Private Observatory Ploesen

FLISES


Fiber-Linked-Image-Sliced Echelle-Spectrograph


Dieser Spektrograph befindet sich in der Testphase. Er verfügt über eine Lichtleitereinkopplung, der Kollimator hat eine Brennweite von 450 mm und das Kameraobjektiv eine Öffnung von 2 und eine Brennweite von 120 mm (Petzval Objektiv). Als Detektor wird eine G2-1600 von Moravian Instruments mit dem bewährten KAF1600 Chip verwendet.. Des Weiteren wird das System thermisch kontrolliert und verfügt über einen "Image Slicer".


Daten:


Spalt
Beugungsgitter
Crossdisperser
Kollimator
Objektiv
Detektor
Dispersion
R
thermische Stabilität
Kalibration
50 Mikrometer LWL (oder andere)
Echellegitter 79 l/mm; 75 x 160 mm^2
F2 Dispersionsprisma 60° 60 mm
F/10; f = 450 mm
F/2; f = 120 mm (Petzval)
Moravian G21600, 9 μm Pixel
0,1 A/Pixel
35.000
± 0,2 °C (PID geregeltes Peltierkühlgerät)
simultan Th/Ar

Lichtleitereinkopplung


FiberGuidingUnit Version 1
 
Die Konstruktion eines Echellespektrographen ist an sich keine schwierige Sache. Die Kopplung des Spektrographen über einen LWL mit dem Teleskop hingegen stellt sich als sehr trickreich heraus. Obige Skizze zeigt ein mögliches Schema der Einkopplung. Das vom Teleskop kommende Licht wird auf den Spiegel M1 geworfen. In diesem Spiegel ist ein kleines "Pin Hole" eingearbeitet von 50 Mikrometer Durchmesser. Die Herstellung eines solchen Pin Hholes ist sehr teuer. Daher wurde hier ein 1 mm Loch in den Spiegel gebohrt und eine gut reflektierende Goldblende (von Plano) darüber geklebt. (Allerdings sind nun verspiegelte Pin Holes von Shelyak Instruments erhältlich) Das Umfeld um das Pinhole wird zu M2 geworfen. Von dort gelangt es zur Linse L1, die es auf den Chip einer Guidingkamera abbildet. Mit dieser Kamera kann also das Pinhole beobachtet werden. Dies ermöglicht es, den Stern auf das Pinhole zu setzen und das Teleskop zu guiden, sodass der Stern während der Belichtung des Spektrums auch auf dem Pinhole bleibt. Das durch das Pinhole tretende Licht wird mit L2 kollimiert. L3 bildet dann das Licht auf den Lichtwellenleiter ab. Man befindet sich hier im Mikrometerbereich. Daher muss der Fiberterminal justierbar sein, sodass man die Fiber erstens in x-Richtung in den Fokus von L3 und zweitens in y- und z-Richtung an die exakte Stelle (wo das Bild des Pinhols entsteht) setzen kann.
Die folgenden vier Bilder zeigen den ersten Prototypen, der über den oben beschriebenen optischen Aufbau verfügt.


 





Diese Einkopplung wurde nach ersten Versuchen am Teleskop verworfen, da eine genaue Justage der Fiber mit diesem einfachen Aufbau nicht möglich war. Es hätte eine 3-Achsen-Positionierung gekauft werden müssen, welche im Fachhandel sehr teuer sind.

Später wurde diese Variante erneut aufgegriffen und zum Erfolg gebracht. Es wurden spezielle mechanische Komponenten verwendet, welche eine genaue Justage der Einheit erlauben. Für L2 und L3 wurden asphärische Achromaten verwendet, welche eine beugungsbegrenzte Abbildung über einen weiten Spektralbereich erlauben. Nachstehendes Foto zeigt diese Einheit.



Eine zweite Methode

Letztlich wurde auf eine andere Möglichkeit zurückgegriffen, welche das anschrägen der Fiberferulle erfordert. Nachstehendes Foto zeigt diese Einkopplung.



