Baader BACHES Echelle-Spektrograf
Empfohlen: mit Remote Calibration Unit (RCU)
Der BACHES Echelle-Spektrograf, hier dargestellt mit empfohlener, optionaler Kalibriereinheit RCU (links zusätzlich mit SBIG ST 1603 ME Kamera), ist ein professioneller Spektrograf zur präzisen, hochauflösenden Untersuchung von Spektren. BACHES steht abgekürzt als Acronym für: Basic Echelle Spektrograph.
Wie funktioniert ein Echelle Spektrograf?
Das Wort "Echelle" kommt aus dem Französischen und bedeutet so viel wie Sprossenleiter oder Stiege. Betrachtet man die - stark vergrößerte - Oberfläche eines Echelle-Gitters, wird der Name sofort klar. Das Echelle-Gitter ist ein Reflexionsgitter, an dessen eingeritzten Furchen das Licht geometrisch reflektiert wird. Da die Furchenbreite vergleichbar mit der Wellenlänge ist, tritt Beugung ein. Jede Furche wirkt wie ein Einzelspalt, der die Spaltbeugung in die geometrische Reflexionsrichtung lenkt.
Mit einem Echelle-Spektrografen ergeben sich sehr viele Beugungsordnungen mit jeweils hoher Auflösung, die sich allerdings überlappen. Diese Überlappung ist natürlich eine unerwünschte Eigenschaft.
Mit Hilfe eines zusätzlichen dispersiven Elements, dies kann ein Prisma oder ein Beugungsgitter sein, werden die Ordnungen senkrecht zur Beugungsrichtung des Echelle-Gitters so stark aufgeweitet, bis keine Überlappung mehr stattfindet.
Es erfolgt also eine zweidimensionale spektrale Sortierung der Ordnungen, so dass diese nun das komplette Spektrum abdecken und wie Zeilen eines Buches gelesen werden können. Und das ohne Lücken im Bereich von ca. 392nm bis 800nm, abhängig von den Abmessungen des Sensors.
BACHES Echelle-Spektrograf oder herkömmlicher Blazegitter-Spektrograf?
Echellegitter werden in der Astronomie gerne für die Aufnahme von Sternspektren mit hoher Auflösung benutzt, weil ein hochauflösendes Spektrum mit einem sehr großen Wellenlängenbereich auf einmal erfasst werden kann. Im Gegensatz dazu sind herkömmliche hochauflösende Beugungsgitter für einen relativ schmalen Bereich optimiert; außerdem wären sehr lange CCD-Sensoren oder mehrere nebeneinander angeordnete CCDs nötig, um das komplette Spektrum erster (oder zweiter) Ordnung zu erfassen. Beim Echelle-Spektrografen lässt sich das Spektrum mit einem vergleichsweise kleinen quadratischen CCD aufnehmen.
Der entscheidende Vorteil des BACHES Echelle-Spektrografen gegenüber einem herkömmlichen Blazegitter-Spektrografen vergleichbarer spektraler Auflösung ist offensichtlich der, dass mit einer einzigen Aufnahme das gesamte visuelle Spektrum in höchstmöglicher Auflösung aufgenommen wird. Alle für eine Untersuchung relevanten Spektralbereiche werden somit auf einer Aufnahme SIMULTAN (zeitgleich) erfasst. Des Weiteren sind herkömmliche hochauflösende Beugungsgitter nur für einen relativ kleinen Wellenlängenbereich optimiert. Und es wären SEHR lange CCD-Arrays nötig, um das komplette Spektrum erster (oder zweiter) Ordnung auf einmal zu erfassen. Mit einem Echelle-Spektrografen lässt sich das gesamte Spektrum mit einem vergleichsweise kleinen CCD Chip aufnehmen. Im Grunde ist die Aufnahme eines Echelle-Spektrums so einfach, wie eine nachgeführte Deep-Sky-Astroaufnahme.
