Espectrógrafo Boller
& Chivens: Pruebas para las noches de ingeniería
5 diciembre 2008
Michael Richer
El proceso en
general
El propósito de las siguientes pruebas es dejar
enfocado simultáneamente el espectrógrafo y el telescopio. En este caso, será posible enfocar la
cámara del ocular del espectrógrafo teniendo tanto la imagen de la rendija como
las imágenes de estrellas bien enfocadas.
Para que lo anterior suceda, el plano focal del telescopio tiene que
coincidir con el plano definido por las navajas de la rendija. Si las imágenes de estrellas en la
cámara del ocular no muestran tanto la rendija como las estrellas enfocadas, el
plano focal del telescopio no coincide con el plano de la rendija, lo cual
implica que hay un problema con el enfoque del espectrógrafo (esto supone que
no está puesto ningún filtro).
Es
también factible hacer todo el proceso con un filtro puesto, pero será
necesario utilizar un intervalo de longitud de onda más al rojo que el señalado
a continuación (con un ángulo de la rejilla mayor). El uso de un filtro implicará una posición de enfoque
distinta para la cámara el espectrógrafo. Si habrá solamente un observador y
utilizará un filtro (o si habrá varios y todos utilizarán filtros), obviamente
conviene enfocar con un filtro puesto.
Si se hace todo el proceso con un filtro puesto, igualmente se podrá
enfocar la cámara del ocular para tener tanto la rendija como las estrellas
enfocadas. (El uso de un filtro no
cambia la posición del enfoque de la cámara del ocular, porque los filtros
están por debajo de la rendija, dentro del instrumento.)
En el caso de que se enfoca sin filtro (como se
sugiere a continuación) y luego se pone un filtro para las observaciones (una
minoría de las observaciones utilizan filtros)
·
el enfoque del espectrógrafo se degradará un poco y
·
se debe enfocar el telescopio utilizando la imagen de la
cámara de la rendija y no el proceso descrito abajo. (Siguiendo el proceso descrito abajo garantizará el mejor
enfoque posible para los espectros, pero el plano focal del telescopio no
coincidirá con el plano de la rendija, lo cual resultará en una mayor pérdida
de luz por reflexión de las navajas de la rendija.)
Configuración,
definiciones, etc.
Mediciones de
anchuras, alineación etc.:
En todo lo siguiente, se supone que las mediciones de anchuras de
líneas, posiciones, etc. se harán en IRAF. La interfaz del PMIS no permite hacer mediciones lo suficientemente
precisas.
La orientación del CCD
La orientación de la botella del CCD NO ES CRÍTICO. Se puede enfocar en cualquier orientación. No obstante, dado que los CCDs tienen
inclinaciones distintas (con respecto a sus botellas), se simplifica la
instalación si se repite la orientación (y si se instala siempre el mismo CCD).
·
SITe3: Este es
el CCD usualmente instalado. Se
instala la botella con la pata apuntando hacia el sur (hacia el piso). En esta orientación, el eje espectral
(ver abajo) queda paralelo a los renglones.
·
Thomson 2k: Es
relativamente infrecuente su uso.
Se instala la botella con la pata apuntando hacia el sur. En esta orientación, el eje espectral
queda paralelo a las columnas (creo).
Pruebas a realizar
Enfoque de la cámara
del espectrógrafo
·
Normalmente, este paso sucederá en la tarde antes del
atardecer y requiere de la participación de los técnicos de mantenimiento en
turno.
·
Consta en colocar el detector en el plano focal de la cámara
del espectrógrafo usando imágenes de la lámpara de calibración (en longitud de
onda, CuHeNeAr).
·
Quite el filtro, si uno está
puesto.
·
Conviene usar imágenes tomadas con una rendija angosta (cuando mucho, 100 micras, 60 micras será aun
mejor).
·
Use la rejilla
1200/26.1 (1200 l/mm, ángulo de blaze de 26º07') y poner el ángulo de la rejilla en 19º. Con esta configuración instrumental, se
debe obtener espectros con líneas distribuidas en todo el intervalo espectral y
sin un gran número de líneas saturadas.
Exposiciones de 60 segundos deberían ser adecuadamente expuestas.
·
La filosofía a seguir para el enfoque de la cámara es
emparejar la anchura de las líneas a lo largo de cada eje ajustando las
inclinaciones de la mesa que sostiene al detector y luego enfocar la imagen
completa subiendo o bajando la posición del CCD.
·
Lo anterior funciona bien a condición de que la imagen no
esté muy desenfocada (perfiles de líneas desdobladas).
·
Si la imagen es muy desenfocada, no se sabrá muy bien cuando
esté desenfocada de manera pareja en todas partes de la imagen.
·
En ese caso, conviene ajustar aproximadamente las
inclinaciones, mejorar el foco global y luego repetir el proceso.
