 |
| Schéma vedení optických vláken. Světlo. |
Rozhodli jsme se natáhnout optická vlákna z primárního ohniska do ohnisek coudé, kde jsou spektrografy (alternativně jsme diskutovali možnost natáhnout vlákna z Cassegrainova ohniska). Protože pracujeme se dvěma spektrografy (původní jednořádový a novější ešeletový z roku 2004), rozhodli jsme se natáhnout vlákno pro každý spektrograf zvlášť. Posunutím jezdce v primárním ohnisku je možné nastavit do optické osy jedno či druhé vlákno a tak vrhnout světlo do jednoho či druhého přístroje.
Přitom řády v ešeletovém spektrografu jsou zobrazeny těsně jeden vedle druhého a neumožňují zobrazit (a odečíst) rozptýlené světlo oblohy. Proto jsme do ešeletu natáhlí jedno vlákno.
Naproti tomu v jednořádovém spektrografu se zobrazuje jenom jeden řád spektra na poměrně široký CCD čip, takže po obou stranách spektra hvězdy je dost místa na odečtení rozptýleného světla oblohy - což je platné například při pozorování poblíž měsíčního úplňku. Proto jsme do jednořádového spektrografu natáhli dvě vlákna - jedno pro světlo hvězdy (toto vlákno je možné nastavit přesně do optické osy) a druhé pro zobrazení pozadí noční oblohy (to je namířené vždy nepatrně mimo optickou osu).
Z primárního ohniska tedy vedou tři vlákna.
Je však též nutné pořizovat kalibrační spektra, a to spektrum Thorium Argonové výbojky pro určení vlnových délek, a wolframové žárovky (tzv. Flat Field) pro kalibraci účinnosti jednotlivých pixelů na CCD 4ipu ve spektrografu. Zejména wolframová žárovka má výkon cca 40W a zahřívá se, což by mohlo vést k turbulenci v oblasti primárního ohniska. Proto jsme se rozhodli umístit oba zdroje kalibračních světel jinde a kalibrační světlo vést do prímárního ohniska dalšími dvěma vlákny: tato vlákna tedy vedou "nahoru".
|
| Schéma vedení optických vláken. Světlo. |
Pokud chce astronom pořídit některé kalibrační spektrum, posune se jezdec s "hvězdnými" vlákny tak, aby se příslušné kalibrační vlákno postavilo proti příslušnému "hvězdnému" vláknu a kalibrační světlo se promítne do spektrografu.
 |
| Schéma uspořádání optických vláken v primárním ohnisku dalekohledu. Světlo. |
 |
 |
 |
| Uspořádání s fotometrickým a spektroskopickým modulem. Světlo. |
 |
| Finální uspořádání v primárním ohnisku. Vpravo je detail pointačního zrcátka se vstupy do optických vláken. |
Objektiv fotometrické kamery byl vyroben ve firmě TopTec Turnov.
Kamera:
Výrobce: Moravian Instruments Typ: G2 MarkII 3200 CCD čip: KAF-3200ME, 2252x1544, rozměr pixelů 6.8x6.8 micronů gain: 0.93 Čtecí šum: 9 ADU Chlazení: Peltier Filtrové kolo: pětipoziční, vnitřní Použité filtry: u', g', r', i', z' Zorné pole: 7x5 minut Efektivní ohnisková dálka v primárním ohnisku při použití kamery: 700cm Rozlišení: 0.2"/pixel
 |
| Galaxie M82 fotografovaná fotometrickou kamerou v Ondřejově (autor Martin Jelínek. |
 |
 |
 |
 |
 |
Výstup z "hvězdných" vláken je složitý a podstatně se liší pro oba spektrografy. Ve vláknu dochází k degeneraci svazku - tzv. "focal ratio degradation". Zatímco na vstupu do optického vlákna je sbíhavost světelného svazku daná světelností primárního zrcadla a má hodnotu 1:4.5 (9 metrů ohniskové délky děleno 2m průměru pupily), na výstupu z vlákna je světenost menší a má hodnotu 1:4 (změřeno pro konkrétní použité vlákno). Přitom však oba spektrografy jsou konstruované na světelnost v coudé ohnisku, která má (ovšem pro oba spektrografy) hodnotu 1:32 (64 metrů efektivní ohniskové délky děleno 2m pupily). Pro oba spektrografy je tedy nutno za výstup z vlákna instalovat tzv. korektor světelnosti z 1:4 na 1:32.
Tento korektor má tu vlastnost, že rozšíří světelný svazek 8x - je to dáno poměrem nové a původní světelnosti: 32:4=8. Protože aktivní (světlo vedoucí) jádro optického vlákna má průměr 0.1mm (viz. dále), je svazek vystupující z konvertoru světelnosti široký 0.8mm. A právě zde se začínají odlišovat oba spektrografy.