Nun könnte man einwenden, dass man sich den gewünschten Spektralbereich ja vorher aussucht, in dem man Messungen am Stern vornehmen möchte. Gegen die nacheinander Aufnahme von Spektren sprechen zwei Argumente: Erstens verschenkt man Beobachtungszeit, wenn man das Spektrum nacheinander durchscannt und zweitens verliert man dabei die Gleichzeitigkeit bei der Messungen schneller Vorgänge. Man denke beispielsweise an einen schnell ablaufenden Vorgang, der sich im Spektrum in verschiedenen Farbbereichen unterschiedlich darstellt: Die rasch expandierende Gashülle eines Sterns, bsp. einer Nova. Auf kurzen Zeitskalen ablaufende Vorgänge, können simultan in den Spektrallinien unterschiedlicher Elemente erfasst werden.
Nun ist das Erscheinen einer hellen Nova, wie der 2013 im Delfin, kein vorhersagbares Ereignis. Es gibt aber genügend andere Sterne, bei deren spektroskopischer Untersuchung man von der Leistung eines BACHES Echelle profitiert. Der Be-Stern Zeta Tauri sowie der symbiotische Stern Beta Lyrae (siehe bei den Beobachtungsergebnissen), sind ein Paradebeispiele dafür.
Es sind aber noch ganz praktische Gründe zu nennen, die für den BACHES Echelle-Spektrografen sprechen:
- kein zeitraubendes Suchen eines bestimmten Spektralbereichs,
- konstante Fokallage über einen weiten Temperaturbereich (mind. im Bereich von +5°C bis +20°C) und
- eine hohe mechanische Stabilität ohne bewegliche Teile (Gitter)!
Die Aufnahme eines Sternspektrums ist mit dem BACHES Echelle-Spektrografen zudem wesentlich einfacher als mit einem herkömmlichen Gitterspektrografen. Hinzu kommt die optionale Einspiegelung eines ThAr-Referenzspektrums und eines Flatfieldspektrums per Glasfaserkabel.
Das Magnesium-Triplett im BACHES Echelle Sonnenspektrum
Zur Demonstration des hohen Auflösungsvermögens des BACHES Echelle-Spektrografen ist hier die Aufnahme eines Sonnenspektrums dargestellt. Dabei wurde der BACHES nicht direkt auf die Sonne gerichtet (Vorsicht!). Man kann sich behelfen, indem man den BACHES einfach gegen den Himmel richtet, egal ob klar oder bewölkt. Das Tageslicht ist an den Luftmolekülen gestreutes Sonnenlicht und enthält alle Spektrallinien, die auch bei direktem Blick auf die Sonne sichtbar wären
Die Sonne ist ein Hauptreihenstern vom Spektraltyp G2, Leuchtkraftklasse V. Im unteren roten Teil des Spektrums ist die H-alpha Linie kontrastreich zu erkennen, darüber im Orangenen das Natrium-Dublett. Charakteristisch für den G2-Stern ist eine Gruppe von Spektrallinien im Grünen, das sogenannte Magnesium-Triplett, welches sich bei höherer Auflösung in zahlreiche Einzellinien auflösen lässt. Je mehr, desto besser der Spektrograf. Eingetragen sind die Ruhewellenlängen der Elemente, die zumindest auf 0,01Å genau bekannt sind. In diesem Bereich hat auch die ThAr-Referenzlampe zahlreiche hochgenau bekannte Linien. Mit der Software VisualSpec wurde das ThAr-Referenzspektrum präzise kalibriert (+/- 0.0057Å) und diese Kalibrierung auf das Sonnenspektrum übertragen (+/-0.0814Å). Die Dispersion beträgt 0.133Å/pxl. Die im linken Bildbereich schräg laufende Linie wirkt sich nicht auf das Spektrum auf. Es handelt sich um einen internen Lichtreflex, wie er üblicherweise in Echelle-Spektrografen vorkommt.
