Наивные вопросы про спектроскопию

[Михаил Марычев]

Спасибо за разъяснение! Вы используете са 200 перед объективом 135 мм и кропнутой зеркалкой, скажите, а с телескопом ведь тоже можно эту решетку использовать? В данном случае она устанавливается перед матрицей? А как быть со спектрами, чтобы поместился нулевой порядок нужно пододвигать решетку к матрице? Возможно это на обычных зеркалках или уже зеркало будет мешать? Фокус 1500 f/10.

Конечно, можно использовать SA100 или SA200 с нормальным телескопом. Простой вариант - "навесок" перед объективом (т.н. объективная решётка) - удобен и прост со сравнительно коротким объективом, при этом можно даже немного пожертвовать светосилой (это даже неизбежно, учитывая, что рабочая апертура у SA200 примерно 23 мм). Но с "апертуристым" телескопом этот номер не пройдёт, и тогда надо устанавливать решётку сзади, со стороны камеры. Тут есть варианты. Например, снимая камерой в главном фокусе, можно поместить решётку в сходящемся пучке перед матрицей. Расстояние взять такое, чтобы, с одной стороны, избежать излишнего диафрагмирования, а с другой стороны, чтобы получить требуемую дисперсию и не помешать механике камеры. Для SA200 расстояние в районе 50-100 мм в принципе неплохо и зеркалке не должно помешать (тут надо ещё смотреть, что за телескоп, например, для рефлектора Ньютона решётка может оказаться внутри главной трубы, и тогда лучше приблизить её к матрице, пожертвовав дисперсией). Надо ещё помнить, что работать с решёткой в сходящемся пучке - хуже для спектральной разрешающей способности, и что чем меньше светосила телескопа - тем лучше, в этом плане Ваш вариант (f/10) не так уж плох. А чтобы на матрице поместился и нулевой порядок (обычное изображение объекта) и спектр первого порядка, надо, чтобы решётка была не слишком далеко от матрицы. Еще надо учитывать, что такая схема даст Вам бесщелевой спектрограф (как и в случае объективной решетки), поэтому с более длиннофокусным телескопом будет труднее регистрировать спектральные особенности ("линии") протяжённых объектов.

(продолжение ниже)

[Михаил Марычев]

Для оценки основных параметров и возможностей удобно воспользоваться следующим калькулятором:

http://www.rspec-astro.com/calculator/

http://www.patonhawksley.co.uk/calculator/ (тот же калькулятор, но на другом сайте)

[Михаил Марычев]

а с телескопом ведь тоже можно эту решетку использовать? В данном случае она устанавливается перед матрицей?

Возможен и другой вариант - поставить решётку сразу после окуляра, и следом за ней камеру с объективом. Такая схема в обычной астрофотографии известна как афокальная съёмка. Плюс - "параллельный" пучок света (от конкретного объекта, скажем, звезды) на выходе из окуляра, падающий на решётку, и как следствие, повышение спектрального разрешения. Помимо возросшей сложности схемы есть и другие минусы - может использоваться не весь диаметр решётки (то есть не все штрихи), если выходной зрачок окуляра мал, и виньетирование за счет плохого согласования окуляра телескопа и объектива камеры. Поэтому имеет смысл использовать такую схему с длиннофокусным окуляром.
Про такой вариант использования SA можно посмотреть здесь:

http://www.threehillsobservatory.co.uk/astro/spectroscopy_19.htm

Он хорош ещё тем, что позволяет добавить в схему щель - её надо ставить в фокальной плоскости объектива телескопа.

[Хрущев]

Ясно спасибо. Остановлюсь пока на бесщелевом варианте, монтировки нет приличной что бы компенсировать выдержкой низкую светосилу системы. Нашел массу информации по спектроскопию с этой решеткой, оказывается на западе это направление довольно популярное. Пожалуй куплю SA-200, она более универсальная получается, для моего оборудования, даже с добом 16" можно будет попробовать на экваториальной платформе.

[Михаил Марычев]

Ясно спасибо. Остановлюсь пока на бесщелевом варианте, монтировки нет приличной что бы компенсировать выдержкой низкую светосилу системы. Нашел массу информации по спектроскопию с этой решеткой, оказывается на западе это направление довольно популярное. Пожалуй куплю SA-200, она более универсальная получается, для моего оборудования, даже с добом 16" можно будет попробовать на экваториальной платформе.

