Espectroscopio y Espectrografo

INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA

ESPECTROSCOPIO Y ESPECTROGRAFO Roberto Bartali 2007

En esta presentación se describen los tipos de espectroscopios y espectrógrafos que se utilizan en la actualidad y se ofrece una breve historia del desarrollo del análisis espectroscópico.

• Espectrógrafo basado en la dispersión (refracción) de la luz por un prisma.

• Espectrógrafo basado en una rejilla de difracción.

• Espectrógrafo basado en el interferómetro de Fabry-Perot.

INTRODUCCIÓN El análisis de Las líneas claras y oscuras que se forman cuando se dispersa la luz a través de un prisma o de una rejilla de difracción es el campo de estudio de la Espectroscopía. El instrumento que permite realizar estos análisis se llama Espectroscópio o Espectrógrafo, si registra de alguna forma el espectro obtenido. Gracias a este instrumento, la Astronomía, dio a mitad del siglo XIX un salto tan grande como el que dio en 1609 cuando Galileo apuntó su telescopio hacia el firmamento.

http://www.gutenberg.org/files/20417/20417-h/images/image056.jpg

El espectroscopio nos permite determinar la temperatura, la composición química y el movimiento de una estrella (velocidad y dirección). A partir de allí, en forma indirecta, su edad, su estado evolutivo, su masa, su luminosidad y su distancia; además de su posición con respecto a una nube de gas cercana.

El espectroscopio es un instrumento que sirve para descomponer la luz combinada que nos llega de las estrellas, en sus diferentes longitudes de onda (o colores si es en el campo visual).

Los cristales de hielo en la parte alta de la atmósfera de la Tierra actúan como un espectroscopio y forman el arco iris, el cual representa los colores que componen la luz blanca del Sol.

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Las características del espectro, de su formación y de su aplicación se describen en: • Bartali R., APLICACIÓN DEL ESPECTRO EN ASTROFÍSICA, 2007 • Bartali R., CONSTRUCCIÓN DE LA GRÁFICA DEL ESPECTRO Y LA IDENTIFICACIÓN DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS, 2007 La luz y los fenómenos asociados a ella y la relación entre los átomos y los fotones, se describen en: • Bartali R., LA LUZ Y EL ESPECTRO, 2007

HISTORIA

El primer experimento de espectroscopia fue realizado por Newton ente 1666 y 1670. Su experimento consistió en pasar la luz del Sol por un prisma triangular y observó que: La luz blanca del Sol, es dispersada por un prisma triangular. Cada color es desviado con un ángulo que depende de su longitud de onda (color). La luz roja (mayor longitud de onda) se dispersa menos que la azul (menor longitud de onda). Pero la interpretación física no se descubrió hasta 200 años después.

Universe 6th edition

Para demostrar que la luz blanca es el conjunto de varios colores (el arco iris), Newton diseño el siguiente experimento: La luz blanca pasa a través del prisma, el cual la separa en los diferentes colores. Una pantalla opaca con una pequeña perforación es colocada en el camino de la luz dispersada en correspondencia del rayo amarillo.

Luz solar

Ese rayo (amarillo) es el único que puede pasar a través de la perforación y es enviado a un segundo prisma triangular. A la salida del prisma sigue habiendo solo luz amarilla. Por lo tanto si se repite con cada color, queda demostrado que el prisma no añade ni elimina colores.

Universe 6th edition

La observación del espectro y de sus características se ha realizado durante muchos años a partir del siglo XVIII, pero su interpretación física y química, no se dio hasta finales del siglo XIX. Wollaston, a principios del siglo XIX, observó varias líneas oscuras en el espectro solar y Fraunhofer, en 1814 y 1815, las clasificó y su nomenclatura sigue vigente. (línea A, B, C,…etc.). Estas líneas son conocidas como “líneas de Fraunhofer”. Copia de los dibujos del espectro solar realizados por Fraunhofer.

Imagen moderna del especto del Sol.

