Spettrografi

Spettrografi
guide
camera
slit
grating
camera
Boller & Chivens
Spectrograph
T120 - Asiago
collimatore
X
nucleo
galassia
righe in emissione
della galassia
3500 Å
8000 Å
λ
righe spettrali del cielo
stella
stella
M57
slit
l
Asiago Faint Object Spectrograph and Camera (AFOSC)
righe
di cielo
λ
Nucleo della galassia
Elenco di spettrografi-imagers tipo FOSC
DFOSC @ 1.54m Danish telescope (Chile)
EFOSC2 @ 3.5m NTT-La Silla (Chile)
ALFOSC @ 2.5m NOT (Canary Islands, Spain)
DOLORES @ 3.5m TNG (Canary Islands, Spain)
SCORPIO @ BTA 6m telescope (Russia)
NTT
SLITLESS
l
IMMAGINE
PRISMA OBIETTIVO
Long Slit
1D spectroscopy
2D spectroscopy
Image
Velocity field
FWHMs map
INTEGRAL FIELD SPECTROSCOPY
MPFS @SAO 6m
Matrice di
16x16 microlenti
pseudo-slit
Fascio di
fibre ottiche
256 spettri
Righe di cielo
Continuo e righe d'emissione
dell'oggetto osservato
4300
λ
6800
Spettroscopia Multi-Object (MOS)
1
mini-slits
2
3
4
5
6
pinholes
1
pinhole
2
3
pinhole
4
5
6
λ
Spettro del Sole ad alta risoluzione spettrale
ECHELLE SPECTROGRAPH
λ
Spettrografi
guide
camera
slit
grating
camera
Boller & Chivens
Spectrograph
collimatore
T120 - Asiago
Schema ottico dello spettrografo Boller & Chivens (B&C) costruito dalla Perkin Elmer e montato al
fuoco Cassegrain del telescopio riflettore Galileo di 122 cm dell'Osservatorio Astrofisico di Asiago.
Lo spettrografo è composto da una fenditura (o slit) a larghezza regolabile, uno specchio fuori-asse che
funge da collimatore, un grating a riflessione e un sistema ottico o lente di camera che focalizza gli
spettri sul CCD.
Il collimatore ha lunghezza focale 810 mm, la lente di camera 188 mm. La combinazione collimatorecamera funge da focal reducer e riduce la focale del telescopio di un fattore 4.3, portando il rapporto di
apertura da f/10 a f/2.3 e la scala spaziale da 17.2 arcsec/mm in corrispondenza della slit a 74 arcsec/mm
sul rivelatore. Il rivelatore è una camera CCD Andor iDUS 512×2048 pixel, ogni pixel ha una dimensione
di 13.5×13.5 μm e la scala spaziale lungo la slit è di 1 arcsec/pixel.
La guide camera è un EMCCD Andor iXon 1024×1024 px, ogni pixel ha una dimensione di 9×9 μm.
X
nucleo
galassia
righe in emissione
della galassia
3500 Å
8000 Å
λ
righe spettrali del cielo
In figura è riportata un'immagine della galassia NGC 4214 (a sinistra) con disegnata sopra la slit, e il suo
spettro (a destra) ottenuto con lo spettrografo B&C del 122 cm di Asiago.
Lo spettro ha due dimensioni: l'asse della dispersione (in orizzontale) e l'asse spaziale (cioè lungo la slit, in
verticale). La striscia brillante al centro corrisponde allo spettro del nucleo della galassia, mentre le strisce
orizzontali, parallele, sono regioni della galassia, a più bassa brillanza superficiale.
Sono ben visibili righe spettrali in emissione, prodotte da gas ionizzato, ed estese quasi da un lato all'altro
della galassia. Si tratta di righe di idrogeno, ossigeno, azoto, zolfo, etc. tipiche di regioni di formazione
stellare.
