Lo Shelyak eShel III è un potente spettrografo Echelle di terza generazione, sviluppato appositamente per programmi di osservazione Astronomik particolarmente esigenti. Esso combina un’elevata risoluzione spettrale con un ampio intervallo spettrale. Lo strumento è pertanto adatto ad astronomi dilettanti con orientamento scientifico, università, osservatori e gruppi di ricerca che desiderano analizzare quantitativamente gli spettri stellari e studiare le variazioni temporali degli oggetti astrofisici.
Con una risoluzione di R = 10.000 nell’intervallo spettrale compreso tra circa 370 e 910 nanometri, l’eShel III copre ampie porzioni dell’ultravioletto vicino, l’intero spettro visibile e una parte dell’infrarosso vicino. La registrazione simultanea di numerose righe spettrali in un’unica acquisizione risulta particolarmente interessante per l’analisi delle atmosfere stellari, la misurazione delle velocità radiali, l’osservazione di stelle variabili e lo studio di oggetti con righe di emissione.
Il principio Echelle: elevata risoluzione con un ampio intervallo spettrale
Gli spettrografi a reticolo convenzionali si trovano spesso di fronte a un conflitto intrinseco tra obiettivi: a parità di dimensioni del sensore, un’elevata risoluzione spettrale va a discapito dell’intervallo di lunghezze d’onda rilevabile contemporaneamente. L’eShel III risolve questo conflitto grazie al metodo Echelle, in cui un reticolo di diffrazione opera ad alti ordini di diffrazione.
La luce dell’oggetto oggetto di osservazione viene accoppiata nello spettrografo tramite una fibra ottica e convogliata sul reticolo Echelle. Gli ordini di diffrazione elevati generano una fine separazione spettrale. Poiché i singoli ordini si sovrappongono nei rispettivi intervalli di lunghezza d’onda, un sistema di dispersione incrociata separa ulteriormente gli ordini gli uni dagli altri a livello spaziale. Nell’eShel III, tale compito è svolto da un prisma.
Sul sensore della fotocamera non si forma quindi un’unica banda spettrale continua, bensì uno spettro Echelle bidimensionale costituito da numerosi ordini spettrali adiacenti. Il software di analisi estrae i singoli ordini, li calibra e li combina in uno spettro utilizzabile a fini scientifici.
L’eShel III utilizza in particolare gli ordini spettrali da 25 a 60. Ciò consente di coprire un intervallo di lunghezze d’onda compreso approssimativamente tra 370 e 910 nm.
Struttura accoppiata a fibra ottica per condizioni di misurazione stabili
Una caratteristica costruttiva fondamentale dell’eShel III è la separazione tra il sistema di accoppiamento della luce, situato sul telescopio, e lo spettrografo vero e proprio. La luce stellare viene trasmessa allo spettrografo tramite una fibra ottica con un diametro del nucleo di 50 µm.
Questa configurazione offre diversi vantaggi:
- Stabilità termica: lo spettrografo può essere collocato in una sala a temperatura controllata. Ciò riduce le variazioni della geometria ottica dovute alle variazioni termiche e favorisce la riproducibilità delle misurazioni
- Condizioni di misurazione ottimizzate per le velocità radiali: un ambiente strumentale più stabile facilita la comparabilità precisa degli spettri successivi nel tempo
- Installazione flessibile: il telescopio e lo spettrografo non devono necessariamente essere montati uno accanto all’altro
- Comodità d’uso: l’ottica spettroscopica sensibile può essere utilizzata indipendentemente dalle condizioni meccaniche e termiche presenti sul telescopio.
Il concetto si basa sull’esperienza del produttore con spettrografi professionali accoppiati a fibre ottiche, quali MUSICOS e Narval. Tuttavia, la trasmissione via fibra ottica da sola non garantisce una determinata precisione della velocità radiale: questa dipende inoltre dalla calibratura, dalla stabilità della scala delle lunghezze d’onda, dalla configurazione dello strumento e dalla riduzione dei dati.
Sistema ottico e rivelatore
Il modulo spettrografo dell’eShel III utilizza un sistema ottico Petzval appositamente sviluppato, con una lunghezza focale di 122 millimetri e un rapporto di apertura di f/2,2. Questa ottica della fotocamera riproduce lo spettro bidimensionale generato dal sistema Echelle sul sensore della fotocamera scientifica. Il progetto è concepito per garantire una messa a fuoco il più possibile uniforme degli ordini spettrali utilizzati.
Per l’acquisizione spettrale, Shelyak raccomanda una fotocamera monocromatica dotata di sensore Sony IMX571, ad esempio la ZWO ASI2600MM Pro. La fotocamera non è inclusa nella fornitura dello spettrografo e deve essere acquistata separatamente.
La combinazione tra l’ottica Echelle e il sensore CMOS di ampia superficie consente l’acquisizione simultanea di numerosi ordini spettrali.
Due versioni per la messa a fuoco
Per la messa a fuoco dell’immagine spettrale, lo spettrografo è dotato di un focheggiatore elicoidale manuale. È tuttavia disponibile anche una variante con focheggiatore motorizzato di PrimaLuceLab, che consente la messa a fuoco telecomandata.