·
La ilustración siguiente muestra un espectro de la lámpara
de CuHeNeAr bien enfocado, tanto a lo largo del eje de dispersión (las
posiciones centrales) como a lo largo del eje espacial (las tres mediciones en
el centro). Los perfiles a lo
largo del eje espacial demuestran la iluminación no uniforme de la rendija por
la lámpara (normal). Igualmente,
se ve que las líneas espectraesl no caen exactamente a lo largo de las
columnas, lo cual también es usual en esta etapa de la puesta en marcha del
instrumento (se corregirá más tarde con la alineación del espectro estelar a lo
largo de las renglones).
·
La anchura mínima para las líneas que se alcanzará será del
orden de 1.6 pixeles (en las columnas 1-800 de la imagen) para el CCD SITe3
(pixeles de 24 micras). Con otros
detectores, será necesario escalar esta anchura en función del tamaño de los
pixeles. Por ejemplo, con el CCD
Thomson 2k (pixeles de 14 micras), lo anterior implica una anchura del orden de
2.7 pixeles.
·
Si la anchura de
las líneas es sustancialmente más angosto que lo anterior, es probable que el
espectrógrafo esté desenfocado. (Imagine el
caso de una imagen desenfocada. La
anchura del anillo puede ser inferior a la anchura de la imagen bien
enfocada.)
·
Normalmente, el extremo azul del espectro (columnas 850 y
mayores) tiene peor foco que el resto de la imagen (comúnmente, la anchura
alcanza 2.5 pixeles en esta parte de la imagen; SITe3).
·
El desenfoque del lado azul se debe a que el centro del CCD
no coincide con el centro del plano focal de la cámara. (Lo mismo sucederá con cualquier otro
CCD, en general.)
Enfoque del telescopio
·
Prueba astronómica nocturna.
·
Consta de tomar una serie de espectros de cualquier estrella
brillante (magnitud 4 o 5) a través una rendija ancha (700 micras).
·
Quite el filtro, si uno está
puesto.
·
Tome una secuencia de imágenes cambiando la posición del
secundario entre exposiciones para buscar la posición donde la anchura espacial
del perfil de la estrella es mínima y lo más parejo a lo largo del
espectro.
·
Normalmente, la condición de que el enfoque sea parejo a lo
largo del espectro implicará una anchura óptima solamente en el centro del
espectro.
·
Típicamente, un buen enfoque implica una anchura espacial
del perfil estelar de 2.0-2.4 pixeles, dependiendo de la calidad de imagen de
la noche. (La escala de placa en
la dirección espacial con el CCD SITe3 es de 1.06 segundos de arco por pixel.)
·
La razón que las condiciones de anchura mínima y enfoque
parejo no suceden en la misma posición en todo el espectro estelar se debe a
que la montura del detector no permite colocar al detector exactamente en el
plano focal.
·
A continuación, se ve un espectro estelar bien
enfocado. Los perfiles espaciales
(cortes verticales) fueron centrados en las columnas 88 y 940.
Inclinación del
espectro en la imagen
·
Prueba astronómica nocturna.
·
A sugerencia de Gennady Valyavin, conviene llevar a cabo
este ajuste con una rejilla de baja dispersión (por ejemplo la de 300/4.30 que
se utiliza para la calibración fotométrica). Una mayor cobertura espectral aumenta la sensibilidad de
esta prueba a desalineaciones. Por
lo tanto, el primer paso es instalar la
rejilla 300/4.30 (300 l/mm, ángulo de blaze de 4.3 grados).
·
El proceso de enfocar la cámara del espectrógrafo implica
girar la montura que sostiene a la botella del CCD. Por lo tanto, es probable que, al finalizar el enfoque de la
cámara del espectrógrafo, un espectro de una estrella no quede perfectamente
alineado con los renglones del CCD.
·
La montura que sostiene al CCD permite girarlo
precisamente. Si un espectro
estelar esté inclinado por más de 2 píxeles de un extremo al otro de la imagen,
conviene ajustar la orientación de la botella del detector para eliminar la inclinación. El mecánico de precisión en turno tendrá
que hacer este ajuste.
·
Como ejemplo, los centros para el espectro estelar anterior
son en (88, 163.48) y (940, 160.27).
La diferencia en posición vertical es de 3.21 pixeles, o un ángulo de
0.22º.
Enfoque de la cámara
del ocular
·
Prueba astronómica nocturna.
·
En principio, consta en enfocar la cámara del ocular con la
imagen de las navajas de la rendija.
·
En la práctica, es más fácil enfocar usando la imagen de una
estrella, una vez que se haya enfocado el telescopio.
·
Las gráficas que siguen presentan ejemplos de una estrella
desenfocada (izq.) y más o menos en foco (der.).
·
Como es aparente, la mejor calidad de imagen no es
fantástica, así que una vez que se obtenga un perfil estelar redondo (que se
debe de medir con imexam en IRAF) con FWHM del orden de 5-6 pixeles,
probablemente no vale la pena batallar mucho más. El mecánico de precisión en
turno tendrá que participar en el enfoque de la cámara del ocular.
·
Guarde una imagen
de la estrella bien enfocada.
·
Ahora, prende la lámpara de CuHeNeAr y tome una exposición
corta con la cámara del ocular. La
rendija debería aparecer en foco.
(Dependiendo del gradiente de luz, posiblemente sea más fácil notar si
las manchas en las navajas de la rendija tienen un aspecto nítido.)
