Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Vistas in Echelle Spectroscopy

Udo Zlender

Spektroskopietagung, HD 2.-4.5.2008

(updated version)

Before I will give an overview about the topics of this presentation, I would like to show two images from very first experiments I made in January.

First image shows some sort of strange coloured spectrum. Indeed, this is what is available after dispersion by the echelle grating alone. It is an overlap of roughly 20 orders (35-55). All desired information is there, but unreachable before the cross disperser is inserted also.

Second image shows what happens. The cross disperser is a second dispersive element (prism or grating), which operates 90 deg rotated with respect to the echelle grating.

The output of the echelle is the “slit” (=input, =zero order …) for the cross disperser.

The cross disperser pulls apart the different overlapping colours of the first image. In this case it was a grating, as you can see from its resulting two first oder spectra on top and bottom of the image.

With this result I was pleased and convinced to go on!

UFES - Udo‘s First Echelle Spectrograph

Prototype=Trickkiste see url below (v means very-first as far as I know)

http://www.eso.org/sci/facilities/paran ... rview.html

• UFES
• MIDAS – results of echelle data processing
• Echelle Spectrograph Simulator
• Radial velocities

First point introduces UFES, the spectrograph in hardware and an few spectra
MIDAS is used to get more than pretty images of Fraunhofer lines
Next topic will be a discussion of results obtained with help of my simulator
Finally, radial velocities (measured and simulated) and precision requirements in search for extra solar planets are the theme.

UFES details

• Stationary mounted in protected environment
o Gives superior mechanical and thermal stability (and it is a lot easier to build)
• Fed by 62.5mue optical fiber (5m)
o Ok, I know, for amateurs hard to do in stellar spectroscopy
• Interchangeable slits 32, 60mue
• R2-Echelle 79 l/mm, blaze angle 63.5 deg
• Prism cross disperser
o Less straylight, better efficiency
• F/#-matcher (microscope objective mounted on mini-bank together with fiber exit)
• R=37000 (32mue slit) may be higher (?)

Cameras

Canon 350D
• 22.4x14.8mm, 3456 x 2304px of 6,4mue
• 4100-6500 Angstrom in one frame
• Image format 16-Bit FITS (15 – 45 MByte / frame)

SBig ST8E
• 13x10mm, 1530x1020px of 9mue
• 3800-7000 Angstrom in one single frame
• Image format 16-Bit FITS (3.0 MByte / frame)
• Sampling can be tailored by appropriate pixel-binning
• Greater sensitivity than DSLR-cameras


Telescopes

11“-SCT or 8“ - 10“ - 12“-Newtonian …
Optimum input coupling to the fiber is obtained between F/4 – F/5


A DSLR is of great value if you are developing a spectrograph. And obviously the results are quite sexy.

Results above were obtained on a rainy day in February. One fiber end was pointed to the clouds, so the red part is not well exposed (Rayleigh scattering).

FYI
Ultraviolet Visual Echelle Spectrograph (UVES)
Siehe:
http://www.eso.org/public/outreach/pres ... 15-99.html

Und für die 's verpaßt haben:
UFES - Udo's First Echelle Spectrograph [Wink]

Clear skies
Wolfgang

--
Wolfgang Renz, Karlsruhe, Germany
Rz.BAV = WRe.vsnet = RWG.AAVSO

Hallo Udo,

sorry hatte keine Zeit zum Übersetzen!

Erstmal vielen Dank für die Details Deines Spektrographen. Wäre es ggf. möglich noch weitere "pretty pictures" Deines Aufbaus ins Forum zu stellen. Es wäre schön wenn man mal sieht was sich unter der Haube befindet. Habe ja in den letzten Monaten viel herumexperimentiert was verschiedene Aufbauten betrifft (Vorzerleger, Querzerleger, Littrow, zig verschieden Transmissionsgitter, etc.); eigentlich habe ich alles ausprobiert. Nun wäre es für mich von größtem Interesse was denn nun an Deinem Aufbau so anders sein soll???

Mein Echelle wird direkt ans Teleskop geklatscht, ist erdbebensicher und hat aber auch einen Glasfaseranschluss mit ein paar sehr hübschen technischen Raffinessen! Verwende ebenfalls eine Art Matcher zur Anpassung der Faserblende. Momentan besteht allerdings noch ein bisschen Ungewissheit was den Farbfehler des Matchers betrifft, sind ja letztendlich auch nur Achromaten.
Und wie sich die Farbfehler Matcher, Kollimator und Kamera letztendlich überlagern.

