Astronomie

Quand utilise-t-on des prismes en coin pour corriger les effets chromatiques de la réfraction atmosphérique ?

Quand utilise-t-on des prismes en coin pour corriger les effets chromatiques de la réfraction atmosphérique ?


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La réfraction atmosphérique (illustrée ci-dessous) se produit parce que l'atmosphère terrestre a un indice de réfraction qui diffère de l'unité.

Le commentaire de @MikeG mentionne que cette réfraction aurait une composante chromatique (puisque l'indice de l'air varie avec la longueur d'onde) et que les observateurs utilisent parfois un prisme en coin pour le corriger.

Je suppose que ce serait plus important pour une image à large spectre que pour une imagerie à bande étroite.

  1. À quelle fréquence cela se fait-il dans la pratique de nos jours ?
  2. À quelle fréquence était-ce fait dans le passé avec une émulsion plutôt qu'avec des CCD ?
  3. Y a-t-il des cas ou des observations notables où cela est/était très important ?
  4. À peu près quelle est la force de l'effet? Si la réfraction moyenne est de 2 minutes d'arc, combien de minutes d'arc environ un coin en verre devrait-il avoir pour corriger l'aberration chromatique de l'atmosphère ?

Tracé de la réfraction atmosphérique en fonction de l'altitude apparente, en utilisant G.G. La formule de Bennett de 1982. Auteur : Jeff Conrad


Quand utilise-t-on des prismes en coin pour corriger les effets chromatiques de la réfraction atmosphérique ? - Astronomie

Ceci est une version plus complète d'un article paru dans l'édition de novembre 2012 du magazine BBC Sky at Night.

Notez que j'ai une deuxième page sur les ADC sur mon site Web. Ceci est de nature plus spécialisée et explore le sujet des aberrations introduites par l'ADC en particulier lorsqu'il est utilisé sur des objets à basse altitude

Cette page a été mise à jour pour la dernière fois le 12-2-2017

Imagerie planétaire avec un correcteur de dispersion atmosphérique ASH (ADC) situé entre mon ancienne caméra DMK et ma barlow TV 3x


Le processus d'empilement peut-il corriger automatiquement l'aberration chromatique ?

voici mon idée, si je maintiens les étoiles de chaque canal au même FWHM, lorsque nous empilons, les étoiles de chaque canal se chevaucheront complètement, nous ne verrons donc pas d'aberration chromatique évidente si chaque étoile est ronde et nette ?

#2 ngc7319_20

Cela dépendra probablement des détails de l'optique et du logiciel. Souvent, les étoiles ne sont pas de simples gaussiennes avec une certaine FWHM - par exemple, le canal bleu peut avoir un halo dû au sphérochromatisme - une sorte d'aberration sphérique qui varie avec la longueur d'onde. Parfois, il y a un décalage entre les canaux en raison d'un coin dans l'optique ou de la réfraction atmosphérique. Parfois, il existe une "échelle de plaque" ou une échelle de pixels dépendante de la longueur d'onde.

#3 Alex McConahay

Je laisserai les personnes ayant plus d'expérience et de connaissances en optique me corriger, mais je dirais que cela aiderait à atténuer le problème, mais cela ne rendrait pas votre optique apochromatique.

Il est connu qu'une "lunette solaire Ha" peut être fabriquée avec n'importe quelle lunette optique décente, même si cette lunette n'est pas fortement corrigée des couleurs. En effet, la largeur du spectre admis est si étroite qu'il y a peu de différence entre la quantité de réfraction d'un côté et de l'autre de la bande passante. Donc, si vous allez à l'extrême et faites de l'imagerie à bande étroite, vous avez peut-être raison.

Cependant, avec RGB, et bien sûr avec L, la bande passante est beaucoup plus large. Autrement dit, entre un côté du « bleu » et l'autre par exemple, il y a de la place pour l'aberration chromatique dans vos étoiles.

De plus, même si vous pouviez ignorer ce premier problème, si vous avez des étoiles de couleurs différentes, elles ne s'aligneraient pas correctement les unes par rapport aux autres. Votre processus d'inscription peut être en mesure de prendre en charge une partie de cet égarement, mais il y aurait probablement des résidus.

De plus, ou peut-être à cause de ces deux problèmes, je n'accepte pas votre hypothèse selon laquelle les mêmes étoiles auraient la même FWHM derrière les différents filtres. Peut-être. Mais j'en doute.

Puis-je vous demander pourquoi vous voulez faire cela ? Je suppose que vous voulez essayer l'imagerie avec un réfracteur achromatique plutôt qu'un apochromatique.

Si ce sont des portées égales par ailleurs, ou si vous avez déjà l'achromat, essayez-le évidemment. Vous pouvez réussir. Ou peut être pas. N'oubliez pas que si vous achetez du neuf, l'apochromat est probablement une lunette beaucoup plus chère. En conséquence, vous obtiendrez probablement également une meilleure construction, une meilleure mise au point et d'autres choses qui s'accompagnent d'une meilleure optique. Donc. ses performances d'aberration de couleur peuvent n'être qu'une considération.

#4 dhaval

Il y a une raison pour laquelle les gens achètent des télescopes apochromatiques coûteux (quand ils achètent des réfracteurs pour l'imagerie). Si l'on peut corriger les aberrations créées par des optiques imparfaites à l'aide d'un logiciel, je suis sûr que tout le monde préférerait de loin dépenser 500 $ sur PixInsight et ne pas s'inquiéter d'acheter de très bonnes optiques qui valent presque 10 fois plus.

Ce n'est pas une façon de dire que vous ne pouvez pas le faire, mais il doit y avoir une raison pour laquelle les gens ne s'embarrassent pas de telles idées.

Je laisserai les gens avec des connaissances beaucoup plus techniques intervenir, mais la façon dont je le vois - vous essayez vraiment de corriger les imperfections du matériel avec un logiciel - ce qui ne sonne pas juste.

#5 OldManSky

Eh bien, comme d'autres l'ont dit, cela aidera, mais.

Vous voyez, le problème avec les portées non apochromatiques réelles, c'est que vous ne pouvez *pas* conserver la même FWHM pour toutes les couleurs. Même si vous vous recentrez de manière aussi critique que possible entre les changements de filtre.

C'est simplement que la taille du point pour le bleu (généralement) et le rouge (un peu, mais pas autant que le bleu) est plus grande que la taille du point pour le vert. Période. Même si vous êtes critique.

Mon WO Z61, un doublet FPL-53, est vraiment bon pour réduire le CA. Mais ce n'est pas parfait. Les étoiles bleues sont plus grosses que les rouges ou vertes quoi qu'il arrive. Ils le seront toujours. Pas beaucoup, mais assez pour montrer du bleu autour des étoiles (plus l'étoile est brillante, plus l'effet est mauvais). L'optique de la lunette ne focalise tout simplement pas la lumière bleue aussi étroitement que la verte (ou le rouge).

#6 dingxinyang

Eh bien, comme d'autres l'ont dit, cela aidera, mais.

Vous voyez, le problème avec les portées non apochromatiques réelles, c'est que vous ne pouvez *pas* conserver la même FWHM pour toutes les couleurs. Même si vous vous recentrez de manière aussi critique que possible entre les changements de filtre.

C'est simplement que la taille du point pour le bleu (généralement) et le rouge (un peu, mais pas autant que le bleu) est plus grande que la taille du point pour le vert. Période. Même si vous êtes critique.

