Echelle spectrograph and ASI1600MM camera
Posted: Mon Sep 18, 2017 12:15 am
Summary: I report my experience feedback to improve the performance of the VHIRES-MO spectrograph in terms of spectral domain observed. The VHIRES-MO spectrograph is described on this page: http://www.astrosurf.com/buil/vhires/demo3.htm
I discuss the difficulties encountered with AR coating that cut the ultraviolet (the situation of EQ 0.73 Takahashi reducer), test of an UV-optimized fiber, the double-exposure flat-field technique ... The result is an enlargement of the spectral domain which allows me to observe in a single spectrum Balmer lines Halpha, Hbeta, Hgamma, Hdelta, the sodium doublet, several helium lines... all at R=35 000. Some examples are presented, which also demonstrates the possibility of using a CMOS camera for echelle spectrography.
Voici mon retour d’expérience concernant l'amélioration la performance de mon spectrographe VHIRES-MO en terme largeur spectrale observée. Le spectrographe VHIRES-MO est décrit sur cette page :
http://www.astrosurf.com/buil/vhires/demo3.htm
La résolution est très élevée, proche de R-50 000, mais en contre-partie, le domaine spectral couvert est restreint - je ne capture que des portions des ordres du spectre échelle.
Pour accroitre ce domaine sans changer le réseau, deux solutions :
1 - Exploiter un capteur plus large que celui qui équipe la caméra ATIK460EX. C’est ici qu’entre en jeu la caméra ASI1600MM avec son capteur CMOS (voir la description des performances ici http://www.astrosurf.com/buil/CMOSvsCCD/index.html). Le gain en couverture spectrale est d'environ 40%.
2 - Raccourcir la distance focale de la lunette apochromatique FSQ-80ED, qui est au coeur du système. J’ai utilisé pour cela la réducteur Takahashi QE x0.73, un des accessoires de cette lunette. La focale passe alors de 450 mm à 328 mm et la luminosité passe de f/5.3 à f/3.9 (meilleure adaptation à l’ouverture d’une fibre). J’accepte ici que le pouvoir de résolution soit réduit de R=50 000 à R=35 0000 (il demeure encore fort).
Mais les choses ne sont jamais simples !
Coté ASI1600MM, il a fallut que j’adapte un peu ISIS pour tirer le meilleur partie des petits pixels (pas de binning, mais un filtrage numérique pour réduire efficacement le bruit et finalement, valoriser le sur-échantillonnage).
Coté réducteur Takahashi, il y a eu une mauvaise surprise. Je me suis aperçu assez vite que les lentilles du réducteur QE 0.73 possèdent un traitement qui bloque fortement les rayons ultraviolet. Je vois bien l’ingénieur opticien japonais qui a optimisé ce réducteur et qui pour éviter un halo bleu autour des étoiles (effet du chromatisme) a eut l’idée (géniale…) d’éliminer les rayons ultraviolet par un filtrage sur les lentilles elles mêmes. Les chefs de l'ingénieur ont validés. Rien ne laisser présagé un tel comportement, et Takahashi, fabriquant de renom, n'a pas communiqué là dessus...
Le résultat est que le réducteur (par ailleurs donnant des images bien piquées, cela est très bien) se comporte un peu comme un miroir pour les rayons ultraviolet (outre le fait d’être opaque en transmission pour ceci), ce qui produit une forte lumière parasite sur le détecteur - un vrai cas d’école.
Voici la situation. Dans la figure ci-après, le configuration (A) est celle de départ, sans le réducteur (R=50000). La configuration (B) est celle avec le réducteur : les rayons UV réfléchit sur ce dernier élément arrivent sur le détecteur en produisant un fort signal parasite (zut !). La configuration (C) est la solution que j'ai adoptée pour éliminer le problème, en ajoutant un filtre de réjection UV/IR juste devant le capteur (modèle Baader) :
Les 3 images ci-après montrent concrètement l’aspect du spectre échelle 2D pour ces 3 configurations. En (B) la lumière parasite est telle quelle perturbe dramatiquement l’observation dans les ordres élevée (en bas de l'image, la partie bleu du spectre). En (C), l’essentiel du fond parasite est supprimé, mais je n’ai plus accès à l’UV et à l’infrarouge !
