INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA – Máster Astrofísica ESPECTRÓMETROS Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 1 ESPECTRÓMETROS • • • • • • • • • • • • Espectroscopía. Resolución espectral. Espectrógrafos de prismas Espectrógrafos sin rendija. Prisma objetivo. Componentes de un espectrómetro. Dispersores. Redes de difracción. Ecuación de la red. Eficiencia. Redes optimizadas. Dispersión. Solapamiento de órdenes. Espectrógrafos de red. Espectrógrafos de alta resolución. Espectrógrafos de grismas. Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 2 ESPECTROSCOPÍA: • • Introducción El objetivo de la espectroscopía es obtener las distribuciones espectrales de energía: el flujo de energía recibido de los objetos celestes respecto a la longitud de onda. Mucho más exigente en tiempo de observación que la fotometría ya que es equivalente a una fotometría en banda estrecha en múltiples canales. Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 3 ESPECTROSCOPÍA: • Introducción La información que se obtiene con la espectroscopía es mucho mayor que con la fotometría. Por ejemplo: – Permite clasificar directamente las estrellas. – La medida de sus líneas informa temperaturas y abundancias de elementos en la atmósfera, rotación, velocidad de desplazamiento respecto al observador etc. Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 4 ESPECTROSCOPÍA: Tipos espectrales O B A F G K M http://www.ucm.es/info/Astrof/users/jaz/TRABAJOS/COLOR/colorspectra.html Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 5 ESPECTROSCOPÍA: Resolución espectral input La pureza espectral o perfil instrumental δλ es una medida de la anchura (FWHM) de las líneas monocromáticas registradas por espectrógrafo. Criterio de Rayleigh: el espectrógrafo separa dos líneas cuando la diferencia de longitud de onda de los máximos sea mayor o igual a la pureza espectral. output δλ δλ da idea de la capacidad para resolver líneas de longitud de onda cercana y de observar detalles en las líneas. δλ < Δλ Línea resuelta si Δλ resuelta δλ δλ No resuelta δλ Δλ Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros Δλ 7 ESPECTROSCOPÍA: • La resolución R es el cociente entre la longitud de onda y la pureza espectral. λ R= δλ Resolución espectral R R Resolución ~103 Baja ~104 Intermedia >5 x 104 Alta δλ Longitud de onda Líneas del doblete del Na en el Sol a muy diferente resolución Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros λ 8 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de prismas Se emplea un prisma como elemento dispersor. n ∝ 1 / λ2 ϕ t rojo azul espesor del prisma dϕ t dn = ∝ 1 / λ3 dλ a dλ anchura del haz colimado λ dn =t R= δλ dλ Mejor R - vidrio más dispersivo - prisma más grande - varios prismas Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 9 ESPECTROSCOPÍA: Espectróscopía sin rendija • Los espectrógrafos sin rendija están pensados para obtener simultáneamente los espectros de todos los objetos de un campo. • La resolución espectral no es muy buena porque viene determinada por el tamaño de los objetos. Espectro de M57 (nebulosa de la Lyra) obtenido con y sin rendija © Christian Buil http://www.astrosurf.com/buil/us/spe6/planet.htm Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 10 ESPECTROSCOPÍA: Espectróscopía sin rendija Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 11 ESPECTROSCOPÍA: Prisma objetivo • Es un espectrógrafo de prisma sin rendija. • Se suelen utilizar para exploraciones de gran campo buscando objetos con características espectrales especiales. • Por eso los telescopios Schmidt (muy luminosos y con un campo más amplio) son los aconsejados. Con prisma Sin prisma prisma (2o-6o) plano focal placa correctora espejo esférico Espectro de cuasar en una placa de prisma objetivo Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 12 Ejemplo de prisma objetivo: La exploración UCM r Muestra completa de galaxias con formación estelar en el Universo Local seleccionadas por su emisión Hα Hα Calar Alto, Schmidt 80/120 cm (1950 Å/mm). IIIa-F + Filtro RG630 (6400-6850 Å). 