Mon WO Z61, un doublet FPL-53, est vraiment bon pour réduire le CA. Mais ce n'est pas parfait. Les étoiles bleues sont plus grosses que les rouges ou vertes quoi qu'il arrive. Ils le seront toujours. Pas beaucoup, mais assez pour montrer du bleu autour des étoiles (plus l'étoile est brillante, plus l'effet est mauvais). L'optique de la lunette ne focalise tout simplement pas la lumière bleue aussi étroitement que la verte (ou le rouge).

et je me demande quelle norme adopter pour me concentrer sur chaque canal ? Comme tu l'as dit si je me concentre correctement sur chaque canal, les étoiles bleues sont toujours plus grosses que les 2 autres, mais si je défocalise un peu et fais les 2 autres de la même taille, ce ne sera pas un problème

#7 OldManSky

Merci pour votre contribution,

et je me demande quelle norme adopter pour me concentrer sur chaque canal ? Comme tu dis si je me concentre correctement sur chaque canal, les étoiles bleues sont toujours plus grosses que les 2 autres, mais si je défocalise un peu et fais les 2 autres de la même taille, ce ne sera pas un problème

D'accord, mais alors vous échangez moins de netteté globale dans l'image et des étoiles plus grandes dans l'ensemble pour un peu moins de franges bleues. À vous de voir, mais personnellement, ce n'est pas un compromis que j'aimerais faire.

#8 dingxinyang

Je laisserai les personnes ayant plus d'expérience et de connaissances en optique me corriger, mais je dirais que cela aiderait à atténuer le problème, mais cela ne rendrait pas votre optique apochromatique.

Il est connu qu'une "lunette solaire Ha" peut être fabriquée avec n'importe quelle lunette optique décente, même si cette lunette n'est pas fortement corrigée des couleurs. En effet, la largeur du spectre admis est si étroite qu'il y a peu de différence entre la quantité de réfraction d'un côté et de l'autre de la bande passante. Donc, si vous allez à l'extrême et faites de l'imagerie à bande étroite, vous avez peut-être raison.

Cependant, avec RGB, et bien sûr avec L, la bande passante est beaucoup plus large. Autrement dit, entre un côté du « bleu » et l'autre par exemple, il y a de la place pour l'aberration chromatique dans vos étoiles.

De plus, même si vous pouviez ignorer ce premier problème, si vous avez des étoiles de couleurs différentes, elles ne s'aligneraient pas correctement les unes par rapport aux autres. Votre processus d'inscription peut être en mesure de prendre en charge une partie de cet égarement, mais il y aurait probablement des résidus.

De plus, ou peut-être à cause de ces deux problèmes, je n'accepte pas votre hypothèse selon laquelle les mêmes étoiles auraient la même FWHM derrière les différents filtres. Peut-être. Mais j'en doute.

Mes deux centimes.

Puis-je vous demander pourquoi vous voulez faire cela ? Je suppose que vous voulez essayer l'imagerie avec un réfracteur achromatique plutôt qu'un apochromatique.

Si ce sont des portées égales par ailleurs, ou si vous avez déjà l'achromat, essayez-le évidemment. Vous pouvez réussir. Ou peut être pas. N'oubliez pas que si vous achetez du neuf, l'apochromat est probablement une lunette beaucoup plus chère. En conséquence, vous obtiendrez probablement également une meilleure construction, une meilleure mise au point et d'autres choses qui s'accompagnent d'une meilleure optique. Donc. ses performances d'aberration de couleur peuvent n'être qu'une considération.

Alexis

. en fait, je viens d'acheter un fsq106, mais il n'est pas arrivé dans ma main pour l'instant, peut-être que quelques mois ont dû attendre

J'avais l'habitude de jouer à un apo (Sharpstar 107ph) pendant 1 ans, mais je peux toujours trouver, comme vous l'avez dit, une terrible correction des couleurs sur tout le terrain, ce qui me fait appuyer sur la gâchette pour gaspiller 5 000 USD sur ce jouet du Japon


Correcteur de dispersion atmosphérique fluide

Les effets de la dispersion atmosphérique sur les instruments astronomiques sont bien connus. 1, 2 Les très grands télescopes, tels que le géant Magellan, le télescope de trente mètres et le télescope européen extrêmement grand, 3, 4 nécessitent une correction de ce phénomène, qui résulte de la dépendance en longueur d'onde de l'indice de réfraction de l'air. Cela fait apparaître les images des étoiles observées à des altitudes typiques étendues de l'ordre de quelques secondes d'arc, car différentes longueurs d'onde parcourent des chemins légèrement différents à travers l'atmosphère. Le changement apparent de taille est comparable à celui d'une image affectée par la turbulence atmosphérique, et se traduit par une qualité d'image inférieure à celle pouvant être obtenue avec l'optique adaptative.

Les correcteurs de dispersion atmosphérique (ADC) traditionnels sont constitués de deux ou plusieurs paires de prismes en verre. Ils sont très volumineux et coûteux à construire et doivent être motorisés pour obtenir une correction à différentes altitudes. Ils nécessitent des verres en silex, qui introduisent inévitablement des pertes d'absorption, notamment dans l'UV, et ces pertes s'échelonnent avec la taille du télescope. Pour la spectroscopie multi-objets, seules de petites parcelles discrètes de la surface focale doivent être corrigées pour la dispersion atmosphérique, nous pouvons donc considérer plusieurs petits CAN intégrés dans des unités déployables. Cependant, la complexité de la miniaturisation, de la motorisation et du contrôle d'un grand nombre de correcteurs individuels nous a incités à rechercher des solutions passives. Pour simplifier la structure, Sorokin et ses collègues ont proposé un correcteur de dispersion atmosphérique fluide (FADC), qui utilisait une paire de fluides comme correcteur de dispersion. 5 Cependant, ils n'ont pas présenté ses détails de conception ou ses performances.

Un FADC utilise une paire de liquides non miscibles dans un petit récipient en verre, placé très près du plan focal du télescope : voir Figure 1. Les liquides forment deux prismes fluides. Comme il est placé perpendiculairement à l'axe optique du télescope, l'interface des deux fluides est maintenue horizontale par gravité. Le sommet des prismes fluides s'adapte automatiquement à l'angle zénithal du télescope. Potentiellement, des unités déployables indépendantes, telles que les &lsquoStarbugs 6 de l'Observatoire astronomique australien, pourraient chacune transporter son propre FADC, fournissant une correction pour chaque objet cible.


Les fluides utilisés dans le FADC doivent avoir des propriétés optiques et physiques spécifiques. Nous sélectionnons l'indice de réfraction des fluides de telle sorte que lorsque le FADC est placé avant le foyer du télescope, une longueur d'onde (dans ce cas 587,6 nm) peut être transmise sans réfraction : voir Figure 2(a). Les deux liquides ont des propriétés de dispersion différentes et, par conséquent, les prismes fluides peuvent fonctionner dynamiquement lorsque le télescope est tourné pour observer différentes étoiles à différentes altitudes. En général, les propriétés dispersives des produits chimiques organiques ou inorganiques sont mal documentées. Nous avons développé une base de données de propriétés optiques, y compris les indices de réfraction et les propriétés de dispersion, pour les produits chimiques organiques et inorganiques. 7 À partir de cette base de données, nous avons identifié deux produits chimiques (anisole et 1-thioglycérol), dont nous avons vérifié les propriétés, et les avons utilisés dans un FADC pour corriger la dispersion d'un télescope Cassegrain. Leurs indices de réfraction sont respectivement de 1,517 et 1,524 à 587,6 nm (la raie d'absorption de l'hélium et une référence de longueur d'onde commune pour l'optique astronomique). Les nombres d'Abbe des produits chimiques mesurent la dispersion des matériaux par rapport à l'indice de réfraction et partagent respectivement 30,38 et 46,39, la valeur la plus élevée indiquant une dispersion plus faible.


