C:we04 16FINALASPB 04 16 › Doc-k8 › Science › Public › Bulletin › Vol71 › ...V. L....

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2016, том 71, № 4, с. 514–524

УДК 520.353:520.84

СПЕКТРОГРАФ НИЗКОГО И СРЕДНЕГО РАЗРЕШЕНИЯ АДАМ ДЛЯ1.6-М ТЕЛЕСКОПА АЗТ-33ИК

c© 2016 В. Л. Афанасьев1*, С. Н. Додонов1, В. Р. Амирханян1,2, А. В. Моисеев1**

1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия2Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного

университета им. М. В. Ломоносова, Москва, 119992 РоссияПоступила в редакцию 21 июля 2016 года; принята в печать 5 сентября 2016 года

Описывается конструкция подвесного спектрографа низкого и среднего разрешения (R ≈ 300–1300),разработанного и изготовленного в САО РАН для 1.6-м телескопа АЗТ-33ИК Саянской обсер-ватории ИСЗФ СО РАН. Приводятся результаты лабораторных измерений параметров прибораи тестовых испытаний на 1-м телескопе Цейсс-1000 САО РАН. Выполнены измерения полнойквантовой эффективности системы «спектрограф + телескоп + приемник» на АЗТ-33ИК, котораяв максимуме достигает 56%. Такая высокая прозрачность спектрографа позволяет использовать егона 1.6-м телескопе для определения типов и красных смещений объектов с интегральной звезднойвеличинойmAB ≈ 20–21, что подтверждается наблюдениями.

Ключевые слова: инструменты: спектрографы — техники: спектроскопические

1. ВВЕДЕНИЕ

Возможности спектроскопии слабых галактики звезд на телескопах умеренного размера —диаметром 1–1.5 метра — определяются эффек-тивностью применяемых спектрографов. Хорошоизвестные коммерческие универсальные спектро-графы фирм Boller & Chivens [1] и Carl ZeissJena [2] имеют, несмотря на превосходное качествооптики, низкое (15–20%) пропускание. Послед-ние три десятилетия широкое распространение набольших телескопах получили спектральные при-боры с редукцией светосилы, использующие ис-ключительно линзовую оптику. Прототипом такихприборов следует назвать камеру EFOSC 3.6-м телескопа ESO [3]. В конце прошлого века вобсерватории университета Копенгагена (Дания)был изготовлен эффективный спектрометр сред-него и низкого разрешения с редуктором полязрения DFOSC (Danish Faint Object Spectrographand Camera) [4] для 1.54-м телескопа, которыйаналогичен EFOSC. Пропускание оптики такогоспектрографа более 70%, а полная квантовая эф-фективность на телескопе с учетом чувствитель-ности ПЗС-приемника порядка 30%. В дальней-шем было изготовлено девять таких спектрографовдля оснащения небольших телескопов различных

*E-mail: [email protected]**E-mail: [email protected]

обсерваторий. Следует отметить, что упомянутыеспектрографы многорежимные, что, на наш взгляд,оправдано при наблюдениях на крупных телеско-пах, где выполнение наблюдательных программжестко регламентировано. Многорежимные спек-трографы имеют большое количество оптическихэлементов, что снижает их эффективность и делаетих использование на малых телескопах нецелесо-образным. Малые телескопы эффективнее ориен-тировать на одну задачу, при этом навесное обо-рудование должно быть узкоспециализированным.В настоящее время современные оптические эле-менты (новые типы стекол, AR-покрытия, объ-емные голографические решетки и пр.) и доступ-ные коммерческие системы с высокоэффектив-ными твердотельными матричными фотоприемни-ками в принципе позволяют построить спектро-граф низкого разрешения с эффективностью более50–60%.

В настоящей работе описан спектрограф низ-кого и среднего разрешения (от R = λ/δλ ≈ 300до R≈ 1300), разработанный для 1.6-м телеско-па АЗТ-33ИК Саянской обсерватории Институтасолнечно-земной физики СО РАН (ИСЗФ). При-бор предназначен для получения спектров слабыхгалактик и звезд в оптическом диапазоне по про-грамме наземной поддержки космической обсерва-тории «Спектр-РГ.»

