La eficiencia del espectrógrafo echelle REOSC con el CCD SITe3
26 de mayo de 2003
Michael Richer
Resumen
El espectrógrafo echelle REOSC con el CCD SITe3 y el dispersor cruzado de 300 l/mm tiene una eficiencia de al menos 1% en el intervalo espectral 4000-8000Å, con un máximo de 3.5% a 5900Å. Al azul de 3850Å, el echelle REOSC tiene una eficiencia mayor a la del espectrógrafo Boller & Chivens , por un factor de 2 a [O II]3727 y que crece mientras uno considera longitudes de onda más al ultravioleta. Aun a 3200Å, el echelle REOSC tiene una eficiencia de 0.3%. Las eficiencias anteriores son para fuentes extendidas. Para fuentes puntuales, la eficiencia es menor por un factor de 1.4-1.8. Parece que el espectrógrafo tiene un problema de viñeteo , por lo cual los últimos órdenes en el rojo sufren una reducción de la eficiencia por hasta un 33%, independientemente de su longitud de onda. Dado que el echelle REOSC se usa frecuentemente sin filtros para aislar el primer orden en el rojo, investigo la contaminación de los órdenes en el rojo y encuentro que debería ser menor a 4.5% del señal en primer orden en la gran mayoría de los casos. Finalmente, encuentro que la eficiencia medida en abril 2003 es 10% inferior a la medida en mayo 2001, lo que podría indicar que es tiempo de investigar la limpieza de la óptica del espectrógrafo, lo que proveería también una oportunidad de investigar su alineación. Todas las mediciones se hicieron con el CCD SITe3, sin filtro para cortar el segundo orden y con el dispersor cruzado de 300 l/mm, lo que representa la configuración instrumental más usada actualmente.
Observaciones
La tabla que sigue describe los datos que se usaron para determinar la eficiencia y otras características del espectrógrafo echelle REOSC (el echelle en lo siguiente). El CCD SITe3 fue el detector usado para todas las observaciones. Igualmente, se usó el dispersor cruzado de 300 l/mm y ángulo de blaze de 4.3 grados para todas las mediciones. No se usó un filtro para cortar el azul para ninguna observación, incluso las observaciones en el rojo. Esta configuración instrumental es la más comúnmente usada actualmente. (Existen filtros para cortar el segundo orden azul en el rojo, pero faltan monturas.) Todas las observaciones fueron de la estrella estándar HD 93521 (Oke 1990, AJ, 99, 1621) usando los flujos de la compilación de Jeremy Walsh del ESO. Como consecuencia, las eficiencias derivadas son restringidas al intervalo espectral 3200-9200Å. Todas las exposiciones fueron de 180 segundos. En tres ocasiones se tomaron tres exposiciones consecutivas con la rendija abierta de 150 micras seguidas de al menos una exposición con la rendija abierta de 800 micras. No hubo nubes visibles para ninguna de las observaciones. La tabla indica la inclinación del dispersor cruzado, la anchura de la rendija, el número de espectros y, para ciertos casos, un nombre para la configuración instrumental.
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Fecha |
Objeto |
Inclinación |
Ancho Rendija |
Espectros |
Configuración |
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30 mayo 2001 |
HD 93521 |
353g 30' |
800 micras |
2 |
|
|
|
|
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150 micras |
3 |
|
|
16 abril 2003 |
HD 93521 |
353g 43' |
800 micras |
1 |
óptica |
|
|
|
355g 50' |
800 micras |
1 |
roja |
|
|
|
352g 0' |
800 micras |
1 |
ultravioleta |
|
|
|
353g 20' |
800 micras |
1 |
óptica2 |
|
|
|
|
150 micras |
3 |
|
|
18 abril 2003 |
HD 93521 |
353g 20' |
800 micras |
1 |
óptica2 |
|
|
|
|
150 micras |
3 |
|
Cabe notar que el dispersor cruzado de 300 l/mm y ángulo de blaze de 4.3 grados es el dispersor cruzado optimizado para el visible. La longitud de onda de blaze, donde tiene su máxima eficiencia, es efectivamente de 4500Å en el echelle (5000Å en modo Littrow). Hay dos dispersores cruzados adicionales. El primero tiene 400 l/mm y un ángulo de blaze de 3.43 grados. Es el dispersor cruzado optimizado para el ultravioleta y azul, con una longitud de onda de blaze efectiva de 2700Å (3000Å en modo Littrow). Da una mayor separación de los órdenes que el dispersor cruzado de 300 l/mm. El último dispersor cruzado está optimizado para el rojo. Tiene 150 l/mm y ángulo de blaze de 3.4 grados, lo que implica una longitud de onda de blaze efectiva de 7200Å (7900Å en modo Littrow) y separa menos los órdenes que el dispersor cruzado de 300 l/mm. Con respecto a las eficiencias medidas con el dispersor cruzado de 300 l/mm, se esperaría una mejor eficiencia en el azul con el dispersor cruzado de 400 l/mm y una mejor eficiencia en el rojo con el dispersor cruzado de 150 l/mm.
