• Baader BACHES: Spettrografo Echelle ad alta risoluzione con porta di autoguida e calibrazione remota – uso professionale nella ricerca astronomica e nella formazione degli studenti universitari
• risoluzione spettrale media R = 18.000,
• fessure intercambiabili da 25 e 50 μm (lunghezza 125 μm)
• intervallo di lunghezze d’onda ottimizzato: 392-800 nm (a seconda delle dimensioni del sensore)
• leggero e compatto, solo 1350g (senza fotocamera)
• elevata stabilità meccanica, design FE, deformazione torsionale inferiore a 9μm con rotazione di 180°
• ottimizzato per sensori di dimensioni ca. Pixel 15x10mm, 9μm (es. KAF-1603), utilizzabile con sensori di dimensioni 7x4mm (es. ST-402) e DSLR
• rapporto focale del collimatore f/10
• ottimizzato per telescopi da 8″ a 24″ f/10 (piena risoluzione da f/8 a f/12)
• consegnato in condizioni completamente calibrate
• il solenoide commuta tra la luce del telescopio e la calibrazione ThAr e la lampada flatfield dell’RCU
• LED rosso manuale per la messa a fuoco a fessura
• Importante accessorio consigliato: RCU (Remote Calibration Unit) (#2458621)

Di seguito dei PDF che vi aiuteranno alla comprensione e all’utilizzo dello strumento:

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BACHES Echelle-Spettrografo REALIZZATO DA BAADER PLANETARIUM

Consigliato: con unità di calibrazione remota (RCU)

Lo spettrografo Echelle BACHES, mostrato qui con l’unità di calibrazione remota RCU consigliata e opzionalmente disponibile (a sinistra, con una fotocamera SBIG ST 1603 ME collegata), è uno spettrografo professionale per l’analisi precisa e ad alta risoluzione degli spettri. BACHES è l’acronimo di Basic Echelle spettrografo.

Come funziona uno spettrografo Echelle?

La parola francese “Echelle” significa scala o scala. Se dai un’occhiata a un reticolo Echelle a ingrandimenti molto elevati, puoi facilmente capire perché: L’Echelle è un reticolo di riflessione, la luce viene riflessa in ciascuna delle sue scanalature. Poiché la larghezza di ogni solco è paragonabile alla lunghezza d’onda della luce, si verifica la diffrazione ottica. Ogni solco è come una fenditura, che dirige la luce diffratta sulla via del riflesso geometrico.

Pertanto, uno spettrografo Echelle ti offre un sacco di spettri ad alta risoluzione di diversi ordini, ma si sovrappongono. Naturalmente, questa sovrapposizione non è desiderata.

Con un ulteriore elemento dispersivo – sia esso un prisma o un reticolo – gli spettri possono essere allungati ad angolo retto rispetto al reticolo Echelle fino a quando non si sovrappongono più.

Quindi, gli spettri di ordini diversi sono ordinati in due dimensioni. Ora coprono l’intero spettro e possono essere lette come le righe di un libro. In questo modo, puoi vedere lo spettro completo tra ca. 392 nm e 800 nm senza spazi vuoti, a seconda delle dimensioni del sensore della fotocamera.

Spettrografo BACHES Echelle o spettrografo a reticolo Blaze standard?

I reticoli Echelle sono spesso usati in astronomia per scattare immagini di spettri stellari ad alta risoluzione, perché in questo modo uno spettro ad alta risoluzione che copre un intervallo di lunghezze d’onda molto ampio può essere fotografato in una singola immagine. Al contrario, i reticoli ad alta risoluzione sono ottimizzati per una parte piuttosto piccola dello spettro; avresti anche bisogno di sensori CCD molto lunghi (o una linea di diversi sensori) per acquisire un’immagine dell’intero spettro di primo o secondo ordine in una volta. Con uno spettrografo Echelle, puoi prendere subito un’immagine dell’intero spettro con un sensore CCD non troppo grande.

Quindi, il più grande vantaggio di uno spettrografo BACHES Echelle rispetto a un comune reticolo Blaze con una risoluzione comparabile è ovviamente che puoi coprire l’intero spettro alla massima risoluzione possibile in una sola immagine. In questo modo, tutte le parti rilevanti dello spettro sono coperte CONTEMPORANEAMENTE. Inoltre, i comuni reticoli ad alta risoluzione sono ottimizzati solo per una parte dello spettro. Prendere uno spettro Echelle non è più complicato di un’immagine guidata del cielo profondo.