Calibratura e alimentazione luminosa
Uno spettro scientificamente utilizzabile presuppone una calibratura affidabile delle righe spettrali. Per questo motivo, Shelyak offre un’unità di calibratura dotata di una lampada a catodo cavo al torio-argon (ThAr). Questa può essere acquistata come accessorio oppure come sistema completo insieme allo spettrografo.
Le numerose linee di emissione note di questa lampada fungono da riferimento per l’assegnazione delle posizioni dei rivelatori alle lunghezze d’onda.
Il sistema di calibrazione comprende inoltre una lampada alogena, utilizzabile per l’acquisizione di immagini Flatfield. Tali immagini consentono di correggere la distribuzione della sensibilità e le disomogeneità strumentali.
La trasmissione della luce avviene tramite due fibre ottiche, ciascuna della lunghezza di 20 m:
- Fibra oggetto con diametro del nucleo di 50 µm: trasmette la luce stellare raccolta dai telescopi allo spettrografo.
- Fibra di calibrazione con diametro del nucleo di 200 µm: convoglia la luce dall’unità di calibrazione.
Al telescopio, la fibra viene collegata tramite l’unità di iniezione e guida della fibra FIGU F/6. Questa unità favorisce l’accoppiamento preciso dell’oggetto bersaglio nella fibra oggetto, spessa solo 50 µm, e consente il tracciamento dell’oggetto. La configurazione completa del sistema comprende inoltre la relativa alimentazione ad alta tensione della lampada di calibrazione, i cavi di collegamento e gli adattatori.
Campi di applicazione scientifici
- Stelle di tipo Be e altri oggetti con righe di emissione: lo studio delle righe di emissione, in particolare della serie di Balmer dell’idrogeno, consente di trarre conclusioni sulla materia circumstellare, sui movimenti del gas e sui cambiamenti nell’ambiente circostante le stelle. L’eShel III è adatto per osservazioni ripetute nel tempo di stelle di tipo Be, nonché di stelle di Wolf-Rayet, novae e giovani oggetti stellari.
- Stelle variabili e spettroscopia a risoluzione temporale: l’acquisizione ripetuta di spettri calibrati consente di rilevare variazioni nei profili e nelle posizioni delle righe. Particolarmente interessanti sono le stelle pulsanti come le RR Lyrae, i cui spettri forniscono informazioni sui movimenti atmosferici e sulla fase di pulsazione.
- Velocità radiali e ricerca sugli esopianeti: gli spostamenti delle righe spettrali rispetto a un riferimento possono essere utilizzati per determinare la velocità radiale di una stella. Ciò consente, in condizioni di misurazione adeguate, di condurre studi su sistemi binari spettroscopici e su programmi selezionati relativi alle velocità radiali. L’effettiva precisione di misura dipende in modo determinante dalla stabilità dello strumento, dalla calibratura, dal rapporto segnale-rumore e dal metodo di analisi.
- Spettri solari e stellari: l’elevato numero di ordini spettrali rilevati contemporaneamente consente lo studio di numerose linee di assorbimento. Da ciò è possibile ricavare, in condizioni di analisi adeguate, informazioni relative alla temperatura, alla composizione chimica e alle condizioni fisiche presenti nelle atmosfere stellari.
- Nebulose planetarie, asteroidi e corpi planetari: nel caso delle nebulose planetarie, l’attenzione si concentra sulle linee di emissione e sui loro rapporti di intensità. La spettroscopia degli asteroidi e di altri corpi del sistema solare può invece fornire indicazioni sulle proprietà superficiali, sulla luce solare riflessa e sulle caratteristiche di classificazione spettrale.
Software e riduzione scientifica dei dati
Per il funzionamento e l’analisi, Shelyak mette a disposizione il software Demetra in una versione ottimizzata per eShel. Esso supporta il flusso di lavoro dalla calibratura all’elaborazione dei dati spettrali.
Nel caso degli spettrografi Echelle, la riduzione dei dati costituisce una parte essenziale del processo di misurazione: le singole righe spettrali devono essere identificate, estratte, calibrate in lunghezza d’onda e, se necessario, corrette in base alla sensibilità strumentale. Per analisi più approfondite, gli spettri ottenuti possono essere successivamente utilizzati, ad esempio, per lo studio dei profili delle righe, delle larghezze equivalenti e degli spostamenti Doppler.
Come riferimento aggiuntivo, Shelyak cita un tutorial di analisi per il software ISIS. In questo modo, oltre al software proprietario del produttore, è disponibile un ulteriore approccio per l’elaborazione degli spettri astronomici.
Lo Shelyak eShel III rappresenta una soluzione performante per gli utenti che desiderano andare oltre la semplice classificazione spettrale e acquisire spettri riproducibili e quantitativamente analizzabili. La sua combinazione di tecnologia Echelle, ampio intervallo di lunghezze d’onda, cavi in fibra ottica e calibratura lo rende particolarmente adatto a programmi di osservazione esigenti nell’ambito dell’astrofisica stellare.
