SpectraPro-300i från Acton Research Corporation

Bruksanvisning




System:

Spektrograf

0.3 m Czerny-Turner spektrograf, f/4.
 
Gitter 
Dispersion vid 500 nm
Hela CCD:n vid 500 nm
FWHM / nm
l/mm
 nm/kanal
 nm
(30 mm spalt)
300
0.25
370 - 630
0.6
2400 0.02 489 - 510 0.1

Eftersom instrumentet arbetar med relativt stora diffraktionsvinklar (framförallt med 2400 l/mm gittret)
kommer dispersionen att bero på vilken centrumvåglängd som är inställd. Från geometrin i instrumentet kan man uppskatta dispersionens våglängdsberoende. Detta visas i följande figurer: 300 l/mm, 2400 l/mm
Både den linjära och den kvadratiska dispersionen beräknade med den geometriska modellen finns i en MatLab fil (dispccd.txt). Experimentellt blir emellertid dispersionerna lite lägre än vad den geometriska modellen visar, se nedan under testresultat september 99 . De semi-empiriskt korrigerade dispersionerna kan beräknas med ett körklart program DispCCD.exe.

Några tekniska papper från Acton: (.pdf format):
Imaging Spectrographs, Understanding Tangential and Sagittal Focal Planes
On-Axis and Off-Axis Grating Drives, A Comparison of Performance

CCD detektor

Peltierkyld CCD detektor 25.4 x 8 mm, 1024 x 256 pixlar. Detektorn kan antingen ge en digital 2-dim bild eller t.ex summera över de 256 vertikala pixlarna före digitaliseringen, vilket resulterar i ett 1-dim spektrum. Den senare processen kallas "binning" (på svengelska), och är viktig för att reducera digitaliseringsbruset vid svaga spektra.

Digitaliseringen sker med 16 bitar, d.v.s. det dynamiska området blir 0 till 65000. För ett 2-dim spektrum gäller detta för varje pixel, för ett binnat, 1-dim spektrum gäller det för summan av laddningen i alla pixlarna.

Digitaliseringen kan ske med 2 hastigheter: "slow" medför 100 kHz och bäst kvalitet medan "fast" innebär en sämre precision men 1 MHz. Den senare möljigheten används för att kunna titta på 2-dim bilder i realtid.

En bra allmän diskussion om moderna CCD detektorer finns på Photometrics Encyclopedia

Kosmisk strålning.

En CCD detektor är känslig för kosmisk strålning, De högenergetiska partiklarna passerar igenom men kan orsaka jonisation, vilket innebär att laddning accumuleras i ett antal pixlar. Denna laddning ser ut precis som den som orsakas av ljus och kan bara skiljas från ljussignalen genom att signalen är omotiverat hög jämfört med omgivande pixlar. Om man registrerar 1-dim spektra (fullt binnade) innebär en kosmisk partikel i regel att 2 - 4 av de 1024 kanalerna får onormalt hög intensitet. Ett problem är att ibland bli intensiteten inte mycket högre än för en stark spektrallinje, varför det inte alltid går att enkelt identifiera störningen i ett enskilt spektrum. Ett exempel visas i Figur, där också en algoritm för att korrigera för kosmisk bakgrund genom att jämföra flera identiska spektra har använts för att producera ett rent summa spektrum.

Erfarenhet från de långa exponeringstider som används vid t.ex. en beam-foil mätning (10 - 15 minuter) visar att frekvensen av kosmiska händelser över hela CCD:n är ca 6 per minut. Variationen i frekvensen kan vara stor, men för de korta exponeringstider som (i allmänhet) är aktuella för undervisningsändamål bör kosmiska händelser inte vara något problem.

Dataanalys

För analys av rådata avseende linjepositioner, bredd och intensitet mm. finns ett kraftfullt och användarvänligt program, GFit. GFit hanterar både 1-dim (fullt binnade) och 2-dim (bilder) spektra. I det senare fallet gör GFit en mjukvarubinning mellan de rader som användaren väljer. Du kan även titta på den 2-dim bilden och spara den som en bitmap fil. GFit finns på de datorer som styr instrumenten. Om du vill ha det på någon annan dator så följ download instruktionerna på GFit's hemsida.

För den som vill utveckla egna applikationer finns det binära filformatet (.spe) dokumenterat i  Winhead.txt


Sammanfattning av testresultaten september 99