Private Observatory Ploesen

ESpekDiko


Echelle-Spektrograph zur Direktkopplung

Dieser Spektrograph kann den gesamten visuellen Bereich des optischen Spektrums auf einmal bei hoher Auflösung abbilden.

Optische Daten

Spalt
Kollimator
Gitter
Crossdisperser
Objektiv
Detektor
wechselbar 25 μm und 50 μm
Achromat d = 12,7 mm, f = 120 mm
Echellegitter 31,6 l/mm, 12,5 mm x 25 mm
Transmissionsgitter 300 l/mm, 30 mm x 30 mm
Bi-Achromat Eigenentwicklung
G2-1600 Moravian CCD


Bilder des Prototypen:


 
 

Funktionsbeschreibung:

Der Stern wird mit einer Nachführ- und Spaltbeobachtungseinheit (nachstehende Abbildung) auf dem Spalt gehalten. Das Sternlicht wird an einem Umlenkspiegel, mit dem auch die Ordnungen auf der CCD verschoben werden können, um 90° abgelenkt und duch einen als Kollimator wirkenden Achromaten geschickt. Danach trifft das parallele Strahlenbündel auf das Echellegitter. Hier wird das Licht zerlegt. Die sich stark überlappenden Ordnungen (75. bis 140.) werden nun zum Crossdisperser geschickt, dessen Dispersionsrichtung um 90° zur Dispersionsrichtung des Echellegitters steht. Dadurch erreicht man eine Auffächerung der einzelnen Ordnungen. Das Objektiv (Petzval-Typ) bildet dann das Spektrum auf der CCD ab. Der Wellenlängenbereich kann leicht variiert werden und erstreckt sich normalerweise von 400 nm bis 750 nm.

Nachführ- und Spaltbeobachtungseinheit

Die oben gezeigte Nachführeinheit dient dem Zweck, in der Guidingkamera den Spalt und das umgebende Sternfeld zu beobachten. Dadurch kann der zu untersuchende Stern ausgewählt und auf den Spalt gebracht werden. Außerdem kann während der Belichtung des Spektrums kontrolliert werden, dass der Stern auch auf dem Spalt positioniert bleibt. Die Unmöglichkeit, ein Getriebe ohne jegliche Fehler herzustellen, sowie ein Teleskop exakt auf den Himmel auszurichten machen Korrekturen der Teleskopmontierung unumgänglich. Dazu wird die Guidingkamera ebenfalls verwendet. Diese liefert in periodischen Abständen Bilder an eine Software, welche wiederrum die Position des Sterns checkt und ggf. Signale an die Teleskopsteuerung schickt, um ein evtl. abdriften des Sterns zu korrigieren.

Um den ganzen Spektralbereich abbilden zu können, wird ein gut korrigiertes Objektiv benötigt. Dieses Objektiv darf weder sphärische Aberration noch einen großen Farbfehler aufweisen. Herkömmliche Fotoobjektive haben meistens zu den Rändern des visuellen Bereiches einen starken Farbfehler, weswegen sie nicht optimal für einen Echellespektrographen sind. Das Ziel war es, ein Objektiv aus Standardoptiken zu entwickeln, welches den Anforderungen genügt. Dazu wurde das frei erhältliche Ray-Traycing-Programm WinLens3D Basic von Linos verwendet. Der paraxiale Farblängsfehler konnte zwischen 400 nm und 1350 nm auf 9 μm reduziert werden.

 


Farbfehler des Echelleobjektivs

 
Objektiv Layout

Im oben dargestellen Layout sieht man, dass zwei Achromaten zum Einsatz gekommen sind. Der nachstehende Plot zeigt die optische Weglängendifferenz, welche bei guten Objektiven bei ca. einer Welle liegt.


OPD (optische Weglängendifferenz)


Spot-Diagramm


Transversale Strahlaberration


Wellenfront

Erste Spektren zeigten ein starkes Streulicht in Form eines Bogens in der Mitte des CCD-Chips. Dieses konnte auf eine Reflexion innerhalb des Objektives zurückgeführt werden. Die 0. Ordnung des Crossdispersers wurde an der geschwärzten Wandung des Objektives reflektiert und fiel mittig auf die CCD. Nachdem das Objektiv an der entsprechenden Stelle aufgesägt wurde, verschwand das Streulicht restlos. Der Sachverhalt ist in der nachstehenden Skizze dargestellt.

 
Streulicht im Objektiv

Bemerkung:
Um einen effizienteren Detektor (KAF1600) als den KAF8300 verwenden zu können, wurde das Objektiv später umgebaut. Hierzu wurde die hintere Linse getauscht. Das Objektiv hat damit eine Brennweite von ca. 126 mm, wodurch des Spektrum mit dem KAF1600 erfasst werden kann.