La perte de l'UV n’est pas ici trop grave car en dessous de 400 nm avec un spectrographe à fibre, le signal est toujours faible à R=35000-50000. J’ai pourtant testé simultanément à l'occasion de ces modifications une fibre prometteuse dite « haut -OH » (prototype Shelyak) qui a la propriété de transmettre bien mieux le bleu profond et l’ultraviolet que la fibre standard (bas -OH) fournie pour le spectrographe eShel (Shelyak regarde s’il est possible d’améliorer ce point).
Ci-dessous, le gain offerte par la fibre High-OH par rapport à la fibre Low-OH (j’ai exploité un spectrographe eShel et la lumière du jour pour tracer cette courbe). Le gain est d’un facteur 6 vers 380 nm (longueur de fibre de 10 m), et d’un facteur 2 à 400 nm :
Noter au passage que le plus gros frein pour observer dans l'UV est en fin d compte lié à la lampe tungstène, dont la température de couleur est trop rouge (absence de photons bleu). Idéalement, il faudrait des lampes deutérium, mais on n'en est pas encore là. Avec une lampe tungstène à 3800 K, il est bien difficile de faire des flat-field en dessous de 390 nm en haute résolution. Le problème est accentué par la relativement faible dynamique de la caméra ASI1600MM. J"ai opté une solution qui c'est révélé correcte, consistant à réaliser deux séries de flat-field, (1) des poses courtes pour le rouge et le vert, (2) des poses 10 fois plus longues en temps d'intégration pour le bleu - les deux parties du spectres étant traitées de manière distinctes avec ces deux séquences de flat. Je recommande aussi d'employer des lampes halogène 3000 K (alimentation sous 12 V), que l'on place juste devant la fibre d'étalonnage (bonnette Shelyak SH-170).
Voici des courbes extraite d’une documentation ThorLab qui confirment les résultats expérimentaux sur les fibres high et low -OH :
Noter enfin que mes soucis avec la nouvelle configuration VHIRES-MO (bloquage UV) ne me permettent pas à ce stade de bénéficier d’une performance supérieure de la fibre dans l’UV (en revanche les utilisateur de eShel peuvent y trouver bénéfice je pense).
En prime, j’ai eu des problèmes de bruits modal résiduel malgré l’agitation continue des fibres. Rien de simple je vous dis !
Mais le but recherché est malgré tout atteint : capturer simultanément, dans un même spectre les raies Halpha, Hbeta, Hgamma et Hdelta, ainsi que le doublet du sodium, la raie HeI à 5872 A, et pleins d’autres détails spectraux. Ouf. Tout ceci avec une pouvoir de résolution de R=35000 et un montage finalement assez simple et donnant des spectres de qualité sur tout le domaine spectral couvert aujourd’hui (4100 A - 6900 A). L'apport d'informations astrophysique est significatif.
Voici par exemple le spectre de l’étoile Sirius, avec les raies de Balmer très marquées. Remarquer la séquence de Balmer, alpha, beta (4861 A), gamma, delta (4105 A) :
Pour comparaison, le spectre du Soleil, bien pus riche en raies métalliques. Les raies de Balmer sont plus difficiles à voir au milieu de tout ceci :
Voici une petite collection de cette phase de « commissioning », le spectre des étoiles Be gamma Cas et zeta Tau :
Celui de l’étoile Capella ;
Une exposition brève sur epsilon Aur, avec des raies NaI (doublet du sodium) totalement saturées :
Un objet plus faible, la symbiotique AG Peg (avant l'ajout du réducteur, R=49 000) :
ou encore CH Cyg :
Un message un peu long, mais je pense avec quelques infos qui montrent comment la conception/amélioration des spectrographes n'est pas toujours un long fleuve tranquille !
On notera qu'il y a encore des progrès possible coté fibre, le bon comportement finalement d'un capteur CMOS, celui de la caméra ASI1600MM, le parti qu'il est possible d'en tirer en spectrographie echelle (grande surface à bas cout), la technique du flat-field multi-pose, et la relative facilité avec laquelle on peut faire un spectro de table assez résolvant sur le modèle VHIRES (à partir d'une bonne lunette astro (une 50 mm par exemple) et d'accessoires photos, comme le système de guidage hors-axe (dont l'usage est ici est détourné).
