EasyFiber

Spektroskopie
Technik


EasyFiber

von Siegfried Hold

 

Erfahrungsbericht zu Fiber-Einkopplung in den Spektrographen

 

Einführung:

Der Wunsch, das Licht mit einer Faser in den Spektrographen einzukoppeln, bestand schon länger, ist doch das Hantieren  mit Direktkoppelung alles andere als „easy“. Immerhin bringt es der Czerny mit Halterung und Kamera auf etwa 15 kg. Zusätzlich waren Gegengewichte notwendig um das System einigermaßen im Schwerpunkt zu halten, geschweige denn das erforderliche Gegengewicht auf der Deklinationsachse. In Summe ergab es eine ächzende und stöhnende, schwer überladene Montierung. Diese Punkte, und die Zugänglichkeit für allgemeine Beobachtungen, waren entscheidend für die Anschaffung einer Fiber Einkopplung, welche ich von Daniel Sablowski erworben habe.

 

Abb. 1: Sternwarte Schulberg

 

 

Beschreibung der EasyFiber


 

Abb. 2: Aufnahme der Leitkamera durch EasyFiber

         

1 Allgemein

EasyFiber ist eine Faserkopplung, die es Ihnen ermöglicht Sternlicht in ein räumlich vom Teleskop getrenntes Meßgerät zu koppeln. Die Kopplung wird teleskopseitig mit einem T2-Innengewinde ausgeliefert und erlaubt damit eine einfache Adaption an das Teleskop. Die Aufnahme der Leitkamera an die Kopplung wird mit einem T2- oder C-Mount Gewinde ausgeliefert . Die Anpassung an das Teleskop, was in meinem Fall erforderlich war, erfolgt optionalen mit einem Focal-Reducer. Siehe unten unter „Einkopplung in den Czerny“.

In Abbildung 2 ist eine Aufnahme mit der Leitkamera dargestellt. Das Star image ist ein direktes Bild des Sterns, welches zur exakten Nachführung verwendet werden kann. Rechts neben diesem ist das Bild der Faser mit darauf positioniertem Stern gezeigt. Beide Bilder werden durch den Strahlteiler konstruktionsbedingt zweimal erzeugt.

         

2 Funktionsweise

Die Faserkopplung (Abb.4) basiert auf einem Strahlteilersystem, welches ein Bild direkt vom Stern erzeugt und ein Bild von der Faser mit umliegendem Feld. Dadurch entsteht die Möglichkeit auf dem direkten Bild nachzuführen und die Positionierung des Sterns auf die Faserfläche wird ermöglicht.

        

3 Justage

Die Einheit wird vor Auslieferung im Labor vorjustiert. Es kann jedoch sein, daß eine Nachjustage am Teleskop erforderlich wird (nach Transport). Es sind zwei optische Elemente zu justieren: Strahlteiler und Spiegel.

Zunächst bringt man die Kopplung am Teleskop in den Fokus, sodaß das direkte Bild des Sterns scharf auf dem Chip der Leitkamera zu sehen ist. Sollte eine andere Kamera verwendet werden ist Vorsicht geboten denn der Chip könnte an anderer Position liegen. Hier ist sicherzustellen das der Stern an der Faserposition exakt im Fokus liegt. Ist der Stern unscharf, ist die Anschlußhülse zu verdrehen bis der Stern am Chip optimal abgebildet ist. Das Bild des Sterns sollte möglichst mittig liegen, falls nötig sind die 4 Schrauben des Deckels (Abb. 3) zu lösen damit man den Spiegel verdrehen kann. Vorsicht ist geboten, nur ein wenig verdrehen, ansonsten verschwindet der Stern aus dem Blickfeld der Kamera.  Dann wird der Spiegel justiert damit das Bild von der Faser mit Stern scharf abgebildet wird. Hierzu muß die SMA-Faser mit polierter Edelstahlferulle angeschlossen sein. Steht noch keine Kalibriereinrichtung zur Verfügung, ist es hilfreich die Faser von hinten zu beleuchten (Abb. 12). Die Spiegelfokussierung wird nun an dem Konterring gelöst und der Spiegel fokussiert, bis das Bild scharf ist. Beide Bilder (direktes Sternbild und Faserbild) entstehen zweimal, was anfangs etwas verwirrend ist, weil man nicht genau weiß welches man fokussieren soll. Aber auch hier, „üben macht den Meister“.