Viele Grüße Tobias

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Dein Projekt. Mach es fertig, bevor es Dich fertig macht!

...hallo Udo,
ich kann nicht umhin zu sagen, dass mir die Idee, hier die Wesenszüge der Heidelberg-Präsentation noch einmal zusammengefaßt anzubieten , ausgesprochen gut gefällt.
Ernst

Jaja, der kommt schon.

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Im längsten Frieden spricht der Mensch nicht so viel Unsinn und Unwahrheit als im kürzesten Kriege. (Jean Paul)

Hallo Tobias,

leider hab ich selber keine Bilder aus der Zeit als der Spektrograph noch so offenherzig war, das man viel sehen konnte. Die Kamera war damals im Urlaub und die Canon hing ja schon am Echelle. Jetzt ist alles so mit Innenblenden verbaut, daß man hauptsächlich schwarz sieht.

Die eigentlichen Alleinstellungsmerkmale, d.h. der fast perfekt gerade Verlauf der Ordnungen und die überlegene Schärfe der Linien bleiben natürlich ein Betriebsgeheimnis. Sorry, kennt sonst nur noch meine Katze und die ...

Midas wird aber auch mit krummen Ordnungen ganz gut fertig und Du bist eigentlich auf einem ganz guten Weg. Microskop-Objektive gibt es in allen Variationen und Preisklassen. Lies mal im Handbuch der Optik (Dausien Verlag) nach. Tipp: Bei Ebay gibt es alles aus dem Bereich günstig...
Du machst dir meist zuviele Gedanken. Noch was zum Schluß. So ein Spektrograph ist ja eine fragile Sache, also Vorsicht beim dranklatschen.

Gruß,
Udo

Ernst,

freut mich, daß Du das auch so siehst. Ja, manchmal hab ich ganz nette Ideen, gell?

Gruß,
Udo

Applications of Echelle Spectroscopy

• High resolution solar spectra (examples will follow later…)
• Abundance analysis (must often compare line strengths from all over the spectrum)
• Line-profiles (here many physical parameters are hidden)
• Radial velocities (examples lateron …)

Pro & Contra in Echelle Spectroscopy

Benefits of echelle spectrographs are obvious

High angular dispersion translates into high resolution
Complete optical spectrum with one exposure
Effective usage of two-dimensional, expensive CCDs
Compact design

But

Straylight is a problem
wide profiles in hot stars are problematic (caused by strong variations of the blaze function)
and not to forget: Reduction of spectra remains a challenge


You will be forced to deeply dive into …

MIDAS


• Set context/ech - provides the necessary commands to get more than pretty pictures of Fraunhofer lines
• Science frames, bias, dark and flat fields are needed
• Flat field is used for order definition and extraction
• Flat field = Lamp spectrum without lines
• Used to trace 2D-positions of echelle orders
• And for removal of blaze
• Background gymnastics important (S/N varies strongly with the blaze)
•

Attached images and graphics show

a) Echelle spectrum in MIDAS window
b) cut in y-direction through orders defined by a flat
c) same as b) but color distribution is shown also
d) orders detected by define/hough
e) Neon spectrum

Hallo Udo,

kleiner Kommentar/Verbesserungsvorschlag zu den gezeigten Echelle-Spektren:
Man sieht, dass die Spaltbilder (=Spektrallinien) systematisch gegen die Pixelspalten
des CCDs geneigt sind.


Dadurch verlierst Du beim Extrahieren der Spektren ein wenig spektrale Aufloesung,
da im allgemeinen die Spektren durch Aufaddieren entlang des Spalts extrahiert werden
(zumindest bei MIDAS).
Du kannst die Ausrichtung der Spektrallinien mit dem CCD entweder durch Rotation des
Spalts oder des CCDs erreichen.


Der cut durch die Ordnungen zeigt am 'Boden' eine Beule zwischen den Pixeln 300-700.
Es sieht aus, als ob die Ordnungen dort ueberlappen. Das ist gefaehrlich, da du dann
bei der Bestimmung des Hintergrund einen falschen Wert abziehst und damit die extrahierten
Spektren quantitativ verfaelschst. Ich wuerde vorschlagen, den Spalt soweit zu verkuerzen,
dass du mindestens 4-5 pixel zwischen den Ordnungen hast, die den wahren Hintergrund
registrieren.
Es koennte aber auch sein, dass die 'Beule' real ist und lokalen Hintergund repraesentiert.
Das ist bei dem gezeigten Plotskala schwer zu entscheiden, sollte aber geklaert werden.


Herzliche Gruesse
Andreas

Hallo zusammen!

