moore, Minnaert and Houtgast,1966, NBS Monograph No.61)を基礎に行う。
(2) 波長の数字は nm 単位とし、改定 Roland 表の波長値(6 桁)を使う。
(3) 電離状態を I, II 等の記号で表し、例として、中性鉄の場合 Fe I 452.863 等と書く。
(4) 線の選定は改定 Roland 表を元にし、竹田洋一氏（国立天文台）作成のソフトウエア sptool を用いてブレンド（別の線の混入）のチェックを行い、ほぼブレンド無しと判定されるものを用いる。
(5) 見やすさを考慮して、混み合い過ぎないよう 10 nm 当たり概ね 8～10 本程度を目安とし、省く場合には Fe I 線の弱いものから省く。
(6) Fe 以外で少数の線しか無い元素（イオン）の場合はそれを優先する。ただし、画像上で視認できない場合には例外を除き記載しない。
(7) できるだけ多くの元素（イオン）の線を記載するように考慮する。（例：一本しか無い場合 K I769.898）(8) 理科年表天文部（おもな太陽吸収線）に記載の太陽の強いスペクトル線は全てを記載する。
(9) 学習の便のため、理科年表の上記の表を参照して Fraunhofer の記号を記載する。
(10) 同じく学習の便のため、波長軸に沿って 1nm おきにマークを入れる。
制作したアトラスの一部を【図３】に示す。これをもとに、縦約 10cm、横幅約５m の写真用紙に印刷した資料と、９段に切り分けポスターとして掲示しやすくした資料を用意している【図４】。教育・研究用の資料として利用を希望されるときにはご連絡いただきたい。横長のデータとポスター用に加工したデータを提供させていただきます。

【図３】 アトラスの一部 全長 5m の写真用紙に印刷した長大な資料となっている。
主な吸収線の同定（下部）と波長スケール、フラウンホーファー線の記号（上部）が記入されている。

【図４】 展示しやすいようにポスターに加工した資料。

この分光器においてさらに高い波長分解能での観測を試みるため、高次スペクトルを用いた観測を行った。その理論的波長分解能は、２次光を用いた場合、単純に１次の場合の２倍となり Hαα で Δλ＝0.010nm となる。
３．スペクトロヘリオグラムによる太陽
３．スペクトロヘリオグラムによる太陽単色スペクトロヘリオグラムによる太陽単色画像
単色画像
２次光スペクトルでの１ピクセルあたりの波長は、使用した冷却 CCD カメラ(Atik Titan Mono)においてＨα(656.28nm)付近で 0.005nm となり、分光器が持つ波長分解能 0.01nm の性能を十分引き出すことができる。スリットスキャンはシーイングの影響を強く受けるが、条件が比較的良かったＨα【図５】とＣａⅡＫ【図６】の観測例を紹介する。画像処理は IDL を使用している。

→λ【図５】 Hαの観測例
左：Hαcenter 2 次スペクトルによるスリットスキャン（2015/03/12）
CCD のチップサイズが小さいため太陽の南北が切れている
上が天球の北方向
13 分かけたスキャンによる 2600 枚のスペクトル画像から作成
右：元スペクトルの１コマ、大きなブルーシフトが見られる→λ【図６】 CaIIK の観測例
左：CaIIK center 4 次スペクトルによるスリットスキャン（2016/10/15）
CCD のチップサイズが小さいため太陽の南北が切れている上が天球の北方向
約 30 分かけたスキャンによる 5000 枚のスペクトル画像から作成
右：元スペクトルの１コマ、プラージュ部で K1,K2,K3 を分離している

４．速度場の観測
観測(2014/11/04)は Na D 線付近（約 600nm）で、太陽の日周運動を用いた北・中央・南の 3 回のスリットスキャンにより太陽全面をカバーするスペクトルを取得、ここから、地球大気の水蒸気による吸収線（589.1660nm、589.8166nm）を同定して 1 ピクセルあたりの波長を求め、この水蒸気の吸収線に対する、D1、D2 の間にある光球に由来する Ni の吸収線（589.2883nm）の波長偏移を求めて太陽全面における視線方向速度を計算した。その結果、太陽の自転速度のパターン（最大±2km/sec）が得られた【図７】ほか、自転角速度の緯度依存性（差動回転、【図８】を捉えることにも成功した。