 

Abb. 3:  Easy Fiber  von unten, zur Justage des Strahlteilers werden die 4 kleinen Schrauben gelöst.

 

Abb. 4:  von oben mit Strahlteiler

 

Abb. 5: der Strahlengang

 

Einkopplung in den Czerny:

Das Lichtbündel verläßt die Faser mit F/4,5, der Spektrograph hat jedoch ein Öffnungsverhältnis von F/6,4. Um das Gitter optimal auszuleuchten ist eine Anpassung der F-Zahl notwendig. Umgesetzt wurde dies mit einem Achromaten Paar, welches von Daniel Sablowski anhand der Daten des Spektrographen berechnet wurde (Abb. 6). Die Anpassung (1,42) vergrößert das 50 µm Lichtbündel am Faserausgang auf 70 µm. Als Problematisch ergab sich das Zusammenführen der Brennpunkte von F-Anpassung und Kollimator. An diesem Punkt begann es schwierig zu werden. Wie unten beschrieben, liegt der Brennpunkt des Kollimatorspiegels nicht am Spalt, sondern etwas außerhalb.

 

Abb. 6: Layout F-Anpassung

 

 

Justierung der F-Anpassung zu Czerny:

Die genauen Positionen von Faser und Achromaten Paar sind vorgegeben und entsprechend einzuhalten. Das Zusammenführen der Brennpunkte von F-Anpassung und Kollimatorspiegel erforderte einige Messungen um Abbildungsfehler zu erkennen und um sie zuordnen zu können. Also was passiert wenn man an der Schraube X dreht? Der Spektrograph ist symmetrisch aufgebaut, das heißt beide Spiegel haben den gleichen  Abstand zum Gitter. Im Bezug zur direkten Einkoppelung ergeben sich abweichende Abstände der optischen Elemente des Spektrographen. In diesem Fall  war es notwendig die Justierung,  von der Kamera beginnend, durchzuführen. Üblich ist es, beginnend vom Spalt, das System zu Justieren. Für diese Einstellung gibt es einen Trick der wie folgt funktioniert (Abb.7). Man nimmt ein kleines Teleskop, einen Sucher zum Beispiel, stellt ihn mit einem Stern auf "unendlich“ (ferner Punkt am Horizont geht auch), dreht das Gitter soweit, daß man in nullter Ordnung beobachtet (siehe  Abb.7). In nullter Ordnung wirkt das Gitter wie ein Spiegel, deshalb ist diese Methode für beide Spiegel, also Kollimator und Kameraspiegel anzuwenden. Durch verschieben des Kameraspiegels ist nun ein Punkt größter Schärfe rasch zu finden, z.B. die Anschlußdrähte des Chips.

 

Abb.7: Der Spektrograph

 

Nach dieser Prozedur geht es an die Feinjustierung der F-Anpassung. Dazu wird in erster Näherung die Einheit so weit verdreht, bis die Abbildung akzeptable ist. Muß  aber nicht heißen, daß die Justierprozedur beendet ist. Ein einigermaßen gutes Ergebnis ist bald erreicht. Sieht man aber genauer hin, gibt es 3 Abbildungsfehler, die hier zu erkennen sind.

      1. Der Streifen ist wesentlich breiter als 70 µm, siehe oben „Einkopplung in den Spektrographen“

         Hier sind die Abstände vom Faserende zur Linse (Abb.6) zu überprüfen und ggf. anzupassen.

         Der Spektralstreifen läuft einseitig konisch auseinander. Der Fokus ist extrafokal.


               

Abb.8

Verschiebt man die F-Anpassung, in diesem Fall geschieht dies durch Drehen der Gewindehülse, läßt sich dieser Fehler rasch beseitigen. Was noch übrig bleibt, sind etwas „weichere Enden des Streifens. Hierbei handelt es sich um einen Rest-Astigmatismus des Spektrographen.