Sovrapposto allo spettro della galassia c'è lo spettro del cielo, che illumina tutta la slit uniformemente (e
non solo parzialmente come la galassia in questione) e contribuisce al dato finale in termini di intensità di
fondo e righe spettrali, molto spesso prodotte da lampade artificiali (mercurio, sodio).
In questo spettro, la lunghezza d'onda cresce da sinistra a destra, da circa 3500 Å a circa 8000 Å.
Lo spettro è stato ottenuto con il grating da 300 tratti/mm.
stella
stella
M57
slit
l
In figura (a sinistra) è riportata un'immagine della nebulosa planetaria (M 57) inquadrata dalla telecamera
di guida del telescopio 122 cm di Asiago. La striscia nera in orizzontale è la slit dello spettrografo, che
taglia a metà la nebulosa. Lo spettro (a destra) è ruotato in modo da mostrare la corrispondenza fra slit e
righe spettrali. La nebulosa mostra righe in emissione di vari elementi chimici, alcune concentrate
nell'anello, altre con intensità distribuita anche internamente. La striscia verticale a sinistra delle righe
spettrali è lo spettro della stella a sinistra della nebulosa, la cui luce passa parzialmente attraverso la slit.
Al centro dello spettro, è visibile, anche se molto debole, lo spettro della nana bianca.
Asiago Faint Object Spectrograph and Camera (AFOSC)
Foto dello strumento AFOSC agganciato al fuoco Cassegrain del telescopio Copernico da 182 cm
dell'Osservatorio di Padova (Istituto Nazionale di Astrofisica)
Parti interne di AFOSC: ruote portafiltri e grism (in alto) e portaslit (in basso)
Tabella con informazioni sullo strumento: numero del grism, lunghezza d'onda centrale, dispersione e
risoluzione spettrale, e infine intervallo di lunghezza d'onda.
Efficienza quantica di uno dei grism di AFOSC
righe
di cielo
λ
Nucleo della galassia
Esempio di spettro ottenuto con AFOSC: la dispersione è in verticale, l'asse spaziale in orizzontale. Si vede
il nucleo della galassia Mrk 6 com righe in emissione.
Elenco di spettrografi-imagers tipo FOSC
DFOSC @ 1.54m Danish telescope (Chile)
EFOSC2 @ 3.5m NTT-La Silla (Chile)
ALFOSC @ 2.5m NOT (Canary Islands, Spain)
DOLORES @ 3.5m TNG (Canary Islands, Spain)
SCORPIO @ BTA 6m telescope (Russia)
NTT
Schema ottico di EFOSC2, attualmente montato al New Technology Telescope (NTT) di ESO-La Silla, il
quale mostra l'allineamento collimatore-camera che permette di inserire grism o filtri a scelta per fare in
modo che lo strumento produca spettri oppure immagini.
Struttura interna di SCORPIO, il riduttore di focale del telescopio russo di 6m. Il piano focale del
telescopio si trova in basso, il piano focale della camera invece in alto, dove viene montato il CCD. Si
notano all'interno, la ruota delle slit, la ruota dei filtri, il collimatore e la camera. La combinazione
collimatore/camera riduce il rapporto focale del telescopio da f/4 a f/2.6.
SLITLESS
l
Esempio di spettroscopia senza fenditura (slitless). Questa immagine è ottenuta con l'utilizzo di un grism.
Da ogni sorgente (qui in colore blu) si genera uno spettro (qui in colore arancione). Gli spettri sono
sufficientemente corti da non sovrapporsi molto. Si noti come le sorgenti stellari producono spettri
continui, mentre le sorgenti di gas ionizzato (è visibile l'anello della SN1987A) producono spettri a righe
d'emissione. Di fatto, l'immagine della SN1987A si ripete a varie lunghezze d'onda corrispondenti alle
righe spettrali in emissione.
IMMAGINE
Immagine di un'area di cielo ottenuta con un telescopio Schmidt.