【図７】 視線速度の図太陽中央を 0 に設定、青（左）が地球向き、上が太陽自転軸の北南北にリムシフトが見られる ３回のスリットスキャンで全面像を作成【図８】 緯度‐自転角速度の図
差動自転していることがわかる

さらに、【図７】から自転パターンを取り除き【図９】、±0.5km/sec でフィルターをかけたとこ
ろ、超粒状斑対流による速度信号が得られた【図 10】。

【図９】 自転パターンを除去した画像
全周にリムシフトが見られる【図 10】 ±0.5km/sec でフィルターをかけたところ超粒状班の対流パターンが得られた

５．偏光による磁場の観測
太陽で起きる諸現象は磁場を理解することにより解明されてきた。従って磁場を捉えることは非常に重要である。磁場を求めるにはゼーマン効果を用いるのが一般的で，その原理は【図 11】に示す
ように回転波長板と偏光装置を用いて偏光の４成分(I,Q,U,V)を求め，ベクトル磁場を算出する。しかし，これは装置が複雑・大型になり，当分光器のような小型の装置への装着は困難である。そこで，波長板を回転したりすることなく磁場を検出する方法を考えた。
【図 11】の左図(b)より，視線方向磁場に対象を絞れば円偏光を検出することで磁極まで求まる観測が可能である。【図 12】は視線方向磁場によって変調された吸収線が円偏光フィルターとの組み合わせでスペクトル線の偏移がどのように観測されるかをまとめたものである。これより波長板を回転させることなしに、片方の円偏光を調べるだけで，（ドップラー信号をキャンセルできないという欠点はあるが）磁極まで含めた磁場を検出できることがわかる。

【図 11】ゼーマン効果による磁場検出の原理（左）とその検出装置（右）参考文献;シリーズ現代の天文学「10 太陽」より

【図 12】円偏光による視線方向磁場検出の原理
波長板を回転させなくても磁極まで求められる可視光領域での磁場によるゼーマン効果は非常に微弱で、小型の装置による観測例は無いようであるが，当分光器の２次スペクトルでの波長分解能は約 0.01nm であり，大きな黒点周りの 1000gauss 以上あるような強い磁場であれば検出できそうなことがわかった。そこで，主鏡の筒先に円偏光フィルターを装着し観測を試みた。円偏光フィルターは市販の写真用円偏光フィルター（【図 13】，直線偏光板とλ/4 波長板が貼り合わせてある，KenkoTokina製）を裏返しにして使った。ゼーマン効果の比較的大きい Fe I 630.25nm 吸【図 13】
市販の写真用円偏光フィルター
収線でテスト観測を行ったところ，磁場を検出できることが分かった。
裏返しにして使用【図 14】は Fe I 630.25nm 吸収線付近のスペクトル画像で，双極黒点で吸収線が逆にずれており、それぞれ逆の磁極を捉えていることがわかる。画像を拡大するためにバーローレンズを挿入しているが，干渉縞が表れ解析にも影響を与えている。カメラに原因がありそうだが解決できていない。
【図 15】は，この波長で 13 分ほどかけてスリットスキャンして約 2600 フレームの画像を取得し，そのスペクトル上で地球大気の O2 吸収線を基準にガウス近似によりサブピクセルまで吸収線位置を測定することでその偏移を求めて作成したマグネトグラム（中段）である（太陽の自転によるドップラー偏移はキャンセルされるように解析している）。その結果，太陽全面に見える超粒状斑の対流によるドップラー信号に加えて，大きな黒点の周辺では正負の磁場信号も捉える事に成功した。

-O2 630.2764nm-O2 630.2000nm↑λN- FeI 630.2499nm- FeI 630.1508nm

S
先行黒点

後行黒点

【図 14】FeⅠ630.25nm 付近の 2 次スペクトル画像
バーローレンズあり Ｎ極では長波長側に、Ｓ極では短波長側に波長シフトしていることがわかる。
干渉縞が課題 (2015/09/22)

NNS

磁場【図 15】上段：連続光による黒点画像
中段：自作分光器によるマグネトグラム
太陽全面に見える超粒状班のドップラー信号に加えて大きな黒点周りの磁場を捉えている
下段：SDO 衛星によるマグネトグラム[Ⅱ]汎用低分散分光器
汎用低分散分光器
１．分光器の性能

