Проблемы SCORPIO. Лекция III. Спектроскопия: печали и чуть больше радости. Моисеев А.В. Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Сегодня поговорим о проблемах ВНУТРИ спектрографа DTDT D1D1 D2D2 fTfT f1f1 f2f2 ПЗС телескоп коллиматор камера щель Параметры работы ПЗС - детектора Калибровочные накопления Методика наблюдений различных типов объектов

ПЗС-приемники ПЗС-системы разработаны и изготовлены в Лаборатория перспективных разработок САО РАН

Режимы считывания ПЗС (EEV 42-40) Binning: 2х2 – для изображений (map) 1x2 – для спектров (obj, neon, flat): избыточная дискретизация вдоль дисперсии дискретизация вдоль щели – 0.36/px – достаточно даже для наблюдений с seeing =1 Скорость считывания при спектральных наблюдениях: шумВремя считыванияТип накоплений SLOW1.8 е180 сobj (для эстетов) NORM2.5 e85 сobj (обычно) FAST4 e4 e30 сNeon, flat, sunsky, яркие звезды Gain (перевод фотоэлектронов в отсчеты ПЗС): High = 0.5 e/ADU – большинство накоплений obj Low = 2.0 e/ADU – Neon, flat, sunsky, яркие звезды

Калибровочные накопления при спектральных наблюдениях со SCORPIO: BIAS – кадры «тока смещения» DARK – темновой ток (редко используется) NEON – калибровка шкалы длин волн FLAT – спектральное «плоское поле» (учет неоднородности чувствительности, дефектов и клиновидности щели, фринги) СТАНДАРТЫ – спектрофотометрические, шаблоны для кросс-корреляции, Солнечные аналоги и т.п.

BIAS (ток смещения, электронный ноль) В нормальном режиме работы EEV уровень bias составляет counts. Если на кадрах заметна структуры амплитудой более 1 e (=2ADU, gain=high) – значит что-то не так. От ночи к ночи уровень bias меняется обычно в пределах ±0.5 e Кадр с нулевой экспозицией – постоянная добавка во всех видах накоплений ПЗС Уровень шума на кадрах bias равен шуму считывания Обычно усредняют десятки кадров bias (=superbias, meanbias)

Усредненный BIAS Зачем усредняем? Чтобы не привносить в наблюдения дополнительный шум! N 12.5 e e e e Минимальный наблюдаемый шум от фона неба в безлунную ночь с решеткой VPHG2300 за 20 минут (вместе с шумом считывания): 3-4е

OVERSCAN У нашей ПЗС OVERSCAN=BIAS, но в случаях других приборов это надо обязательно проверять! Кадры с bin 1x2: «реальные пиксели»: 2048x1024 размер файлов: 2068х1046 Поскольку обычно нет вариаций уровня bias по полю, то вместо superbias можно вычитать из кадров просто средний overscsan. Но вдруг сбой контролера ПЗС? Поэтому лучше вычитать и superbias и разницу overscan: (Signal+Over1)-(MeanBias+Over2)=(Signal-Meanbias)+(Over1-Over2)

Вариации уровня BIAS в течении ночи 1e1e

Темновой ток DARK За 20 минут у нашей ПЗС EEV темновой ток около 0.6 e (1 ADU, gain=high), что в большинстве наблюдений несущественно, а количество «горячих пикселей» очень мало. Т.е. в большинстве наблюдений DARK не требуется. Но, если наблюдения велись с другой ПЗС (комплект с Zeiss-1000) – надо усреднять и вычитать из накоплений кадры DARK (c той же экспозицией).

Калибровка шкалы длин волн Основная проблема используемой лампы с He-Ne-Ar наполнением – слабые линии на длинах волн синее 5000Ǻ, поэтому здесь нельзя экономить не временах экспозиций (см рекомендованные Texp в «Руководстве пользователя»)

Исправление геометрических искажений Это не линии кривые, это теория дифракционной решетки такая! Для протяженных объектов – лучше исправлять сразу (до деления на FLAT и приведения к шкале длин волн). Но возможны и другие варианты, в зависимости от того, как строить последовательность обработки спектров. Исправление геометрической дисторсии по спектру калибровочной лампы

Дисперсионная зависимость длина волны= F(x,y) Контроль шкалы длин волн – по линиям спектра ночного неба Если процедура обработки проводится корректно, с целью минимизировать остаточные отклонения измеренных положений реперных линий, то в задаче спектроскопии со SCOPRPIO не важно, в какой системе и по каким алгоритмам выполняется аналих данных.

