UVEX3

[Christian Buil]

First light of UVEX V3 spectrograph...

Première lumière de la 3eme itération sur le spectrographe UVEX (UltraViolet Explorer), le 17 décembre 2018.

Voici sur table la nouvelle mouture :



En apparence cela ressemble fort à la version 2, mais en réalité, il y a des modifications profondes. Par exemple, le dispositif est compatible entre les caméras ATIK et ZWO (notamment), par le changement d'une simple pièce d'interface :



Le schéma optique a été mieux optimisé pour améliorer la résolution spectrale et surtout rendre le spectre étroit, et ce sur l'ensemble du domaine spectral couvert (3200 A - 9000 A). Une des solutions consiste à incliner fortement la lentille cylindrique situé proche du capteur. Fallait oser, mais cela marche extrêmement bien :



Ici le faisceau dessiné est ouvert à f/8, mais en fait UVEX3 accepte un faisceau ouvert à f/5 avec une qualité du spectre qui demeure très bonne. C'est une franche nouveauté. La suppression quasi totale de l'astigmatisme rend le spectre bien étroit, ce qui rend la vie plus facile coté réglage et améliore significativement la détectabilité des objets faibles. Sur l'exemple ci-dessous, la trace du spectre 2D de l'étoile Capella, depuis 5800 A jusqu'à 8800 A, très fine, et cela se prolonge jusque dans l'UV sans que l'on ai besoin de refocaliser :



Il y a eu aussi un très gros travail de conception mécanique de l'équipe Brice de Nice (Pierre Dubreuil, Stéphane Ubaud, Alain Lopez, Jean-Luc Martin). Tout a été repensé dans les détails :







L'usage du PET-G pour l'impression 3D est intéressante coté stabilité du matériau, mais il s'agit d'un plastique, donc très transparent dans l'infrarouge. Malgré l'usage de la peinture, le défaut d'étanchéité à la lumière est à régler (choix de la matière, par exemple pas de soucis avec le PLC). Actuellement un bon drap noir à l'ancienne règle le problème.

Pour l'histoire, la première lumière de UVEX3, sur l'étoile alpha Psc :



Météo délicate, mais surtout, utilisation d'une fente de 35 microns de large pour cette observation, ce qui donne une médiocre résolution de R = 420. D'autres tests avec une fente de 14 microns ont permis de mesurer un pouvoir de résolution de R=950 environ, ce qui indique une bonne qualité optique. Un point important de la conception UVEX3 est que l'on peut changer le réseau. Avec un réseau de 1200 traits/mm on a arrive à environ R=3500, ce qui est extrêmement intéressent pour certains travaux (tests de validation en cours).

Le spectre bleu de l'étoile Capella (la même nuit du 17 décembre) :



et la version IR (sans refocaliser, simplement en tournant le réseau) :



(noter le triplet du calcium tout à droite - vive la spectro "full achromatic" !).

Je pense que les schémas et notice de montage/reglage seront disponibles début janvier si l'aventure UVEX vous tente. Notez aussi que l'impression 3D n'étant pas exempte de défauts (mais avec l'énorme avantage du couts et du tout fait soit-même, mais aussi dans un esprit très "expérimental", qui ne va pas à tout le monde), une version "métal" devrait peut être voir le jour assez rapidement.

N'hésitez bien sur pas à poser des questions et donner votre avis.

Christian

[Michel Verlinden]

Merci, Christian, de ce nouveau retour et de cette belle énergie que tu consacres à la création de spectrographes à destination des astronomes. Je pense qu'une version rigide de l'UVEX3 avec des réglages réduits le plus possible est indispensable en usage intensif . Ceci dit, réussir à réaliser soit même un modèle à l'aide d'une imprimante 3D serait un challenge plaisant ! Donc oui aux deux versions !
As-tu eu l'occasion de tester l'UVEX3 sur une comète ?
Amicalement,
Michel

[Gerard Arlic]

"si l'aventure UVEX vous tente"
Vivement janvier

[Christian Buil]

Test session by using a 1200 grooves/mm grating and now, a narrow slit (23 microns).