514

СПЕКТРОГРАФ НИЗКОГО И СРЕДНЕГО РАЗРЕШЕНИЯ АДАМ 515

Таблица 1. Основные параметры спектрографа АДАМна телескопе АЗТ-33ИК

Эквивалентная светосила F/4.1

Поле зрения 3 .′46× 3 .′46

Масштаб изображения 0 .′′81 пиксел−1

Спектральный диапазон 3600–10 000 A

QE∗max (телескоп +

спектрограф + ПЗС) 56%

Спектральное разрешение FWHM = 6–15 A

(для щели шириной 1 .′′5) (R = 1320–270)∗ — максимальная квантовая эффективность

2. КОНСТРУКЦИЯ ПРИБОРА

При конструировании спектрографа нами былучтен опыт создания приборов SCORPIO [5] иSCORPIO-2 [6] для 6-м телескопа, аналогичныхEFOSC и ориентированных на удаленное управле-ние. В них мы впервые в отечественной практикеастроприборостроения применили объемные фазо-вые голографические решетки [7], которые эффек-тивнее обычных нарезных решеток на 30–80%.Разработанный спектрограф устанавливается в

фокусе Ричи–Кретьена (эквивалентное фокусноерасстояние 30 м) 1.6-м телескопа АЗТ-33ИКна поворотной управляемой платформе. От при-бора требуется высокое пропускание в види-мом диапазоне, что в сочетании с современнымПЗС-приемником, изготовленным по технологииглубокого обеднения (Deep Depletion), позволитполучать спектры слабых (до 21m) звездообразныхобъектов в голубом и красном диапазонах заразумное время экспозиции. Для точной установкиисследуемого объекта на щель в спектрографепредусмотрен режим получения прямых изображе-ний.Отметим также, что одно из важнейших тре-

бований к спектрографу — бесперебойная работав диапазоне внешних температур от −30◦C до+20◦C. Это обусловлено климатическими услови-ями Саянской обсерватории.

2.1. Оптическая схема

Спектрограф выполнен по традиционной схеме(рис. 1): внеосевой зеркальный коллиматор, фор-мирующий в параллельном пучке выходной зрачок,и катадиоптрическая линзовая камера. Коллима-тор имеет фокусное расстояние 500 мм и фор-мирует выходной зрачок диаметром 27 мм. Дляуменьшения габаритных размеров спектрографа

используются два дополнительных плоских зерка-ла, ломающих пучок. Камера спектрографа — ше-стилинзовый апохромат с фокусным расстоянием109 мм, состоящий из трех компонентов и имею-щий геометрическую светосилу F/3. Физическаясветосила — отношение фокуса камеры к диа-метру коллимированного пучка — равна F/4.36.На линзы нанесены просветляющие семислойныепокрытия, работающие в диапазоне 0.36–1 мкми имеющие коэффициент пропускания не менее98%. Зеркала покрыты отражающим слоем иззащищенного серебра, имеющем коэффициент от-ражения около 99% во всем рабочем диапазоне.Просветляющие и отражающие покрытия рассчи-таны и нанесены ООО «Опто-ТехнологическаяЛаборатория»1. Механические и оптические частиспектрографа изготовлены в макетных мастерскихСАО РАН. Детектором является ПЗС-системаNEWTON, описанная ниже в разделе 2.3. Ос-новные характеристики спектрографа приведены втаблице 1.Эквивалентное фокусное расстояние системы

«телескоп + спектрограф» составляет 6584 мм, чтосоответствует масштабу изображения в плоскостисветоприемника 32 мкм на секунду дуги. Размерневиньетированного поля зрения — 3.5× 3.5 ми-нуты дуги. В качестве диспергирующих элемен-тов в спектрографе используются объемные фазо-вые голографические решетки, параметры которыхприводятся ниже. Кружок рассеяния в спектро-графе не более 15 мкм в диапазоне длин волн0.35–1.0 мкм. Расчетные точечные диаграммы длядвух спектральных диапазонов— синего и красно-го— показаны на рис. 2.Телецентрическая оптическая схема блока ка-

либровки состоит из двухлинзового конденсора илинзы поля, которые строят изображения пло-щадки, освещаемой калибровочными лампами, вположении выходного зрачка коллиматора.

