FOCES Echelle Spectrograph für die DSAZ Teleskope

FOCES ist ein hochauflösender Spektrograph und wurde von einem Team der Universität München in sechs Jahren gebaut. Seit März 1996 ist er am Calar Alto installiert und regelmäßig im Einsatz.

Spektrograph

Das Sternlicht wird vom Teleskopmodul (links) mit einem Lichtleiter zum eigentlichen Spektrographen FOCES (rechts) geleitet. Das optische Design von FOCES ist als White-Pupil-Design im Quasi-Littrow Modus ausgeführt. Zwei Kollimatoren bündeln das Licht und fokussieren es auf einen Zwischenspalt. Zwei Prismen in Tandem-Montierung erzeugen die Querdispersion für das Echelle-Prinzip. Der Strahl wird dann von einer Transmissionskamera auf das CCD fokussiert. Die Daten des Spektrographen sind:

Optische Eigenschaften:
Die theoretische Auflösung R des Spektrographen beträgt 65000 (für zwei Pixel auf einem CCD mit 15 µm Pixelgröße). Der Durchsatz ist für R=42000 optimiert (Dies entspricht 24 µm Pixelgröße).
Der Durchmesser des Strahls ist 152.4 mm, das Öffnungsverhältnis beträgt f/10.

Milton Roy R2 Echellegitter mit 153 x 305 mm dispergierender Fläche. Doppelprismen als Querdisperser mit 42° Gesamtablenkung. Spectrographenkamera f/3 in Transmission. Die Brennweite ist 455 mm. Off-Littrow Winkel ist 0.7° senkrecht zur Dispersion.
Volle Wellenlängenüberdeckung von 300 nm in 70 Echelleordnungen im Einzelfasermodus (Das Bild links zeigt ein Sonnenspektrum), oder 120 nm in 30 Echelleordnungen im Doppelfasermodus Die Grenzgröße ist V = 11 bei einer 60minuten-Belichtung und einem Signal-zu-Rausch-Verhältnis von 100 mit R = 42000 am 2.2m-Teleskop. Bei exzellentem Seeing werden noch bessere Ergebnisse erzielt.

Spektrograph Montierung:
Der Spektrograph ist auf einer 2400 x 900 mm großen optischen Platte montiert. Mittels eines Transportrahmens kann der Spektrograph innerhalb eines Tages vom 2.2m-Teleskop zum 3.5m-Teleskop und umgekehrt geschafft werden. Allerdings gibt es zur Zeit Installationsprobleme am 3.5m-Teleskop. Daher ist FOCES nur am 2.2m-Teleskop verfügbar.

Eingangsspalt:
Dieser erhält die Auflösung, auch wenn aufgrund schlechten Seeings eine große Blende im Teleskopmodul eingesetzt ist. Die Spaltweite und Höhe wird von Hand im Spektrographen eingestellt.

Kollimatoren:
Zwei Off-Axis-Parabolspiegel mit einem Durchmesser von je 254 mm wurden aus einem großen f/2-Spiegel geschnitten.

Echellegitter:
Das Echellegitter wird in einer kardanischen Montierung überkopf gehalten. Es ist um alle drei Raumachsen rotierbar. Die horizontale Achse kann computergesteuert verfahren werden. Dies ermöglicht ein Zentrieren des Spektrums auf dem CCD in Dispersionsrichtung.

Faltspiegel:
Der Faltspiegel ermöglicht eine kompakte Bauform des Spektrographen. In unmittelbarer Nähe entsteht ein Zwischenspektrum. Dort blendet eine Streulichtblende störendes Licht aus.

Prismen-Querdisperser:
Zwei Prismen aus Schott-LF5-Glas können unter Computerkontrolle rotiert werden. Deren Position bestimmt den Spektralbereich.

Grism-Querdisperser:
Je ein Grism (engl: Zusammenziehung von Grating und Prism) für rot und blau können motorisch in den Strahlengang gefahren werden. Sie erzeugen die für den Zwei-Faser-Modus notwendige Zusatzdispersion.

Spectrographkamera:
Die Brennweite der von Carl Zeiss Jena gebauten f/3-Kamera beträgt 455 mm. Die Bildfehler sind kleiner als 24 µm über das gesamte Feld.

CCD-Kamera:
Der Spektrograph ist für den Tektronix 1024 x 1024 Pixel Chip bei einer Auflösung von R = 42000 optimiert. Mit einem 2048 x 2048 Pixel Chip (Loral) wird eine Auflösung von 65000 erreicht. Ohne Lichtverlust gelingt dies allerdings nur bei gutem Seeing.

Faseroptik

Das Licht wird vom 2.2m oder 3.5m Teleskop durch eine Glasfaser zum Spektrographen geleitet. Somit kann dieser im jeweiligen Coudé-Raum fast 20 m entfernt vom Teleskop aufgebaut werden. Zur Zeit werden Quarzfasern von Polymicro mit 100 µm Kerndurchmesser verwendet. Mikrolinsen sind auf Faseranfang und Ende geklebt um das Sternlicht verlustarm durch die Faser zu bringen. In nebenstehender Abbildung sind diese Mikrolinsen im Vergleich zu einem Pfennig gezeigt. Die Faserköpfe sind in Steckern befestigt, die auf stabilen Positionierschlitten montiert sind.

Die Faserpositioniereinheiten sind am Teleskop mit dem Teleskopmodul und am Ausgang mit dem Spektrographenspalt verbunden. Sie können durch Stellschrauben justiert werden. Normalerweise wird eine Einzelfaser verwendet. Für sehr schwache Objekte, bei denen die Korrektur des Himmelshintergrunden notwendig ist, gibt es am 3.5 m Teleskop eine Doppelfaser.

Das Teleskopmodul

Das Teleskopmodul ist am Cassegrainflansch des Telekops montiert. Es besteht aus folgenden Teilen:

Faserpositioniereinheit:
Diese trägt den Faserkopf und die Eintrittsblende, die eine Anzahl von unterschiedlichen Lochdurchmessern zur Verfügung stellt. Diese sind 130, 200 und 300 µm für die Einzelfaser. Die Doppelfaser ist mit zwei 300 µm Aperturen im Abstand von 3 mm ausgestattet. Die korrekte Positionierung des zu beobachteten Objekts wird anhand der Reflexion des Lichtes an der Blende und der Teleskop-Leiteinheit eingestellt und überprüft. Falls notwendig, können die Fasern zusammen mit ihren Repositionierplatten getauscht werden. Die Eintrittsblenden können einzeln ausgewechselt werden.

Verschiebbarer Spiegel:
Ein Spiegel kann unter Computerkontrolle in die optische Achse gefahren werden. Dort wird durch Rotation des Spiegels Vergleichslicht in die Faser gespiegelt.

Vergleichslichtlampen:
Um 90° versetzt sind in Metallröhren Vergleichslichtlampen am Teleskopmodul montiert. Dies sind eine Halogen-Flatfield-Lampe und eine ThAr-Lampe (im Bild links) zur Wellenlängenkalibration. Das Licht der Lampen wird durch je eine Mattscheibe gestreut und durch ein Objektiv auf die Faser kollimiert.