Star Shel

Uno dei principali problemi che l'amatore (e non solo) deve affrontare nella spettroscopia a media- alta risoluzione è quello della modesta dispersione dello spettro ottenuto, che appare in genere una "striscia" di pochi angstrom.Mi spiego: ammettendo di avere una dispersione di 1 Angstrom per pixel ed usare per l'acquisizione una camera di 1024 x 768 pixel di risoluzione, l'ampiezza dello spettro ottenuto, nell'ipotesi che lo stesso sia parallelo al lato più lungo del sensore, è pari a 1X 1024, ossia a 1024 Angstrom, 100 nm circa.Considerato che lo spettro dal vicino UV (ca 380 nm) al vicino IR (ca 780 nm)ha un'ampiezza di circa 400 nm è facile intuire come detta acquisizione dello spettro dell'oggetto osservato sia parziale ed occorrano almeno 4 riprese per averlo tutto.Le cose peggiorano poi di molto allorquando si usano spettroscopi più potenti, diciamo con una dispersione di circa 0,05 a/pixel, nei quali, nell'ipotesi precedente, lo spettro si estende per soli 51,2 A, ovvero per soli 5,1 nm.In questo caso le riprese da effettuare per ottenere tutto lo spettro sarebbero circa 80!.La cosa comporta problemi notevoli, specie per un neofita, allorquando necessita trovare delle righe conosciute per effettuare la calibrazione dello spettro, e si deve quindi, perlomeno nella spettroscopia stellare (ma non solo) ricorrere a lampade di calibrazione.Ciò a parte questioni di risoluzione spettrale, ovvero della capacità di riprendere righe contigue di diversa lunghezza d'onda che, come vedremo, riveste un ruolo di primaria importanza.Per questo i moderni spettroscopi professionali utilizzano da alcuni anni spettroscopi basati su di un semplice principio:l'uso come elemento dispersore di reticoli di diffrazione cd."echelle" ovvero, traducendo il francesismo, a scala: il nome deriva dall'uso di un profilo delle incisioni del reticolo fatto, appunto come i gradini di una scala; il profilo delle incisioni individua l'angolo di blaze del reticolo, ovvero l'ordine spettrale verso il quale viene convogliata la massima parte dell'energia luminosa, ed un tale profilo assomiglia a quello della figura che segue:

One of the main problems that the amateur (and not) faces in the medium-high-resolution spectroscopy is the low dispersion spectrum obtained, which is usually a "strip" of a few angstrom.I explain: admitting to have a dispersion of 1 Angstrom per pixel for the acquisition and use a camera of 1024 x 768 pixel resolution, the amplitude of spectrum obtained under the assumption that the same is parallel to the longest side of the sensor is equal to 1X 1024, ie 1024 Angstroms, about 100 nm .Considering that the spectrum from near UV (about 380 nm) to near IR (about 780 nm) has a width of about 400 nm it is easy to imagine how such an acquisition of the spectrum of the observed object is partial and takes at least 4 times to get the whole of it . Things get worse when you use a more powerful spectroscope, say with a dispersion of about 0.05 A / pixel, in which in the spectrum extends for only 51.2 A, or to just 5.1 nm.In this case the shooting to be carried out about 80 times to obtain the whole spectrum!. The thing leads to problems, especially for a neophyte, when needed to find some known lines to make the calibration of the spectrum itself, and must therefore, at least in stellar spectroscopy (but not only) use calibration lamps .This aside questions of spectral resolution, or ability to show the contiguous rows of different wavelengths,that plays a role of primary importance.For this modern professional spectroscopes use for several years based on a simple principle: the use as a main dispersor diffraction gratings. "echelle" or, translating the French, ladder: name is derived from a profile of the cuts of the grating made just like the rungs of a ladder: the profile of the cuts, which identifies the angle of the grating blaze, and the spectral order towards which is directed the highest part of light energy, has a profile that resembles the following figure:

Ora,tenuto conto che gli studi sull'alta risoluzione in spettroscopia hanno accertato che il potere risolutivo di un reticolo deriva non tanto dal numero di incisioni per mm del reticolo stesso, ma bensì dal profilo e dalla reciproca distanza delle incisioni stesse e dagli angoli di illuminazione e diffrazione che queste permettono, in quanto gli angoli più grandi convogliano l'energia luminosa verso gli ordini maggiori, che , come si sa, hanno anche maggiore dispersione e risoluzione.

Now, given that the studies on high-resolution spectroscopy have established that the resolving power of a grating is driven less by the number of incisions per mm of grating, but rather from the profile and the same mutual distance of the cuts and from the angles of lighting and light diffraction that they allow, as the largest angles convey light energy to the major orders, which, as we know, also have greater dispersion and resolution.