Potreste dire di sapere in anticipo quale parte dello spettro di una stella volete analizzare. Ma ci sono due problemi se prendi uno spettro dopo l’altro: in un primo momento, perdi tempo, e in secondo luogo, non raccogli i dati contemporaneamente, il che può essere un problema per gli oggetti che cambiano velocemente. Basti pensare a un evento veloce, che appare in modo diverso in diversi colori – come l’atmosfera in rapida espansione di una stella, per esempio durante una nova. Un Echelle può mostrarti le linee di emissione di molti elementi contemporaneamente.

Ovviamente non si può prevedere una nova luminosa come quella di Delphinus nel 2013. Ma ci sono molte altre stelle che traggono profitto da una BACHES Echelle. Esempi importanti sono la stella Be Zeta Tauri e la doppia stella simbiotica Beta Lyrae (dai un’occhiata ai risultati di seguito).

Ma ci sono anche alcuni motivi puramente pratici per cui dovresti prendere in considerazione un BACHES Echelle:

• nessuna lunga ricerca delle giuste lunghezze d’onda,
• nessuna deriva del fuoco in un ampio intervallo di temperatura (almeno tra +5°C e +20°C), e
• molto robusto, senza parti mobili (griglie)!

È molto più facile ottenere uno spettro completo con un BACHES Echelle che con un normale spettrografo basato su reticoli. È inoltre possibile sovrapporre uno spettro di riferimento ThAr e uno spettro flatfield tramite fibra ottica.

La tripletta di magnesio nello spettro solare BACHES Echelle

Per dimostrare l’alta risoluzione dello spettrografo BACHES Echelle, potete trovare qui un’immagine dello spettro solare. Per questo il BACHES non è stato puntato direttamente verso il sole (attenzione!). Invece, puoi semplicemente puntarlo verso il cielo, anche se è nuvoloso. La luce del giorno è la luce del sole che è diffusa sulle nuvole, quindi puoi trovare lì tutte le linee spettrali che sono visibili anche quando punti il ​​tuo telescopio direttamente verso il sole.

Il sole è una stella della sequenza principale con il tipo spettrale G2, classe di luminosità V. Nella parte rossa inferiore dello spettro, la linea H-alfa è prominente, sopra nella regione arancione c’è il Natrium-dublett. Il gruppo di righe spettrali nella parte verde dello spettro – la cosiddetta tripletta di magnesio – è tipico di una stella G2. Ad alto ingrandimento, può essere risolto in più righe. Più linee riesci a vedere, migliore è lo spettrografo. Le etichette mostrano le lunghezze d’onda degli atomi non eccitati, che sono note con una precisione di almeno 0,1 Å. In questa parte dello spettro, anche la lampada di riferimento ThAr presenta molte linee note con una precisione estremamente elevata. Lo spettro di riferimento ThAr è stato calibrato con il software VisualSpec con alta precisione (+/- 0,0057Å), questa calibrazione è stata applicata allo spettro solare (+/-0,0814Å). La dispersione è 0.133Å/pxl. La linea diagonale nella parte sinistra dell’immagine è un riflesso interno tipico di uno spettrografo Echelle e non influisce sullo spettro.

Telecamere di imaging per i BACHES

Per ottenere uno spettro completo, ad esempio con il software ESO-MIDAS, il sensore della fotocamera deve essere largo almeno 9×13 mm. Per un campionamento perfetto, la dimensione dei pixel dovrebbe essere di 9µ, per questo BACHES è progettato. Una scelta perfetta è ad esempio la KAF-1603ME, che una volta veniva utilizzata nella telecamera monocromatica SBIG ST-1603ME (nella foto), o l’attuale modello STT-1603ME. La sua efficienza quantistica non scende al di sotto del 45% nella parte rilevante dello spettro. Puoi saperne di più sulle nostre telecamere SBIG su www.sbig.de

Se hai accesso solo a una camera CCD con pixel molto più piccoli di 9µ, dovresti cercare di avvicinarti il ​​più possibile a 9µ via binning. Il comune sensore KAF-8300, ad esempio, ha una dimensione di pixel di 5,4 µ. Qui, è una buona idea usare 2×2-Binning con 10,8 µ pixelsize.