2.2. Механическая конструкция спектрографа

Конструктивно прибор выполнен в виде жестко-го корпуса из дюралюминия, к которому крепятсяразличные узлы прибора:

• ПЗС-приемник

• узел калибровки;

• механизм ввода/вывода диагонального зеркалаперед щелью;

• турель щелей;

• турель светофильтров;

1www.optotl.ru

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 71 № 4 2016 33*

516 АФАНАСЬЕВ и др.

Рис. 1. Оптико-механическая схема спектрографа АДАМ: (1) — коллиматор, состоящий из внеосевого сферическогозеркала и двух ломающих пучок плоских зеркал; (2) — камера; (3) — турель дифракционных решеток; (4) —электромеханический затвор; (5) — вводимое зеркало узла калибровки; (6) — проектор узла калибровки, состоящийиз двухлинзового конденсора, линзы поля и двух ломающий пучок плоских зеркал; (7) — узел калибровочных ламп(линейчатого и непрерывного спектров); (8) — турель щелей ; (9) — турель фильтров; (10) — механизм ввода/выводазеркала калибровки; (11)— управляющий компьютер.

• турель решеток;

• юстируемое сферическое зеркало коллиматора;

• четыре плоских зеркала и линза поля осветителякалибровки;

• механизм фокусировки камеры спектрографа.

Внутри спектрографа также смонтированы: ис-точники питания, плата управления спектрогра-фом, плата термостата, управляющий компьютер

и панель управления спектрографом. Одна стенка

спектрографа съемная, что открывает доступ ковсем оптико-механическим элементам для юсти-ровки и чистки оптики. Расположение элементов

внутри спектрографа показано на рис. 3. Вес спек-

трографа без поворотного круга и светоприемника

составляет 39 кг.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 71 № 4 2016


Рис. 2. Расчетные точечные диаграммы в режиме спектроскопии. Вверху — красный диапазон 0.65–1.00 мкм, внизу —голубой диапазон 0.365–0.73 мкм. Размер квадратика 26 мкм, что соответствует размеру 1 пиксела детектораNEWTON.



0 20 cm

Рис. 3.Вид спектрографаАДАМсо снятой стенкой: (1)— коллиматор, состоящий из внеосевого сферического зеркала идвух ломающих пучок плоских зеркал; (2)— камера; (3)— турель дифракционных решеток; (4)— электромеханическийзатвор; (5) — вводимое зеркало узла калибровки; (6) — проектор узла калибровки, состоящий из двух линз проектораи двух ломающий пучок плоских зеркал; (7) — узел калибровочных ламп (линейчатого и непрерывного спектров); (8) —турель щелей ; (9) — турель фильтров; (10) — механизм ввода/вывода зеркала калибровки; (11) — управляющийкомпьютер; (12)—ПЗС-камера; (13)— блок питания ПЗС.

2.3. ПЗС-приемник

В качестве фотоприемника используется уста-новка высокочувствительной регистрации опти-ческих сигналовNEWTON, производстваANDOR2

(Северная Ирландия) на базе ПЗС-приемникаE2V CCD30-11. Камера подключается к управ-ляющему компьютеру через интерфейс USB-2.Основные характеристики прибора, согласнопаспорту производителя, приведены в таблице 2.Программа управления спектрографом позволяетустанавливать рабочую температуру ПЗС, вы-бирать режимы с различными значениями коэф-фициента усиления (gain), а также скоростью ишумом считывания. Данные записываются в видестандартного FITS-файла с оцифровкой 16 бит.

Система охлаждения ПЗС-камеры на трех-ступенчатом Пельтье обеспечивает рабочую тем-пературу −100◦С. Для отвода тепла с горячегоспая Пельтье используется система жидкостногоохлаждения, состоящая из мощного промышлен-ного чиллера CW-3000 и блока климат-контроля

2http://www.andor.com/

Таблица 2.Параметры ПЗС E2V CCD30-11

Тип Тонкий, с обратной засветкой

Формат 1024× 256

Размер пиксела 26μ× 26μ

QEmax 95%

RON∗min 3.5 e− (T = 100◦ С)

Темновой ток <0.3e− пикс.−1 мин.−1

Gain, e− ADU−1 2.6 (high)

5.2 (normal)

11 (low)∗ — минимальный шум считывания

ВС103. Климат-контроль поддерживает на посто-янном уровне температуру теплоносителя, в ка-честве которого мы используем пропиленгликоль.Рабочая температура теплоносителя 4–5◦С, чтополностью исключает эффекты запотевания шлан-



гов, по которым охлаждающаяжидкость транспор-тируется от чиллера к ПЗС-камере.

