8
febrero 2006
Michael Richer
Durante el último año y medio hemos hecho
varias observaciones con el objetivo de caracterizar la eficiencia del
espectrómetro MES-SPM, identificar las líneas de la lámpara de calibración y
caracterizar su estabilidad espectral.
La eficiencia
medida para fuentes resueltas es alta, hasta 11% en Halfa y [S II]. Para fuentes puntuales, las eficiencias
caen por un factor de 1.6-2.6.
Estas eficiencias incluyen la influencia de la óptica del telescopio, el
filtro de interferencia para aislar el orden espectral deseado, la eficiencia
del CCD y el efecto de la rendija para fuentes puntuales, así que representan
mucho más que la eficiencia neta del espectrómetro mismo a diferentes
longitudes de onda. Presento identificaciones de la lámpara
de Th-Ar en (partes de) siete órdenes espectrales. Presento los resultados de un estudio
indicativo de la estabilidad espectral
del espectrómetro, encontrando una precisión absoluta de ±0.03Å o ±1.5
km/s.
Para los no iniciados, el MES-SPM es un
espectrómetro echelle de rendija larga optimizado para observaciones de fuentes
extendidas débiles (Meaburn et al. 1984, MNRAS, 210, 463; Meaburn et al. 2003,
RMxAA, en prensa). En lugar de un
dispersor cruzado, se usan filtros de interferencia para aislar los órdenes de
interés. Hay rendijas de varias
anchuras para variar la resolución espectral.
Las observaciones se obtuvieron las noches de
6 de enero 2002, 14 de mayo 2002, 18 de enero 2003 y 30 de abril 2003. La noche del 30 de abril 2003 se
obtuvieron observaciones sin rendija para poder medir la eficiencia para fuentes
resueltas y otras observaciones con la rendija de 150 micras para medir la
disminución de la eficiencia debido a la rendija. Las demás observaciones se obtuvieron a través la rendija de
150 micras (1.9 segundos de arco en el cielo). Todas las observaciones se hicieron con el CCD SITe3. Los tiempos de observación variaron de
30 segundos hasta 30 minutos dependiendo de la estrella estándar involucrada
(HD93521 o BD+33g2642).
La siguiente tabla indica las eficiencias
medidas para fuentes resueltas y fuentes puntuales. La definición adoptada para la eficiencia es la fracción de
fotones incidentes al espejo primario que se detectan por el CCD. Para calcular la eficiencia del
espectrógrafo, extraigo el espectro de las estrellas estándares a espectros
unidimensionales y calibro en longitud de onda usando extracciones idénticas de
la lámpara de ThAr. Corrijo los
flujos medidos por la extinción atmosférica y los comparo con los flujos
esperados, partiendo de las magnitudes AB tabulados, en ambos casos tomando en
cuenta la dispersión por pixel. En
la corrección por la extinción atmosférica uso la curva de extinción para San Pedro Mártir
publicado por Schuster & Parrao (2001, RMxAA, 37, 187).
Para usar estas eficiencias, uno calcula el
flujo esperado en el espejo primario y multiplica por la eficiencia para
obtener el flujo detectado por el detector.
longitud de onda |
eficiencia: fuentes
puntuales |
|
4686 |
0.047 |
0.029 |
5007 |
0.093 |
0.043 |
6550 |
0.129 |
0.050 |
6716 |
0.131 |
0.060 |
Las eficiencias para fuentes resueltas es la
eficiencia derivada de las observaciones del 30 de abril 2003 que se obtuvieron
sin rendija. Se supone que se debería
alcanzar estas eficiencias para fuentes extendidas, p.ej., regiones H II y
nebulosas planetarias galácticas.
A H alpha, la eficiencia debería ser
aproximadamente 75% de la medida a 6550Å (Meaburn et al. 1984).
Las eficiencias para fuentes puntuales son
derivadas de las observaciones hechas con una rendija de 150 micras del 6 de
enero 2002, 14 de mayo 2002, 18 de enero 2003, y 30 de abril 2003. Comparando las eficiencias con y sin
rendija del 30 de abril 2003, la eficiencia cae por un factor 1.6-2.6 cuando la
rendija está puesta. La calidad de
imagen, el centrado del objeto en la rendija y el guiado del telescopio pueden
modificar sustancialmente las eficiencias para fuentes puntuales. Es muy factible encontrar eficiencias
diferentes por un factor de 50% dependiendo de las condiciones. Por esta razón, las eficiencias para
fuentes puntuales son solamente representativas. En la práctica, he comprobado que estas eficiencias sí
representan el rendimiento del MES-SPM para observaciones espectroscópicas con
la rendija de 150 micras en la línea de [O III]5007 para nebulosas planetarias
extragalácticas observadas durante una temporada en septiembre 2001.
Finalmente, favor de notar que estas
eficiencias son muy diferentes a las del espectrómetro mismo (ver las
referencias arriba), porque reflejan mucho más que la eficiencia del
espectrómetro mismo y, de hecho, están dominadas por las eficiencias de otros
componentes del sistema: la reflectividad de los espejos del telescopio, la
calidad óptica del filtro, la eficiencia cuántica del CCD y, para observaciones
de fuentes puntuales, la calidad de imagen/foco, cuanto bien centrado está el
objeto y la luz reflejada por la rendija.
