Espepctrógrafo estelar - GUAIX - Universidad Complutense de Madrid

ESPECTRÓGRAFO ESTELAR
Departamento de Astrofísica y CC. de la Atmósfera
Universidad Complutense de Madrid
BECA DE COLABORACIÓN
CURSO 2005-2006
POR
PATRICIA NEVADO CARVAJAL
Bajo la dirección del profesor Jaime Zamorano
1. Introducción
En el curso anterior se modificó el espectrógrafo estelar sustituyendo la entrada de luz directa y su paso a
través de la rendija por un largo cable de fibra óptica, así como diseñando una pieza que acopla el extremo
opuesto de la fibra al telescopio. De este modo se solucionaba el problema del peso que suponía para el
telescopio acoplarle el espectrógrafo y por tanto de la dificultad en el apuntado.
En este curso, se ha intentado mejorar el instrumento en primer lugar instalando una nueva ccd como
detector, en segundo lugar optimizando el adaptador al telescopio mediante una webcam y por último
preparando un ordenador con el que controlar ambas observaciones, la de guiado con la webcam y la toma
del espectro de salida con la ccd.
De este modo la luz será guiada mediante la fibra directamente al colimador del espectrógrafo, y se podrá
controlar desde un mismo ordenador y simultáneamente qué objeto del cielo queremos que caiga en la fibra
y el tiempo de exposición que necesita para obtener el espectro lo más claro posible.
2. Instrumento
2.1 adaptador al telescopio
El adaptador al telescopio tiene tres orificios. El orificio al que va acoplada la fibra óptica (A), el orificio de
entrada de luz (B) directamente al foco cassegrain del telescopio, y por último el orificio de observación (C)
por el que sale reflejado la imagen del campo excepto la porción de éste que está entrando por la fibra. En el
interior dispone de dos superficies (E y F) bien pulidas a modo de espejos, uno de ellos con un pequeño
orificio del mismo tamaño que la sección del cable de la fibra óptica (E).
En orificio de salida (C) colocamos la webcam, una Philips ToUcam PRO II con un chip de tamaño
1280x960 pixels.
Para llevar la luz del espejo (F) al chip de la Toucam se ha utilizado un ocular de 20mm y un portaoculares
que lo mantiene fijo en el orificio (C). A su vez en el foco de este ocular se ha colocado la Toucam con un
pequeño adaptador que al ser flexible permite alejar o acercar manualmente la cámara para que el chip caiga
justo en el plano focal.
2.2 recepción de espectro: ccd
La anterior cámara ccd se ha sustituido por una Meade DSI con las siguientes características:
- High sensitivity Sony Super HAD Color CCD sensor
- chip: 510 x 492 pixels
- Tamaño del pixel: 9.6 (W) x 7.5 (H) micras
- A/D conversor: 16 bit
- Color depth: 48 bit color
- Tiempo de exposición Min-Max: 10-4seg - 1hora
Dado que el chip es de 510 × 492 pixeles de 9.6 × 7.5 µm cada uno, y la cámara se coloca de modo que el
lado más largo del chip es el que recoge longitudinalmente el espectro, en el sentido de la dispersión el
tamaño del detector es de 510pix. × 9.6 µm/pix = 4.9 mm.
La DSI se conecta por usb al ordenador y se maneja con el software Autostar Suite suministrado por el
fabricante.
A la hora de colocarla en el espectrógrafo lo único que se tuvo que hacer fue ajustar el objetivo de 50 mm
(en la figura ‘esquema del espectrógrafo’, objetivo (G)) de modo que la imagen del espectro quedara
enfocada en el chip de la cámara.
2.3 ordenador y software
El ordenador portátil Toshiba que hemos puesto a completa disposición del espectrógrafo es un Pentium II
de 2 Gb de disco duro y al que se le ha ampliado la memoria RAM a 160 Mb, con Windows 98SE.
A los puertos usb del portátil van conectadas la Toucam y la Dsi de modo que se pueden observar
simultáneamente el espectro del objeto a estudiar y el campo celeste que le rodea.
Como ya hemos dicho el software que se utiliza es el programa Autostar Suite. En el menú ‘image’ del
Autostar Suite al seleccionar el ‘Deep Sky Imager Imaging’ aparece el programa de la DSI, con la
imagen que se forme en el chip de ésta. Una vez en él, se tienen a mano todos los controles de la cámara
(ganancia, offset, tiempo de exposición,…etc) y se ajustan como mejor convenga en cada observación. Este
mismo programa te permite combinar las imágenes tomadas de diversas formas y seleccionar la calidad
mínima que se desee que tenga las imágenes seleccionadas.
Para mayor conocimiento del programa se puede leer el manual de la DSI.
A la hora de guardar una imagen determinada, en el botón save hay diversas opciones de formato. Una vez
guardado, si lo hacemos en formatos Fits o Fits3P, al abrirlas se nos abre el programa que nos permite
procesarlas y analizarlas, el AutoStar Image Processing.
El formato *.fits te descompone la imagen guardada en 3 ficheros, R,G,B que una vez en el programa de
procesado se pueden componer seleccionando dentro del menú ‘Color’ la opción ‘RGB Merge’. Si lo
guardamos en *.fits3P se guarda la imagen en color en un solo fichero que ocupa el triple que cada fichero
fits.
3. Pruebas
3.1 lámpara de mercurio. calibración
Las primeras pruebas con el espectrógrafo las realizamos con la lámpara de Mercurio que hay en el
laboratorio. La luz de la lámpara es demasiado potente, por lo que los tiempos de exposición no pueden ser
muy grandes. Comprobamos que satura para tiempos por encima de 2 ms.