2.4. Блок калибровки

Выходная площадка тракта калибровки осве-щается двумя калибровочными лампами: c линей-чатым спектром для калибровки шкалы длин волнс Ne-Ar-He-наполнением (далее лампа NEON)и галогенной лампой непрерывного спектра длясоздания «плоского поля» (далее лампа FLAT).Для выравнивания яркости линий в красной исиней частях спектра в лампе NEON используетсякомбинация фильтров СЗС7 и СС1. Лампа FLATснабжена светофильтром из стекла СЗС7, умень-шающим плотность потока от лампы для длин волнбольше 5500 A, что необходимо для создания болееравномерной засветки детектора в спектральномрежиме.

2.5. Щели

Турель (1) содержит оправы с пятью щелямидля спектральных наблюдений. Ширины щелейжестко фиксированы и соответствуют размеру 1′′,1 .′′5, 2′′, 3′′ и 10′′ в фокальной плоскости.

2.5.1. Светофильтры

В турели (2) предусмотрена установка пяти свето-фильтров диаметром 50 мм и толщиной до 4 мм.В одной из позиций расположен фильтр OS11,отсекающий второй порядок при наблюдениях срешеткой VPHG600R.

2.6. Дифракционные решетки

Турель (3) содержит оправы с тремя гризмамипрямого зрения (комбинация прозрачной дифрак-ционной решетки и двух призм). Используютсяобъемные фазовые голографические решетки, из-готовленные фирмой Wasatсh Photonics3. Пара-метры решеток приведены в таблице 3.

2.7. Система термостабилизации

Корпус спектрографа покрыт теплоизолирую-щим материалом. Корпус подвесной части спек-трографа обеспечивает температурную стабилиза-цию прибора на уровне выше +5◦C при внешнихтемпературах ниже 0◦C. В качестве нагреватель-ных элементов использованы восемь транзисторов2Т907А, смонтированных на основной плите кор-пуса спектрографа. Мостовая схема с датчиком

3http://wasatchphotonics.com/

температуры на базе термосопротивления настро-ена таким образом, что уменьшение температу-ры корпуса ниже заданной вызывает увеличениеколлекторного тока транзисторов. Точность удер-жания заданной температуры плиты составляетнесколько десятых долей градуса. Максимальнаямощность, рассеиваемая термостатом — не более60 Вт.

2.8. Поворотная платформа

Спектрограф установлен на поворотной плат-форме (Standa4, 8MR190-90-4247), обеспечива-ющей возможность вращения всего прибора во-круг своей оси с целью позиционирования ще-ли на небесной сфере. Поворот осуществляетсяс относительной точностью около 0 .◦015, что со-ответствует одному шагу двигателя. Положениенуль-пункта контролируется с помощью датчикаХолла. Чтобы избежать перекручивания кабеля,программа управления разрешает поворот только впределах ±90◦ относительно нулевого положения.

3. СИСТЕМА УПРАВЛЕНИЯ

3.1. Электроника управления

Процесс наблюдения включает в себя переходиз режима прямых снимков в спектральный ре-жим, смену фильтров, решеток, включения калиб-ровок и т.д. Именно эту задачу решает встроеннаяв спектрограф система управления. Ее «мозгом»является промышленный компьютер ARK-1122F(производства Advantech). Команды компьютерапринимает микропроцессор Atmega8535 и черезсиловые элементы передает их исполняющим ме-ханизмам. В нашем случае такими механизмамиявляются:

(1) затвор;

(2) турель щелей (1) на шесть позиций;

(3) турель фильтров (2) на шесть позиций;

(4) турель решеток на четыре позиции;

(5) ввод/вывод зеркала засветки калибровок;

(6) фокус камеры;

(7) поворотный стол;

(8) калибровочная лампа плоского поля;

(9) калибровочная лампа с линейчатым спектром.

4http://www.standa.lt/



Таблица 3.Параметры гризм

Cпектральный Дисперсия,Спектральное

Название Штрих, мм−1

диапазон, A A пикс.−1разрешениеR

(щель 1 .′′5)

VPHG300 300 3507–10307 6.4–7.6 273–678

VPHG600G 600 3588–7251 3.2–3.7 561–980

VPHG600R 600 6430–10031 3.2–3.6 1005–1319

Рис. 4.Меню управления спектрографом.