First, some near-UV spectra of bright stars at R=2600 at 4000 A

alpha Gem (note the very sharp aspect of CaII line at 3933 A) :



gamma Cas (Be) :



Cool star Procyon :



beta Gem (Pollux) :



alpha Cas (compare with the very similar spectrum of Pollux - UVEX do not generate artifact at 3400 A) :



Of course, UVEX can be used for observe another part of the spectrum, here Halpha region of alpha Cas at R=3500 :



Emission of gamma Cas :



The 2D UV spectrum of comet 46P/Wirtanen (bright sky backdoung because presence of the moon) at R=2600 :



(note well separation of R and P branch of CN bands). Here the spectral profil (instrumental response not corrected) :



Christian

[Michel Verlinden]

C'est magnifique, l'UVEX3 est bien adapté à l'étude spectroscopique des comètes.
Merci Christian.
Hubert nous a proposé un document où l'on voir 2 bandes CN: http://spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=6&t=2196
L'écart pic à pic entre deux raies successives est de l'ordre de 0,8 A dans chaque bande (moyenne sur 12 raies consécutives).
Pour séparer optiquement ces raies, il faudrait monter à R = 4825 vers 3860A. Est-ce possible avec l'UVEX3 (avec une fente plus fine et un réseau différent) ?
Michel

[Christian Buil]

La structure hyperfine des bandes CN demande une résolution de l'ordre de R=15000 au moins (j'ai échoué à observer en début de semaine ces bandes avec eShel, même avec la version améliorée UV, car pas assez de sensibilité lorsqu'on travaille avec une fibre optique). Noter que la comète Wirtanen est décevante du coté de l'intensité de l'émission CN (dans certaines comètes ces raies sont 5 à 10 fois plus intenses), ce n'est donc pas un objet favorable sur ce point.

Avec une fente de 14 microns, j'ai pu mesurer de l'ordre de R=3800 avec UVEX3 version réseau 1200 t/mm (on peut pas faire bien mieux avec ce spectro, ce n'est pas prévu), mais en contre-partie, on perd bien sur du signal, et pas un cadeau sur 46P. De toute manière, c'est maintenant un peu fini pour cette comète.

Christian

[Christian Buil]

Replacement of ATIK camera protective window (I use of a special designed AR fused silica element).

En parallèle du développement de UVEX, je cherche à optimiser le rendement optique dans l'UV des éléments constitutifs de l'instrument, et en particulier la caméra.

Dans le graphe suivant (résultat de mes propres mesures) :



en bleu, la transmission optique du hublot d'origine de la caméra Atik414EX. On voit que la transmission est de 50% vers 3300 A. Cette absorption est gênante lorsqu'on cherche à détecter des choses dans ces longueurs d'onde, d'autant plus que le rendement quantique du détecteur n'est pas non plus au mieux dans ce coin.

En noir, la transmission d'un hublot en silice (non traité antireflet), et en rouge, un hublot que j'ai fait faire spécifiquement pour les caméras Atik (et aussi une version ZWO), en silice aussi, mais avec un traitement antireflet. La mauvaise surprise est que ce coating antireflet absorbe dans l'UV, mais il y a un gain par rapport au hublot d'origine de la Atik. C'est toujours ça de pris. Pour les spectres d'essais que je présente dans ce fil, j'ai utilisé ce hublot spécial (courbe rouge). Le cout de réalisation d'un tel hublot optimisé est un peu inférieur à 100 euro. Son intérêt est l'observation amélioré de l'UV. Pour les autres parties du spectre, le hublot d'origine des caméras est bien sur parfait.

Le remplacement est simple en utilisant un outil que l'on trouve chez ThorLab pour desserrer les bagues :



Christian

[Michel Verlinden]

Christian,
Merci pour ces tests. Qu'en est-il des caméras zwo ?
Je reviens sur les bandes CN du proche UV. Je ne discuterai pas ton résultat mais aimerais comprendre. Le critère de base utilisant la largeur à mi-hauteur ne suffit pas et me rapprocherait cependant de R = 10000 par une lecture graphique du graphique proposé par Hubert. Aurais-tu un lien vers un des documents que tu as publiés, à me proposer, sur le calcul du pouvoir de résolution d'un spectrographe à fente, en tenant compte de tous les facteurs essentiels intervenant ? Quelles sont les causes instrumentales d'élargissement significatives ? Et les erreurs de guidage ont-elles une influence importante sur la résolution des raies enregistrées sur une caméra donnée ?
Amicalement,
Michel

[Francois Teyssier]

Superbe et prometteur!
Quelques questions:
- quels sont les temps de pose et nombre d'images pour les spectres obtenus avec le réseau 1200 l/mm ?
- est-ce que l'expérience acquise avec UVEX peut permettre d'envisager une amélioration de LISA (le meilleur spectro basse résolution de la gamme Shelyak) dans le proche UV ?
- est-ce qu'un mini échelle 3300-9000 avec la même qualité que les spectres UVEX est envidageable ?
Question plus générale : quelle imprimante 3D recommander ?