Man könnte die Verkippung zwar durch eine Rotation des Spalts vermeiden, reduziert dann aber die spektrale Auflösung, da die Spaltweite in Bezug zur Dispersionsrichtung des Gitters wächst. Um dies zu vermeiden, müsste man die Spaltweite reduzieren. Dies wiederum reduziert den Lichtfluss und konsequenterweise auch die Gesamteffizienz. Man löst dieses Problem indem man sich vor Augen hält, dass die Verkippung wellenlängenunabhängig ist. Damit ergibt sich zwanglos, dass dieser Effekt durch eine Drehung der CCD-Kamera kompensiert werden kann.

Wie ist es denn nun mit Deinem Echelle, Udo? Mit habe ich den Eindruck, dass Du Deine Kiste kommerzialisieren möchtest. Ich kann mir anhand der Schroeder-Publikationen zwar vorstellen, was Du gemacht hast doch ich diskutiere nicht gern über eine black box. Wir sind ja hier nicht im Wettbewerb gegeneinander.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,
Könnte es sein, daß Udo zwischen Einfalls- und Ausfallsbündel einen Winkel Gamma = > 0° gewählt hat der diese Krümmung ggf. kompensiert so wie auf dem Bild unten dargestellt? Oder woher rührt diese Krümmung überhaupt.

Ich werde dazu auf jeden Fall noch weitere Tests durchführen .... und wenn er "nur" die angegebenen Optiken verwendet hat, müßte das doch nachvollziehbar sein!!!?? Oder kommt als QZ ggf. ein Grism zum Einsatz?

Für mich ist der Zug eh abgefahren, da meine Konstruktion bereits steht. Aber trotzdem interessiert mich das sehr es wäre zumindest ein weiterer interessanter Punkt den ich in die Arbeit mit aufnehmen könnte!


(==>) Udo:

Was ist das für eine Faser? Hat die einen Gradienten oder Step-Index? Ich habe dazu rein gar nichts gefunden, selbst Christian Buil schreibt nichts zu der verwendeten Faser an seinem Echelle. Kannst Du bitte wenigstens dazu mal was sagen?

Fed by 62.5mue optical fiber (5m)


Spekulative Grüße

Tobias

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Dein Projekt. Mach es fertig, bevor es Dich fertig macht!

Hi Tobias,

nicht nur . Wenn Du die allgemeine Gittergleichung (also mit )



umstellst nach



bekommst Du einen Ausdruck für die Änderung von des Cross-Dispersers mit der Änderung von des Echelle in der Form



Das angehängte Bild verdeutlicht dies. Udo hat solange an den Parametern gedreht, bis die Ordnungen fast gerade erscheinen. Mit ein paar Näherungen, z.B. sind und klein, kann man dann die dominierenden Faktoren bestimmen (das steht übrigens nicht im Schroeder).

Meine Meinung: Da Echelle-Spektren i.d.R. mit MIDAS oder IRAF reduziert werden und diese Tools die Krümmung verarbeiten können, lohnt es sich nicht einen extra Aufwand gegen die Krümmung zu betreiben.

Gruß, Thomas

Hallo Andreas,

schön, daß Du mir das mit der Namensgebung und dem Vergleich

UFES und UVES nicht krumm nimmst.

Danke für den Hinweis. Hab es nochmals vergrößert angehängt ist zwar nicht viel aber doch zu sehen.

Wenn ich es richtig verstehe, hat der Thomas nicht richtig gelesen.
Er meint den schiefen Verlauf der Spektrallinien zum Verlauf der einzelnen Ordnungen, oder?

Wenn das so ist, so hat er hier Recht, wenngleich eine Rotation der Kamera nix bringt. Es dreht sich da ja alles mit. Diese gekippen Linien sieht man bei anderen Spektrographen auch. Hänge mal ein Echelle von FOCES an. Die Verkippung kommt von den endlichen Spaltdimensionen und dem so eingeführten, zwar kleinen aber merklichen und der Abhängigkeit . Ich denke das wird in Midas durch "optimal extraction" behoben, oder?

das nächste Bild zeigt, was beim leichten und starken verdrehen des Spalts passiert. (Was Thomas erklärt hat).

Zum Überlappen der Ordnungen hab ich nochmal am Kontrast gedreht. Ich glaube, das war damals Streulicht. Es waren noch keine Blenden in dem Gerät. Hänge ein Bild an.