Затвор приводится в действие соленоидом, меха-низмы со (2) по (7) — шаговыми двигателями,калибровочные лампы— подачей высокого напря-жения. Встроенная в микропроцессор программане только запускает механизмы, но и определяетлогику их работы и контролирует их состояние.Для упрощения монтажа и повышения ремонто-пригодности исполнительных механизмов на нихсмонтированы локальные платы, на которые вы-несена часть элементов системы управления. Этодатчики положения, электронные ключи, разъемы.Температура несущей плиты спектрографа контро-лируется датчиком LM75.

Вышеперечисленные технические решения поз-волили значительно сократить количество внешнихкоммуникаций, снизить интеллектуальную нагруз-

ку на компьютер и упростить модификацию режимаработы спектрографа.

3.2. Программы управления

Компьютер ARK-1122F с программами, управ-ляющими спектрографом и контролирующими егосостояние и сбор наблюдательных данных, рабо-тает под операционной системой Windows7. Ин-терфейс управления написан на языке IDL5 ипозволяет передавать команды как локальномумикропроцессору, так и серверу ПЗС (программыФатхулина Т. А.). На рис. 4 показано главноеменю управления экспозициями и спектрографом.Наблюдатель может находиться в удаленном от

5http://www.harrisgeospatial.com/



Рис. 5. Результаты лабораторных измерений кван-товой эффективности ПЗС (вверху) и пропусканияоптики спектрографа без гризм (внизу).

телескопа помещении и управлять прибором попротоколу TCP/IP с помощью комплекса удален-ного администрирования компьютеров NetOp6.Все параметры текущего состояния спектрогра-

фа (расположение подвижных элементов, темпера-тура и т.д.), а также основные параметры телескопа(координаты, фокус) автоматически сохраняются взаголовке FITS-файлов с накоплениями.

4. РЕЗУЛЬТАТЫ ТЕСТОВЫХ ИСПЫТАНИЙ

4.1. Лабораторные тесты

После изготовления спектрографа нами бы-ли проведены проведены лабораторные измерениякритичных для эксплуатации параметров, такихкак пропускание оптики, квантовая эффективностьи др.

4.1.1. Квантовая эффективность ПЗС

Измерения проводились при помощи монохрома-тора МДР-41 в интервале длин волн 0.36–1.0 мкм.В качестве источника света использовалась гало-генная лампа, а детектирование осуществлялоськалиброванным охлаждаемым кремниевым све-тодиодом фирмы Optronic Laboratory. Поток отсветодиода регистрировался радиометромOL730D

6http://www.netop.ru/

той же фирмы. Измерения показали, что квантоваяэффективность соответствует паспортным даннымПЗС E2V CCD30-11 — более 90% в диапазоне0.42–0.83 мкм и более 40% на краях диапазонаизмерений (рис. 5).

4.1.2. Пропускание оптики

Для определения пропускания оптики без диспер-гирующих элементов было проведено сравнениемонохроматического потока на входе и выходеспектрографа в интервале длин волн 0.36–1.0 мкм.Источник монохроматического излучения со све-тосилойF/20формировался при помощи монохро-матора Jarrel Ash и галогенной лампы. Измеренияпроводились с фотодиодомФД-4А. Таким образомбыло измерено относительное спектральное про-пускание спектрографа. Абсолютное пропусканиебыло определено по излучению лазера на длиневолны 0.6438 мкм. Как показали наши измере-ния, пропускание оптики спектрографа составляет90–95% практически во всем рабочем диапазонедлин волн (рис. 5).

4.1.3. Качество изображений

Качество изображения в спектральном режимеоценивалось по фокусировочным зависимостямдля серий спектров, полученных с разным вели-чинами фокуса камеры и в различных позицияхпо высоте щели. Измерения показали, что впределах каустики, которая не превышает значения0.1 мм вокруг наилучшего фокуса камеры, размерFWHM щели не превышает величины 1.4 пик-села. Монохроматический размер секундной щелиравен 1.22 пиксела. Таким образом можно заклю-чить, что кружок рассеяния оптики в спектральномрежиме составляет не более 0.5 пиксела (13 мкм).Величина вторичного спектра в спектрографе непревышает 0.1 мм.