PRISMA OBIETTIVO
La stessa area di cielo osservata con il telescopio Schmidt dotato di prisma obiettivo. Il prisma scompone
la luce delle sorgenti inquadrate producendo spettri a bassa dispersione. Non essendoci fenditura, la
larghezza degli spettri (ortogonalmente alla dispersione) dipende dall'estensione angolare delle sorgenti
stesse, quindi nel caso delle stelle dipende dal seeing.
Long Slit
Al centro l'immagine di una galassia. La striscia nera rappresenta la fenditura di uno spettrografo long-slit.
Tutte le sorgenti di luce in corrispondenza della fenditura producono uno spettro. In particolare è mostrato
lo spettro di una stella al bordo della fenditura. L'esempio mostra quella che è la principale limitazione
della spettroscopia a fenditura lunga quando si osservano oggetti estesi come nebulose e galassie.
1D spectroscopy
2D spectroscopy
Image
Velocity field
FWHMs map
Confronto fra la spettroscopia long-slit (1D) e la spettroscopia integral-field (2D): una galassia a spirale è
osservata con i due metodi. La spettroscopia long-slit permette di avere informazioni solo in una direzione
spaziale, quella della fenditura, che è una finestra molto stretta (ad esempio 2'' x 480''). In funzione della
distanza dal centro della galassia si può misurare la brillanza superficiale, la velocità radiale e la larghezza
delle righe (FWHM). La spettroscopia integral-field permette invece di mappare una sorgente estesa in
regioni da 1'' x 1'' (o meno) da ciascuna delle quali ottenere uno spettro. Con il dato integral-field si può
ricostruire l'immagine della galassia a qualsiasi lunghezza d'onda, la curva di rotazione diventa il campo di
velocità e il profilo radiale della FWHM diventa la mappa delle FWHM.
Per coprire una sorgente estesa con uno spettrografo long-slit bisogna spostare la fenditura parallelamente
a se stessa: questa tecnica è chiamata long-slit scanning. Essa richiede molto tempo di osservazione e
quindi non è una tecnica efficiente. D'altra parte la fenditura è lunga alcuni arcmin, mentre l'area
inquadrata da un'unità integral-field molto raramente arriva a coprire 1 arcmin.
INTEGRAL FIELD SPECTROSCOPY
Tre diversi modi di realizzare la spettroscopia integral-field:
1) Sul piano focale del telescopio è collocata una matrice di microlenti. Ogni microloente osserva una
porzione di cielo e mette a fuoco l'immagine sul reticolo, che a sua volte produce uno spettro. Per evitare la
sovrapposizione degli spettri sul detector, la matrice di microlenti è inclinata rispetto alla direzione della
dispersione.
2) Sul piano focale del telescopio è collocata una matrice di microlenti. Dietro ogni microlente c'è una
fibra ottica che trasporta la luce verso il reticolo. Le fibre sono riallineate a formare la cosidetta pseudoslit.
Gli spettri sono tutti paralleli e allineati sul detector.
3) Sul piano focale del telescopio sono collocati degli specchietti metallici che sezionano l'immagine. Le
varie sezioni sono riallineate a formare la speudoslit che diventa la finestra di entrata dello spettrografo.
MPFS @SAO 6m
Matrice di
16x16 microlenti
pseudo-slit
Fascio di
fibre ottiche
Schema ottico dello spettrografo integral-field MPFS montato al fuoco primario del telescopio BTA di 6-m
in Russia. Nella figura a destra si vede la matrice di 256 microlenti, organizzate in un array di 16 x 16.
Ogni lente inquadra un'area di cielo di 1''x1''. Le fibre ottiche sono da un lato collegate alle lenti dall'altro
vanno a formare la pseudoslit che diventa la finestra d'entrata dello spettrografo. Nella figura in basso
un'ingrandimento del fascio di fibre ottiche.