この分光器は、実験室内で使用することを想定して製作したもので、【図16】のような仕様となっている。主に生徒の研究・観測に使用しており、その結果は県内の科学展や日本天文学会ジュニアセッションなどでの発表実績がある。
【図 17】に全体の様子を示す。
形式

透過型

主鏡

Sharpstar 60ED ＋ フラットナーレンズ
f=330mm 屈折式望遠鏡

D=60mmコリメータレンズ

２インチサイズ接眼レンズ
笠井トレーディング SV42mm

カメラレンズNikon 一眼レフカメラレンズ
35mm F2.8

回折格子

Edmund Optics 平面透過式 50×50 mm
300g/mm,ブレーズ角 17.5°（VIS)

スリット

幅 20μm、長さ 10mm（自作）

全長、重量0.57m , 3.7kg【図 17】 自作低分散分光器全体の様子【図 16】 自作低分散分光器の諸性能

２．生徒の研究（炎色反応、各種電灯の分光）応用例として、生徒が行った実験を紹介する。【図 18】は高校化学の教科書に載っている炎色反応を分光観測したもので、塩化物をエタノールに溶かして燃焼させている。また、各種電灯の分光実験も併せて行った。これらの研究結果は、県内の生徒の研究会などで発表を行った。

生徒の研究 炎色反応、各種電灯LiNaKCaSrBaCuHe lamp
蛍 光灯（電球色）
LED電球（電球（ 電球色）
白 熱電球
太 陽光

【図 18】 炎色反応と各種電灯のスペクトル３．天文への応用（恒星のスペクトル）
天文への応用（恒星のスペクトル）【図 19】はこの分光器を赤道儀に装着し、明るい恒星のスペクトルを撮像したものである。実験
室内での使用を想定して製作した分光器であるため剛性が不足しており、天体に向け姿勢を変えることで撮像波長範囲が変化している。このような用途に応用するためには剛性を上げる必要がある。解析はマカリを使用している。

リゲル
ß Ori(Rigel)
B 8Ⅰa

シリウス
a C Ma(Siriu s)A1 Vm

プ ロキオンa CM i(Pro cyo n)
F5Ⅳ-Ⅴ

カペラ
a Au r(Capell a)
G5Ⅲe+G0Ⅲ

ア ルデバランa Ta u(Al deb aran)
K5Ⅲ

ベテ ルギウスa Ori (Bete lg euse)
M 1-2Ⅰ a-Ⅰ ab【図 19】 いろいろな明るい恒星のスペクトル

おわりに
太陽観測用の高分散分光器に関する研究は 2011 年度から行い現在に至っている。その間，ここに記した研究テーマ以外に，近赤外領域である He I 1083.0nm の観測，市販のファブリペローフィルターの半値幅測定などにも取り組んできた。市販の部品に若干の手作り部品を組み合わせて作った小さな装置であるが，本格的な分光観測の第一段階として手元に一台あるといろいろと役に立つのではないかと思う。汎用低分散分光器は最近の取り組みであるがさらに応用例を積み重ねていきたいと考えている。皆様の参考になり，お役に立てれば幸いです。

謝辞
太陽のスペクトルアトラス教材の作成に際し、定金晃三先生（大阪教育大学名誉教授）には全面的なご協力をいただき、信頼できる資料とすることができました。また、【図４】のポスターは、岡本義雄先生（大阪教育大学附属高等学校天王寺校舎）のご協力を頂いたものです。
高分散分光器に関する研究は、国立天文台太陽観測所 花岡庸一郎先生のご指導のもと、京都大学飛騨天文台の大辻賢一さん、国立天文台太陽観測所、京都大学飛騨天文台のスタッフの皆さんのご協力で行ってきたものです。特に太陽磁場の検出は、2015 年度国立天文台内地留学生として行った研究の結果になります。
以上の研究は、日本天文学会内地留学奨学金（2015 年度）、JSPS 科研費奨励研究（課題番号15H00283、16H00295）、東京工業大学教育研究助成金（2015 年度）、中谷医工計測科学教育振興助成金（2016 年度）の補助を受けて進めてきたことも申し添えます。