4.1.4. Механические гнутия

Важнейшей характеристикой любой системы реги-страции в астрономии является величина гнутий,определяемая по смещению регистрируемого изоб-ражения при изменении положения инструмента нателескопе. Измерения показали, что максималь-ная величина гнутий, определенная при вращенияспектрографа вокруг оптической оси, установлен-ной в горизонтальное положение, не превышает±10 мкм.



Рис. 6. Наблюдения на телескопе Цейсс-1000. На верхнем рисунке — прямое изображение областиJ 160624.72+363256.8 в фильтре V . Угловой масштаб приведен к масштабу 1.6-м телескопа. Прямая вертикальнаялиния отмечает положение щели. На нижнем рисунке показаны (сверху вниз): изображение спектра объекта безвычитания спектра ночного неба, суммарный спектр объекта в стробе высотой 5′′.



4.1.5. Тепловой режим

Тепловой режим спектрографа обеспечивается ра-ботой термостата, смонтированного внутри кор-пуса спектрографа и работающего независимо отсистемы управления. Время выхода термостата нарабочую температуру +4◦C при внешней темпера-туре −30◦C не превышает восьми часов. Отметим,что при влажности внешней атмосферы 75–80%запотевание оптических поверхностей и входногостекла ПЗС не происходит.

4.2. Наблюдения на 1-м телескопе

В период с 17 по 21 июня 2015 г. были про-ведены тестовые наблюдения на 1-м телескопеЦейсс-1000 САО РАН. Для согласования теле-скопа со спектрографом был изготовлен двухлин-зовый конвертор, меняющий светосилу с F/13 доF/20. При этом в конверторе выполнено условиетелецентризма — ход лучей эквивалентен ходулучей телескопа Саянской обсерватории и размервыходного зрачка соответствует зрачку, которыйстроится при установке спектрографа АДАМ на1.6-м телескопе.Программа тестовых наблюдений предусматри-

вала наблюдения спектрофотометрических стан-дартов с целью определения квантовой эффек-тивности и получения спектров слабых объектовразличных типов. Наблюдения велись в дистан-ционном режиме с Нижней научной площадкиСАО РАН. К сожалению, погода во время на-ших наблюдения была плохой. И только в ночь18/19 июня удалось получить спектр стандар-та BD+33d2642 удовлетворительного качества вкрасной области спектра, пригодный для оценкиквантовой эффективности. Оценка квантовой эф-фективности системы «телескоп + спектрограф +ПЗС,» приведенная за атмосферу, дала величинуоколо 60%, что соответствует расчетной вели-чине. В последнюю ночь сета 21/22 июня удалосьполучить спектр слабой сейфертовской галактикиJ 160624.72+363256.8 (звездная величина 19 .m7 вфильтре g-SDSS) с красным смещением 0.281,наблюдавшейся в обзоре SDSS. Качество изоб-ражения во время наблюдений было около 2 .′′8,прозрачность атмосферы была удовлетворитель-ной. Ширина щели спектрографа составила 1 .′′5и ADU=2.6 e−. Как показывает оценка, поток отобъекта, попавший в щель, соответствовал при-близительно 20m в фильтре R. На рис. 6 пока-заны прямое изображение и обработанный спектробъекта. Как видно из рисунка, при экспозиции30 минут достигается отношение S/N около 6–7,что демонстрирует высокую эффективность спек-трографа.

Рис. 7. Кривые полной квантовой эффективностиспектрографа ADAM с телескопом АЗТ-33ИК в ночьс наилучшей прозрачностью с гризмами VPHG600Gи VPHG600R (сплошные линии). Штриховой лини-ей показаны аналогичные данные для спектрографаTFOSC 1.5-м телескопа RTT-150.