Il sole è un buon obiettivo per la prima osservazione. Basta puntare il BACHES senza telescopio verso il cielo (non verso il sole!) e scattare una foto dello spettro. La luce solare, che è diffusa nella nostra atmosfera, ha lo stesso spettro di quella della luce solare diretta. Le linee scure di Fraunhofer sono tipiche del nostro sole, una stella G2 con la classe di luminosità V. Lo spettro BACHES nella luce diurna nell’immagine è stato ripreso con la fenditura da 25 µ. Il tempo di esposizione con una camera CCD SBIG ST-1603ME (9 µ) è stato di 240 secondi, è stato sottratto un dark-frame. Lo spettro è diviso in 25 linee, coprendo l’intervallo spettrale tra ca. 392nm UV (in alto) e ca. 710nm IR (in basso). Puoi vedere tutte le linee tra Ca II (393nm/397nm) e H-alfa (656nm) ad alta risoluzione, che è importante per la classificazione spettrale.

Puoi collegare una fotocamera DSLR al BACHES, se desideri uno spettro Echelle a colori. Le informazioni aggiuntive sul colore possono essere utili per familiarizzare con BACHES e per identificare più velocemente le linee spettrali.

L’immagine colorata a destra è quella di una lampada a fluorescenza, solitamente riempita di vapori di mercurio. Le minuscole righe di emissione del mercurio sono accompagnate e sovrapposte da quelle delle terre rare che si trovano all’interno del rivestimento interno della lampada.

Il rapporto di apertura del telescopio

Per un’elevata efficienza energetica (trasmissione del sistema), il BACHES Echelle è ottimizzato per un sistema ottico f/10. Ci sarà una certa perdita di luminosità ai telescopi più veloci. Puoi trovare un calcolo per questo nel manuale del BACHES.

Ma non preoccuparti troppo di questo. Se non hai un telescopio f/10, puoi anche usarne uno con f/7 con successo. Tutto quello che devi fare è scattare più fotogrammi singoli. Ci sono molti oggetti luminosi in cui questo è redditizio (vedi ad esempio beta Lyrae). Se hai un vero telescopio apocromatico o un perfetto telescopio a specchio, puoi usare una lente di Barlow 1,5x o 2x, che a sua volta deve essere apocromatica, altrimenti ci sarebbe meno luce blu disponibile rispetto a quella rossa o verde. Una buona scelta è ad esempio il Barlow 1,5x (# 140 5331/BARADV) di AstroPhysics, che sostituisce il nasello da 2″ del BACHES.

La fornitura standard del BACHES Echelle

Spettrografo BACHES ECHELLE – Spettrografo Echelle ad alta risoluzione con porte per autoguida e calibrazione remota, incl. accessori e robusta valigetta in ABS.

Elenco delle parti:

1. Spettrografo BACHES incl. Filtro in vetro trasparente M48 (#245 8416) per la protezione dalla polvere,
2. Cambio rapido T-2 (#245 6313A),
3. 1¼”-Stopping (#190 5131),
4. Estensione VariLock (#295 6929),
5. supporto per oculare di messa a fuoco (#245 8125),
6. Oculare Kellner 1¼” 20mm,
7. SlitViewer per l’esame della fessura, con filettatura M28,8mm,
8. strumento di bloccaggio per estensione VariLock,
9. guanti di cotone e bastoncino di legno per spostare delicatamente la piastra della fessura quando si cambia la fessura attiva,
10. chiave a brugola 2,5mm,
11. chiave a brugola 2,0mm,
12. chiave a brugola 1,5mm,
13. chiave a brugola 1,3mm.

Calibrazione degli spettri BACHES Echelle

Naturalmente, gli spettri acquisiti con un BACHES possono essere fotografati e calibrati. La scala della lunghezza d’onda può essere calibrata, ad esempio, con l’aiuto di linee spettrali note dell’oggetto. In molti casi, questo è sufficiente per misurare la posizione relativa di una riga spettrale. Ma se si desidera misurare lo spostamento assoluto sulla scala delle lunghezze d’onda a causa dell’effetto Doppler, è necessario acquisire un’immagine di riferimento di una lampada di calibrazione prima e dopo la misurazione, nelle stesse condizioni. La precisione deve essere nell’intervallo 0.001 … 0.01Å, se si desidera utilizzare la precisione completa del BACHES. Ecco perché una buona lampada di calibrazione è essenziale per un lavoro serio.