Christian Buil
I discuss the difficulties encountered with AR coating that cut the ultraviolet (the situation of EQ 0.73 Takahashi reducer), test of an UV-optimized fiber, the double-exposure flat-field technique ... The result is an enlargement of the spectral domain which allows me to observe in a single spectrum Balmer lines Halpha, Hbeta, Hgamma, Hdelta, the sodium doublet, several helium lines... all at R=35 000. Some examples are presented, which also demonstrates the possibility of using a CMOS camera for echelle spectrography.
Voici mon retour d’expérience concernant l'amélioration la performance de mon spectrographe VHIRES-MO en terme largeur spectrale observée. Le spectrographe VHIRES-MO est décrit sur cette page :
http://www.astrosurf.com/buil/vhires/demo3.htm
La résolution est très élevée, proche de R-50 000, mais en contre-partie, le domaine spectral couvert est restreint - je ne capture que des portions des ordres du spectre échelle.
Pour accroitre ce domaine sans changer le réseau, deux solutions :
1 - Exploiter un capteur plus large que celui qui équipe la caméra ATIK460EX. C’est ici qu’entre en jeu la caméra ASI1600MM avec son capteur CMOS (voir la description des performances ici http://www.astrosurf.com/buil/CMOSvsCCD/index.html). Le gain en couverture spectrale est d'environ 40%.
2 - Raccourcir la distance focale de la lunette apochromatique FSQ-80ED, qui est au coeur du système. J’ai utilisé pour cela la réducteur Takahashi QE x0.73, un des accessoires de cette lunette. La focale passe alors de 450 mm à 328 mm et la luminosité passe de f/5.3 à f/3.9 (meilleure adaptation à l’ouverture d’une fibre). J’accepte ici que le pouvoir de résolution soit réduit de R=50 000 à R=35 0000 (il demeure encore fort).
Mais les choses ne sont jamais simples !
Coté ASI1600MM, il a fallut que j’adapte un peu ISIS pour tirer le meilleur partie des petits pixels (pas de binning, mais un filtrage numérique pour réduire efficacement le bruit et finalement, valoriser le sur-échantillonnage).
Coté réducteur Takahashi, il y a eu une mauvaise surprise. Je me suis aperçu assez vite que les lentilles du réducteur QE 0.73 possèdent un traitement qui bloque fortement les rayons ultraviolet. Je vois bien l’ingénieur opticien japonais qui a optimisé ce réducteur et qui pour éviter un halo bleu autour des étoiles (effet du chromatisme) a eut l’idée (géniale…) d’éliminer les rayons ultraviolet par un filtrage sur les lentilles elles mêmes. Les chefs de l'ingénieur ont validés. Rien ne laisser présagé un tel comportement, et Takahashi, fabriquant de renom, n'a pas communiqué là dessus...
Le résultat est que le réducteur (par ailleurs donnant des images bien piquées, cela est très bien) se comporte un peu comme un miroir pour les rayons ultraviolet (outre le fait d’être opaque en transmission pour ceci), ce qui produit une forte lumière parasite sur le détecteur - un vrai cas d’école.
Voici la situation. Dans la figure ci-après, le configuration (A) est celle de départ, sans le réducteur (R=50000). La configuration (B) est celle avec le réducteur : les rayons UV réfléchit sur ce dernier élément arrivent sur le détecteur en produisant un fort signal parasite (zut !). La configuration (C) est la solution que j'ai adoptée pour éliminer le problème, en ajoutant un filtre de réjection UV/IR juste devant le capteur (modèle Baader) :
Les 3 images ci-après montrent concrètement l’aspect du spectre échelle 2D pour ces 3 configurations. En (B) la lumière parasite est telle quelle perturbe dramatiquement l’observation dans les ordres élevée (en bas de l'image, la partie bleu du spectre). En (C), l’essentiel du fond parasite est supprimé, mais je n’ai plus accès à l’UV et à l’infrarouge !