Nous avons effectué une démonstration aérienne du FADC à l'aide du télescope anglo-australien (AAT) de 3,9 m à l'observatoire de Siding Spring. 8 La caméra CCD couleur utilisée est une IDS UI-2230SE-C, qui dispose d'un réseau de 1024× 768 pixels non obstrués, nous permettant de placer le FADC à proximité de la puce CCD. Nous avons monté la cellule FADC et la caméra sur le foyer Cassegrain de l'AAT : voir Figure 2(b). Nous avons effectué la démonstration dans le ciel pendant la période crépusculaire du télescope et nous n'avons donc pas suivi une étoile en particulier à différents angles zénithals. Au lieu de cela, nous avons observé six étoiles différentes sous différents angles et produit des images chanceuses, une forme d'image de chatoiement générée à l'aide d'une caméra à grande vitesse avec une exposition courte pour réduire les effets atmosphériques et augmenter la résolution de l'image. Nous avons pris 2000 images de vidéo (66 secondes à 30 images par seconde), avec et sans le FADC en place pour chaque étoile. Pour analyser les données, nous avons pris les 10 meilleures images de la vidéo via le système de traitement AviStack. De ces images chanceuses haute résolution, nous avons extrait les pixels bleus, verts et rouges et pris le centroïde de l'étoile pour chaque couleur. Nous avons calculé la longueur de dispersion en arcsecs en utilisant une échelle de pixel de 0,031arcsec/pixel, dérivée de l'échelle de plaque f/8 de l'AAT. La figure 3 montre des étoiles Lucky Imaged recadrées à des angles zénithals de 7°, 33° et 52°, sans et avec le FADC. Chaque taille d'image est de 200×200 pixels. Ils démontrent que le FADC fonctionne très bien pour corriger efficacement la dispersion.


En résumé, nous avons montré que le FADC peut corriger la dispersion atmosphérique de manière passive sans pièces mobiles. Ce concept montre le potentiel comme une bonne solution pour les télescopes extrêmement grands de la prochaine génération. Bien que la démonstration du FADC sur le ciel n'ait montré une capacité de correction que pour la gamme de longueurs d'onde visibles, celle-ci était limitée par la réponse spectrale de la caméra CCD colorée. Nous travaillons actuellement à tester le FADC sur une gamme de longueurs d'onde plus large. Nous recherchons plus de fluides pour une application dans différentes gammes spectrales et concevons des FADC de différentes tailles pour répondre aux exigences de différents systèmes.

Jessica Zheng est une spécialiste des instruments dont le principal intérêt de recherche est le développement de nouvelles technologies.


Réfraction atmosphérique

La déviation des rayons lumineux d'une trajectoire rectiligne dans l'atmosphère (normalement en raison de la variation de la densité de l'air) est connue sous le nom réfraction atmosphérique.

La réfraction atmosphérique à proximité du sol produit des mirages, ce qui signifie que la distance des objets semble élevée ou abaissée, miroitement ou ondulation, étirée ou raccourcie, etc.

Dans la nuit, les étoiles apparaissent scintillantes, c'est aussi à cause de la réfraction atmosphérique.

En raison de la réfraction atmosphérique, le Soleil reste visible environ 2 minutes après le coucher du soleil et environ 2 minutes avant le lever du soleil (voir l'image ci-dessous).


Besoin de conseils sur le correcteur de dispersion atmosphérique

J'ai envisagé d'acheter un CAN pour l'imagerie planétaire, mais j'ai lu qu'ils sont plus efficaces sur les oscilloscopes "plus lents" avec des rapports f plus élevés. J'ai un newtonien f/4,9 203 mm (8 pouces). Je suis conscient qu'il est difficile d'utiliser un ADC sur un support d'égaliseur, ce que je suis prêt à gérer. Je veux juste savoir si quelqu'un a déjà utilisé l'ADC sur des oscilloscopes plus rapides et si cela présente des avantages, en particulier pour l'imagerie.

#2 CygnusBob

Si vous faites de l'imagerie planétaire et que vous souhaitez capturer des détails fins, vous aurez probablement besoin d'un rapport f assez élevé. Les CAN utilisent des prismes en coin, qui introduiront de l'astigmatisme dans le système optique. Plus le rapport f est élevé, plus la quantité d'astigmatisme qui est créée est faible. Quelle caméra utilisez-vous et quelle est la taille des pixels ?

#3 AldebaranWhiskey

Si vous faites de l'imagerie planétaire et que vous souhaitez capturer des détails fins, vous aurez probablement besoin d'un rapport f assez élevé. Les CAN utilisent des prismes en coin, qui introduiront de l'astigmatisme dans le système optique. Plus le rapport f est élevé, plus la quantité d'astigmatisme qui est créée est faible. Quelle caméra utilisez-vous et quelle est la taille des pixels ?

J'utilise un zwo asi290mc, la taille des pixels est de 2,9 um. Avec la règle empirique de la "taille de pixel 5x", je pense que je devrais utiliser environ f/14,5, et avec un barlow 3x, je suis à environ f/14,7. L'introduction d'un CAN dans le train d'imagerie modifie-t-elle le rapport f/ratio ?

#4 Dan Crowson

Cela obtiendrait probablement plus de réponses dans le Solar System Imaging Forum. Faites-moi savoir si vous souhaitez que je le déplace là-bas.

#5 AldebaranWhiskey

Bien sûr, si vous pensez que cela pourrait aider. Merci Dan

Cela obtiendrait probablement plus de réponses dans le Solar System Imaging Forum. Faites-moi savoir si vous souhaitez que je le déplace là-bas.

#6 CygnusBob

S'il s'agissait d'une caméra monochrome avec des pixels de 2,9 microns, vous obtiendriez un échantillonnage critique à environ un rapport f de 12 (à 500 nm). Cependant, comme il s'agit d'une caméra couleur avec un motif Bayer de pixels avec différents filtres de couleur, j'estimerais qu'un rapport f de 18 serait requis pour un échantillonnage critique. Cependant, il n'est pas nécessaire de frapper ceci exactement. Donc, un Barlow 3X vous donnant f/ = 14,7 sonne à peu près correct. Cet arrangement ne créera pas beaucoup d'astigmatisme tant que le Barlow est placé avant l'ADC. J'irais avec ça.

L'ADC ne changera pas le rapport f du système.

#7 RedLionNJ

S'il s'agissait d'une caméra monochrome avec des pixels de 2,9 microns, vous obtiendriez un échantillonnage critique à environ un rapport f de 12 (à 500 nm). Cependant, comme il s'agit d'une caméra couleur avec un motif Bayer de pixels avec différents filtres de couleur, j'estimerais qu'un rapport f de 18 serait requis pour un échantillonnage critique. Cependant, il n'est pas nécessaire de frapper ceci exactement. Donc, un Barlow 3X vous donnant f/ = 14,7 sonne à peu près correct. Cet arrangement ne créera pas beaucoup d'astigmatisme tant que le Barlow est placé avant l'ADC. J'irais avec ça.

L'ADC ne changera pas le rapport f du système.

Bonne chance.

L'espacement supplémentaire que l'ADC introduit entre une barlow et le capteur augmentera le rapport f. Vous voudrez peut-être envisager un Barlow de puissance inférieure (ou un PowerMate) pour compenser cela.

#8 charotarguy

L'emplacement de la barlow dans l'i-train est-il important ? Avant ou après l'adc ?

#9 PiotrM

L'emplacement de la barlow dans l'i-train est-il important ? Avant ou après l'adc ?

#10 AldebaranWhiskey

Incorrect.

L'espacement supplémentaire que l'ADC introduit entre une barlow et le capteur augmentera le rapport f. Vous voudrez peut-être envisager un Barlow de puissance inférieure (ou un PowerMate) pour compenser cela.

D'accord, c'est logique, mais essayons le calcul.