      2. Koma


Abb.9: Emissionslinien von der Kalibrierlampe „mit“ Koma

 

Abb.10: Emissionslinien von der Kallibrierlampe „ohne“ Koma

 

Bei der Koma handelt es sich um einen Abbildungsfehler, der kometenähnlich aussieht. Man sieht es bei Sternfeldaufnahmen von schlecht korrigierten Objektiven. Die Koma ist durch Verschieben des Kameraspiegels zu beseitigen.

 

 

Der Spalt im Strahlengang:

Es drängt sich die Frage auf, ob es nicht sinnvoll wäre einen Spalt einzusetzen um die Auflösung zu verbessern. Natürlich nur für hellere Objekte, denn es passiert nur ein  Teil des Lichtes den Spalt. So einfach geht das aber nicht. Durch die Einengung des Strahlenbündels am Spalt entsteht Modenrauschen [2], ein unerwünschter Effekt. Aus diesem Grund scheidet der Spalt zur Erhöhung der Auflösung aus. Um die Auflösung zu verdoppeln besteht die Möglichkeit einen „Image Slicer“ am Spektrographen anzubringen [3]. Um Modenrauschen weitgehend zu verhindern, ist es unumgänglich die Faser sauber zu verlegen. Das heißt, keine enge Radien, nicht unter 500 mm. Ist Überlänge vorhanden, diese am besten auf einer Rolle aufwickeln. Ich habe dazu ein Kunststoffrohr, bekommt man im Bauhaus, mit 1/2“ Durchmesser verwendet. Dient gleichzeitig als Schutz für die Faser. Mit dieser Methode konnte ich sehr gute Ergebnisse erzielen. Modenrauschen durch zu kleine Radien läßt sich auch durch Schütteln kaum beseitigen. Schütteln ist eine auch von den Profis angewandte Technik, um das restliche Modenrausch zu reduzieren. Auch eine schlechte Justierung der F-Anpassung (Abb.8) zum Spektrographen verursacht dieses Rauschen. Passen die beiden Strahlenkegel von Kollimatorspiegel und F-Anpassung nicht zusammen, dann wirkt sich das ähnlich wie ein Spalt aus. Und das bewirkt, wie oben beschrieben, Modenrauschen. Also, die Faser sauber verlegen, das System bestmöglich justieren und penibel auf etwaige Abbildungsfehler achten.

 

 

Die Kalibriereinheit:

 


Abb.11

 

Mit der Kalibriereinheit wird das Licht von Kalibrierlampe und Flatlicht mit einer 200µ Faser eingekoppelt. Dazu wird die Hülse einfach bis zum eingestellten Anschlag eingeschoben. An Stelle des Sterns wird nun die Faser mit Licht aus der Kalibrierfaser beleuchtet. Wird die Faser noch zusätzlich von hinten, spektrographenseitig, beleuchtet, ist die exakte Position zu bestimmen, wo der Stern fürs Guiden zu positionieren ist (Abb.12). Zum Zeitpunkt der Fertigstellung des Artikels war die Box mit den Kalibrierlicht Quellen noch im Planungsstadium. Dazu später ein kleiner Bericht.

 

Abb.12: Bild von der Guidingkamera, der dunkle Ring um den Faserkern, das ist die  Edelstahlferulle in der die Faser gefasst ist.

 

Fazit:  Der Umgang mit einer Fiber-Einkopplung erfordert schon etwas Fingerspitzengefühl. Sollte aber kein größeres Problem für einen Astronomen darstellen. Da ist man ohnehin ständig mit kniffligen Problemen konfrontiert. Am meisten überrascht hat mich die Effizienz des Systems. Da war ich mir nicht so sicher, wie viel da durch die Faser geht, noch dazu die erforderliche F-Anpassung. Aber da wurde man eines besseren belehrt!

Quellennachweis: Abbildung 2,3,5 und 6 Daniel Sablowski restliche Aufnahmen Siegfried Hold

            [2] http://spektroskopie.fg-vds.de/pdf/Grundlagen_LWL.pdf 

            [3] http://spektroskopie.fg-vds.de/pdf/Spektrum43.pdf


Aktualisiert am 24.01.2015

© BAA
 

Dr. Thomas Schroefl