La eficiencia del espectrógrafo echelle
Para calcular la eficiencia del espectrógrafo, extraigo los órdenes del espectro de las estrellas estándares a espectros unidimensionales, calibro en longitud de onda usando extracciones idénticas de la lámpara (de HeAr en este caso), comparo los flujos medidos de los espectros con los flujos estándares (con el programa standard en IRAF), uso esta comparación para calcular la función de sensibilidad para cada orden (con el programa sensfunc en IRAF) y, basado en la definición de la función de sensibilidad de IRAF, convierto estas funciones de sensibilidad a curvas de eficiencia según
eficiencia = 100.4S × g × (5.745×1021/lambda)
donde S es la función de sensibilidad (función de longitud de onda), g es la ganancia del CCD SITe3 (1.3 electrones/ADU) y lambda es la longitud de onda (en Å). Tomo en cuenta la extinción atmosférica con la curva de extinción de San Pedro Mártir (Schuster & Parrao 2001, RMAA, 37, 187) en standard y sensfunc. Con esta definición, la eficiencia es la fracción de fotones incidentes al espejo primario del telescopio que se detectan con el CCD SITe3.
La gráfica que sigue presenta la eficiencia del echelle medida a través una rendija ancha de 800 micras. La tabla que sigue indica la eficiencia máxima medida para cada orden. Notar que estas eficiencias son para fuentes extendidas. Consideraremos la eficiencia para fuentes puntuales más adelante. Hay una curva para la eficiencia en cada orden. En la gráfica , las curvas violetas , verdes , y rojas indican que la eficiencia fue derivada de las configuraciones instrumentales ultravioleta , óptica y roja , respectivamente, indicadas en la tabla de observaciones (día 16 de abril 2003). En el intervalo espectral 4000-8000Å, la eficiencia máxima en cada orden supera a 1% con un máximo de 3.5% alrededor de 5900Å. Naturalmente, hay una gran variación de la eficiencia dentro de cada orden debido a la función de blaze. Hay una concordancia excelente para la eficiencia máxima medida en un orden para las distintas configuraciones instrumentales, los valores quedando dentro de 2-3%, salvo si se trata de los últimos 2-4 órdenes más rojos de cada configuración. Comparando las curvas de eficiencia de las configuraciones óptica2 de los 16 y 18 de abril 2003, la noche del 18 tuvo ligeramente mejor transparencia y las eficiencias salieron 3-4% mayores.
La tabla siguiente indica la eficiencia máxima en cada orden medida la noche
del 16 de abril 2003. La longitud de
onda central de cada orden es la indicada por Echevarría et al. (1996, Reporte
Técnico del IA-UNAM, 96-02: "Espectro de Calibración del Helio y Argón con
la Nueva Cámara del Echelle en el Intervalo Espectral entre 3000 y 11000
Angstroms"). Cuando hubo mediciones
de la eficiencia para un orden en distintas configuraciones instrumentales, el
valor indicado en la tabla es el promedio, salvo si se trataba de un orden
dentro de los últimos en el rojo y en esos casos el valor es el máximo de los
medidos.