Les spécifications de l'ADC que j'envisage indiquent que le corps mesure 30 mm de long. (Je ne sais pas si c'est l'espace réel qui sera ajouté au train ou s'il comprend le nez de l'adaptateur, mais supposons que c'est l'espacement à titre d'exemple.) Ma distance focale native est de 1000 mm et le diamètre du miroir est de 203 mm. donc 1000/203 = f/4,9

si j'ajoute l'espacement de 30 mm de l'ADC, j'obtiens 1030/203 = f/5.1 Pas beaucoup de changement en ajoutant 30 mm

Donc, si j'utilise une barlow 3x, mon rapport f/ratio sera de 3*5,1 = f/15,3

et en utilisant un barlow 2x, mon rapport f/f sera de 2*5,1 = f/10,2

Est-ce correct ou est-ce que j'ai raté quelque chose ici?

#11 CygnusBob

Oui, il y a de l'espace supplémentaire lorsque l'ADC est en place (je ne parle pas des 30 mm de boîtier, mais du chemin optique), mais cela ne change pas le rapport f. J'ai vérifié cela à l'aide d'un programme de conception optique d'un SCT f10 avec et sans ADC. Le nombre f n'a pas changé.

L'espace supplémentaire est similaire à ce qui se passe lorsqu'un filtre ou une fenêtre est ajouté à un système optique. L'espace supplémentaire est donné par T*(n-1)/n où T est l'épaisseur du filtre et n est l'indice de réfraction. Dans le cas de l'ADC, l'épaisseur est l'épaisseur des deux prismes en coin l'un contre l'autre. Par exemple, un prisme en coin à 4 degrés, les prismes peuvent avoir une épaisseur de

8 mm donc la longueur supplémentaire serait

L'ADC doit être placé après la lentille de Barlow. Si vous le faites avant, il y aura une quantité importante d'astigmatisme.

Édité par CygnusBob, le 12 juillet 2018 - 17:58.

#12 L'homme Kokatha

Bob - Je respecte le fait que vous essayez d'aider A/W ici, mais je remarque également que vous êtes un nouveau venu ici. (cela ne signifie bien sûr pas nécessairement que vous n'êtes pas un habitué de l'imagerie planétaire, mais je ne me souviens pas avoir vu votre travail à un moment donné.)

Les gens ici travaillent avec ces trains d'imagerie 24h / 24 et 7j / 7 et tout ajout à la longueur du train d'imagerie après le barlow (quel que soit le barlow) doit ajouter une longueur supplémentaire et modifier l'amplification du barlow et donc f/l comme ici : http://www.televue .c. =52&Tab=_photo

Il est rare de pouvoir installer un CAN dans le train sans couplage dans des composants supplémentaires bien que j'aie montré quelques exemples pour minimiser cette situation. notez également qu'avec de nombreux/la plupart des SCT où une mise au point après-vente est essentielle pour l'imagerie planétaire, que la mise au point arrière devra être modifiée pour renvoyer l'image à la lentille de barlow - et modifier l'espacement primaire à secondaire pour y parvenir affectera également le rapport f.

Heureusement, l'OP n'a qu'à s'assurer qu'il peut se concentrer avec son triton.

La plupart des autres barlows suivent un gradient similaire à celui des Televues dans le lien ci-dessus.

Vous avez bien sûr raison de placer le barlow après l'ADC, en particulier avec une portée telle que l'OP avec un court f/l natif.

Ces situations deviennent parfois assez critiques lorsque l'on considère la plus petite taille de pixel dans les capteurs d'une grande partie de la récolte actuelle d'appareils photo. l'ASI290 en fait partie.

#13 CygnusBob

Eh bien oui, changer la distance entre le Barlow et le capteur de la caméra puis se concentrer en faisant varier l'objectif à la distance Barlow changera le nombre f du système, qu'un ADC soit présent ou non. Cependant, une fois que l'objectif à distance de Barlow est établi, l'ajout d'un ADC par la suite ne changera pas le nombre f. De grossièrement, la conception de l'ADC peut forcer l'utilisateur à modifier la distance de Barlow à l'imageur. Idéalement, vous choisiriez une distance de Barlow au capteur qui entraînerait le facteur de grossissement requis, puis vous découvririez comment trouver les entretoises requises. Si cela s'avère trop difficile à faire, sélectionnez un autre objectif de Barlow avec une distance focale différente, ce qui peut entraîner une distance de Barlow au capteur plus facile à configurer.

#14 L'homme Kokatha

. Je ne suis vraiment pas sûr de ce que vous essayez de dire là Bob - le simple fait est que quelle que soit la distance ajoutée à l'espacement barlow-capteur affecte à la fois le facteur d'amplification/puissance/multiplication de la barlow et donc le rapport f/la portée est fonctionnant à - point final.

C'est le nœud du problème dont tous ceux qui sont impliqués dans l'imagerie planétaire sont conscients. essayer d'arriver à la "règle empirique" souvent citée de 5 fois la taille des pixels de n'importe quel appareil photo (f15 environ pour l'ASI290MM, bien que cela soit assez flexible, ce que j'ai personnellement démontré il y a quelque temps ici) est le défi lorsque la gamme de barlows fournissant une amplification variable est quelque peu limité. bien que, comme je l'ai dit précédemment, j'ai fréquemment énuméré plusieurs options pour cela. utiliser uniquement l'élément de lentille de nombreuses barlows propriétaires étant le plus simple.

J'ai l'impression que vous essayez d'aborder cette question à partir d'une connaissance théorique limitée sans aucune expérience pratique réelle Bob - excuses si je me trompe, mais il y a des aspects pratiques physiques qui ne peuvent tout simplement pas être ignorés !

#15 Toxman

Vous êtes sur la bonne voie. ne vous enlisez pas dans les petits détails.

Utilisez une barlow 3x. cela ne ferait pas de mal d'avoir une autre barlow, c'est-à-dire 4x, au cas où une très bonne vue se présenterait. La flexibilité aide.

La configuration de l'ADC pour Newtonian sur une monture équatoriale peut être trouvée ici : http://skyinspector. -correcteur--adc

Personnellement, je déteste ces appareils. Mais, j'en ai un dans mon train d'images.

D'ailleurs, y a-t-il une histoire derrière votre pseudonyme ?

#16 Tavi F.

- L'essentiel à savoir sur la nécessité d'utiliser un correcteur ADC est que cet appareil force les observations (visuelles ou photographiques) à être hors axe. Ainsi, le correcteur préserve la quantité d'aberrations inhérentes à l'objectif ou au système particulier (il est plutôt réfractif, un miroir newtonien ou deux miroirs cassegrain) et le met en service, dans le champ de vision utile.
- La quantité de correction nécessaire augmente à mesure que l'objet descend dans le ciel (ce qui est évident).
- Au tour de la focale d'un objectif donné et de l'altitude de l'objet dans le ciel, la correction angulaire nécessaire augmente directement proportionnellement à la focale de l'objectif, ce qui signifie implicitement que la hauteur (ou angle) hors axe va respecter la même relation directement proportionnelle à la distance focale. C'est pourquoi même une conception appropriée Dall-Kirkham surpassera un newtonien de taille similaire avec un miroir principal paraboloïdal du même rapport f que le primaire du DK. Parce que le DK fonctionne mieux hors axe (par conception intrinsèque) qu'un newtonien, pour le même angle donné.
- La solution commerciale classique pour un correcteur ADC est avec deux disques de coin, qui peuvent être tournés l'un par rapport à l'autre, augmentant ainsi la correction de 0 à un maximum. De plus, l'ensemble de trous pourrait être tourné dans le dispositif de mise au point pour que la ligne de correction de décalage soit verticale.
- L'angle d'un disque de coin n'a pas d'effet théorique sur la correction, si les deux prismes sont identiques. Seule la correction maximale sera supérieure ou inférieure. Les valeurs les plus élevées peuvent être nécessaires pour des systèmes à deux miroirs plus grands (que "normaux") (gros cassegrains avec des distances focales supérieures à 7,8 mètres). Un aspect pratique est la sensibilité de l'ajustement afin d'obtenir la correction souhaitée.