Засветка тракта калибровки (телецентризм) Важно, чтобы угол сходимости пучка лучей от калибровочного источника был близок к углу сходимости пучка лучей от телескопа (F/4). Другими словами, положение выходного зрачка для объекта и калибровки должны совпадать. На SCORPIO такие усилия приложены (интегрирующпя сфера + оптика переброса). Ошибка лучевых скоростей из-за нарушения телецентризма – не более 5-10 км/с (реально, пока не удалось обнаружить) выходной зрачок

«Плоское поле» FLAT спектр встроенной лампы+светофильтр Нормировка на разрез вдоль дисперсии - пыль на щели - форма щечек щели - пыль вблизи ПЗС область фрингов В отличии от фотометрического FLAT, здесь смешаны неоднородности чувствительности и форма спектра источника (лампы).

Проблема фрингов («муара») «Тонкие» ПЗС c обратной засветкой – высокая квантовая эффективность, но интерференция в слое кремния (fringes) в «красной области спектра» Вид интерференционного узора зависит от спектрального распределения энергии падающего света, т.е. разный для объекта, линий неба и FLAT VPHG550G до деленияПосле деления на FLAT Чем выше спектральное разрешение, тем лучше «убираются» фринги – приближние монохроматического освещения в каждом пикселе

Всегда ли надо делить на FLAT? VPHG 1200G шум + рассеянный свет Усредняем (или экстраполируем) вдоль диспресии в коротковолновой области (фрингов-то нет!): пренебрегаем вариациями попиксельной чувствительности корректно учитываем вариации пропускания вдоль щели Можно использовать накопления рассветного неба (sunsky) – максимум яркости в синей области спектра, но тогда надо убирать абсорбционные детали разрез вдоль дисперсии

Набор калибровок в течении ночи: BIAS (1x2, 2x2,..) MAP Slitpos OBJ NEON FLAT «Идеальный куб» (к этому надо стремиться) Ввод/вывод гризмы и вращение турелей – являются, по сути, сборкой-разборкой прибора. Калибровка (как минимум NEON) после перестановки механических элементов является обязательной!

Гнутия 1.Изменения положения телескопа (z) 2.Изменения положения поворотного стола (Preal) Оценка смещения спектров из-за гнутий (по 12 сериям многочасовых экспозиций) c EEV42-40: px (в среднем 0.5±0.1 px) на 10° изменения z. Измерение смещения между накоплениями – по кросс-корреляции спектров линиям ночного неба (x) и спектра объекта (y) Независимый контроль смещений вдоль дисперсии – по спектру сравнения (требуется несколько разнесенных вj времени экспозиций!). x y

Точное направление дисперсии В случае объекта со слабым континуумом – направление дисперсии можно определять по спектрам других звезд (с точностью до сдвига вдоль щели) Стараемся изначально выставлять гризму так, что бы перекос был не больше 1-2 px, но это не всегда удается! Уточнение направления дисперсии по континуальному объекту:

Вычитание неба: протяженные объекты Аппроксимация спектра неба полиномом (обычно 1-2 степени).

Вычитание неба: звездообразные объекты Объект V~20mag при seeing 1.5 и спектр неба с той же площадки Для слабых объектов «морфологический шум» при вычитании фона неба оказывается более существенным, нежели формальный шум из статистики фотонов!

Сдвиги вдоль щели. Вычитание среднего спектра неба Вычитание сдвинутого объекта - obj 1 - obj 2 Значительно лучше вычитаются фринги Но меняется относительна интенсивность линий неба – нужны короткие экспозиции (5-10 мин) Проблемы с протяженными объектами

Сдвиги вдоль щели: всегда ли необходимы? V723 Cas (VPHG1200G) Вычитание «среднего» неба вдоль щели Точность сдвигов вдоль щели ограничена точностью механических подвижек, возможны смещения объекта относительно центра щели (до 0.5), что приводит к заметной потери света от объекта на «сдвинутой» экспозиции. Не стоит увлекаться сдвигами при наблюдениях звездообразных объектов на длинах волн короче 6500Å (т.е. в области свободной от фрингов).

Проблема атмосферных полос поглощения. Полосы поглощения нельзя убрать вычитанием неба – надо строить модель по звездам, снятым на том же зенитном расстоянии и делить на нее.

Заключение Качество спектрального наблюдательного материала во многом определяется выбранной методикой наблюдений (количество и тип калибровок, сдвиги и т.д.). Далеко не все проблемы можно решить на этапе редукции данных. НЕ ЭКОНОМТЕ НА КАЛИБРОВКАХ!