François

[Christian Buil]

Michel, concernant les caméras ZWO, le statut est le même coté hublot de protection en gros par rapport à Atik, voir dans le fil les graphes comparatifs :

http://www.spectro-aras.com/forum/viewt ... 5&start=30

En revanche, le rendement quantique UV d'une caméra comme la ASI290MM se révèle sensiblement en retrait par rapport à un classique CCD Atik414, alors que les deux font jeu égal dans le visible.

Michel encore, le sujet du pouvoir de résolution, est documenté dans pas mal d'ouvrages, tableurs et même sur mon site. Oui bien sur tu a raison, il faut tenir comptes des paramètres du spectrographes, c'est toujours un cas particulier. Faudrait quelques pages...

Mais dans le cas de UVEX c'est assez simple. Par exemple avec un réseau de 1200 t/mm, la dispersion spectrale est d'environ 0,53 A/pixel. Si la fente d'entrée fait 23 microns de large, le grandissement du spectro étant unitaire (même focale du collimateur et de l'objectif), l'image de la fente fait encore 23 microns de large sur le détecteur (je néglige l'anamorhose). La taille des pixels de la caméra ATIK414EX étant de 6,45 microns, la largeur de la fente est de 23 / 6,45 = 3,6 pixels. Donc en angströms 3,6 x 0,53 = 1,87 A.

A 4000 A, cela fait un pouvoir de résolution géométrique de R = 4000 / 1,87 = 2100. Je trouve un peu mieux à cause de l'anamorphose et de la définition de la finesse spectrale, égale au FWHM.

En gros, le calcul du pouvoir de résolution est un problème de pure géométrie.

François, le temps de pose pour l"image spectrale de la comète est indiqué dans la légende du profil, en haut du graphe. Pour une étoile comme alpha Gem c'est quelque chose comme 20 x 5 secondes.

Non, l'expérience UVEX n'est d'aucun secours pour LISA : les principes optique sont très différents (miroirs pour le premier, lentilles pour le second). Lorsqu'on cherche à acquérir un spectre compris de 3800 à 7000 A, en une fois, UVEX est au dessus (réseau de 300 t/mm) que LISA lorsqu'on utilise un télescope plus petit que 250 mm avec une fente de 23 microns. LISA prend le dessus avec des télescopes plus car celui-ci authorise l'emploi de fente plus large sans dégrader la résolution spectrale trop fortement (disons 35 microns de large pour R=700). Le défaut de UVEX est son grandissement de 1 (comme Alpy600) alors que ce grandissement est inférieur à l'unité pour LISA (l'image de la fente est réduite sur le détecteur).

UVEX est en revanche toujours supérieur à LISA lorsqu'on emploie avec lui un réseau de 600 t/mm ou plus, mais au détriment de la couverture spectrale (on ne voit qu'une fraction du spectre). UVEX est toujours supérieur à LISA lorsqu'on va dans l'UV ou dans l'IR.

Impossible de tranformer UVEX en mini-échelle (incompatibilité principe optique). UVEX est fondamentalement mono-ordre (j'ai cependant observé l'ordre 2 UV avec un 1200 t/mm avec UVEX3, avec R proche de 6000, mais c'est vraiment expérimental). Je rappelle : UVEX donne son meilleur avec des télescopes de diamètre inférieur à 300 mm ouvert à f/8-f/10. Si vous utilisez un Newton ouvert à f/4 ou f/5, ou un télescope de 400 mm, je recommande de choisir un autre spectro (la spectro universel, ca n'existe pas !).

Après information prise, l'imprimante qu'utilise Pierre Dubreuil est un modèle PRUSA MK3 I3 (origine Tchèque, moins de 800 euro).

Christian