Come si osserva dalla figura, la maggiore spaziatura tra le incisioni ed il diverso profilo di queste permettono angoli di blaze maggiori verso ordini più alti.L'inconveniente è dato dalla sovrapposizione degli ordini (in pratica la sovrapposizione degli spettri) , che non permetterebbe di osservare un'immagine spettrale incisa, se non si ricorresse ad un espediente: questo, molto semplice, è dato da un secondo elemento dispersore , un prisma, un grism, o un secondo reticolo posto "a croce" col reticolo echelle, che ha il compito di separare gli ordini sovrapposti, rendendo ciascuno di essi leggibile.In realtà è quindi l'elemento separatore che fa il gioco e rende lo strumento operativo.L'output è dato non da un singolo spettro, ma da una serie di segmenti spettrali che vanno dall'UV all'IR passando per il blu, verde e rosso.Il fenomeno della sovrapposizione degli ordini per i reticoli a ridotto numero di l/mm e per gli ordini più elevati è sintetizzato nella figura che segue.

As can be seen from the figure, the greater spacing between incisions and the profile of these allow blaze angles toward higher orders .The problem is given by the overlap of the orders (in practice the overlap of the spectra), which will cause a bad spectral image , To avoid this you have to recourse to an expedient: this is very simple,and is given by a second element, a prism, a grism, or a grating, placed in "cross" with the echelle grating, with the task to separate the overlapping orders, making each leggibile.In reality is it then the separator makes the game and makes the instrument operational.The output is not given by a single spectrum, but by a series of spectral segments ranging from UV to the IR via the blue, green and red.The phenomenon of overlapping of orders for gratings with reduced number of l / mm and higher orders is summarized in the following figure.

Qui di seguito è riportato uno schema di un Echelle professionale, quello che equipaggia HERMES, lo spettroscopio ad alta risoluzione applicato al telescopio spagnolo "Mercator" da 1,2 mt a La Palma.Si tratta di un progetto fondamentalmente semplice (forse il più semplice che sono riuscito a trovare tra gli strumenti professionali).Si tratta fondamentalmente di uno schema di tipo Ebert, autocollimante, con uno specchio parabolico che prende la luce proveniente da una fibra ottica, la invia all'echelle sotto forma di un fascio collimato che viene poi reinviato ad un elemento dispersore a croce formato da due prismi ed un gruppo di lenti correttore, e quindi alla camera di ripresa.

Below is shown a diagram of a professional Echelle what equips HERMES, high-resolution spectroscope applied to the Spanish "Mercator"1.2 meters telescope to La Palma Observatory. The project is a fundamentally simple (perhaps the simplest I managed to find among the professional ones). It's basically an Ebert type design, autocollimating, with a parabolic mirror that takes the light from an optical fiber,and send it to the echelle in the form of a collimated beam that is then sent back to the cross element formed by two prisms and a corrector lens group, and then to the imaging camera.

La costruzione di uno strumento del genere costituisce una vera sfida per l'amatore , dato che gli elementi in gioco e la loro collocazione richiedono una meccanica sofisticata e senza compromessi.Ciò giustifica anche il costo di tali spettroscopi, che si aggira mediamente sull'ordine di parecchie migliaia di euro, anche nel caso di strumenti non strettamente professionali.Data la mia esperienza nel campo, mi sono tuttavia chiesto in molteplici occasioni se poteva essere concepito e reso funzionante uno spettroscopio a echelle di costruzione casalinga, senza disporre di un'officina meccanica, modificando componenti già esistenti sul mercato.Condizione necessaria e sufficiente era, tuttavia, di sperimentare un progetto della massima semplicità, che riducesse al minimo le innegabili e numerose difficoltà.Naturalmente anche tale approccio non si rivelava immediato per il semplice motivo che la documentazione informativa rinvenibile, in forma cartacea o digitale su tali strumenti astronomici è praticamente inesistente, e quella rinvenibile sul web tratta in genere di sofisticati e complessi spettroscopi a echelle per grandi telescopi professionali .Sono dovuto pertanto partire da zero o quasi, facendo esperienza in proprio e con gli scarsi mezzi a mia disposizione.Sono partito quindi dalle informazioni di carattere generale esistenti sul web, e sicure (in quanto alcune di esse sono alquanto contraddittorie), sui componenti necessari e la loro collocazione: un reticolo a scala; un prisma equilatero per spettroscopia , un ottica di collimazione ed una di osservazione per fare il mio primo prototipo, mostrato nella foto che segue.