Ну что же, на мой взгляд, разумное решение. Кстати, то, что за рубежом любительская астроспектрография развита и соответствующая информация системно представлена, я отмечал ещё на первой странице этой темы (см. Ответ #11). На нашем форуме поиск тоже кое-что дал (см. Ответ #19 там же).

[Михаил Марычев]

Остановлюсь пока на бесщелевом варианте

Тогда в дополнение к моему ответу #100, где речь шла о бесщелевом спектрографе, в котором решетка помещается перед матрицей на пути сходящегося пучка света от объектива телескопа, добавлю ссылку на краткое описание основных факторов, лимитирующих спектральную разрешающую способность именно такого варианта спектрографа:
   
http://users.erols.com/njastro/faas/articles/west01.htm

В частности, здесь речь идёт о спектральной или хроматической коме (chromatic coma, см. параграф 1 статьи), которая эту разрешающую способность ухудшает с увеличением светосилы телескопа (я упоминал об этом выше). В Вашем варианте (f/10) число N = 10, и простые оценки по приведённым в статье формулам покажут, что для такого телескопа в комбинации со Star Analyser 200 хроматическая кома не будет сильно выделяться на фоне других факторов.

[Хрущев]

Получил таки Star analyser 200. Провел первые эксперименты по ярким звездам.
Сетап 1:
Star analyser 200 + Юпитер-37 (135мм фокус) + canon 350D + фотоштатив = Проблема - в видоискатель ничего не видно, а нужно  спектр расположить параллельно ширине матрицы и перпендикулярно суточному движению звезды  Помучился и плюнул пока на это.
Сетап 2:
Рефрактор 102/500 задиафрагмированный до f/10 + Star analyser 200 + QHY5L-IIc + монтировка без ведения = Уже лучше - легко выставил решетку относительно камеры и движения звезды. Матрица крохотная - нулевой порядок не помещается в кадр по техническим причинам, но пока что есть, то есть. Получил спектр Проциона, дрейфом 5сек, немного поколдовал в фотошопе. Калибровка оказалась нетривиальной задачей, надеюсь что правильно нашел на спектре На и Нb. Ах да, использовал RSpec.

[nolv]

Провел первые эксперименты по ярким звездам.

А исходник спектрограммы можно посмотреть?

[Михаил Марычев]

Получил таки Star analyser 200. Провел первые эксперименты по ярким звездам.

Поздравляю с приобретением и с первыми результатами!

А исходник спектрограммы можно посмотреть?

Присоединяюсь к вопросу - тоже хотелось бы взглянуть на исходную картинку спектра.

[Хрущев]

Вот примерно так выглядят исходники. Нужно снимать калибровочные - дарки и флеты. И пока не могу для себя прояснить как лучше снимать с ведением или без?

[krussh]

Калибровка оказалась нетривиальной задачей, надеюсь что правильно нашел на спектре На и Нb. Ах да, использовал RSpec.

[Хрущев]

Выходит я не правильно нашел Бальмер-альфа, нужен четвертый отрицательный пик справа. Вы их узнаете по внешнему виду, всегда спектр атмосферы имеет такой вид?

[krussh]

Выходит я не правильно нашел Бальмер-альфа, нужен третий отрицательный пик справа. Вы их узнаете по внешнему виду, всегда спектр атмосферы имеет такой вид?

насмотрелся в избытке.
вот пример:

[krussh]

вот еще
http://www.astrosurf.com/buil/us/vatlas/vega0.gif

[Хрущев]

Значит вот так будет правильней откалибровать спектр?

[krussh]

Значит вот так будет правильней откалибровать спектр?

сейчас аш-альфа на 800нм. два широких провала справа и слава от от пика - это "дыра" между кривыми пропускания фильтров.
вправо от аш-альфы начинается атмосфера - не очень глубокий провал, широкая депрессия и глубокий провал.

[nolv]

Как-то так примерно.
Есть к чему стремится.