Il Cielo, Cecchini

Il Cielo, Cecchini

http://www.pl.euhou.net/docupload/files/Excersises/WorldAroundUs/Spectroscope/Spectra/fraunhofer.jpeg

En 1868, durante la observación de un eclipse de Sol, se detectaron unas líneas que no habían sido observadas con anterioridad. Se trataba de las líneas producidas por el Helio. (el nombre viene del Griego Helios=Sol). El Helio fue detectado por primera vez en la Tierra en 1895 como producto secundario de unas muestras de Uranio radioactivo. Este descubrimiento fue fundamental para la astrofísica, porque permitió, décadas más tarde, descubrir que la energía del Sol era producida por la fusión del Hidrógeno para formar el Helio. 700 nm

Espectro del Sol

Líneas del Helio

http://library.thinkquest.org/19662/images/eng/pages/model-bohr-3.jpg

400 nm

Kirchhoff y Bunsen en 1850, fundaron el análisis espectroscópico. Sus primeras observaciones determinaron que: Calentando un elemento químico puro, y pasando su luz a través de una delgada rendija y después por un prisma, se observa una serie de líneas brillantes que corresponden a una serie de longitudes de onda (colores) únicas para cada elemento (su firma espectroscópica). Este descubrimiento fundamental, permite determinar los elementos químicos que componen cualquier material y, obviamente, de las estrellas.

Material a analizar

prisma

Fuente de calor Rendija delgada

Combinando los diferentes componentes y aparatos utilizados para realizar sus experimentos, se desarrollaron los espectroscopios.

Firma espectroscópica

Universe 6th edition

En la siguiente figura podemos ver el espectro de emisión generado por diferentes elementos químicos, es fácil de observar que cada uno tiene una serie de líneas distintivas. Actualmente se tienen catálogos muy detallados con los espectros de todos los elementos químicos de la tabla periódica. Estos espectros sirven como un patrón. Elemento

Espectro típico de emisión

Argon (Ar) Helium (He) Mercury (Hg) Neon (Ne) Sodium (Na) http://www.astro.washington.edu/larson/Astro101/LecturesFraknoi/astro101s04.html

Los fundadores del análisis espectral son:

Fraunhofer http://upload.wikimedia.org/wi kipedia/commons/thumb/2/2d/ Joseph_von_Fraunhofer.jpg/1 80pxJoseph_von_Fraunhofer.jpg

Kirchhoff

Wien http://nobelprize.org/n obel_prizes/physics/la ureates/1911/wienbio.html

Secchi http://www.brera.mi. astro.it/docB/poe/dol ores/images/secchi.j pg

Pero fue Ceciclia Payne* quien creó las bases de la astrofísica moderna con su trabajo sobre la clasificación de las estrellas. http://library.thinkquest.or g/20117/media/gaposchki n.gif

* Bartali R., Cecilia Payne, 2005

ESPECTROSCOPIO Y ESPECTROGRAFO CON PRISMA

El espectroscópio es un instrumento óptico que permite separar la luz de las estrellas en sus componentes, mostrando líneas claras y oscuras en determinado rango de longitudes de onda. La observación se hace por medio del ojo.

http://media.skyandtelescope.com/images/ja mes_bryan_scope_m.jpg

http://history.nasa.gov/SP-402/p16a.jpg

El espectrógrafo es un espectroscopio que, además, permite el registro del resultado de la dispersión de la luz en un sensor digital, una placa fotográfica, en una tira de papel o en una memoria digital.

DISPERSIÓN DE LA LUZ CON PRISMA Utilizando un prisma, la luz se refracta con un ángulo que depende de la longitud de onda. La dispersión es la medida de cuanto se desvía determinada longitud de onda y es una cantidad que no es lineal; las longitudes de onda corta (azul) se desvían más que las de onda larga (rojo).

• A glass prism disperses a beam of “white” light into its component colours. Longitudes de onda largas

Longitudes de onda cortas

Pero la dispersión depende también de la geometría del prisma, siendo el ángulo ideal del prisma ligeramente inferior a los 60º. Poca dispersión

Swinburne University of Technology

Mayor dispersión

ESPECTROSCOPIO Y ESPECTROGRAFO DE PRISMA El siguiente diagrama de bloques representa a los principales elementos que constituyen un espectrógrafo.

Estrellas

Una delgada rendija por donde pasa la luz captada por el telescopio.