|
long. central |
eficiencia |
|
orden |
long. central |
eficiencia |
|
|
25 |
8952 |
0.0079 |
|
47 |
4762 |
0.0196 |
|
26 |
8608 |
0.0082 |
|
48 |
4663 |
0.0170 |
|
27 |
8289 |
0.0094 |
|
49 |
4567 |
0.0164 |
|
28 |
7993 |
0.0123 |
|
50 |
4476 |
0.0167 |
|
29 |
7717 |
0.0158 |
|
51 |
4388 |
0.0145 |
|
30 |
7460 |
0.0187 |
|
52 |
4304 |
0.0138 |
|
31 |
7220 |
0.0215 |
|
53 |
4223 |
0.0135 |
|
32 |
6994 |
0.0248 |
|
54 |
4145 |
0.0138 |
|
33 |
6782 |
0.0282 |
|
55 |
4069 |
0.0120 |
|
34 |
6582 |
0.0334 |
|
56 |
3997 |
0.0116 |
|
35 |
6394 |
0.0324 |
|
57 |
3926 |
0.0109 |
|
36 |
6217 |
0.0328 |
|
58 |
3859 |
0.0104 |
|
37 |
6049 |
0.0335 |
|
59 |
3793 |
0.0102 |
|
38 |
5890 |
0.0357 |
|
60 |
3730 |
0.0091 |
|
39 |
5739 |
0.0349 |
|
61 |
3669 |
0.0083 |
|
40 |
5595 |
0.0353 |
|
62 |
3610 |
0.0074 |
|
41 |
5459 |
0.0352 |
|
63 |
3552 |
0.0067 |
|
42 |
5329 |
0.0353 |
|
64 |
3497 |
0.0057 |
|
43 |
5205 |
0.0347 |
|
65 |
3443 |
0.0051 |
|
44 |
5086 |
0.0335 |
|
66 |
3391 |
0.0046 |
|
45 |
4973 |
0.0324 |
|
67 |
3340 |
0.0040 |
|
46 |
4865 |
0.0289 |
|
68 |
3291 |
0.0036 |
|
47 |
4762 |
0.0196 |
|
69 |
3244 |
0.0029 |
La pérdida de eficiencia en los últimos órdenes rojos
La noche del 16 de abril 2003, se obtuvieron observaciones de la estrella estándar con cuatro inclinaciones del dispersor cruzado del echelle. La gráfica que sigue repite parte de las curvas de eficiencia anteriores y se incluyen una parte de las curvas de eficiencia para la configuración óptica2 del 16 de abril. Las curvas violetas, verdes, amarillas y rojas están basadas en las observaciones de las configuraciones instrumentales ultravioleta , óptica , óptica2 y roja , respectivamente. Se ve claramente que los últimos órdenes rojos de las configuraciones instrumentales ultravioleta, óptica y óptica2 tienen eficiencias inferiores a las medidas cuando estos mismos órdenes no se ubican en el extremo rojo de las imágenes. La caída de la eficiencia llega a un 33% para el último orden en el rojo. Dado que la eficiencia cae para los cuatro últimos órdenes de la configuración ultravioleta y los tres últimos de la configuración óptica2, parece que el problema empieza alrededor de la columna 865 (el CCD SITe3 se monta en el instrumento con los órdenes a lo largo de las columnas). La explicación más sencilla para este efecto es que hay un viñeteo de ese lado. Este viñeteo podría resultar de una desalineación de varios elementos ópticos (colimador y rejillas) y probablemente se podría corregir con una revisión de la alineación de la óptica. Notar que este efecto es independiente de la longitud de onda.
La eficiencia para fuentes puntuales
En las tres ocasiones cuando hubo observaciones de la estrella estándar a través rendijas anchas (800 micras, 10.2") y normales (150 micras, 1.9"), pude medir la disminución de la eficiencia debido a la rendija. En todos casos, la eficiencia medida con una rendija ancha fue de 1.4-1.8 veces mayor a la medida con la rendija normal. Una disminución de la eficiencia por un factor de 1.4-1.8 no puede atribuirse totalmente al seeing, porque implica un seeing del orden de 3"-4", lo que es mucho peor que el seeing típico en el telescopio de 2.1m. Evidentemente, la calidad del enfoque, el centrado de la estrella y el guiado del telescopio también tienen un impacto significativo para fuentes puntuales. Evidencia en favor del impacto de los dos últimos efectos es que, en los tres grupos de tres espectros obtenidos a través la rendija normal, se observó dispersiones de 15-20% en el flujo detectado. Dado que todos los espectros tuvieron tiempos de integración de 180 segundos y que estos grupos de tres exposiciones fueron exposiciones consecutivas, no se esperan enfoques del telescopio o un seeing muy distintos entre ellas. En el único caso cuando hubo dos mediciones con una rendija ancha (en mayo del 2001), las eficiencias concordaron dentro de 2-3%, otra vez indicando que el centrado de la estrella y el guiado del telescopio impactan a observaciones de objetos puntuales.