Por ejemplo, la caída de la eficiencia para los filtros de He II 4686 y
[O III]5007 se debe principalmente a la respuesta del CCD SITe3.
Se presentan las identificaciones de las líneas
de la lámpara de Th-Ar de dos maneras en la tabla que sigue. En el primer caso, se presenta
solamente la lámpara de Th-Ar del MES-SPM. En el segundo caso, el espectro de la lámpara de Th-Ar del
espectrómetro coudé del telescopio de 2.2m en Kitt Peak está sobrepuesto para
identificar líneas que podrían ser útiles a más alto señal-a-ruido (y a más
alta resolución espectral). Nótese
que, con respecto a la lámpara Th-Ar de Kitt Peak, la lámpara Th-Ar del MES-SPM
tiene líneas de argón más fuertes con respecto a las líneas de torio
(particularmente evidente en la comparación MES-SPM con KPNO en el filtro de He
I 5876). Las identificaciones de
las líneas están basadas en el atlas Th-Ar de Kitt Peak (espectro en
formato FITS, lista
de líneas).
línea de interés |
cambio de la rejilla rel.
a Halfa |
identificación de la
lámpara Th-Ar |
comparación MES-SPM y Kitt
Peak |
He II 4686 |
-4 |
||
[O III]5007 |
0 |
||
5121A |
|
|
|
5200A |
|
||
5366A |
|
|
|
He I 5876 |
-6 |
||
[O I]6300 |
-14 |
||
H I 6563 |
0 |
||
[S II]6716,6731 |
0 |
Las identificaciones de las líneas de las
lámparas cubren solamente aproximadamente la mitad de un orden, debido a que el
CCD intercepta solamente esta fracción de un orden. La segunda columna indica el cambio en el ángulo de la
rejilla, relativo a la posición normal para H alfa, para incluir a la longitud
de onda en la primera columna.
Los filtros de He II 4686, He I 5876 y [O
I]6300 son de la serie nebular galáctica I
y no están normalmente instalados en el espectrómetro. Los filtros de 5121A, 5200A y 5366A son
de la serie de filtros extragalácticos y tampoco no están normalmente
instalados en el espectrómetro.
Cualquier filtro redondo de 50 mm debería caber en el portafiltros del
MES-SPM, pero la calidad de imagen dependerá del espesor óptico del
filtro. Generalmente, NO se reenfoca el espectrómetro. Para mayores informaciones, favor de contactar a José
Alberto López.
Dado que la cámara del espectrógrafo puede
alcanzar resoluciones espectrales del orden de 100,000 con una rendija de ~40
micras, la cámara resuelve las rendijas más anchas comúnmente usadas (de 70 y
150 micras). Por lo tanto, los
perfiles de las líneas de la lámpara de ThAr son más cuadradas que una
gausiana. No se puede hacer nada
al respecto. En particular, no
refleja un problema de enfoque, sino al contrario es demostración del buen
enfoque de la cámara.
La noche del 17 de enero 2003, hicimos una
prueba para comprobar la estabilidad de la calibración espectral del
espectrómetro. Observamos el
sistema binario 2S0114+650 (componentes B1 y estrella de neutrones) a través el
filtro He I 5876. Así, pudimos
medir la línea estelar He I 5876 y usar las líneas interestelares de Na D
5889,5895 como referencia absoluta de velocidad. Tomamos 12 espectros de 2S0114+650 con espectros de la
lámpara ThAr intercalados, todos con la rendija de 150 micras. Las observaciones se extendieron sobre
más de 3.5 horas durante la cual el ángulo horario de la estrella cambió de
+1.5 horas hasta +5.3 horas. La
dispersión en longitud de onda de la línea de Na D 5889 fue de solamente ±0.03Å, o sea una dispersión en velocidad de solamente
±1.5 km/s. Se obtuvo esta alta
precisión a pesar de que el espectro se desplazó sobre el detector por casi 3
pixeles. Esto implica que, aunque
el instrumento sufre pequeñas flexiones, no hay flexiones entre el telescopio,
la rendija y la lámpara de calibración (o que las flexiones son mínimas). Entonces, la lección es muy clara: el
espectrómetro MES-SPM es capaz de una estabilidad espectral muy alta si se
cuida de tomar suficientes calibraciones.
Se esperaría aún menos dispersión en la calibración espectral usando la
rendija de 70 micras.
Agradezco a Serguei Zharikov por conseguir
los espectros necesarios para calcular las eficiencias para fuentes
resueltas. Agradezco la ayuda y
paciencia de Gabriel García, José Alberto López, Gustavo Melgoza y Salvador
Monrroy durante varias temporadas.
Agradezco la colaboración de Leonid Georgiev en la prueba de estabilidad
del instrumento y la colaboración de Sandra Ayala en la identificación de las
líneas de la lámpara de ThAr en el filtro de 5200A. Agradezco el préstamo de un espectro de [OI]6300 por Will Henney y Teresa
García. Agradezco a John Meaburn,
Alan Watson y José Alberto López por varias discusiones muy útiles y
constructivas con respecto a la derivación de eficiencias que contribuyeron a
mejorar sustancialmente este reporte.