16 de Agosto 2003
Michael Richer
Durante el último año y
medio hemos hecho varias observaciones con el objetivo de caracterizar la
eficiencia del espectrómetro MES-SPM, identificar las líneas de la lámpara de
calibración y caracterizar su estabilidad espectral. La eficiencia medida para fuentes
resueltas es alta, hasta 11% en Halfa y [S II]. Para fuentes puntuales, las eficiencias caen
por un factor de 1.6-2.6. Estas
eficiencias incluyen la influencia de la óptica del telescopio, el filtro de
interferencia para aislar el orden espectral deseado, la eficiencia del CCD y
el efecto de la rendija para fuentes puntuales, así que representan mucho más
que la eficiencia neta del espectrómetro mismo a diferentes longitudes de onda. Presento identificaciones de la lámpara de Th-Ar en (partes de) siete
órdenes espectrales. Presento los
resultados de un estudio indicativo de la estabilidad
espectral del espectrómetro, encontrando una precisión absoluta de ±0.03Å o ±1.5 km/s.
Para los no iniciados, el
MES-SPM es un espectrómetro echelle de rendija larga
optimizado para observaciones de fuentes extendidas débiles (Meaburn et al. 1984, MNRAS, 210, 463; Meaburn
et al. 2003, RMxAA, en prensa). En lugar de un dispersor cruzado, se usan
filtros de interferencia para aislar los órdenes de interés. Hay rendijas de varias anchuras para variar
la resolución espectral.
Las observaciones se
obtuvieron las noches de 6 de enero 2002, 14 de mayo 2002, 18 de enero 2003 y
30 de abril 2003. La noche del 30 de
abril 2003 se obtuvieron observaciones sin rendija para poder medir la
eficiencia para fuentes resueltas y otras observaciones con la rendija de 150
micras para medir la disminución de la eficiencia debido a la rendija. Las demás observaciones se obtuvieron a
través la rendija de 150 micras (1.9 segundos de arco en el cielo). Todas las observaciones se hicieron con el
CCD SITe3. Los
tiempos de observación variaron de 30 segundos hasta 30 minutos dependiendo de
la estrella estándar involucrada (HD93521 o BD+33g2642).
La siguiente tabla indica
las eficiencias medidas para fuentes resueltas y fuentes puntuales. La definición adoptada para la eficiencia es
la fracción de fotones incidentes al espejo primario que se detectan por el
CCD. Para calcular la eficiencia del espectrógrafo,
extraigo el espectro de las estrellas estándares a espectros unidimensionales y
calibro en longitud de onda usando extracciones idénticas de la lámpara de ThAr. Corrijo los
flujos medidos por la extinción atmosférica y los comparo con los flujos
esperados, partiendo de las magnitudes AB tabulados, en ambos casos tomando en
cuenta la dispersión por pixel. En la corrección por la extinción atmosférica
uso la curva de extinción para San Pedro
Mártir publicado por Schuster & Parrao (2001, RMxAA, 37,
187).
Para usar estas eficiencias, uno
calcula el flujo esperado en el espejo primario y multiplica por la eficiencia
para obtener el flujo detectado por el detector.
|
longitud de onda |
eficiencia: fuentes
puntuales |
|
|
4686 |
|
0.029 |
|
5007 |
0.093 |
0.043 |
|
6550 |
0.129 |
0.050 |
|
6716 |
0.131 |
0.060 |
Las eficiencias para
fuentes resueltas es la eficiencia derivada de las observaciones del 30 de
abril 2003 que se obtuvieron sin rendija.
Se supone que se debería alcanzar estas eficiencias para fuentes
extendidas, p.ej., regiones H II y nebulosas
planetarias galácticas.
A H alpha, la eficiencia
debería ser aproximadamente 75% de la medida a 6550Å (Meaburn
et al. 1984).
Las eficiencias para
fuentes puntuales son derivadas de las observaciones hechas con una rendija de
150 micras del 6 de enero 2002, 14 de mayo 2002, 18 de enero 2003, y 30 de
abril 2003. Comparando las eficiencias
con y sin rendija del 30 de abril 2003, la eficiencia cae por un factor 1.6-2.6
cuando la rendija está puesta. La
calidad de imagen, el centrado del objeto en la rendija y el guiado del
telescopio pueden modificar sustancialmente las eficiencias para fuentes
puntuales. Es muy factible encontrar
eficiencias diferentes por un factor de 50% dependiendo de las
condiciones. Por esta razón, las
eficiencias para fuentes puntuales son solamente representativas. En la práctica, he comprobado que estas
eficiencias sí representan el rendimiento del MES-SPM para observaciones
espectroscópicas con la rendija de 150 micras en la línea de [O III]5007 para nebulosas planetarias extragalácticas
observadas durante una temporada en septiembre 2001.