La contaminación de los órdenes rojos por espectros azules de segundo orden
En un espectrógrafo echelle convencional, como el echelle REOSC, hay dos rejillas que dispersan la luz en varios órdenes. Los órdenes que normalmente son de interés son los órdenes de la rejilla echelle. Sin embargo, el dispersor cruzado también dispersa la luz en diferentes órdenes. Los usuarios que han observado con el echelle a longitudes de onda al rojo de 6000Å y sin filtro habrán notado la presencia de espectros débiles de segundo orden del dispersor cruzado entre los espectros brillantes de primer orden. Sin embargo, se ven solamente los órdenes impares de la rejilla echelle en segundo orden del dispersor cruzado, porque los órdenes pares caen por encima de los órdenes de primer orden del dispersor cruzado. La siguiente figura presenta el espectro obtenido en la configuración óptica del 16 de abril 2003 e indica varios espectros especificando sus órdenes tanto para la rejilla echelle como para el dispersor cruzado.
Dado que el echelle se usa frecuentemente sin filtros para aislar los órdenes rojos, es de interés estimar cuanto los espectros de segundo orden del dispersor cruzado contaminan los espectros de primer órden. Extraje los órdenes impares de segundo orden del dispersor cruzado de la configuración rojo y comparé el flujo con el flujo medido en primer orden de la configuración ultravioleta. La siguiente tabla lista el orden de la rejilla echelle, la longitud de onda central del orden, el cociente de los flujos en primer y segundo orden y la eficiencia resultante en segundo orden. Es notable cuanto rápidamente sube el flujo medido en segundo orden con respecto al flujo en primer orden para los órdenes más en el ultravioleta. Esto se debe a que las longitudes de onda en primer orden caen al azul de la longitud de onda de blaze para primer orden del dispersor cruzado (aproximadamente 4500Å), mientras que estas longitudes de onda caen al rojo de la longitud de onda de blaze para el segundo orden (aproximadamente 2250Å). Dado que la eficiencia de una rejilla cae más rápidamente al azul de la longitud de onda de blaze que al rojo, independientemente del orden, la eficiencia va cayendo hacia el ultravioleta en primer orden, pero, al revés, va creciendo hacia el ultravioleta en segundo orden.
|
long. central |
flujo 2do/1ro |
eficiencia 2do orden |
|
|
47 |
4762 |
0.002 |
0.00004 |
|
49 |
4567 |
0.010 |
0.00016 |
|
51 |
4388 |
0.017 |
0.00025 |
|
53 |
4223 |
0.025 |
0.00034 |
|
55 |
4069 |
0.037 |
0.00045 |
|
57 |
3926 |
0.050 |
0.00055 |
|
59 |
3793 |
0.077 |
0.00078 |
|
61 |
3669 |
0.104 |
0.00087 |
|
63 |
3552 |
0.144 |
0.00096 |
|
65 |
3443 |
0.189 |
0.00096 |
|
67 |
3340 |
0.258 |
0.00103 |
Para calcular la contaminación del espectro de primer orden por el espectro de segundo orden, es necesario considerar el espectro del objeto en cuestión. Un caso intermedio se obtiene suponiendo un espectro con el mismo número de fotones por pixel tanto en segundo orden como en primer orden, es decir dos veces el número de fotones por angstrom en segundo orden que en primer orden o cuatro veces la energía por angstrom en segundo orden que en primer orden. En este caso, uno puede interpolar los cocientes de flujo en segundo/primer orden de la tabla anterior (log(2do/1ro) frente a longitud de onda central del orden) para estimar estos cocientes y las eficiencias en segundo orden para los órdenes pares entre 50 y 68. Se puede calcular una contaminación del primer orden de la rejilla echelle por el segundo orden del dispersor cruzado según
contaminación = eficiencia(segundo orden) / (eficiencia(primero+segundo órdenes) - eficiencia(segundo orden))
para los órdenes 24 a 34 (en primer orden), obtiendo el resultado que se encuentra en la gráfica siguiente . Vemos que el segundo orden contribuye un máximo de 4.5% de los conteos que produce el primer orden para longitudes de onda entre 7200Å y 8400Å. En términos de estrellas, lo anterior aproxima a una estrella de tipo espectral A3-A5 (al menos para las longitudes de onda de 4000Å y 8000Å). Para espectros más azules, la contaminación será peor, para espectros más rojos, menor. Entonces, los que buscan pequeños cambios en perfiles de líneas en el rojo sin usar filtros para quitar la luz azul, ¡que tomen sus precauciones! Existen filtros para cortar el segundo orden en el rojo, pero que requiere hacer una montura para ponerlos en el espectrógrafo.