- Enfin, il existe une autre possibilité de faire varier la correction linéaire nécessaire dans le plan focal, non pas en augmentant la puissance du groupe prismatique (en bloc), mais en faisant varier la distance entre le prisme et le plan focal. en utilisant un seul disque de coin (prisme) avec un mouvement axial à l'intérieur ! Cette solution est la plus efficace optiquement, ayant le seul inconvénient de ne pas repartir de zéro, mais ce n'est pas nécessaire. si vous avez un télescope planétaire dédié à utiliser. C'est ce que j'utilise comme correcteur ADC, avec un seul disque prismatique à deux degrés.

#17 CygnusBob

J'ai une certaine expérience pratique avec les ADC. Je construis un ADC DIY qui utilise une conception longitudinale. Je n'aime pas la plupart des ADC vendus en utilisant la conception du prisme en coin rotatif. La raison pour laquelle je ne les aime pas, c'est qu'en présence de turbulences, ils sont difficiles à régler. Avec la conception longitudinale, tout ce que vous devez savoir est l'angle d'élévation de la planète que vous observez. Vous définissez ensuite directement cet angle à l'aide d'une échelle sur l'ADC. Il n'est même pas nécessaire de regarder l'imagerie ou d'insérer un oculaire pour obtenir un réglage correct. Ce serait bien si un fournisseur commençait à vendre ce type d'ADC.

J'ai décrit cet ADC dans un article dans Astronomy Technology Today intitulé "An Easy to Use Atmospheric Dispersion Corrector" Volume 8 Issue 4 July-August 2014.

Édité par CygnusBob, le 13 juillet 2018 - 10h33.

#18 PiotrM

Eh bien, le niveau de correction nécessaire dépend aussi des conditions atmosphériques. Il y a eu des nuits ultérieures où, à peu près à la même altitude de la planète, j'ai utilisé différents paramètres ADC. Je doute que vous puissiez prérégler l'ADC et obtenir une correction parfaite sans ajustement réel.

De plus, s'il y a des turbulences empêchant la configuration de l'ADC, l'imagerie est également inutile - cela devrait être quelque chose de vraiment gros et perceptible.

#19 Whisky Aldebaran

Merci pour la discussion, les gens! J'apprécie l'aide. Je garde vos conseils en tête. Je vais commencer à expérimenter avec l'ADC et voir quelle utilisation je peux en tirer pour l'imagerie. Si je ne l'aime pas, je suis sûr qu'il sera utile pour l'observation visuelle ou avec une future portée différente.

( ToxMan - C'est juste un whisky fictif de l'univers Star Trek. Le nom vient d'une scène amusante de Star Trek la prochaine génération, où Data et Picard partagent une bouteille d'alcool avec Scottie. Je pense que l'épisode s'appelle "Relics". http://memory-alpha.debaran_whiskey )

#20 Kokatha homme

Bob - tout d'abord mes excuses pour certaines (possibles) portées concernant mes commentaires sur votre sensibilisation / implication "théorique contre pratique" avec les ADC - vous avez évidemment une expérience très pratique en eux !

Mais le problème de l'espacement dans le train d'images est toujours très aigu en ce qui concerne le contrôle des échelles d'image là où l'ADC et tous les interconnecteurs procèdent à la barre, ce qui est presque à chaque fois.

En effet, après qu'il m'ait été signalé que l'augmentation de la distance entre le capteur de caméra ADC et amp aidait à leur réglage/utilisation (au moins avec la variété de coin commune), la distance entre la barlow et le capteur est devenue un problème encore plus important. mais bien sûr pas insurmontable.

J'apprécie vos commentaires concernant les turbulences et l'utilisation de l'ADC, mais comme le suggère Piotr, cela ne vaut probablement pas la peine d'imager dans ces situations de toute façon - je plaide souvent ici pour la futilité de l'imagerie dans une mauvaise vision, bien que je puisse comprendre que certaines personnes pourraient trouver que cela les empêche tout. donc c'est un point.

Bonne contribution également Tavi : dans votre dernier paragraphe parlez-vous du plan focal principal (c'est-à-dire celui de l'objectif/lentille/miroir) ou faites-vous référence à cela (c'est-à-dire le capteur) après n'importe quelle barlow.

Dans l'ensemble, quelques points intéressants - A/W, "expérimenter avec l'ADC" est en effet votre voie à suivre et j'approuve certainement leur utilisation à basse altitude.

#21 CygnusBob

Oui, si la turbulence est trop forte, on peut aussi bien appeler ça une nuit.

Cependant, il y a un autre problème avec la conception rotative qui rend le réglage un peu plus compliqué. Les 2 prismes doivent tous les deux tourner. L'un dans le sens des aiguilles d'une montre et l'autre dans le sens inverse des aiguilles d'une montre. L'idée est que le plan de symétrie entre les deux prismes doit être dans la direction verticale (optiquement). En d'autres termes, si un prisme est tourné de 23 degrés dans le sens des aiguilles d'une montre, l'autre prisme doit être tourné de 23 degrés dans le sens inverse des aiguilles d'une montre. C'est simple pour un réfracteur ou un SCT, mais pour un newtonien, ce n'est pas le cas, car la direction "verticale" est la direction qui apparaît verticale si vous regardez dans un oculaire. Idéalement, cette rotation devrait être accomplie avec un mécanisme d'engrenage, de sorte que les rotations égales et opposées se produisent automatiquement. Il existe un ADC assez cher qui possède un mécanisme d'engrenage, mais les modèles les moins chers n'ont pas cette fonctionnalité.

Edité par CygnusBob, le 14 juillet 2018 - 12h30.

#22 Jean Boudreau

Oui, si les turbulences sont trop fortes, on peut aussi bien appeler ça une nuit.

However, there is another issue with the rotary design that makes the adjustment a bit more involved. The 2 prisms must both rotate. One clockwise and the other one counterclockwise. The idea is the plane of symmetry between the two prisms should be in the vertical direction (optically). In other words if one prism is rotated by 23 degrees clockwise the other prism should be turned 23 degrees counterclockwise. This is straight forward for a refractor or an SCT, but for a Newtonian it is not, because the "vertical" direction is the direction that appears vertical if you were looking into an eyepiece. Ideally this rotation should be accomplished with a gearing mechanism, so that the equal and opposite rotations occur automatically. There is an rather expensive ADC that has does have a gearing mechanism, however the cheaper models do not have this feature.

Aries Optical has made at least 2 runs of a geared Risley Prism-type ADC--- one from the 2nd run was my first ADC, and I still own it. The latest Pierro-Astro (MkIII) introduced earlier this year is also geared:

For years I had assumed only a vertical direction to atmospheric dispersion. Except for rare instances, I had been using only monochrome cameras, and was making the ADC adjustment visually with an eyepiece parfocal to the camera. Many of the basic tutorials here on CN were posted by me, and as more people started using ADCs FireCapture camera capture software introduced an interesting and quite effective ADC adjustment tool (only works with color cams). Several people noted that their best adjustment via the FireCapture tool did not result from equal spacing of the ADC prism levers (Kokatha man was one of the first to mention this to me). Then during a particularly strong jetstream here in the northeast USA, it happened to me during use of my color cam--- proper dispersion correction was noticeably offset from the vertical. Turns out this can happen if there's enough air in lateral motion as seen by the observer. Since then, I've seen as much as about a 15° offset! Now, when I mention ADC adjustment I tend to mention that dispersion usually occurs along a vertical line from the horizon. Also, I agree with a point made by Piotr here--- I have seen different ADC lever adjustments with the target at the same altitude on different nights where the humidity was noticeably different. Perhaps this isn't as common in typical conditions in Nevada.

