OLT-Spektrograph

Einleitung

Der OLT-Spektrograph ist ein hochauflösender Echelle-Spektrograph und arbeitet am Oskar-Lühning-Teleskop (OLT) der Hamburger Sternwarte, welches auch der Namensgeber für den OLT-Spektrographen ist. Gespeist wird der Spektrograph durch eine Glasfaser. Der Arbeitsbereich liegt im sichtbaren Spektrum. Erste Testspektren liegen im Wellenlängenbereich von 380 nm bis 485 nm.
Aufgebaut wurde der OLT-Spektrograph im Rahmen meiner Diplomarbeit im Jahr 2010. Er dient in erster Linie als Testplattform für das arbeitsgruppenweitgreifende Projekt "Innovative Spektroskopie für Extremely Large Telescopes".



Aktueller Status

- demontiert -

Linkes Bild: Die optischen und elektrischen Komponenten des OLT-Spektrographen sicher verwahrt.
Rechtes Bild: Der optische Tisch und das Gehäuse des OLT-Spektrographen gelagert, wo einst wertvolle wissenschaftliche Arbeit verrichtet wurde.

Die oben gezeigten Bilder stellen den aktuellen Stand des OLT-Spektrographen dar. Mit der von höheren Instanzen getroffenen Entscheidung, dass der OLT-Spektrograph für die nächtliche Lagerung eines Spiegels weichen muss, ist eine wichtige Testplattform für verschiedenste Anwendungen unserer Arbeitsgruppe auf unbestimmte Zeit verloren gegangen.
Wehmütig erinnere ich mich zurück an den vielversprechenden Aufbau und die erfolgreiche Inbetriebnahme dieses Intruments während meiner Diplomarbeit und an die vielen darauf folgenden Arbeits- und Entwicklungsstunden.

OLT-Spektrograph *2010 †2012



Technische Daten

Bauteil Optik technische Daten geplante Änderung
Spalt Glasfaser Spaltform: rund
dia = 200 μm
CANCELLED
Kollimator Parabolspiegel onaxis
dia = 108 mm
f = 444,1 mm
CANCELLED
Gitter Echelle-Gitter Beschichtung: Al
L = 206 mm
31,6 l/mm
Blazewinkel 63°
CANCELLED
Kreuzdisperser Prisma Glas: F2
Beschichtung: MgF2
Winkel: 48,6°
CANCELLED
Kamera Achromat Linsendublett
BORG 125 ED
dia = 125 mm
f = 800 mm
CANCELLED
Detektor Apogee CCD 1024 x 1024 Pixel
Pixelgröße: 24 μm
CANCELLED

In dieser Konfiguration erreicht der OLT-Spektrograph eine Auflösung von R ≈ 7500. Angestrebt ist jedoch eine Auflösung von R ≥ 20000.

Früherer Aufbau

Das Licht wird durch eine 200 μm Glasfaser vom Teleskop in den OLT-Spektrographen eingespeist. Ein onaxis Parabolspiegel dient als Kollimator, um das Echelle-Gitter auszuleuchten. Nach dem Echelle-Gitter passiert der Lichtstrahl das als Kreuzdisperser fungierende Prisma. Anschließend wird das Lichtbündel durch einen Achromaten auf dem Detektor fokussiert und das Echelle-Spektrum abgebildet.

(Zum Vergrößern der Bilder bitte das gewünschte Bild anklicken.)
Linkes Bild: Der Aufbau des OLT-Spektrographen im Labor. Die Glasfaser im orangen Schutzmantel wird durch das Kupferrohr, als Lichtfalle dienend, in das Gehäuse des Spektrographen geschleust.
Rechtes Bild: Eine AutoCad Inventor Simulation des Spektrographenaufbaus.

First Light

Das links nebenstehende Bild zeigt eine Aufnahme eines Weißlichtspektrums im OLT-Spektrographen. Dieses Bild ist ein echtfarbenes Bild und wurde mit einer Spiegel­reflexkamera von Sigma, Typ SD14, aufgenommen.
Man kann sehr gut den senkrechten, leicht gekrümmten Verlauf der Ordnungen erkennen. Ebenfalls gut zu sehen ist die Trennung der Ordnungen. Aufgrund der Verwendung eines Prismas als Kreuzdisperser sind die Ordnungen im blauen Wellenlängenbereich weiter voneinander getrennt als im roten Wellenlängenbreich.
Auffällig dicht beieinander sind die Ordnungen ganz links im roten Bereich auf dem Bild. Bei aktueller Konfiguration des OLT-Spektrographen sind die Ordnungen so breit, dass eine vollständige Trennung im roten Wellenlängenbereich nicht mehr möglich ist. Tatsäch­lich ist die Trennung der Ordnungen bereits ab einer Wellenlänge von 500 nm aufwärts nicht mehr vollständig gegeben. Durch das Tauschen der 200 μm Glasfaser gegen eine 100 μm Glasfaser wird die Spaltbreite reduziert. Folglich verringert sich auch die Breite der abgebildeten Ordnungen auf dem Detektor während deren Trennung konstant bleibt. Somit wird der Bereich vollständig getrennter Ordnungen weiter in den roten Bereich hineinreichen.

Aufgrund der sich überlappenden Ordnungen im roten Wellenlängenbereich wurden die ersten Spektren im blauen Wellenlängenbe­reich aufgenommen. Das rechts auf dem Bild gezeigte Beispiel ist eine Aufnahme des Spektrums von Vega. (Zum Vergrößern das Bild anklicken.)
Vega ist ein variabler Stern vom Typ A0V. Mit einer Entfernung von etwas über 25 ly von der Sonne ist Vega der zweit hellste Stern am nördlichen Nachthimmel. Aufgrund seiner Helligkeit von 0,03 mag im Blauen ist dieser Stern ein idealer First-Light-Kandidat für den OLT-Spektrographen.
Der Wellenlängenbereich erstreckt sich von 3809 Å in Ordnung 149 bis 4850 Å in Ordnung 118. Die relative Ordnung beschreibt lediglich die von unten anfangend gezählten auf dem Detektor liegenden Ordnungen. Die roten Kringel markieren identifizierte Wasserstoff- und Kalziumlinien, siehe folgende Tabelle.
Markierung
in Ordnung
Element Wellenlänge [Å]
147 H-η 3835
145 H-ζ 3888
144 CaII 3933
143 CaII 3968
142 H-ε 3970
138 H-δ 4102
130 H-γ 4340

Für mehr Informationen können Sie hier meine Diplomarbeit als PDF herunterladen und einsehen. Diese Version enthält aufgrund der Dateigröße keinen Anhang.

diplomarbeit_mschneide.pdf (≈ 11.2 MB)

Diese Arbeit ist eine ausführliche Dokumentation des OLT-Spektrographen. Von der Ausarbeitung des Konzepts, über die Realisierung des Spektrographen und der Teleskopanbindung, bis zu ersten Aufnahmen und der Reduktion von Sternspektren (Sonne, Vega, Capella) enthält diese Arbeit weiterhin die Diskussion über die Nachteile der aktuellen Konfiguration des OLT-Spektrographen, sowie eine ausführliche Beschreibung der Funktion eines Echelle-Spektrographen. Zur Veranschaulichung sind die Problemstellungen mit Simulationen, optische durch ZEMAX und mechanische mithilfe von AutoCad Inventor, ergänzt.