Alineación de la
rendija Este-Oeste
·
Prueba astronómica nocturna.
·
Poner el ángulo de la platina del telescopio en una posición
de cero grados. La rendija del
espectrógrafo debe entonces tener una orientación aproximadamente Este-Oeste
(dentro de varios grados).
·
Colocar una estrella brillante en un extremo de la rendija,
visto en la cámara del ocular.
·
Inicie una exposición de 5-10 segundos. Mientras transcurre la exposición,
mover el telescopio por 90" para correr la estrella al otro extremo de la
rendija. En la imagen resultante,
si la posición vertical final de la estrella no coincide con la rendija,
calcular el ángulo de su trayecto con respecto a la rendija, girar la plantina
del telescopio para corregir la orientación de la rendija y repetir el proceso
hasta que la estrella se mantiene en la rendija al principio y fin de la
exposición.
·
La siguiente imagen presenta la estrella durante el
movimiento del telescopio. En el
primer caso, la rendija no estaba bien alineada. En el segundo caso, sí estaba alineada.
·
El siguiente par de imágenes presenta la estrella al
principio y fin de su trayecto, con la rendija alineada este-oeste.
·
El medidor de ángulo de la platina tiene una precisión
finita, del orden de una fracción de grado. Por lo tanto, cuando el movimiento de la estrella en la
imagen es menor a un grado, no vale la pena tratar de mejorarlo.
·
Guarde las imágenes
que demuestran la buena alineación de la rendija.
·
Una vez que se haya alineado la platina este-oeste, anote la
posición y pida al mecánico en turno que ajuste el medidor de ángulo para medir
cero grados en esta posición.
Calibración
fotométrica
·
Prueba astronómica nocturna.
·
Consta de un espectro de una estrella estándar
espectrofotométrico y un espectro de la lámpara de calibración de
CuHeNeAr.
·
Quite el filtro, si uno está
puesto.
·
Con el fin de comparar los resultados con las calibraciones
anteriores, se debe usar la rejilla de
300/4.3º (300 l/mm, ángulo de blaze 4º18') y poner el ángulo de la rejilla en 5º.
·
Elija una estrella de las listadas en la compilación de la
ESO que se encuentra en nuestro portal (a partir de la liga “estándares y
reducción de datos” en la página principal). Con la rejilla 300/4.3º, no se podrá utilizar estrellas muy
brillantes, porque saturarán el detector en menos de varios segundos.
·
Use una rendija ancha
de 700 micras para el espectro estelar y una rendija de 150 micras para el espectro de la lámpara de
comparación.
Espectro del cielo
·
Prueba astronómica nocturna.
·
Consta de un espectro de algún campo vacío. Se puede utilizar las coordenadas de
los campos vacíos listados en nuestro portal (seguir las ligas “estándares y
reducción de datos”, “estrellas estándares, campos vacíos, lámparas de calibración”
y “campos planos”) o cualquier otro campo sin estrellas.
·
Quite el filtro, si uno está
puesto.
·
Se debe utilizar la configuración instrumental utilizada
para la calibración fotométrica (rejilla y ángulo) y una anchura de la rendija de 150 micras. El tiempo de exposición será de media
hora.
·
La imagen que sigue presenta un espectro del cielo tomado el
16 de marzo 2006 (Luna casi llena).
Este espectro sufre del viñeteo que producía el porta-rendija y
portafiltros (la atenuación de la iluminación en la parte superior de la
imagen), un defecto ya corregido.
Imágenes de bias
·
Prueba astronómica nocturna.
·
Consta de una serie de 10 imágenes de bias tomadas con el
mismo formato del detector que se usó para la calibración fotométrica y el
espectro del cielo.
·
Revisar para asegurar que tienen una apariencia normal.
Almacenamiento de
los datos
·
Depositar todos los datos de ingeniería, incluso los datos
reducidos si acaso, en el directorio observa/ingenierias del usuario “observa”
en el servidor de datos haro.astrossp.unam.mx. Crear un subdirectorio cuyo nombre incluye claramente la
fecha y el instrumento, p.ej., boller_09abr2007_mgr o algo del estilo. También, sería conveniente que el
nombre del directorio identifique al observador o astrónomo residente que
adquirió los datos.
·
Los datos a
almacenar son:
· las imágenes obtenidas durante el enfoque del espectrógrafo
· las imágenes obtenidas durante el enfoque del telescopio
· las imágenes que comprueban el enfoque de la cámara del ocular
· las imágenes que comprueban la alineación de la rendija
· los espectros de la estrella estándar y su lámpara de calibración
· los espectros del cielo
· las imágenes de bias
·
Dejar con los datos una bitácora mínima (archivo de texto o
lo que sea) para que sea factible determinar qué se hizo y como.
Agradezco a Margarita Valdez-Gutiérrez, Lester Fox y
Gennady Valyavin por sus sugerencias que ayudaron a mejorar este documento
sustancialmente. Igualmente,
agradezco a Lester el préstamo de los datos que adquirió la noche de ingeniería
del 9 de abril 2007.