The construction of such an instrument is a real challenge for the amateur, as the elements involved and their location require a sophisticated mechanical structure, without compromises.This also justifies the cost of such spectroscopes, which cost up to several thousands euros, even if the instruments are not strictly professional.Given my experience, I have asked myself on many occasions, however, if it could be conceived and delivered a functioning echelle spectroscope of home construction without having a workshop for mechanical components, by modifying the existing elements already present on the market. Necessary and sufficient condition, however, was to experience a project of the utmost simplicity,to reduce the difficulties to a minimum.But even this approach proved to be not immediate for the simple reason that the documentation and informations in paper or digital form on these astronomical instruments is virtually nonexistent, and those found on the web are usually about sophisticated and complex echelle spectroscopes for large professional telescopes. I had to start from scratch or almost so, doing my own experience and with the limited means available.I started from general information on the web, about the components needed and their placement: an echelle grating, an equilateral prism for spectroscopy, a collimating lens and a viewing one to do my first prototype, shown in the picture below.

Questo progetto"classico" che usava un prisma come cross disperser sembrava funzionare, ma presentava l'inconveniente di essere pesante ed ingombrante, tanto da richiedere l'alimentazione separata con una fibra ottica collegata al telescopio, soluzione che io volevo invece evitare, così decisi di metterlo da parte per una soluzione più pratica, semplice e meno ingombrante , al punto da poter essere applicata direttamente al telescopio.

This classical project that bused a prism as cross disperser seemed to work, but it was too heavy and bulky, requiring a separate optical fiber input, so I decided to left it apart, for a new, more pactical , lightweight instrument, to be directly applied to a telescope.

La soluzione semplice ed a portata di mano,anche se all'inizio non ci pensai,era quella di usare un reticolo a trasmissione a basso numero di righe per mm come cross disperser.Era quella ideale meccanicamente, dato che il percorso ottico diventava dritto , senza angoli stretti indotti dai prismi, mentre l'inconveniente era quello degli ordini del reticolo a trasmissione che potevano sovrapporsi allo spettro dell'Echelle e della luce in arrivo, minore a causa della separazione degli ordini del secondo reticolo.Comunque decisi di adottare tale sistema e posi un reticolo da 100 l/mm "Star Analyser" in uscita del fascio ottico dell'Echelle, prima dell'ottica di osservazione (un doppietto acro da soli 100 mm di focale, per ridurre le dimensioni dello strumento, che ha l'aspetto indicato in figura.

The simple solution at hand, though at first I did not think to it, was to use a transmission grating with a low number of lines per mm as cross disperser.It was mechanically the ideal solution, since the optical path became straight without sharp corners induced by prisms, while the disadvantage was that the orders of the grating transmission spectrum which might overlap to the Echelle, and the smaller light flux on the focal plane, due to the order separation of the second grating.Anyway I decided to adopt such a system and lay a grating of 100 l / mm "Star Analyser" out of the Echelle optical beam, between it and the observation optics ,taken from an acromatic doublet of only 100 mm focal length, to reduce the size of the instrument, which has the appearance shown in the following image.

L'apparenza del prototipo dello strumento era il seguente, ma esso era comunque destinato a cambiare per l'applicazione in campo stellare, che presumevo più difficile e complicata.Inoltre esso aveva la cassa , ricavata da un diagonale Meade, in plastica dura, poco adatta a ricevere pesi come quello di una camera CCD, ma, perlomeno sul sole, lo strumento funzionava molto bene.

The appearance of the prototype of the instrument was as follows, but it was still bound to change for the application in the star field, I assumed to be more difficult and complicate.Furthermore the case, obtained from a Meade stellar diagonal, was in hard plastic, unfit to receive weights such as a CCD camera, but, at least on the sun, the spectroscope worked very well.

Il primo spettro solare , acquisito dopo alcune regolazioni, con una camera Imaging Source DMK 31 AS, era più che soddisfacente, a parte la questione che il campo inquadrato dal sensore della camera non consentiva di far entrare tutto lo spettro solare nell'immagine.La parte dello spettro solare inquadrata andava da 500 nm ad oltre 800, nel vicino IR, dal tripletto del Magnesio sino alle righe dell'Ossigeno atmosferico ed oltre.La dispersione ottenuta è stata di tutto rispetto, 0,38 A/pixel con i pixel da 4,65 micron della DMK. E'stato emozionante avere la possibilità di esaminare gran parte dello spettro solare in un solo colpo d'occhio!

The first solar spectrum, acquired after some adjustments, by an Imaging Source DMK 31 AS CCD camera, was more than satisfactory, apart from the question that the area framed by the camera sensor was too small to let the entire solar spectrum be shown in the picture.Anyway,the framed part of the solar spectrum ranged from 500 to over 800 nm in the near IR, the triplet of magnesium lines up to atmospheric oxygen and beyond.The dispersion obtained was very respectable, 0.38 A / pixel by pixel 4.65 micron of the DMK. It has been exciting to have the opportunity to examine most of the solar spectrum in a single glance!