Wellenlängenkalibrierung

 

Meine website soll kein Lehrbuch über Amateurspektroskopie werden. Sie soll nur punktuell Hinweise, Tipps und Beispiele geben, die man andernorts nicht oder nur schwierig findet. Deshalb gehe ich hier nicht auf jedes Detail der Wellenlängenkalibrierung ein, zumal es sehr viele Methoden gibt, die man je nach den Zielen der Messung und Auswertung (geforderte Präzision) auswählt und die in den verschiedenen Auswerteprogrammen jeweils in unterschiedlicher Form implementiert sind.

Thema: Zeitliches Wegdriften der Wellenlängenskala

Wenn eine genaue Kalibrierung der Spektren wichtig ist, z.B. bei der Messung von absoluten Radialgeschwindigkeiten, wird vor und nach jeder Aufnahme des Objekts ein Kalibrierspektrum aufgenommen (Spektrograph mit Spalt vorausgesetzt). Mit meinem LHIRES III Spektrograh verwende ich bisher die eingebaute Neonlampe.

Häufig hat man in der Nacht kontinuierlich fallende Umgebungstemperatur, wodurch sich die Geometrie des Equipments inkl. des Spektrographs minimal ändert, was zu einer thermisch bedingten Drift des gebeugten Objektlichts und damit der Wellenllängenskala auf dem CCD führt.

Die folgenden Überprüfungen habe ich bei der Vorbereitung einer Kampagne zur Beobachtung des Periastrons des WR 140 mit seinem O4-Begleiter vorgenommen (September/Oktober 2008). Es handelte sich um den LHIRES III eines Freundes, der das Gerät für die Monate dauernde Kampagne am MONS-Teleskop in Teneriffa zur Verfügung stellt. Für die Kampagne mußte ein reducer (MEADE 0.63) und ein flip mirror (MEADE #647) inkl. Beobachtungsoptik in Zusammenarbeit mit Dr. Berthold Stober an den Lhires angepasst werden. Außerdem war der Spektrograph zu optimieren.

Die nebenstehende Grafik zeigt gleiche Ausschnitte aus zwei Neonspektren. Die beiden CCD-Bilder wurden ohne Veränderung des Gitterwinkels (Gitter 1200 g/mm) bei der Beobachtung von WR 140 mit einem zeitlichen Abstand von 20 Minuten aufgenommen (vor und nach einer WR 140 Aufnahme). Die Neonlinien wurden als Gaußprofil modelliert (in MIDAS ein Standardverfahren) und ihr Zentrum bestimmt. Die Differenz ist (1602,476 - 1605,211) Pixel = -2,735 Pixel.

Diese Differenz kann sich aus unterschiedlichen Komponenten zusammen setzen:

  1. Variable geometrische Verhältnisse, die sich bei der Bewegung der Neonglimmlampe ergeben (Ein- und Ausklappen, mechanische Toleranzen).
  2. Drift durch thermisch verursachte Änderungen.
  3. Drift in Folge von Verbiegungen des Spektrographen am bewegten Teleskop.

Welche Anteile die Effekte beitragen, können wir aus dem dargestellten Ergebnis nicht direkt entnehmen.

 

Um die Drift durch thermische und/oder auf Biegewirkungen basierende Einflüsse zu messen, wurden sechs 20 min Aufnahmen von WR 140 im Wellenlängenbereich des NaD-Dubletts mit dem gleichen, zu Beginn der Serie aufgenommenen Neonspektrum kalibriert. Dann wurden die Na-Linien durch Gaussfitting modelliert und ihr Zentrum bestimmt. Eine Auswertung der Zeitabhängigkeit der Wellenlängenminima der Na-Linien (5896 und 5889 Angström) zeigt die nebenstehende Grafik. Die Gleichungen der Regressionsgeraden sind eingetragen. Das betreffende pdf-Dokument ist hier abrufbar, und die Original-Excel-Datei hier.

Danach ergibt sich ein Trend von ca. -0,006 Pixel/min, was innerhalb 20 min etwa 0,12 Pixel entspricht.

Die Differenz der beiden Neonaufnahmen von -2,735 Pixel (siehe oben) ist also nur zu einem kleinen Teil durch den thermischen Trend oder Verbiegungsphänomene (-0,12 Pixel / 20 min) erklärt. Der Rest muß auf mechanische Instabilitäten des Klappmechanismus der Neonlampe zurückgeführt werden.