Finalmente, favor de notar
que estas eficiencias son muy diferentes a las del espectrómetro mismo (ver las
referencias arriba), porque reflejan mucho más que la eficiencia del
espectrómetro mismo y, de hecho, están dominadas por las eficiencias de otros
componentes del sistema: la reflectividad de los
espejos del telescopio, la calidad óptica del filtro, la eficiencia cuántica
del CCD y, para observaciones de fuentes puntuales, la calidad de imagen/foco,
cuanto bien centrado está el objeto y la luz reflejada por la rendija. Por ejemplo, la caída de la eficiencia para
los filtros de He II 4686 y [O III]5007 se debe
principalmente a la respuesta del CCD
SITe3.
Se presentan las identificaciones de las líneas de la
lámpara de Th-Ar de dos
maneras en la tabla que sigue. En el
primer caso, se presenta solamente la lámpara de Th-Ar del MES-SPM. En
el segundo caso, el espectro de la lámpara de Th-Ar del espectrómetro coudé del
telescopio de 2.2m en Kitt Peak
está sobrepuesto para identificar líneas que podrían ser útiles a más alto
señal-a-ruido (y a más alta resolución espectral). Nótese que, con respecto a la lámpara Th-Ar de Kitt
Peak, la lámpara Th-Ar del MES-SPM tiene líneas de argón más fuertes con
respecto a las líneas de torio (particularmente evidente en la comparación
MES-SPM con KPNO en el filtro de He I 5876).
Las identificaciones de las líneas están basadas en el atlas Th-Ar de Kitt
Peak (espectro en
formato FITS, lista
de líneas).
|
línea de interés |
identificación de la lámpara
Th-Ar |
comparación MES-SPM y Kitt Peak |
|
He II 4686 |
||
|
[O III]5007 |
||
|
5200A |
||
|
He
I 5876 |
||
|
[O
I]6300 |
||
|
H I 6563 |
||
|
[S II]6716,6731 |
Las identificaciones de las líneas
de las lámparas cubren solamente aproximadamente la mitad de un orden, debido a
que el CCD intercepta solamente esta fracción de un orden.
Los filtros de He II 4686,
He I 5876 y [O I]6300 son de la serie nebular
galáctica I y no están normalmente instalados en el espectrómetro. El filtro de 5200A es de la serie de filtros extragalácticos y tampoco no está normalmente instalado en
el espectrómetro. Cualquier filtro
redondo de 50 mm debería caber en el portafiltros del
MES-SPM, pero la calidad de imagen dependerá del espesor óptico del
filtro. Generalmente, NO se
reenfoca el espectrómetro. Para
mayores informaciones, favor de contactar a José Alberto López.
La noche del 17 de enero 2003,
hicimos una prueba para comprobar la estabilidad de la calibración espectral
del espectrómetro. Observamos el sistema
binario 2S0114+650 (componentes B1 y estrella de neutrones) a través el filtro
He I 5876. Así, pudimos medir la línea
estelar He I 5876 y usar las líneas interestelares de Na
D 5889,5895 como referencia absoluta de velocidad. Tomamos 12 espectros de 2S0114+650 con
espectros de la lámpara ThAr intercalados, todos con
la rendija de 150 micras. Las
observaciones se extendieron sobre más de 3.5 horas durante la cual el ángulo
horario de la estrella cambió de +1.5 horas hasta +5.3 horas. La dispersión en longitud de onda de la línea
de Na D 5889 fue de solamente ±0.03Å,
o sea una dispersión en velocidad de solamente ±1.5 km/s. Se obtuvo esta alta precisión a pesar de que
el espectro se desplazó sobre el detector por casi 3 pixeles. Esto implica que, aunque el instrumento sufre
pequeñas flexiones, no hay flexiones entre el telescopio, la rendija y la
lámpara de calibración (o que las flexiones son mínimas). Entonces, la lección es muy clara: el
espectrómetro MES-SPM es capaz de una estabilidad espectral muy alta si se
cuida de tomar suficientes calibraciones.
Se esperaría aún menos dispersión en la calibración espectral usando la
rendija de 70 micras.
Agradezco a Serguei
Zharikov por conseguir los espectros necesarios para
calcular las eficiencias para fuentes resueltas. Agradezco la ayuda y paciencia de Gabriel
García, José Alberto López, Gustavo Melgoza y
Salvador Monrroy durante varias temporadas. Agradezco la colaboración de Leonid Georgiev en la prueba de
estabilidad del instrumento y la colaboración de Sandra Ayala en la
identificación de las líneas de la lámpara de ThAr en
el filtro de 5200A. Agradezco el
préstamo de un espectro de [OI]6300 por Will Henney
y Teresa García. Agradezco a John Meaburn, Alan Watson y José Alberto López por varias discusiones muy
útiles y constructivas con respecto a la derivación de eficiencias que
contribuyeron a mejorar sustancialmente este reporte.