Die Aufnahmekamera für den BACHES
Damit ein lückenloses Gesamtspektrum bsp. mit Hilfe der Software ESO-MIDAS erzeugt werden kann, muss der Sensor der Kamera mindestens ca. 9x13mm groß sein. Für ein optimales Sampling sollte die Pixelgröße der Kamera 9 mü betragen, dafür ist der BACHES ausgelegt. Optimal passend ist bsp. der Sensor KAF-1603ME, wie früher in der monochromen SBIG-Kamera ST-1603ME (siehe Abbildung), aktuelles Modell STT-1603ME verbaut ist. Die Quanteneffizienz des KAF-1603ME sinkt im relevanten Spektralbereich von ca. 400nm bis 800nm nicht unter 45%. Mehr zu unseren SBIG-Kameras finden Sie auf: www.sbig.de
Steht nur eine CCD-Kamera mit Pixeln deutlich kleiner als 9 mü zur Verfügung, sollte man versuchen, dem optimalen Wert von 9 m mittels Binning so nahe wie möglich zu kommen. Der populäre Sensor KAF-8300 verfügt über 5,4 mü große Pixel. Hier bietet sich der Betrieb im 2x2-Binning mit 10,8 mü großen Pixeln an.
Ein einfaches erstes Aufnahmeobjekt ist die Sonne (siehe links). Man richtet den BACHES dazu ohne Teleskop auf den Himmel und nimmt ein Spektrum auf. Das in der Atmosphäre gestreute Sonnenlicht zeigt exakt das Sonnenspektrum. Die dunklen Fraunhoferlinien sind das charakteristische Merkmal unserer Sonne, eines Sterns vom Spektraltyp G2 mit Leuchtkraftklasse V. Das nebenstehende BACHES-Tageslichtspektrum wurde mit dem 25 mü-Spalt erzielt. Mit CCD-Kamera SBIG ST-1603ME (9 mü) wurde 240 Sekunden belichtet, wobei ein Darkframe subtrahiert wurde. 25 Ordnungen von ca. 392nm UV (oben) bis ca. 710nm IR (unten) sind erkennbar. Die unter anderem für die Spektralklassifikation wichtigen Linien von Ca II (393nm/397nm) bis H-alpha (656nm) werden hochaufgelöst erfasst!
Eine DSLR-Kamera kann an den BACHES angesetzt werden, wenn man farbige Echelle-Spektren aufnehmen möchte. Die zusätzliche Farbinformation kann nützlich sein, um sich mit dem BACHES vertraut zu machen und um Spektrallinien im Echelle-Spektrum schneller zu identifizieren.
Das rechts vorliegende Farbspektrum ist jenes einer Leuchtstoffröhre, die üblicherweise mit Quecksilber befüllt ist. Die schmalen Emissionslinien des Quecksilberdampfes werden ergänzt und überlagert von den breiten Fluoreszenzbanden der Seltenen Erden, die in der inneren Beschichtung der Röhrenwand eingearbeitet sind.
Das Öffnungsverhältnis des Teleskops
Der BACHES Echelle ist hinsichtlich einer hohen Energieeffizienz (Transmission des Systems) optimiert für einen f/10-Strahlengang. Bei lichtstärkeren Teleskopen ist mit etwas Lichtverlust zu rechen. In der BACHES Bedienungsanleitung wird die Berechnung des Lichtverlusts an einem konkreten Beispiel ausgeführt.