471.4 (0.4 galaxias/) z < 0.045 191 galaxias EW (Ha+[NII]) > 20 Å. http://t-rex.fis.ucm.es/ucm_survey/ Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 13 ESPECTROSCOPÍA: Espectrómetros Colimador Objetivo del telescopio Dispersor Plano focal del telescopio Cámara Plano focal del espectrógrafo Rendija Esquema general de un espectrómetro adaptado a un telescopio Imagen monocromática de la rendija Rendija proyectada en el cielo Rendija proyectada en el colimador φ =w f θ = w f1 w' = w f 2 f1 φ'= h f θ ' = h f1 h' = h f 2 f1 Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros Factor de ampliación f 2 f1 14 ESPECTROSCOPÍA: Espectrómetros La anchura de la imagen monocromática de la rendija depende del factor de ampliación (cociente entre focales de la cámara y el colimador) Esta anchura en unidades de longitud de onda es la pureza espectral o perfil instrumental. w dλ f φ dλ D φ dλ δλ = = = f1 dβ f1 dβ d1 dβ w' = w f 2 f1 dλ w' dλ δλ = w' = dx f 2 dβ Dφ 1 δλ = d1 dβ dλ La pureza espectral δλ o perfil instrumental mejora si: • Disminuye la anchura de la rendija. • El haz colimado es mayor (una red más grande). • La dispersión angular es mayor. w Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros w' 15 ESPECTROSCOPÍA: Redes de difracción Los elementos dispersores de los espectrógrafos suelen ser redes de difracción. Redes de transmisión σ σ Diferencia de camino: AB − CD = σ ( sen θ m − sen θ i ) paso de la red Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 16 ESPECTROSCOPÍA: Redes de difracción Redes de reflexión σ Diferencia de camino: AB − CD = σ ( sen θ m − sen θ i ) Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 17 ESPECTROSCOPÍA: Las redes se tallan de forma especial para que el máximo de luz no esté en el orden cero. GN: normal a la red FN: normal a las facetas ángulo de difracción β ángulo de ‘blaze’ Redes de difracción m λ = σ ( sen α + sen β ) δ desviación α ángulo de incidencia ángulo de ‘blaze’ σ paso de la red Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 18 ESPECTROSCOPÍA: Eficiencia de las redes (1) En el orden cero la dispersión es nula. Interesa que la luz vaya en preferencia a otros órdenes. La dirección en la que se difracta el máximo de radiación corresponde a la reflexión especular en las facetas. m λ = σ sen 2θ b m máxima luz Máximo incidencia normal α=0 incidencia α≠0 Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 19 ESPECTROSCOPÍA: Eficiencia de las redes (2) El máximo de eficiencia ocurre justo a la reflexión especular en las facetas. β −θb = θb −α β = θb + δ 2 α = θb − δ 2 β + α = 2 θb β −α = δ Longitud de onda de blaze (ldo del máximo para m=1): λb = 2 σ sen θ b cos(δ / 2) máximo en otros órdenes λm = λb / m En incidencia normal α =0 β = 2 θb λb = 2 σ sen θ b cos θ b λb = σ sen 2θ b Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 20 ESPECTROSCOPÍA: dispersión angular dβ m = dλ σ cos β dispersión lineal dx dβ = f2 dλ dλ Dispersión Dispersión lineal recíproca [Å/mm] dλ σ cos β = dx m f2 m=1 m=2 m=3 σ 2σ 3σ f2/2 f2 2 x f2 Recordatorio: σ paso de la red; m orden; f2 distancia focal de la cámara Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 21 ESPECTROSCOPÍA: Dispersión (ejemplos) En un espectrógrafo una red de 600 trazos/mm produce una dispersión de 48 Å/mm en el segundo orden. Determínese la dispersión en el primer y tercer órdenes para esa red y otras de 300 y 1200 tr/mm. Idem si se cambia a una cámara del doble de distancia focal. f2 300 tr/mm 600 tr/mm 1200 tr/mm 2xf2 300 tr/mm 600 tr/mm 1200 tr/mm m=1 192 Å/mm 96 Å/mm 48 Å/mm m=1 96 Å/mm 48 Å/mm 24 Å/mm m=2 96 Å/mm 48 Å/mm 24 Å/mm m=2 48 Å/mm 24 Å/mm 12 Å/mm m=3 64 Å/mm 32 Å/mm 16 Å/mm m=3 32 Å/mm 16 Å/mm 8 Å/mm La dispersión es directamente proporcional al orden: Dispersión lineal recíproca en m=2 es de 48 Å/mm Æ 96 Å/mm en m=1 La dispersión es inversamente proporcional al paso de la red: σ 2 = 1 600 = 1.65μm σ1 = 2 σ 2 σ3 = σ2 2 La dispersión es directamente proporcional a la focal de la cámara: Dispersión lineal recíproca se hace la mitad al doblar f2 Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 22 ESPECTROSCOPÍA: Solapamiento de órdenes m λ = σ ( sen α + sen β ) Para un cierto ángulo de incidencia α, en la dirección β se difractan fotones de longitud de onda diferente según el orden. α y β fijos λ y λ’ en órdenes sucesivos m λ = cte m λ ' = (m + 1)λ Rango espectral libre: diferencia entre longitudes de onda que aparecen en la misma posición en órdenes sucesivos m=2 λ '−λ = λ / m m=3 m=4 m=1 β 300 600 300 900 450 300 600 400 750 500 900 600 450 m=1 m=2 m=3 m=4 Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 23 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de red Usualmente las redes de difracción por reflexión son planas. Czerny-Turner colimador rendija red