 
Die nachstehende Skizze zeigt den optischen Aufbau der Einkopplung. Im Fiberterminal ist die Faser mit ihrem SMA - Anschluss angeschraubt und zwar so, dass die Ferulle 1 mm aus dem Terminal heraussteht. Dieser Überstand wurd anschließend abgeschliffen und poliert, sodass Fiberferulle und Terminal eine ebene reflektierende Fläche bilden.
Eine Effizienzmessung lieferte 60 % throughput. Als weitere Verbesserung wird die Fiber mit einem Index-Matching Fluid belegt um die verbleibende Rauheit der Fiberoberfläche zu eliminieren. Dadurch werden Streuverluste beim Einkoppeln noch weiter reduziert.


Die nächsten Bilder zeigen den Terminal etwas genauer.












 
Und eine dritte Methode

Einer Idee folgend wurde noch eine weitere Einkopplung gebaut und getestet. Hierbei wird ein antireflexionsbeschichtetes Glasplättchen für den Teleskopfokus gebracht. Das Plättchen reflektiert einen kleinen Teil des Sternlichts zu Guidingkamera und man bekommt daher ein sauberes Bild des Gleichen. Das weiter zum Lichtwellenleiter verlaufende Licht, wird dort an der Ferulle zurück Richtung Glasplättchen reflektiert. Dort wird wieder ein Teil reflektiert, diesmal zur Guidingkamera gegenüberliegenden Seite. Hier befindet sich ein sphärische Spiegel, der dann das Bild des Sterns auf der Ferulle auf den Detektor der Guidingkamera abbildet. Die Reduzerlinse zur Anpassung der F-Zahl des Teleskops befindet sich hinter der Glasplatte.

 

Mit dieser Einkopplung und einer antireflexionsbeschichteten 50 μm Faser konnte eine Effizienz von 70 % erreicht werden.


 



Optischer Aufbau von FLISES

Die Problematik mit Lichtleitern besteht darin, dass man das gesamte austretende Lichtbündel irgendwie auf den Kollimator und letztlich auf das Gitter bringen muss. Dabei hängt das Öffnungsverhältnis des austretenden Lichtbündels von dem Öffnungsverhältnis des verwendeten Teleskops (gering) ab. Die gängigsten LWL´s haben eine numerische Apertur von NA = 0,22 (Sinus des halben Öffnungswinkels). Dies entspricht einem Öffnungsverhältnis von F/(2*NA) = F/2,3. Man kann also glücklich sein, wenn man F/5 hinbekommt. Standardmäßig erhältliche Echellegitter haben ein maximales Format von 25 mm x 50 mm. Dies schränkt also die Brennweite des Kollimators ein, will man das gesamte Licht am Gitter reflektiert wissen. Der Winkel am Gitter zwischen einfallendem und reflektierten Licht, (totaler Winkel) soll möglichst klein gehalten werden, damit nahe der Littrow-Konfiguration (Blaze) gearbeitet wird. Dort besitzt das Gitter seine maximale Effizienz.



Strahlengang FLISES

Um die Auflösung des Systems zu erhöhen, wurde ein einfacher Image Slicer eingebaut. Dabei handelt es sich um ein antireflexionsbeschichtetes Glasplättchen, das schräg in den Zwischenfokus nach der Projektionslinse gestellt wird. Es entsteht ein Bild (Kreis) des Faserkerns auf der Glasplatte. Die Glasplatte wird so justiert, dass die Kante genau in der Mitte des Kreises liegt. Damit erfährt die eine Hälfte einen Versatz, während die andere ungehindert den Image Slicer passiert. Die beiden Bildhäften sind dann um den Radius des Kreises verschoben. Daher müssen die beiden entstehenden Spektralstreifen separat kalibriert werden. Danach können sie dann addiert werden. Eine dateilierte Beschreibung des Image Slicer erscheint demnächst im Journal "Spektrum" der Fachgruppe Spektroskopie der "Vereinigung der Sternfreunde e.V.".


 
Innenleben FLISES, hier noch mit Transmissionsgitter



ResarchSpec aufgebaut in Sternwarte



Sonnenspektrum




 
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