The Aries ADC required periodic rotation within the focuser as the target moves across the sky with an equatorial mount. The new Pierro Astro MkIII's whole geared prism section can be rotated within the unit's main body for a number of hours to allow resetting the unit horizon/dispersion reference without loosening the focuser to reset the unit. It's the neatest overall design I've seen so far.


V. Discussion

There are numerous elements that contribute to the accuracy with which the residual dispersion can be measured and subsequently corrected for. Some terms limit the ability to measure the residual dispersion, while other dynamical terms limit the ability to correct the dispersion. Here we highlight some terms that should be considered for future implementations of this method. The presence of strong aberrations is one example of a limitation to the measurement accuracy. Telescope vibrations and the LWE blur out the speckles, making it difficult to precisely locate the PSF core and the radiation center at times. From these two locales the residual dispersion can be determined and hence if there are errors associated with finding them, this will effect the measurement accuracy of the residual dispersion.

Thus far we have only addressed the static component of the atmospheric dispersion, however, another important limitation to the measurement accuracy comes from the chromatic component of atmospheric tip-tilt, which results in a dynamic variation in the dispersion. Atmospheric dispersion creates a small tip-tilt in the science path assuming a perfect correction of tip-tilt in the wavefront sensing path. This can be measured by a coronagraphic low order wavefront sensors (LOWFS) and corrected by driving the DM. However the atmospheric dispersion within the science band is not addressed by the coronagraphic LOWFS.

The amplitude of dispersion due to atmospheric tip-tilt can be estimated based on seeing measurements. Assuming a Kolmogorov profile for the turbulence, the atmospheric tip-tilt RMS amplitude is ≈ 93 % of the total seeing. Since the median seeing for Maunakea is 0.66 arcsec RMS, the tip-tilt from atmospheric turbulence is 0.61 arcsec RMS. From a model of the refractive index of the atmosphere, the change in the refractivity of air is about 2 % from the visible ( 500 nm) to the NIR ( 1500 nm), 0.077 % across H-band ( 1.5 − 1.8 μ m ) and 0.043 % across K-band ( 2.0 − 2.4 μ m ) alone (Ciddor, 1996) . The amplitude of the resulting dynamic dispersion is given by the variation of refractivity across the science band multiplied by atmospheric tip-tilt at the sensing wavelength. On Maunakea, the H-band dynamic dispersion due to atmospheric tip-tilt will then be 0.61 ′ ′ × 0.00077 = 0.47 mas RMS, 0.26 mas in K-band and 3.14 mas in y-H band. As current ADCs are slow and not designed to correct for such fast variations, these are currently not addressed. However, by observing for much longer than the atmospheric coherence time (several seconds) this effect can be greatly reduced as the mean dispersion, which is the static component, can be well corrected as demonstrated in this paper. It is important to consider the cadence and exposure time of acquisition images used to measure the residual dispersion to ensure that the dynamic component does not affect the measurement of the atmospheric dispersion (static component).

For ELTs, the diffraction limited PSF will be ∼ 6 – 8 mas at 1 μ m. As explained in Devaney et al. (2008) , a tip-tilt error of 1 mas RMS will reduce the Strehl ratio by a factor of 0.82. This limitation can be overcome by performing faster measurements and corrections, which are at present limited by the rotational speed of ADC prisms. An error budget study of the temporal variation of dispersion due to atmospheric tip-tilt needs to be carried out for future ADC designs to address the dynamic component of the dispersion.

The work presented in this paper was carried out at a demonstration level. Due to poor sensitivity of our internal NIR camera, all the targets observed were bright so that photon and readout noise was not a problem. This made the correction gain for closed-loop independent of stellar magnitude (limiting magnitude was not a problem). The measurement of dispersion is dependent on the brightness of the satellite speckles. The limiting stellar magnitude is set by the ExAO loop of SCExAO and AO loop of AO188, which are limited to magnitude 8 to 10 stars for wavefront sensing. In the case of faint targets a longer exposure could be used, but in such a case only the static part of the atmospheric dispersion could be measured. At present, the measurement algorithm relies on very broadband light (y to H-band), in order to improve the measurement accuracy. Since most high-contrast coronagraphic observations are performed over a single band at a time, the algorithm would need to be modified to work over this narrower bandwidth (see introduction for high-performance coronagraphy requirements). The impact of reducing the bandwidth (for example to just H-band) on the accuracy of dispersion measurement would need to be carefully investigated. However, if an IFS such as Coronagraphic High Angular Resolution Imaging Spectrograph (CHARIS)) (Groff et al., 2016) could be used, it would allow for very accurate extraction of the satellite speckles as a function of wavelength to enable precise measurement of residual dispersion. This would be one avenue to reduce the slow-varying (static) component of atmospheric dispersion even further.


When are wedge prisms used to correct chromatic effects of atmospheric refraction? - Astronomie

Often, astronomers use additional optics between the telescope and their detector. These, in conjunction with a detector, make up an instrument .

Before going into specifics, consider the effect of placing optics at different locations within an optical system, like a telescope.

Optics placed in or near a focal plane will affect images at different field angles differently. Optics in a focal plane will not affect the image quality at any given field angle however, such optics might be used to control the location of an image of the pupil of the telescope.

Optics placed in or near a pupil plane will affect images at all field angles similarly, and will have an effect on the image quality.

Another important general consideration: throughput! All surfaces lose light at some level .

In many instruments, lenses are used rather than mirrors: they can be cheaper and lead to more compact designs. Recall, however, that when lenses are used, chromatic effects will arise, because the index of refraction of glasses changes with wavelength. While they can often be minimized by the use of use of multiple elements to make achromatic combinations, they are not always negligible. In particular, if an instrument is used at multiple wavelengths, some refocussing may be required.

As we've discussed, all standard two-mirror telescopes have curved focal planes. It is possible to make a simple lens to correct the field curvature. We know that a plane-parallel plate will shift an image laterally, depending on the thickness of the plate. If we don't want to affect the image quality, only the location, we want the correcting element to be located near the focal plane.

Consequently, we can put a lens right near the telescope focal plane to flatten the field. For a field which curves towards the secondary mirror, one finds that the correct shape to flatten the field is just a plano-concave lens with the curved side towards the secondary. Often, the field flattener is incorporated into a detector dewar as the dewar window.

A focal reimager is a reimaging system which demagnifies/magnifies the telescope focal plane.

Motivation: why might you want to magnify or demagnify focal plane?

In a simple form, it consists of two lenses: a collimator and a camera lens. The collimator lens is placed such that the telescope focal plane is put at the focal length of the collimator, so that it converts the telescope beam into a collimated beam (note that the focal ratio of the collimating lens itself will be larger than that of the telescope so that the beam underfills the lens to allow for off-axis light as well). The camera lens then refocuses the light light with the desired focal ratio. The magnification of the system is given by:

Consequently, the scale in the image plane of the focal reimager is just the scale in the telescope focal plane multiplied by the ratio of the focal ratio of the camera to that of the telescope.

Note that with a focal plane reimager, one does not necessarily get a new scale ``for free''. The focal reimaging system may introduce additional aberrations giving reduced image quality. In addition, one always loses some light at each additional optical surface from reflection and/or scattering, so the more optics in a system, the lower the total throughput.

Note that it is possible to do focal reduction/expansion without reimaging, i.e., by putting optics in the converging beam.

Often, an additional lens, called a field lens is placed in or near the telescope focal plane. This does not affect the focal reduction but is used to reimage the telescope pupil somewhere in the reimager. One reason this may be done is to minimize the size that the collimator lens needs to be to get off-axis images. The size of the field lens itself depends on the desired size of the field that one wishes to reimage.