Im Vergleich zu meinem eigenen LHIRES III war die Streuung der Neonlinien von über 2,5 Pixel zu hoch. Deshalb hatte ich den Klappmechanismus der Neonlampe etwas verbessert und eine erneute Serie zur Reproduzierbarkeit der Neonlichteinkopplung unternommen.

Zuerst erzeugte ich einen künstlichen Temperaturgradienten, in dem ich den Lhires im Hause auf ca. 21°C aufheizte und dann in der Sternwarte bei 6°C Umgebungstemperatur direkt einer Messung unterzog. Dabei ergab sich ein starker Trend von rund -0,05Pix/min.
Nach einer zweistündigen Auskühlung des Spektrographen wiederholte ich die Serie in der Nacht, wobei ich in der geschlossenen Sternwartenkuppel verblieb (Aufheizeffekt durch Körperwärme, Sternwartentemperatur ca. 6°C). Es ergab sich der umgekehrte Trend, aber deutlich schwächer (+0,02 Pix/min). Außerdem bemerkte ich, dass bereits die Eigenwärme der Neonlampe zu einer Drift führt. Man sollte deshalb die Neonlampe nur kurz bis zur Beendigung der Neonbelichtung über dem Spalt belassen (ca. 10 sek.), dann zurückklappen und die Neonlampe ausschalten .

Die dritte Serie dauerte am nächsten Tag etwa 6 Stunden (10 bis 16 Uhr). In Abständen von 15 bis 60 Minuten nahm ich bei gleicher, unveränderter Gitterstellung bei stehendem Spektrographen Neonspektren auf, wobei die Neonlampe jeweils nur kurz über dem Spalt in Betrieb war. Ich selbst habe mich sofort nach der Aufnahme aus der Kuppel entfernt. An diesem bewölkten Tag waren auch nur geringe Umgebungstemperaturänderungen im Meßzeitraum zu registrieren.

Die Serie von 15 Aufnahmen ist nebenan für zwei Neonlinien dokumentiert.

 

Es ist nur ein geringfügiger Trend über die 6 Stunden für die beiden ausgewerteten Neonlinien vorhanden. Die Streuung ist eher zufällig.
Die Standardabweichung beträgt gerundet 0,23 Pixel. Mit der Dispersion von 0,38 Angström/Pixel bei Verwendung eines 1200 g/mm Gitters (CCD-Kamera = Sigma 6303 ME mit 9um x 9um Pixel) ist für die WR140-Kampagne also eine Standard-Kalibrierabweichung von ca. 0,23 x 0,38 = 0,08 Angström zu erwarten (wenn nicht noch andere Effekte dazu kommen).

 

Thema: Verwendbarkeitsbereich der Neonglimmlampen (Wellenlängenbereich)

Die üblichen neongefüllten Glimmlämpchen besitzen eine begrenzte Anzahl Emissionslinien, der vom Roten bis etwa 5800 Angström reicht. Spektrum siehe hier und hier.

 

Mit "Gewalt" = etwas längeren Belichtungszeiten lassen sich auch noch weitere Linien heranziehen, wie nebenstehende Grafik zeigt (Grafik anklicken zum vergrößern). Die Spektren sind 1s, 10s und 60 s lang belichtet.
Oben abgebildetes, 10s belichtetes Neonspektrum, kalibriert. Die Emission bei 5400,6 Angström ist durchaus nutzbar. Allerdings ist bei hoher Auflösung (2400 g/mm Gitter) die "Lücke" zwischen 5400 und 5850 Angström u.U. mit keiner Neonlinie erfasst und deshalb nicht kalibrierbar.

 

Thema: Benutzung einer externen Neonlampe (vor dem Teleskop)

Mein Spaltspektrograph LHIRES III von der Firma Shelyak besitzt eine interne Neonlampe, die vor den Spalt geklappt werden kann. Dabei wird der Spalt ganz ausgeleuchtet und ebenso der Kollimator, weil das Neonlicht von der Lampe rundherum abgestrahlt wird und kein eingegrenztes Öffnungsverhältnis besitzt.

 

Die von mir beutzte Neonlampe (auch als Bienenkorblampe bezeichnet). Sie ist relativ hell.

Die Situation ist anders, wenn eine Neonlampe direkt (ohne weiteren Diffusor) vor die Teleskopöffnung gehalten wird.

Nur dasjenige Licht erreicht den Spektrographenspalt, das innerhalb des Blickwinkels des Teleskops von der Lampe abgestrahlt wird. Das ist bei meinem C14 ein Raumwinkel von ca. 5° Öffnung.