4.3. Наблюдения на 1.6-м телескопе

Спектрограф был установлен на 1.6-м теле-скопе Саянской обсерватории в сентябре 2015 г.Проведены наблюдения как спектрофотометриче-ских стандартов, так и звездообразных объектовразличных типов и яркости. Прозрачность в раз-личные ночи наблюдений изменялась на 20–30%.На рис. 7 приводятся кривые полной квантовойэффективности спектрографа ADAM с телеско-пом АЗТ-33ИК в ночь с наилучшей прозрачно-стью. Ширина щели при наблюдениях составляла10′′ при типичном размере звездных изображенийθ ≈ 2′′. Там же показана кривая квантовой эффек-тивности спектрографа TFOSC, любезно предо-ставленная Р. А. Бурениным. Спектры различныхобъектов, полученные во время этих наблюде-ний, представлены в работе [8]. К примеру, приразмере звездных изображений 1 .′′5–2′′ и ширинещели 1 .′′5 с гризмой VPHG600G за 30 минутсуммарной экспозиции в абсорбционном спектреэллиптической галактики с mr = 19.1 отношениесигнал/шум в континууме достигает S/N = 10–15.В тех же условиях и со сходным отношением S/Nс решеткой VPHG300 получается спектр квазарас интегральной величиной mr = 20.1. А за одинчас экспозиции с VPHG600R был получен спектрдалекого (z = 6.3) квазара сmr = 21.0.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Имеющийся у нас опыт разработки спектраль-ной аппаратуры для 6-м телескопа САО РАН,а также доступные современные технологии(объемно-фазовые голографические решетки,



ПЗС с технологией глубокого обеднения, промыш-ленные компьютеры, многослойные просветляю-щие покрытия) позволили нам сделать достаточнокомпактный, простой в управлении и прозрачныйспектрограф оптического диапазона. Квантоваяэффективность всей системы (включая телескоп)в максимуме превышает 50%. За относительнонебольшие (порядка одного часа) суммарные экс-позиции на телескопе АЗТ-33ИК удается получатьспектры звездообразных объектов с интегральнойвеличиной mAB ≈ 20–21. Это является хорошимрезультатом для телескопа полутораметровогокласса.

БЛАГОДАРНОСТИ

Авторы благодарят С. В. Драбека и В. В. Ко-марова за помощь в организации тестовых наблю-дений в САО РАН, Т. А. Фатхуллина за созданиепрограмм управления ПЗС, М. В. Еселевича иА. Л. Амвросова за помощь с адаптацией спек-трографа на телескопе АЗТ-33ИК и анонимного

рецензента за замечания, позволившие улучшитьстатью.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. P. Mack, S. Y. KanniahPadmanaban, R. Kaitchuck,et al., Bull. Amer. Astron. Soc. 4, 824 (2010).

2. E. H. Geyer, Jena Review 20, 26 (1975).3. B. Buzzoni, B. Delabre, H. Dekker, et al., Messenger

38, 9 (1984).4. J. Andersen, M. I. Andersen, J. Klougart, et al.,Messenger 79, 12 (1995).

5. V. L. Afanasiev and A. V. Moiseev, Astronomy Letters31, 194 (2005).

6. V. L. Afanasiev and A. V. Moiseev, Baltic Astronomy20, 363 (2011).

7. S. C. Barden, J. A. Arns, W. S. Colburn, andJ. B. Williams, Publ. Astron. Soc. Pacific 112, 809(2000).

8. R. A. Burenin, A. L. Amvrosov, M. V. Eselevich, et al.,Astronomy Letters 42, 295 (2016).

ADAM Low- and Medium-Resolution Spectrograph for 1.6-M AZT-33IK Telescope

V. L. Afanasiev, S. N. Dodonov, V. R. Amirkhanian, and A. V. Moiseev

We describe the design of a suspended low- and medium-resolution spectrograph (R≈ 300–1300)designed and made at the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences forthe 1.6-m AZT-33IK telescope of Sayan Observatory of the Institute of Solar-Terrestrial Physics of theSiberian Branch of the Russian Academy of Sciences. We report the results of laboratory measurementsof the parameters of the instrument and tests performed on the 1-m Zeiss-1000 telescope of the SpecialAstrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences. We measured the total quantum efficiencyof the “spectrograph + telescope + detector” system on AZT-33IK telescope, which at its maximumreaches 56%. Such a hight transparency of the spectrograph allows it to be used with the 1.6-m telescopeto determine the types and redshifts of objects with integrated magnitudes mAB ≈ 20–21, and this resultwas confirmed by actual observations.

Keywords: instrumentation: spectrographs—techniques: spectroscopic


C:we04 16FINALASPB 04 16 › Doc-k8 › Science › Public › Bulletin › Vol71 › ...V. L....

Documents

Transcript of C:we04 16FINALASPB 04 16 › Doc-k8 › Science › Public › Bulletin › Vol71 › ...V. L....