Another use of reimaging the pupil is when one is building a coronagraph , an imaging system designed to observe faint sources nearby to very bright ones. The problem in seeing the faint source is light from the bright one, both from scattered light, from diffraction, and sometimes, from detector effects (e.g., charge bleeding in a CCD). A partial solution is to put an occulting spot in the telescope focal plane which removes most of the light from the bright object. However, the diffraction structure is still a problem. It turns out you can remove this by reimaging the pupil after the occulting spot and putting a mask in around the edges which are the source of the diffraction this mask is called a Lyot stop. The resulting image in the focal plane of the focal reducer is free of both bright source and diffraction structure.

Note that for really high contrast imaging, you also need to consider other sources of far-field light including light scattered from small-scale features on optical elements, and far-field light from seeing. Minimizing the former required very smooth optics, while minimizing the latter requires high-performance adaptive optics (e.g. ``extreme-AO'').

Pupil reimagers are also widely used in IR systems to reduce emission via cold pupil stops. The issue here is that the telescope itself contributes infrared emission which acts as additional background in your observations. There is little you can do about emission from the primary, since you need to see light from the primary to see your object! However, you can block out emission from regions of the pupils which are obscured already, for example, by the secondary and/or secondary support structures. To do this you put a mask in the pupil plane. Obviously, however, the mask needs to be colder than the telescope itself or else the mask would contribute the background, so it is usually placed within the dewar that contains the detector and camera optics (which also would otherwise glow!).

Filters are used in optical systems (usually imaging systems) to restrict the observed wavelength range. Using multiple filters thus provides color information on the object being studied. Generally, filters are loosely classified as broad band ( sim 1000$ --> > ∼1000Åwide), medium band (100 < ∼1000 Å), or narrow band ( 1 < ∼100 Å).

Perhaps a better distinction between different filters is by the way that they filter light. Many broad band filters work by using colored glass, which has pigments which absorb certain wavelengths of light and let others pass. Bandpasses can be constructed by using multiple types of colored glass. These are generally the most inexpensive filters.

A separate filter technique uses the principle of interference , giving what are called interference filters. They are made by using two partially reflecting plates separated by a distance d apart. The priciple is fairly simple:

Interference filter diagram When light from the different paths combines constructively, light is transmitted when it combines destructively, it is not. Simple geometry gives:

It is clear from this expression that the passband of the filter will depend on the angle of incidence. Consequently narrowband filters will have variable bandpasses across the field if they are located in a collimated beam this can cause great difficulties in interpretation! If the filter is located in a focal plane or a converging beam, however, the mix of incident angles will broaden the filter bandpass. This can be a serious effect in a fast beam. Bandpasses of interference filters can also be affected by the temperature.

Since interference filters will pass light at integer multiples of the wavelength, the extra orders often must be blocked. This can be done fairly easily with colored glass.

The width of the bandpass of a narrowband filter is determined by the amount of reflection at each surface. Both the wavelength center and the width can be tuned by using multiple cavities and/or multiple reflecting layers, and most filters in use in astronomy are of this more complex type.

The same principles by which interference filters are made are used to make antireflection coatings.

Note filters can introduce aberrations, dust spots, reflections, etc one needs to consider these issues when deciding on the location of filters in an optical system.

  • the spacing,
  • the index of refraction (usually changed by chaning the pressure), or
  • the tilt of the interference filter.

A picture taken with a Fabry-Perot system covers multiple wavelengths because the etalon is located in the collimated beam between the two elements of the focal reducer. At each etalon setting, one observes an image which has rings of constant wavelength. By tuning the etalon to give different wavelengths at each location, one build up a ``data cube'', through which observations at a constant wavelength carve some surface. Consequently, to extract constant wavelength information from the Fabry-Perot takes some reasonably sophisticated reduction techniques. It is further complicated by the fact that to get accurate quantitative information, one requires that the atmospheric conditions be stable over the entire time when the data cube is being taken.

A spectrograph is an instrument which separates different wavelengths of light so they can be measured independently. Most spectrographs work by using a dispersive element, which directs light of different wavelengths in different directions.

A conventional spectrograph has a collimator, a dispersive element, a camera to refocus the light, and a detector. There are different sorts of dispersive elements with different characteristics two common ones are prisms and diffraction gratings, with the latter the most commonly in use in astronomy.

The performance of a spectrograph is characterized by the dispersion , which gives the amount that different wavelengths are separated, and the resolution , which gives the smallest difference in wavelength that two different monochromatic sources can be separated. The dispersion depends on the characteristic of the dispersing element. Various elements can be characterized by the angular dispersion, dθ / dλ , or alternatively, the reciprocal angular dispersion, dλ / dθ . In practice, we are often interested in the linear dispersion, dx / dλ = f 2 dθ / dλ or the reciprocal linear dispersion, dλ / dx = dλ / dθ where the latter is often referred to simply as the dispersion in astronomical contexts, and is usually specified in Å/mm or Å/pixel.

If the source being viewed is extended, it is clear that any light which comes from regions parallel to the dispersion direction will overlap in wavelength with other light, leading to a very confused image to interpret. For this reason, spectrographs are usually used with slits or apertures in the focal plane to restrict the incoming light. Note that one dimension of spatial information can be retained, leading to so-called long-slit spectroscopy. If there is a single dominant point source in the image plane, or if they are spaced far enough (usually in combination with a low dispersion) that spectra will not overlap, spectroscopy can be done in slitless mode. However, note that in slitless mode, one can be significantly impacted by sky emission.

The resolution depends on the width of the slit or on the size of the image in slitless mode, because all a spectrograph does is create an image of the focal plane after dispersing the light. The ``width'' of a spectral line will be given by the width of the slit or the image, whichever is smaller. In reality, the spectral line width is a convolution of the slit/image profile with diffraction. The spatial resolution of the detector may also be important.

Note that throughput may also depend on the slit width, depending on the seeing, so maximizing resolution may come at the expense of throughput.

Given a linear slit or image width, ω (or an angular width, φ = ω / f , where f is the focal length of the telescope) and height h (or φ ′ = h / f ), we get an image of the slit which has width, ω ′ , and height, h ′ , given by

where we have allowed that the dispersing element might magnify/demagnify the image in the direction of dispersion by a factor r , which is called the anamorphic magnification.

Using this, we can derive the difference in wavelength between two monochromatic sources which are separable by the system.

The bigger the slit, the lower the resolving power.

The resolution is often characterized in dimensionless form by

Note that there is a maximum resolution allowed by diffraction. This resolution is given aproximately by noting that minimum angles which can be separated is given by approximately λ / d 2 , where d 2 is the width of the beam at the camera lens, from which the minimum distance which can be separated is:

The slit width which corresponds to this limit is given by:

and the maximum resolution is

Slitless spectographs: generally need to work at low dispersion (or narrow spectral range) to avoid spectrum overlap. Issue with background: since light from all field angles is included, this effectively disperses object light, but not background.

Long slit spectrographs: standard spectrograph as discussed above. Avoids spectrum overlap by limiting spectra to a line in the sky.

Image slicers: preserving resolution and flux.

Fiber spectrographs: multiobject data. Use fibers to select objects, then line up the other ends of fibers into a pseudo-slit.

Slitlets: multiobject data. Break up single long slit into individual slitlets, avoiding overlap by the slitmask design. Note that each slitlit will have it's own wavelength calibration.

Integral field spectrographs. Get spectra information over 2D field. Either use fibers to accomplish, or optical configuration, e.g. with lenslets.

Perhaps the simplest conceptual dispersing element is a prism, which disperses light because the index of refraction of many glasses is a function of wavelength. From Snell's law, one finds that:

where t is the base length, and d is the beamwidth. Note that prisms do not have anamorphic magnification ( r = 1). The limiting resolution of a prism, from above is:

One finds that dn / dλ ∝ λ -3 for many glasses.

So dispersion and resolution are a function of wavelength for a prism. In addition, the resolution offered by a prism is relatively low compared with other dispersive elements (e.g. gratings) of the same size. Typically, prisms have R < 1000. Consequently, prisms are rarely used as the primary dispersive element in astronomical spectrographs. They are occasionally used as cross-dispersing elements.