La evolución temporal de la eficiencia del echelle
La siguiente gráfica presenta la eficiencia máxima en cada orden observada en mayo 2001 y abril 2003. Salvo para los dos órdenes más rojos, las observaciones de mayo 2001 tienen una eficiencia 10-12% mayor que la eficiencia en abril 2003. Esta diferencia es suficientemente pequeña que podría resultar de varias causas, entre ellas una noche particularmente buena en mayo 2001, o una evolución en la óptica del echelle o del telescopio. El intervalo entre los aluminizados anteriores y las observaciones en mayo 2001 y abril 2003 fueron aproximadamente iguales, por lo cual la diferencia probablemente no se debe al estado de la óptica del telescopio de 2.1m. Además, una comparación de la eficiencia del Boller & Chivens en enero 2002 y enero 2003 indica que hubo poca evolución del estado de la óptica del telescopio de 2.1m o del CCD SITe3 en el pasado reciente. No se puede comprobar la calidad de la noche de observación en mayo 2001, pero probablemente valdría el esfuerzo de investigar la limpieza de la óptica del echelle en un futuro cercano. Esto proveería una oportunidad también de investigar la alineación de su óptica.
Comparación con el espectrógrafo Boller & Chivens
La gráfica que sigue compara las eficiencias de los espectrógrafos echelle y Boller & Chivens (ambos considerando fuentes extendidas). En el intervalo espectral 4500-8000Å, el Boller & Chivens tiene una eficiencia aproximadamente cuatro veces mayor a la del echelle. Fuera de este rango, la ventaja del Boller & Chivens cae con respecto al echelle. Al azul de 3850Å, el echelle tiene la mayor eficiencia, siendo dos veces más sensible a [O II]3727. Entonces, para proyectos que requieren observaciones de longitudes de onda que caen cercanas a los centros de los órdenes, como es el caso para observaciones de nebulosas, y donde la sustracción del cielo no domina, el echelle podría ser una opción interesante. La curva de extinción atmosférica pintada es la ley de extinción para San Pedro Mártir de Schuster & Parrao (2001, RMxAA, 37, 187).
Cabe resaltar que esta gráfica es otra evidencia que la mala eficiencia del Boller & Chivens en el azul no se debe a sus rejillas. El dispersor cruzado del echelle es una rejilla de 300 l/mm con ángulo de blaze de 4.3 grados, las mismas características que la rejilla que se muestra para el Boller & Chivens.
Es un placer agradecer a Philippe Eenens por su colaboración. Philippe obtuvo los datos de mayo 2001 y me regaló tiempo de su temporada de observación para obtener los datos de abril 2003. Igualmente, es un placer agradecer a Salvador Monrroy para su ayuda con las observaciones en abril 2003, particularmente para su paciencia el 16 de abril 2003 cuando hicimos muchos cambios del ángulo del dispersor cruzado y tomamos muchas lámparas de calibración. Agradezco a Rafael Costero, Juan Echevarría, Esteban Luna y Gaghik Tovmassian por varias discusiones muy informativas que ayudaron a mejorar sustancialmente este reporte.