[Михаил Марычев]

Тоже внесу свои "пять копеек" в калибровку этого спектра, см. картинку.
Для калибровки по длинам волн использовались указанные на рис. длины волн водородных линий и средние длины волн для трёх молекулярных полос, калибровочная функция - полином третьей степени.
Исходный авторский спектр взят из сообщения #109 этой темы.

[Gleb1964]

Тоже внесу свои "пять копеек" в калибровку этого спектра, см. картинку.
Для калибровки по длинам волн использовались указанные на рис. длины волн водородных линий и средние длины волн для трёх молекулярных полос, калибровочная функция - полином третьей степени.

тут, понимаете, такая вот проблема - этот спектр, не спектр источника излучения, а свертка спектра источника излучения со спектрами эффективности дифракционной решетки, спектрального пропускания оптики и спектрального отклика приемника. Спектр источника еще нужно восстановить. А для этого нужна калибровка по опорному источнику, типа "абсолютно черного тела", излучающего при известной стабильной температуре. Такие источники недешевы. Но с ними можно делать калибровку спектрометров, даже радиометрическую калибровку, поскольку для "абсолютно черного" источник известна не только зависимость формы спектра от температуры, но и абсолютная яркость.
Соответственно, спектр, который здесь представлен - он деформирован. Линии поглощения, расположенные на "склонах", смещены из-за наложенных градиентов. Поэтому волновая калибровка имеет значительные погрешности. Их можно оценить по остаточным погрешностям подгонки полинома, если число точек для подгонки будет хотя бы на 2 больше степени полинома, используемого для моделирования дисперсии (т.е., когда полином подгоняется методом наименьших квадратов).
Если для полинома 3-й степени взять 4 точки - он пройдет прямо по точкам, никаких остаточных погрешностей для оценки не будет. Но если точек использовано от 5 и более, то полином пройдет с отклонениями по самим точкам, что дает возможность оценить качество подгонки.

[Михаил Марычев]

тут, понимаете, такая вот проблема - этот спектр, не спектр источника излучения, а свертка спектра источника излучения со спектрами эффективности дифракционной решетки, спектрального пропускания оптики и спектрального отклика приемника. Спектр источника еще нужно восстановить. А для этого нужна калибровка по опорному источнику, типа "абсолютно черного тела", излучающего при известной стабильной температуре. Такие источники недешевы. Но с ними можно делать калибровку спектрометров, даже радиометрическую калибровку, поскольку для "абсолютно черного" источник известна не только зависимость формы спектра от температуры, но и абсолютная яркость.
Соответственно, спектр, который здесь представлен - он деформирован. Линии поглощения, расположенные на "склонах", смещены из-за наложенных градиентов. Поэтому волновая калибровка имеет значительные погрешности. Их можно оценить по остаточным погрешностям подгонки полинома, если число точек для подгонки будет хотя бы на 2 больше степени полинома, используемого для моделирования дисперсии (т.е., когда полином подгоняется методом наименьших квадратов).
Если для полинома 3-й степени взять 4 точки - он пройдет прямо по точкам, никаких остаточных погрешностей для оценки не будет. Но если точек использовано от 5 и более, то полином пройдет с отклонениями по самим точкам, что дает возможность оценить качество подгонки.

Согласен с Вами по всем пунктам. Сам имею некоторое отношение к практической спектроскопии, и подтверждаю, что всё Вами написанное вполне жизненно. Если делать "со смаком", то я бы сначала приблизительно откалибровал исходный спектр по длинам волн, потом сделал бы его калибровку по интенсивности (при возможности), а после этого уточнил бы калибровку по длинам волн. Но и на этом этапе эффект сдвига линий за счёт их расположения на склонах спектра никуда не исчезнет, и для лучшей оценки параметров отдельных пиков лучше делить исходный спектр на его сплошную составляющую (не содержащую линий поглощения или эмиссионных линий).
В рассматриваемом примере я для калибровки взял шесть точек, а полином - 3-й степени, что, на мой взгляд, наиболее подходит в этом случае, поскольку позволяет получить удовлетворительную калибровку на всём диапазоне, и в то же время не пропадает возможность оценить остаточные сдвиги (думаю, что вклад в них будут вносить не только смещения линий на склонах, но и оптические аберрации схемы, верно?).