Da die Lampe selbst eine endliche Ausdehnung hat (bei meiner Lampe geht das Licht von Elektroden aus, die etwa eine Größe von 30x40mm haben, vergl. Abbildung nebenan), wird nur ein kleiner Teil der Teleskopöffnung, entsprechend der geometrischen Größe der leuchtenen Lampenteile, ausgeleuchtet. In meinem Falle wird also nur eine Wellenfront von ca. 30x40mm zum Spalt geführt. Sternlicht dagegen leuchtet als ebene Wellenfront die gesamte Öffnung des Teleskops gleichmässig aus.

Es ist damit zu rechnen, dass die Lage einer Neonlinie auf der CCD abhängig wird von der Position des Neonlampe über der Teleskopöffnung.

Auch ist damit zu rechnen, dass die Spaltabbildung (als FWHM der Neonlinie meßbar) schmaler wird, weil der kleine Lampendurchmesser ein anderes Öffnungsverhältnis des Teleskops vortäuscht (es ist, als hätte man eine 25x40mm große Blende vor das Teleskop montiert).

Theorie hin, Theorie her. So etwas misst man am besten aus.

Dazu habe ich in der Abdenddämmerung einen Zeitraum abgewartet, in dem das Licht des gleichmässig bewölkten Himmels nur noch so hell ist, dass bei gleichzeitiger Beleuchtung der Teleskopöffnung mit Himmelslicht und mit der Neonlampe beide Spektren zu sehen sind: Das Spektrum des diffusen Tageslichts und die hellen (in der Aufnahme weiß erscheinenden) Emissionslinien der Neonlampe. Siehe linke Aufnahme.

Technik: Verwendung eines 1800g/mm Gitters, 38 um Spaltbreite, 200mm Spektrographenoptik (Lhires III), CCD KAF 1603ME. Dispersion = 0,20 Angström/Pixel.

Ein ausgewertetes Beispiel ist neben an zu sehen. Das rot gezeichnete Spektrum ist aufgenommen mit der internen Neonlampe, das schwarze ist mit der externen Neonlampe gemacht, wobei diese während der Aufnahme kreisend über der Teleskopöffnung bewegt wurde, um eine gleichmäßige Ausleuchtung der Öffnung zu simulieren.

Aufgetragen sind die integrierten Intensitäten von 10 Pixelzeilen (die gleichen für alle Aufnahmen). Bei Pixel 300 ist die H alpha Linie zu sehen. Die scharfen Absorptionslinien sind größtenteils terrestrische Wasserlinien. Die Neonlinien sind als 5 Emissionen dem Tageslichtspektrum überlagert.

Auf den ersten Blick sind beide Spektren identisch. Die Neonlinien erscheinen an gleicher Stelle.

Hier sind nun detailliertere Analysen durchgeführt.

Die beiden schwarz gezeichneten Emissionslinien gehören zur internen und zur externen Lampe, wobei letztere kreisend über die gesamte Teleskopöffnung geführt wurde (60s Belichtung). Sie sind offensichtlich nicht verschoben und besitzen etwa die gleiche Halbwertsbreite FWHM = 5.5 Pix.

 

Die anderen Spektren (grün, rot) wurden mit fixer Lampenposition aufgenommen, wobei die Längsachse des Spaltes als Bezug für die Position genommen wurde.

Das grüne Spektrum wurde in Lampenposition Längs1 aufgenommen. Die beiden Roten in Position Quer1 und Quer2.

Die FWHM der mit fixer Lampenposition aufgenommenen Spektren beträgt lediglich 3.0 bis 3.6 Pix, was ziemlich exakt der Spaltbreite von 38 um entspricht (9x9um² Pixel).

Das in Längs1-Position aufgenommene Spektrum ist gegenüber dem internen oder kreisenden nicht verschoben (Differenzen der mit Gaussfunktionen modellierten Linien ca. 0.1 Pixel).

Dagegen sind die beiden in den Lampenpositionen Quer aufgenommenen Spektren symmetrisch um ca. +- 2 Pixel verschoben!

Aus diesen Befunden ziehe ich die folgenden Schlüsse:

  1. Eine externe Neon (oder sonstige) Kalibrierlampe ist verwendbar.
  2. Entweder wird die Lampe fixiert in Längsrichtung des Spaltes oder sie wird kreisend über der Teleskopöffnung geführt, damit keine Richtung relativ zur Spaltachse bevorzugt wird.
  3. Lampenpositionen quer zur Spaltlängsachse führen zu signifikanten, aber konstanten, Verschiebungen des Kalibrierspektrums.

 

 

 

 

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