La perte de l'UV n’est pas ici trop grave car en dessous de 400 nm avec un spectrographe à fibre, le signal est toujours faible à R=35000-50000. J’ai pourtant testé simultanément à l'occasion de ces modifications une fibre prometteuse dite « haut -OH » (prototype Shelyak) qui a la propriété de transmettre bien mieux le bleu profond et l’ultraviolet que la fibre standard (bas -OH) fournie pour le spectrographe eShel (Shelyak regarde s’il est possible d’améliorer ce point).
Ci-dessous, le gain offerte par la fibre High-OH par rapport à la fibre Low-OH (j’ai exploité un spectrographe eShel et la lumière du jour pour tracer cette courbe). Le gain est d’un facteur 6 vers 380 nm (longueur de fibre de 10 m), et d’un facteur 2 à 400 nm :
Noter au passage que le plus gros frein pour observer dans l'UV est en fin d compte lié à la lampe tungstène, dont la température de couleur est trop rouge (absence de photons bleu). Idéalement, il faudrait des lampes deutérium, mais on n'en est pas encore là. Avec une lampe tungstène à 3800 K, il est bien difficile de faire des flat-field en dessous de 390 nm en haute résolution. Le problème est accentué par la relativement faible dynamique de la caméra ASI1600MM. J"ai opté une solution qui c'est révélé correcte, consistant à réaliser deux séries de flat-field, (1) des poses courtes pour le rouge et le vert, (2) des poses 10 fois plus longues en temps d'intégration pour le bleu - les deux parties du spectres étant traitées de manière distinctes avec ces deux séquences de flat. Je recommande aussi d'employer des lampes halogène 3000 K (alimentation sous 12 V), que l'on place juste devant la fibre d'étalonnage (bonnette Shelyak SH-170).
Voici des courbes extraite d’une documentation ThorLab qui confirment les résultats expérimentaux sur les fibres high et low -OH :
Noter enfin que mes soucis avec la nouvelle configuration VHIRES-MO (bloquage UV) ne me permettent pas à ce stade de bénéficier d’une performance supérieure de la fibre dans l’UV (en revanche les utilisateur de eShel peuvent y trouver bénéfice je pense).
En prime, j’ai eu des problèmes de bruits modal résiduel malgré l’agitation continue des fibres. Rien de simple je vous dis !
Mais le but recherché est malgré tout atteint : capturer simultanément, dans un même spectre les raies Halpha, Hbeta, Hgamma et Hdelta, ainsi que le doublet du sodium, la raie HeI à 5872 A, et pleins d’autres détails spectraux. Ouf. Tout ceci avec une pouvoir de résolution de R=35000 et un montage finalement assez simple et donnant des spectres de qualité sur tout le domaine spectral couvert aujourd’hui (4100 A - 6900 A). L'apport d'informations astrophysique est significatif.
Voici par exemple le spectre de l’étoile Sirius, avec les raies de Balmer très marquées. Remarquer la séquence de Balmer, alpha, beta (4861 A), gamma, delta (4105 A) :
Pour comparaison, le spectre du Soleil, bien pus riche en raies métalliques. Les raies de Balmer sont plus difficiles à voir au milieu de tout ceci :
Voici une petite collection de cette phase de « commissioning », le spectre des étoiles Be gamma Cas et zeta Tau :
Celui de l’étoile Capella ;
Une exposition brève sur epsilon Aur, avec des raies NaI (doublet du sodium) totalement saturées :
Un objet plus faible, la symbiotique AG Peg (avant l'ajout du réducteur, R=49 000) :
ou encore CH Cyg :
Un message un peu long, mais je pense avec quelques infos qui montrent comment la conception/amélioration des spectrographes n'est pas toujours un long fleuve tranquille !
On notera qu'il y a encore des progrès possible coté fibre, le bon comportement finalement d'un capteur CMOS, celui de la caméra ASI1600MM, le parti qu'il est possible d'en tirer en spectrographie echelle (grande surface à bas cout), la technique du flat-field multi-pose, et la relative facilité avec laquelle on peut faire un spectro de table assez résolvant sur le modèle VHIRES (à partir d'une bonne lunette astro (une 50 mm par exemple) et d'accessoires photos, comme le système de guidage hors-axe (dont l'usage est ici est détourné).
Christian Buil