cámara plano focal Ebert-Fastie Colimador y cámara son el mismo espejo Las redes están montadas sobre un mecanismo de giro para seleccionar la longitud de onda central Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 24 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de red Los espectrógrafos de red plana suelen tener varias redes de diferente paso y pueden tener varias cámaras para lograr diferentes rendija dispersiones. plano focal del telescopio Redes Cámaras I, II, III Cámara IV Distancias focales de las cámaras. colimador Cámara V Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 25 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de red Usualmente las redes de difracción por reflexión son planas. Con redes cóncavas se evita el sistema óptico de cámara ya que la red enfoca el espectro. Montaje de Wadsworth, que corresponde al espectrógrafo solar FOCUSS empleado en las prácticas de obtención del espectro del Sol. http://www.ucm.es/info/Astrof/users/jaz/FOCUSS/focuss.html plano focal del telescopio rendija colimador red plano focal del espectrógrafo Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 26 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafo coudé Son espectrógrafos de alta dispersión situados en el foco coudé de los telescopios. Los espectrógrafos pueden ser muy grandes ya que este foco es fijo para cualquier posición a la que apunte el telescopio y éste no tiene que cargar con el espectrógrafo. Espectrógrafo coudé del 2.2m de Calar Alto. Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 27 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos ‘echelle’ Son espectrógrafos de alta dispersión que trabajan en órdenes altos. Al existir un gran solapamiento de órdenes hay que instalar un dispersor cruzado para separarlos en el plano focal del espectrógrafo. Vista esquemática de un espectrógrafo ‘echelle’ e imagen de los órdenes en el plano focal (dcha) Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 28 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos con rendija larga Los espectrógrafos con rendija larga permiten obtener espectros de varios objetos a la vez (además del espectro del cielo). rendija Vista de los espectros en el plano focal del espectrógrafo Dirección espacial cielo Dirección espectral λÆ Ventajas: 1) Ahorro de tiempo de observación (varios objetos + cielo) 2) Fácil determinación de variaciones espaciales. 3) Espectros comparables ya que la observación es simultánea. Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 29 Ejemplos de espectros con rendija larga UCM2327+2515 UCM2317+2356 UCM2316+2459 [SII] Hα + [NII] Líneas del espectro del cielo Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 30 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de grismas(1) Si se usa una red de transmisión en un espectrógrafo, el orden m=0 es el que sale en la dirección del eje óptico. Grisma Espectrógrafo con red de transmisión mλ = σ ( μ senα − senβ ) mλ = σ ( μ − 1) senδ Los grismas (grism: grating + prism) son redes de transmisión grabadas sobre un prisma que desvía la luz para que un orden diferente del m=0 (el primer orden generalmente) salga en la dirección del eje óptico. Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 31 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de grismas(1) Con los grismas podemos construir espectrógrafos que puedan seleccionar grismas de diferente dispersión. Espectrógrafo con grismas Como todos los grismas envían en el eje óptico la luz del orden decidido en su diseño, puede emplearse una rueda de grismas de diferente dispersión que sea seleccionable. Como el paso de red es grande en estas redes se reducen las aberraciones de coma (∝ 1/σ) y astigmatismo (∝ 1/σ2), permitiendo campo amplio de visión. Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 32 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de grismas(3) Se emplean como cámaras directas para obtener imágenes del campo al que apunta el telescopio o como espectrógrafos de resolución baja. Se pueden usar como espectrógrafo simple o multiobjeto usando una placa con múltiples rendijas. • Las placas de rendijas (o aperturas) se construyen a medida de cada observación con anterioridad y son intercambiables. • Son espectrógrafos pensados para objetos débiles (cúmulos de galaxias, por ejemplo) ya que son sistemas muy luminosos. Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Espectrómetros 33