Diffraction gratings work using the principle of multi-slit interference. A diffraction grating is just an optical element with multiple grooves, or slits (not to be confused with the slit in the spectrograph!). Diffraction gratings may be either transmissive or reflective. Bright regions are formed where light of a given wavelength from the different grooves constructively interferes.

The location of bright images is given by the grating equation :

for a reflection grating, where σ is the groove spacing, m is the order, and α and β are the angles of incidence and diffraction as measured from the normal to the grating surface.

The dispersion of a grating can then be derived:

One can see that the dispersion is larger at higher order, and for a finer ruled grating. The equation can be rewritten as

from which it can be seen that high dispersion can also be achieved by operating at large values of α and β . This is the principle of an echelle grating, which has large σ , and operates at high m , α and β , and gives high dispersion and resolution. An advantage of this is that one can get a large fraction of the light over a broad bandpass in a series of adjacent orders.

Typical gratings have groove densities between 300 and 1200 lines/mm. Echelle gratings have groove densities between 30 and 300 lines/mm.

Note that light from different orders can fall at the same location, leading to great confusion! This occurs when

The order overlap can be avoided using either an order-blocking filter or by using a cross-disperser. The former is more common for small m , the latter for large m .

One can compare grating operating in low order, those operating in high order, and prisms, and one finds that higher resolution is available from gratings, and that echelles offer higher resolution than typical low order gratings.

One can derive the anamorphic magnification for a grating by looking at how β changes as α changes at fixed λ . One finds that:

where the d 's are the beam diameters. Note that higher resolution occurs when r < 1, or β < α .

The limiting resolution can be derived:

where W is the width of the grating ( = d 2 /cos β ), and N is the total number of lines in the grating.

We can also discuss grating efficiency , the fraction of incident light which is directed into a given diffracted order. One finds that for a simple grating, less light is diffracted into higher orders. However, one can construct a grating which can maximize the light put into any desired order by blazing the grating, which involves tilting each facet of the grating by some blaze angle. The blaze angle is chosen to maximize the efficiency at some particular wavelength in some particular order it is set so that the angle of diffraction for this order and wavelength is equal to the angle of reflection from the grating surface. The blaze function gives the efficiency as a function of wavelength.

A special case of high efficiency is when the angle of incidence equals the angle of diffraction, i.e. the diffracted light at the desired wavelength comes back to the same direction of in the incoming light. This is called the Littrow configuration high efficiency spectrographs often try to work close to this configuration.

Typical peak efficiencies of reflective diffraction gratings are of order 50-80%. Recently, a new technology for making diffraction gratings, volume phase holographic (VPH) gratings, as been developed, and these are attractive because they offer the possibility of very high efficiencies (> 90% peak efficiency).

A grism is a combination of a prism and a diffraction grating. These are combined such that light is dispersed, but light at a chosen central wavelength passed through the grism with direction unchanged. This feature allows grisms to be placed in an imaging system (e.g., in a filter wheel) to provide a spectroscopic (usually low resolution) capability.

Choice of dispersion: wavelength coverage vs. dispersion/resolution, available gratings, etc. Using grating tilt to select wavelength range.

Choice of slit width (science, seeing).

How to put object in slit. Imaging the slit. Slit viewing cameras.

(DEFER FOLLOWING TO SECTION ON DATA REDUCTION. )

Spectrograph calibration (not including basic detector calibration, to be discussed soon).

Wavelength calibration: correspondance between pixel position (in wavelength dimension) and wavelength. Arc lamps, wavelength solutions. Subtleties: extrapolation, line curvature, flexure (using skylines to calibrate).

Flux calibration: relative fluxes at different wavelengths. Spectrophotometric standards. Subtleties: differential refraction

Spectral extraction: object extraction and sky subtraction. Subtleties: S-distortion, differential refraction: spectral traces. Issues: variation of focus along slit and implications for sky line subtraction, scattered light.

Relative fluxes along slit: slit width variations.

Examples of typical spectra: line lamps, flat fields, stellar spectra, galaxy spectra. Night sky emission.

It is also possible to use interference effects to measure spectral energy distributions instead of a dispersing element. The Fabry-Perot is an example of such a type of instrument, although it does not record all wavelengths simultaneously.

Another instrument which uses interference to infer spectroscopy information is the Fourier Transform Spectrometer (FTS), which is basically a scanning Michaelson interferometer. The light from the source is split into two parts using a beamsplitter. One part of light is reflected off a fixed flat mirror and the other is reflected off a mirror which can be moved laterally. The two images are combined to form fringes. The fringe pattern changes as the path length of the second beam is changed. The intensity modulation for a given wavelength ( λ ) or wavenumber ( k = 2 π / λ ) is given by:

and the flux after integrating over all wavelengths is:

where I ( k ) is the input spectrum. Consequently it is possible to recover the input spectrum by taking the Fourier cosine transform of the recorded intensity. In practice, a discrete Fourier transform is used.

The FTS requires scanning in path spacing. But unlike the Fabry-Perot, it yields information on intensity at all wavelengths simultaneously.


The effect on FEROS

On February 8, 2003, I took several spectra of a few spectrophotometric standards, following them from ca. 2hr before the meridian, through the meridian. The efficiencies were computed using the pipeline, which corrects the spectra for atmospheric extinction. Finally, the efficiency at a given airmass was divided by that at the meridian. Unfortunately, there are no spectrophotometric standards that pass through the zenith at La Silla, and are bright enough for FEROS. The best object was HR4468, which reaches a low airmass at the meridian. Below I then show the result for HR4468, which I followed until it was only 3 min away from meridian, when the airmass was 1.06. Spectra of 10min exposure time were taken continuously. The right graph shows the ratio of the spectra vs. wavelength, while the left graph shows the expectation based on Donnelly et al. (see references). The simulations show that at high airmesses, one loses flux in the blue and red, compared to the reference wavelength. Donnelly et al. "centered" the 500 nm image on the fiber, so at that wavelength they have the minimum flux loss.

The right graph shows the real data. Each curve is labeled with the DIMM seeing, the airmass, the peak efficiency, and the image id. Most curves look like the simulations (solid curves), but two of the curves are steeper (dashed), and one has the peak at a wavelength redder than the FEROS limit.

The solid curves show that the image was centered somewhere below 500 nm, and I interpret the dashed and dotted curves as due to the image centered bluer than 400 nm or redder than ca. 900 nm. One possible interpretation of these deviating curves is the effect of differential atmospheric refraction between the guide star and the target, so the target slowly drifts out of the fiber even if the guide star appears centered (see above).

Simulation of loss of flux due to ADR (Donnelly et al.)
Loss of flux in FEROS spectra, due to ADR


There is some dependence of the centering wavelength with the seeing. The maxima of the curves are identified in red in the graph above, and their wavelength is plotted vs. the FWHM in the next graph (excluding the curve centered to the far red). The white dots represent the two dashed curves. It looks like that when the seeing gets worse, redder wavelengths are centered in the fiber.


1. F. Roddier, “The effects of atmospheric turbulence in optical astronomy,” in E. Wolf, ed., Progress in Optics (North-Holland, Amsterdam, 1981), Vol.19, pp.341–350.

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2004 (2)

M. Owner-Petersen and A Goncharov, “Some consequences of Atmospheric Dispoersion for ELTs,” Proc. SPIE 5489,526–531 (2004).



Commentaires:

  1. Doucage

    Il y a quelque chose à ce sujet, et c'est une excellente idée. Je t'encourage.

  2. Wemilat

    c'est pas possible

  3. Merlow

    Il peut être discuté sans fin

  4. Cony

    C'est une honte!

  5. Barisar

    C'est exclusivement votre opinion



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