256 spettri
Righe di cielo
Continuo e righe d'emissione
dell'oggetto osservato
4300
λ
6800
L'immagine è ottenuta con l'MPFS. Assomiglia molto a uno spettro long-slit, ma in realtà è un insieme di
256 spettri, ognuno dei quali proviene da una regione di 1'' x 1''. La lunghezza d'onda cresce da sinistra a
destra. Si nota il continuo della galassia osservata, le righe in emissione, a forma di S per effetto della
rotazione, e le righe di cielo. Analizzando ogni spettro e conoscendone la posizione (x,y) nella matrice di
16 x 16 microlenti, è possibile ricostruire un'immagine dell'oggetto osservato in qualsiasi dato misurato (ad
esempio il flusso di una riga) o parametro calcolato (temperatura, densità, etc.).
Per non confondere i pixel dello spettro integral-field con quelli dell'immagine ricostruita, questi ultimi
sono stati chiamati spaxel.
Spettroscopia Multi-Object (MOS)
1
mini-slits
2
3
4
5
pinholes
6
La spettroscopia long-slit non permette di osservare in un colpo solo un oggetto esteso, ma consente di
osservare più oggetti se questi sono allineati lungo la fenditura. La spettroscopia integral-field è utilissima
per oggetti estesi, ma ha un campo di vista relativamente piccolo. Nel momento in cui c'è bisogno di
osservare più oggetti contemporaneamente, nessuno di questi due strumenti lo permette.
La spettroscopia multi-object (chiamata anche MOS) è una soluzione efficace per questo caso: si tratta di
applicare la spettroscopia a fenditura a molti oggetti, solo che stavolta la fenditura per ogni oggetto è molto
corta (qualche decina di secondi d'arco). In pratica, si osserva un'area di cielo con il telescopio acquisendo
un'immagine, sulla base della quale si costruisce una maschera su cui vengono disegnate le mini-slit in
modo tale che ripuntando il telescopio ogni slit cade esattamente in corrispondenza degli oggetti che si
intendono osservare. Di solito ogni maschera ha due fori circolari (pinhole) in corrispondenza di due stelle
brillanti del campo di cielo da inquadrare e vengono usati per posizionare il telescopio con precisione.
1
pinhole
2
3
pinhole
4
5
6
λ
Spettri MOS. Ogni striscia è uno spettro prodotto da una delle minislit centrate su un oggetto.
Alcune slit sono posizionate per osservare solo il cielo: a causa del fatto che esse sono di solito
lunghe pochi secondi d'arco, la sottrazione del cielo risulta molto complicata specie in caso di
sorgenti estese. Per questa ragione si osservano regioni di cielo ad una certa distanza dagli oggetti:
sono riconoscibili gli spettri 1, 3 e 5 in figura, che non contengono un oggetto.
In questa immagine la lughezza d'onda cresce verso sinistra: si noti che a causa del fatto che le
mini-slit non sono allineate, i range spettrali sono diversi. Questo è ben visibile osservando le righe
di emissione del cielo che in ogni spettro sono in posizioni diverse.
Due varianti del MOS. In alto a sinistra si vede lo schema di uno spettrografo multifibra. L'idea è simile
a quella utilizzata per lo spettrografo integral-field, ma in questo caso le fibre sono posizionate sul piano
focale del telescopio in modo da coincidere con gli oggetti da osservare. Anche in questo caso è necessario
il pre-imaging, cioè l'acquisizione di un'immagine dalla quale dedurre le posizioni dei target da osservare.
Il vantaggio delle fibre è che se ne possono posizionare molte (centinaia) e con relativa facilità. Lo
svantaggio è che la fibra raccoglie la luce di tutta una sorgente estesa, come una galassia, quando essa è
lontana, oppure tipicamente della parte centrale di essa, quando è più vicina, ossia manca l'informazione
spaziale.
La seconda possibilità consiste nell'usare il sistema multislit. In questo caso le fenditure si trovano su dei
supporti scorrevoli. Il posizionamento risulta più semplice, ma la distanza fra le slit è fissa e quindi il
sistema è meno flessibile.
Spettro del Sole ad alta risoluzione spettrale
ECHELLE SPECTROGRAPH
λ