Spectrograf DSS-7 Deep Space - SBIG
Noul spectrograf DSS-7 (Spectrograf Deep-Space) este un spectrograf optimizat pentru acele tipuri de observatii spectrale de care orice astronom amator si mai ales profesionist este interesat: de la clasificari ale stelelor, la analize de nebuloase. Spectrograful DSS-7 are aplicatii mult mai generale decat celalalt spectrograf de la SBIG: SGS (Self Guided Spectrograph) si are un pret mult mai mic. Este optimizat pentru camerele ST-7XME sau ST-402 si va functiona bine si cu camerele de astrofotografie ST-8/9/10/2000 sau ST-237. Nu este insa compatibil cu seria STL datorita faptului ca necesita un backfocus mai mare.
 |
Pret (TVA inclus): 1980€ Disponibilitate: la comanda |
|
click pentru a mari imaginea |
Spectroscopia
Spectrograful este un instrument care produce un grafic al intensitatii luminii in functie de culoare, sau lungime de unda.
Spectrometrul este un instrument care masoara doar o culoare selectata
Monocromatorul este un instrument care transmite rezultate doar pentru o singura culoare
Spectrograful DSS-7 este construit pentru a sepera si concentra lungimile de unda, de pe senzorul unei camere ST-7, cuprinse intre 4000 si 8000 angstromi. Ochiul uman este sensibil intre lungimile de unda cuprinse intre 4500 si 7000 angstromi. CCD-urile cu silicon ale cameror SBIG sunt insa sensibile fata de o gama mai larga de lungimi de unda. Stelele se prezinta ca un continuum de lungimi de unda cu o serie de linii de absorbtie. Multe nebuloase, precum M42- Nebuloasa din Orion, produc un spectru compus din cateva linii puternice de emisie precum H-Alfa (o linie a hidrogenului la 6563A), H-Beta (o linie a hidrogenului la 4861A) si OIII (oxigen triplu ionizat la 5007A). Galaxiile au un spectru care este o suma a spectrelor stelelor din care sunt compuse. Cele mai multe galaxii prezinta prin spectrograf doar cateva trasaturi mari - nucleele prezinta o linie de absorbtie a sodiului datorita vechimii mai mari a stelelor din aceasta zona. Galaxiile Sayfert si alte galaxii active prezinta linia de absorbtie h-alfa, ceea ce este foarte interesant pentru ca face mai usoara determinarea deplasarii spre rosu a galaxiei. Quasarii, novele si supernovele prezinta in general linii de aborbtie in h-alfa. In cazul quasarilor aceasta linie de absorbtie poate fi deplasata spre rosu putin, chiar pana la cateva sute de angstromi, ceea ce poate face sa apara la o alta lungime de unda. In cazul novelor din galaxia noastra deplasarea spre rosu este foarte mica.
Stelele pot fi clasificate spectral in grupele cunoscute OBAFGKM. Stelele foarte calde prezinta putine elemente in spectrul lor, in general doar cateva linii ale hidrogenului. Stelele mai batrane sunt in general stele reci, iar spectrul lor prezinta multe linii de absorbtie a metalelor, fiind astfel complex si structurat. Exista de asemenea stele deosebite, care prezinta linii puternice de emisie si alte structuri.
Design-ul optic
Lumina intra in spectrograf printr-o fanta, este indoita si apoi colimata de catre o lentila de colimare. Lumina ajunge apoi la o retea de difractie unde diferitele culori sunt reflectate sub unghiuri diferite. Lumina difractata este colectata apoi de o lentila care concentreaza lumina si o transmite catre senzorul CCD. Lumina unei lungimi de unda discrete prin fanta va aparea pe cipul ccd ca o linie verticala. Daca lumina nu umple fanta (precum in cazul stelelor), lungimea de unda respectiva va produce o imagine sub forma de stea pe ccd, cu diferitele lungimi de unda raspandite de-a lungul unei linii.
Imaginea de mai jos prezinta spectrul obtinut cand fanta este iluminata de lumina in domeniul hidrogenului. Se observa doua linii de absorbtie majore: 6563 angstromi si 4861 angstromi, care produc doua imagini ale fantei la distanta de aceasta.
Spectrul de mai jos este al stelei P Cygnus, insotit de spectrul de lumina al fundalului cerului (lumina naturala si lumina artificiala). Spectrul stelei este sub forma liniei albe orizontale pe care se observa liniile de emisie ca puncte luminoase (2 puncte usor vizibile). Fundalului cerului se observa ca linii de absorbtie copii ale fantei deplasate in ambele directii.
DSS-7 este construit pentru a accepta un con de lumina de F/10, o valoare tipica pentru telescoapele Schmidt-Cassergrain. Cand este folosit pentru imagistica actioneaza ca un reducator de focala 2:1, crescand campul vizual al camerei ccd, si in acelasi timp sensibilitatea camerei. Spectrograful DSS-7 poate fi folosit si cu telescoape cu rapoarte focale mai mici, insa vor exista pierderi de lumina de-a lungul marginilor lentilei colimatoare.
Functionare
Motorarele DC din Spectrograful DSS-7 sunt alimentate cu o baterie de 9V. Motoarele sunt controlate prin semnale de la portul de transmisie al camerei CCD printr-un cablu cu mufa de telefon. Nu exista optiune apentru ghidare. Durata expunerii este limitata de abilitatea telescopului monturii telescopului de a indeplini o urmarire fara ghidaj (in cazul in care nu aveti o alta camera care funtioneaza ca un guider). Pentru a obtine cele mai bune rezultate in analiza stelelor individuale aceastea trebuie mentinute in fanta centrala de 50 microni. Pentru obiectele extinse (nebuloase, galaxii) se pot utiliza fantele mai mari de 100microni si 200microni
Software de analiza
SBIG a modificat software-ul original dezvoltat pentru SGS pentru a-l face mai simplu de folosit cu DSS-7. Acest program permite utilizatorului sa realizeze calibrarea lungimii de unda a datelor colectate si sa salveze rezultatele intr-un document text ce poate fi citit cu Microsoft Excel.
Caracteristici
| Raport focal al telescopului recomandat | F/10 |
| Dispersie | 5.4 angstromi/pixel |
| Rezolutie cu pixeli de 9 microni | 15 angstromi |
| Gama spectrala | 4130 angstromi |
| Latimea proiectata a fantei centrale inguste pe cipul ccd | 25 microni |
| Blur perpendicula pe fanta | ~25 microni |
| Alte fante de rezolutie mai mica | 50, 100, 200 microni |
| Ideal pentru | obiecte mari |
| Sensibilitatea relativa in zona H-alpha pentru obiecte extinse | 5-10X |
| Dimensiuni | 2.2 x 4 x 4.3 inches |
| Greutate | 1.5lb. |