Man sollte diesen Aspekt allerdings nicht überbewerten. Es ist möglich und auch lohnenswert, bereits mit einem Öffnungsverhältnisse von f/7 zu spektroskopieren, wenn man kein f/10-Teleskop vorliegen hat! Man muss lediglich mehr Einzelaufnahmen anfertigen, um den Lichtverlust auszugleichen. Es gibt genügend helle Objekte, bei denen es sich lohnt (siehe beta Lyrae). Bei Voll-Apochromaten oder perfekt korrigierten Spiegelsystemen bietet sich der Einsatz einer 1,5x-bis 2x-Barlowlinse an, die ihrerseits sehr gut farbkorrigiert sein muss, damit im blauen Spektralbereich ebenso viel Sternenlicht durch den Spalt gelangt wie im Grünen oder Roten. Hier eignet sich bsp. die 1,5x Barlowlinse (# 140 5331/BARADV) von AstroPhysics, die anstelle des 2''-Stutzens in den BACHES vor eingeschraubt wird.
Der BACHES Echelle-Spektrograf in der Grundausstattung
BACHES ECHELLE-Spektrograf - Hochauflösender Echelle-Spektrograf mit Autoguidingausgang und Remote-Kalibriereingang, inkl. Zubehör und ABS-Expeditionskoffer.
Teileliste:
- BACHES-Spektrograf inkl. M48 Klarglasfilter (#2458416) als Staubschluss,
- T2-Schnellwechselsystem (#245 6313A),
- 1¼"-Stoppring (#190 5131),
- VariLock-Verlängerung (#295 6929),
- Okularstutzen mit Drehfokussierung (#245 8125),
- 1¼"-Kellnerokular 20mm,
- SlitViewer zur Spaltbetrachtung mit M28,8mm-Gewinde,
- Spannschlüssel zum Klemmen der Varilock-Verlängerung,
- Baumwollhandschuhe und Holzstäbchen, mit dem das Spaltplättchen zum Wechsel des aktiven Spalts sanft verschoben wird,
- Inbusschlüssel 2,5mm,
- Inbusschlüssel 2,0mm,
- Inbusschlüssel 1,5mm,
- Inbusschlüssel 1,3mm.
BACHES Echelle Spektrograf
- Artikelnummer2458600
- Adaptierbar anCCD- und DSLR-Kameras
- BauartEchelle-Spektrograf mit hoher mechanischer Stabilität im FE-Design. Verwindungssteifigkeit besser als 9μm bei 180°-Schwenk
- Beleuchtungrote LED für Spalt-Fokussierung (nur für manuellen Betrieb)
- Besondere MerkmaleAnleitung zur Kalibrierung der Spektren inklusive. Ein Drehmagnet ermöglicht Einkopplung von ThAr-Kalibrationslampe bzw. Flatfield-Beleuchtung
- EAN Code4047825024022
- Feldgrößeoptimiert für Sensoren in Größe: ca. 15x10mm, 9μm Pixel (z.B. KAF-1603), verwendbar ab 7x4mm (z.B. ST-402)
- Grenzgröße10 mag. vis (50cm-Teleskop, S/N=20, 30min. Belichtungszeit (siehe http://arxiv.org/abs/1406.2492)
- Guiding Portmit 1¼“-Anschluss für Okulare, Video- oder Guiderkameras
- HerstellerBaader Planetarium
- inkl. ZubehörStandard: BACHES mit montierter ThAR-Lampe (inkl. separatem Netzteil.
Professional: BACHES mit RCU-Einheit sowie ThAr- und Flatfield- Lampe (per Webinterface steuerbar) - Nettogewicht (kg)2.30
- Optimiert für Öffnungsverhältnis8"-24" f/10 Teleskope (volle Auflösung von f/8 bis f/12)
- Optimierter Spektralbereich392-800nm durchgehend (abhängig von der Sensorgröße)
- Optionales Zubehör1.5x-Barlowlinse: zur Optimierung von ca. f/6.8-Teleskopen auf f/10. Remote Calibration Unit (RCU) zur professionellen Kalibrierung der Echelle Spektren.
- Spaltgrößeeinstellbar, 25 und 50µm, je 125µm lang auf Spaltblättchen
- Spektrales Auflösungsvermögenmittleres Auflösungsvermögen R = 18.000
- Öffnungsverhältnis des Kollimatorsf/10