Ein sogenanntes Flatfield-Spektrum dient bei der Echellespektroskopie zwei wesentlichen Zwecken. Zum Einen dient es dazu, dass die Reduktionsroutine die einzelnen Ordnungen identifizieren kann, um eine spätere Extraktion des Objektspektrums zu ermöglichen. Zum Anderen wird das Objektspektrum durch das Flat dividiert, damit der Apparateverlauf herausgerechnet werden kann. Da der Echellespektrograph einen sehr großen Wellenlängenbereich abdeckt, ist es wichtig, dass man eine Lampe mit genügend hoher Intensität in diesem Bereich verwendet. Herkömmliche Halogenlampen liefern im roten Bereich des Spektrums wesentlich mehr Intensität, als im blauen Bereich. Dies macht den Einsatz von Filtern nötig. Es werden also mehrere Spektren aufgenommen und diese dann zu einem Maser-Flat addiert. Dieses Master wird jedoch nicht zur Division des Objektspektrums verwendet, sondern nur zur Identifikation der Ordnungen. Der Grund liegt darin, dass man duch den Einsatz von Filtern nicht mehr das Apparateprofil des Spektrographen gemessen hat. Zur Division wird dann ein Halogenspektrum als Divisions-Flat verwendet, welches direkt (ohne Filter etc.) aufgenommen wurde.
Das Kalibrierlicht wird von einer Thorium/Argon-Hohlkathodenlampe geliefert. Diese Kombination liefert über einen großen Wellenlängenbereich genügend viele Linien, um eine hohe Kalibriergenauigkeit zu erreichen. Der einzige Nachteil dieser Lampen liegt in ihrem relativ hohen Preis (gegenüber anderer Hohlkathodenlampen) von ca. 350 €. Weiterhin wird ein spezielles Netzteil benötigt, da diese Lampen eine hohe Gleichspannung (250 V DC) bei einer Stromstärke von ca. 10 mA benötigen. Je nach Hersteller der Lampe können diese Werte schwanken. Wichtig ist eine richitge Polarität der Lampe, sowie die Möglichkeit die Stromstärke überwachen und ggf. einstellen zu können. Die Lebensdauer der Lampe hängt wesentlich von der Stromstärke ab. Bei der hier verwendeten Lampe (Photron) beträgt die Dauerbetriebsstärke 10 mA (maximale Stärke 15 mA). Es hat sich aber gezeigt, dass eine Einstellung von 8 mA absolut ausreichend ist. Das folgende Foto zeigt das eingesetzte Netzteil, welches nach einer Schaltplanvorlage von Wolfgang Arnold gebaut wurde. Es vefügt über ein Potentiometer, ein Amperemeter und einem Schalter, mit dem man zwischen 250 V DC und 480 V DC schalten kann. Manche Lampen benötigen eine höhere Zündspannung.

Hohlkathodenlampennetzteil



Schaltplan für HKL´s nach Wolfgang Arnold
 

Die Einkopplung des Kalibrierlichtes und des Flatlichtes geschieht über einen Lichtwellenleiter. Der Austrittskegel des Lichtwellenleiters wird mit einem Achromaten auf den Spalt abgebildet. Ein Drehmagnet lenkt ein verspiegeltes Prisma in den Strahlengang, sodass das Kalibrationslicht auf den Spalt reflektiert wird.
Die Thorium/Argon-Hohlkathodenlampe für die Wellenlängenkalibration, sowie LED-Lampen und Steuereinheit für die Flatfieldspektren sind zuammen mit der Stromversorgung für Spalthinterleuchtung und Drehmagnet in einer separaten Kiste untergebracht, sodass der Spektrograph nicht mehr während einer Aufnahmeserie berührt werden muss.
 




Kalibrationseinheit
 
Nachdem die gezeigten (und weitere) Schwierigkeiten (Streulicht, einkoppeln von Kalibrierlicht) durch experimentieren mit dem Prototypen beseitigt wurden, wurde der Spektrograph noch einmal komplett neu aufgebaut. Er verfügt über ein größeres Gehäuse, um dem Objektiv einen stabileren Halt zu bieten. Außerdem wurde das Keilprisma entfert, um die Effizienz zu erhöhen. Dies machte es nötig, das Objektiv gegenüber der Echellegitterebene um 10° zu kippen. Weiterhin wurde ein Kurzspalt von 50 μm Breite und 90 μm Länge von National Apertures organisiert, sodass der Lichtdurchsatz erhöht wurde und Nachführfehler sich weniger negativ auswirken, als dies bei einem Pin Hole von 50 μm Durchmesser der Fall ist.
Die nachstehenden Bilder zeigen den fertigen Spektrographen.
 





 
links: Prisma zur Einspiegelung des Kalibrations- und Flatlichtes nicht eingeklappt; rechts: Prisma eingeklappt
 
Der folgende Plot zeigt die Auflösung mit einem 50 Mikrometer Pin Hole. Der Mittelwert liegt bei R = 10.000 (± 1.000).


 
Resolving Power

Die nachstehenden Rohspektren wurden mit dem Prototypen und 50 μm Pin Hole aufgenommen:

 
P-Cyg
 
P-Cyg um H-alpha

 
Flatspektrum

 
Neonspektrum

 
Spektrum der Thorium/Argon Kalibrierlampe

 
Sonnenspektrum (G2V)

 
Jupiter (reflektiertes Sonnenlicht)

 
Bellatrix (B2III C)

 
Beteigeuze (M2Iab)

 
Barnard´s Loop (HII)

Nachdem das Pin Hole durch einen Spalt ersetzt wurde, erhöhte sich das Signal um Faktor 2. Z.B. erreichte ich bei Mizar nach 600 sec Belichtung und 2x2 Binning ein maximales Signal von 7.000 ADU. Mit dem Spalt ergab sich bei 4x4 Binning und 70 sec Belichtung ein Signal von 7.000 ADU. Dies ergibt also einen Faktor 600/70/4
= 2.


Sonnenspektrum mit Kurzspalt
Hamal mit Kurzspalt


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