Viele Grüße,
Udo

Hallo Tobias,

ja, da hat der Thomas recht (schon wieder ) es bring nicht viel wenn man es mit der Profi-Software auseinandernimmt. Im Amateurbereich könnte man so aber mit der normalerweise benutzten Software einzelne Ordnungen für sich behandeln, da die kaum gekrümmt sind.
(Man muß aber bei der Wellenlängenkalibration die starke Nichtlinearität im Dispersionsverlauf berücksichtigen)

Die Faser ist aus dem DV-Bereich. Kostet nicht viel und funktioniert. Ist eine Stufen-Index-Faser, komplett mit Steckern und polierten Enden.

Viele Grüße,
Udo

Some more graphical results follow

a) 8 orders from the green and blue part of the solar spectrum
(After flat fielding, background correction and order extraction was done)
b) Mg I triplet as a detail before
c) And after flat fielding. Hereby the blaze is quite well removed
d) Same result, where the 2d-spectrum is also shown.
e) Finally the same detail from an UVES-solar-spectrum

http://www.eso.org/observing/dfo/qualit ... ctrum.html
(Not bad for a prototype )

RESOLUTION

Several formulae in literature. I prefere to discuss the following:

Here d1 is the beam size or the effective collimator diameter (must be of the same size as the echelle grating), D is the telescope diameter, is the slit-width, the wavelength and the last term gives the angular dispersion.

We see, that increasing angular dispersion gives increasing R. This is also true for increasing values of d1 and . Also a smaller slit-width gives a higher resolution, but a larger telescope mirror will not. To maintain a certain resolution here, the ratio of d1/D must be kept constant, that means telescope and spectrograph must match in size (grow together here).

• From F. H. Chaffee and D. J. Schroeder
•

• UFES
•
• R = 37000 from Neon lines


Here d1 is in cm, D in m and s in arcsec

A single neon line in graphical and image form follows. It was used to obtain this numerical value.

Hier kann es frühestens am Sonntag weitergehen.

Hallo Udo!
Nein, dass die Spaltabbildung schräg zu den Ordnungen verläuft hast Du korrekt erläutert. Ich habe in meiner Antwort auf Tobias die Krümmung der einzelnen Ordnungen erklärt.
In meiner Ergänzung zu Andreas habe ich darauf hingewiesen, dass man besser nur die Kamera dreht. Und ich glaube, hier haben wir uns missverstanden. Der Winkel zwischen Ordnung und Spaltabbildung (siehe Bild chi.jpg) ist in der Tat abhängig von und vom Blazewinkel (bei )



und wird sich nicht beseitigen lassen. Das ist aber auch nicht nötig, weil MIDAS mit der Krümmung der Prdnungen zurecht kommt. Um keine Auflösung zu verlieren und vernünftig reduzieren zu können, müssen die Spaltabbildungen aber parallel zu den CCD-Pixel orientiert sein. Und genau dazu muss die Kamera gedreht werden (siehe Bild pixel.jpg). Nur so, kann MIDAS die maximale Auflösung bei maximaler Effizienz reduzieren. Der Spalt sollte unberührt bleiben. Du siehst den Effizienzabfall nicht, weil Du Deine Versuche mit der Sonne und jeder Menge Photonen machst.

Ich möchte nochmal einen Hinweis geben, den Du aber durchaus verwerfen kannst:

Was Du hier machst, ist ziemlich viel Arbeit und ich würde an Deiner Stelle überdenken, ob Du diese Arbeit nicht gleich in einen Prosatext stecken könntest. Ich bin mir nicht sicher, ob diese Zeilen hier den Echelle-Laien überhaupt etwas bringen. Das liegt aber auch daran, dass ich ein Freund von Prosa bin und mit Power Point oder ähnlichem nur wenig lerne. Außerdem kann ich generell nur theoretisch argumentieren, solange Du ein Geheimnis aus Deinem Bau machst. Ich finde es naheliegend gerade in unserer Gruppe seine Arbeit auch praktisch vorzustellen, es sei denn, Du arbeitest an einer Veröffentlichung oder willst die Kiste verkaufen. Wenn Du das nicht explizit sagst, bleibt der unangenehme Eindruck eines Wettbewerbs, den zumindest ich nicht will und der angesichts Deines Könnens auch unnötig ist. Dass Du weißt, wovon Du redest kann man hier ja sehen.

Gruß, Thomas

Hallo,

als ich vor Jahren den ersten selbstgebauten Littrow-Gittersprektrographen entwickelt und realisiert habe, hatte auch ich alles gezeigt und freute mich, dass Einige mein Pläne aufgriffen und sich dafür interessierten. Aber das ist nur meine Verhaltensweise, möglicherweise sind andere besser.......

Gruß
Berthold