Analizamos las dos partes del espectro de mercurio, girando la red de difracción del espectrógrafo y
observamos la línea del violeta, la línea que cae en el verde y el doblete en el naranja.
Al mismo tiempo se ajustan los controles de la DSI para ver el espectro con mayor calidad.
Primero tomamos una serie de DARKS de distintos tiempos de exposición y se almacenan en el portátil en la
carpeta de imágenes ‘Meade Images’, en una subcarpeta llamada ‘Darks’. Una vez allí, el propio programa
se encarga de tomar el dark correspondiente al tiempo de exposición utilizado y de restárselo a la imagen
con sólo señalar la casilla de ‘Dark Subtract’.
Algunas de las imágenes obtenidas del espectro de Hg en color:
tiempo de exposición: 1ms
Cuando abrimos las imágenes con el Autostar Image Processing, seleccionamos el espectro y aparecen
numerosas opciones. Primero, pinchando en ‘Set Log File’ podemos elegir la ruta para acceder al archivo y
su nombre. Para almacenar en este archivo el valor de los píxeles elegimos dentro de las opciones la de
‘Draw Profile’ y una vez aparezca el espectro en intensidad frente a píxeles pinchamos en ‘Write to Log’. Si
sólo cogemos una línea que atraviese el espectro no hay problema, basta con pinchar en ‘Line Profile’, pero
si seleccionamos todo el espectro, el ‘Draw Profile’ nos devuelve el perfil de la línea diagonal del recuadro
seleccionado, de modo que debemos activar la opción de ‘Column Sums’. De este modo tendremos
almacenado en un fichero el espectro a estudiar en intensidad por píxel.
Este programa parece que está destinado a imágenes de campo, así que si queremos utilizar por ejemplo el
programa VSPEC para trabajar con espectros, basta con pasar los archivos con los valores de los píxeles a
ficheros.dat (a los que se les tiene que quitar la primera fila).
Para calibrar el espectrógrafo tomamos las siguientes imágenes:
Imágenes: tiempo de exposición de 1ms, ganancia a 90 y offset a 50. Los controles mínimo y máximo del contraste los
hemos fijado en 788-3000 respectivamente. Seleccionamos 50% de Min.Quality y Eval.Count cada 5 imágenes. También
hemos señalado la casilla ‘combine’ y sustraído el dark correspondiente.
Conocidas las líneas más importantes del espectro de Hg realizamos la calibración espectral: para ello hemos
de remplazar el número de píxel por longitudes de onda en el eje de abcisas.
En la parte azul de espectro, dado que las dos líneas que se aprecian corresponden a las líneas 4435 Å y 5460
Å del espectro de Hg, obtenemos una dispersión de 2,2 Å/píxel.
4500
4000
3500
3000
2500
2000
1500
1000
500
0
00
42
00
44
00
46
00
48
00
50
00
52
00
54
00
56
00
58
Para la parte más roja del espectro de Hg las líneas más destacadas son nuevamente la de 5460 Å en el verde
y una más ancha y menos intensa (un doblete sin resolver) en el naranja que corresponde a 5770-5791 Å.
4500
4000
3500
3000
2500
2000
1500
1000
500
0
00
47
00
49
00
51
00
53
00
55
00
57
00
59
00
61
00
63
Como se puede ver que esta parte del espectro tiene un continuo más brillante.
Aunque el chip de la ccd no permite ver todo el espectro, sino que hay que girar la red de difracción del
espectrógrafo, podemos solapar una vez calibradas ambas partes:
4500
4000
3500
3000
2500
2000
1500
1000
500
0
00
42
00
44
00
46
00
48
00
50
00
52
00
54
00
56
00
58
00
60
00
62
3.2 Sol
Hemos probado a ver el espectro solar. Lo primero que se observa es que satura muy pronto de modo que el
tiempo de exposición no superará lo 0,4ms. Hemos fijado la ganancia en 90 y el offset a 50.
La primera secuencia de imágenes que tomamos, tanto en el azul como en el rojo, las hemos las hemos
combinado con un 50 % de calidad mínima y evaluando cada 10 imágenes:
Se ha quitado el autoajuste de los controles de contraste para evitar que saturara y hemos fijado
manualmente el mínimo y el máximo en 1327 y 2244 respectivamente. Aun así se puede ver en el azul una
zona más brillante, pero como se puede comprobar a simple vista sólo se observa continuo, no se aprecia
ninguna ‘línea’ (en nuestro caso círculo, sección de la fibra) de ningún tipo.
La siguiente aumentamos al 70% la calidad y ajustamos los controles de contraste a 1200 y 5000 pero
tampoco se observa nada distinto.
Se han probado cambios de este tipo y no se aprecian en ningún momento las líneas de absorción.
No obstante hemos representado el espectro en intensidad frente a píxel para comprobar que efectivamente
el espectro se oscurece un poco en la parte amarilla-naranja pero no se distingue lo que pudiera ser línea o
no. Como nos queremos hacer una idea visual, lo hemos sacado con el ‘Draw profile’ del Autostar Image
Processing cargando cada imagen en blanco y negro:
En la parte azul del espectro
Mientras que en la parte roja del espectro del sol:
En la que se aprecia un oscurecimiento en la parte central lo que corresponde a la zona en torno a los 500
nm.
Y lo que sí se ve aquí es que habiendo sido tomadas las dos imágenes con el mismo tiempo de exposición y
bajo las mismas condiciones, la parte azul en torno a los 450nm del espectro del Sol aparece más brillante.