Ešelet je konstruován pro vstupní štěrbinu širokou 0.6mm. Při svazku širokém 0.8mm je světelná ztráta nepatrná (navíc k okrajům intenzita osvětlení klesá, příčný profil světelného svazku je zhruba gaussovský). Lze ji snížit na nulu rozšířením štěrbiny za mírného poklesu rozlišovací schopnosti spektrografu.
Proto optika nevyžaduje žádné mimořádné systémy. Výstup z optického vlákna před vstupní štěrbinou spektrografu je řešena dvěma jednoduchými optickými prvky: první optický systém z výstupního svazku (světelnost 1:4) vytváří rovnoběžný svazek, druhý prvek z tohoto svazku vytváří sbíhavý svazek 1:32, zaostřený přesně na štěrbinu ešeletového spektrografu. Fakticky se jedná o dva kolimátory. Prostor mezi nimi je limitován rozměrem štěrbinové hlavy spektrografu. Je dostatečný na to, aby se do prostoru mezi oba prvky (technicky se nazývají "konvertor" a "reduktor") vešla jodová buňka, kterou v Ondřejově máme pro přesné měření radiálních rychlostí.
|
| Jednoduché schéma výstupu z optického vlákna v uspořádání pro ešelet. Do prostoru mezi konvertor a reduktor, kde je světelný svazek rovnoběžný, lze vložit jodovou baňku. |
|
| Realizace výstupu z optického vlákna v ešeletu. Z důvodů justáže je ještě funkční štěrbinová kamera, na kterou se původně pointovala hvězda na vstupní štěrbinu spektrografu. Tam, kde je štěrbinová kamera uložena, tj. v prostoru mezi reduktorem a konvertorem světelnosti, lze umístit jodovou baňku. |
Toto uspořádání je dokonce oticky vhodnější než předchozí. Původně byla totiž jodová buňka umístěna do světelného svazku, který byl fokusován jednak primárním zrcadlem, a jednak vypuklým hyperbolickým sekundárním zrcadlem (ostatní zrcadla, která vedla světelný svazek ke štěrbině ešeletu, byla rovinná, tj. opticky neutrální). To ovšem znamenalo, že jodová buňka byla v zužujícím se světelném svazku. Vstupní a výstupní okno baňky je vyrobeno z planparalelních skleněných desek, které jsou opticky neutrálním prvkem, ale pouze v rovnoběžném světelném svazku. To však neplatilo. Tedy jodová buňka měnila chod světelného svazku a rozostřovala spektrograf.
V novém uspořádání to neplatí, protože jodovou baňku lze umístit do rovnoběžného světelného svazku.
V jednořádovém spektrografu je situace horší, ten je konstruován pro štěrbinu širokou 0.2mm. Při zachování šířky štěrbiny by došlo k ohromnému poklesu účinnosti (vůbec by nebylo potřeba dělat nějakou modernizaci dalekohledu), nebo by se musela štěrbina rozšířit tak, že by fakticky nebylo možné data rozumně zpracovat, o nízkém rozlišení spektrografu nemluvě (to jsme otestovali). Bylo tedy nutné použít tzv. kráječ obrazu (angl. "image slicer")
My jsme se rozhodli pro neklasické řešení, které je unikátní: místo image sliceru jsme se rozhodli použít tzv. "free form" zrcadlo. To je složitě tvarované zrcadlo (nebrousí se, ale obrábí se laserovým svazkem nebo speciálním miniaturním CNC soustruhem), které ve své ohniskové rovině transformuje světelný svazek do předem zvoleného tvaru. Pracovníci TopTecu nám ukázali "free form" zrcadlo, které kruhový svazek zobrazí do obdélníčku, a to do obvodového obdélníčku, v němž světlo je soustředěno do obvodu, nikoliv do celé plochy.
Podobné "free form" zrcadlo jsme použili k imitování štěrbiny. Světelný svazek kruhového průřezu o průměru 0.8mm jsme transformovali do (plného) obdélníčku širokého 0.2mm a výšce 4mm. Protože v jednořádovém spektrografu máme dvě vlákna, použili jsme dvojité "free form" zrcadlo. Vlastní štěrbinu jsme také použili, abychom odstranili rozptýlené světlo, které vzniká ohybem na opracované ploše zrcátek.
Tato "free form" zrcadla hrají roli image sliceru, a rovněž konvertoru/reduktoru světelnosti z 1:4 na 1:32.
 |
| Dvojité "free form zrcadlo" pro dvě optická vlákna v jednořádovém spektrografu (coudé 1) . Žlutě vyznačeno světlo hvězdy, zeleně světlo pozadí oblohy. Pro přehlednost není na výstupu z vláken zobrazen konvertor světelnosti. |