Telescopio

Swinburne University of Technology

Un prisma para dispersar la luz y crear el espectro.

Un lente para colimar el haz de luz y enfocar la rendija (Colimador).

Un detector de luz que puede ser una película fotográfica, una placa fotográfica o un CCD.

Un lente para enfocar el espectro sobre la superficie del detector.

DESCRIPCIÓN DE LOS ELEMENTOS DE UN ESPECTROGRAFO Telescopio Sirve para amplificar la luz de los objetos que se van a observar, pero no tiene ni ocular ni cámara. Rendija La imagen producida por el telescopio se enfoca sobre una rendija la cual define el tamaño y la porción de la imagen de la cual se necesita obtener el espectro. La imagen de la rendija será enfocada sobre la superficie del detector, de tal forma que las dimensiones de la rendija definen la resolución del instrumento. Rendija Una rendija ancha produce la entrada de una mayor cantidad de luz, genera una imagen más grande y por lo tanto menor resolución.

http://www.le.ac.uk/ph/faulkes/web/images/galaxies.jpg

Una rendija delgada produce una entrada menor de luz y genera una imagen de menor tamaño pero con mayor resolución.

Entonces el ancho de la rendija debe ser dimensionado de tal forma que debe coincidir con la resolución del detector utilizado (CCD o película).

Colimador Sirve para producir un haz de luz paralelo cuya dimensión coincida con las dimensiones del prisma. Prisma Sirve para dispersar la luz. Las dimensiones, la forma y el tipo de vidrio, determinan la medida de la dispersión de la luz. Lente y detector En el caso de que la observación del espectro sea visual, el lente es un ocular y el detector es el ojo. Si el espectro se registra en una película o en un CCD, la longitud focal del lente determina la amplificación del espectro, determinando la cantidad de detalles visibles y su luminosidad.

Ejemplo de espectrógrafo

LIMITACIONES DE UN ESPECTROGRAFO CON PRISMA

• Un prisma dispersa la luz en forma eficiente, pero la dispersión no es lineal. • La medida de la dispersión depende del tipo de vidrio utilizado y de la forma del prisma, por lo que no se pueden obtener muchos rangos de dispersión. • Fabricar grandes prismas de calidad no es fácil y es muy costoso. • Las longitudes de onda cortas (azul) son las que son mayormente absorbidas por el vidrio y además son las que recorren la mayor distancia dentro del prisma, por lo que la sensibilidad es reducida. • La luz ultravioleta es absorbida por el vidrio, así que no se puede obtener un espectro a esas longitudes de onda.

ESPECTROSCOPIO Y ESPECTROGRAFO CON REJILLA DE DIFRACCIÓN

ESPECTROGRAFOS CON REJILLA DE DIFRACCIÓN

Estrellas

Telescopio

Un detector de luz que Una rejilla de difracción puede ser una película para dispersar la luz y fotográfica, crear el espectro. una placa fotográfica o un CCD. Un lente para colimar el haz de luz y enfocar la rendija (Colimador). http://oco.jpl.nasa.gov/Observatory/Instrument/

Una delgada rendija por donde pasa la luz captada por el telescopio.

Un lente para enfocar el espectro sobre la superficie del detector.

REJILLAS DE DIFRACCIÓN Los elementos constitutivos de un espectrógrafo de rejilla se difracción son los mismos que se utilizan en el espectrógrafo de prisma. La única diferencia consiste en el elemento clave que es el encargado de crear el espectro. En este caso es precisamente la rejilla de difracción.

Esta rejilla consiste en una serie de líneas muy delgadas paralelas entre si y muy cerca una de otra sobre una superficie plana que puede ser transparente o reflectora. Un típico ejemplo puede ser un CD o un DVD. Observando la luz que se refleja en ellos, se puede apreciar una serie de colores que representan precisamente el espectro de la luz. Un CD actúa como una rejilla de difracción

Ejemplo de rejilla de difracción http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/phyopt/phopic/cddiffract.jpg

La resolución de un espectrógrafo se define como la capacidad de separar claramente dos líneas del espectro, cercanas entre si, de tal forma que puedan ser determinadas sus respectivas longitudes de onda. (La baja luminosidad del objeto puede limitar la resolución teórica)

ℜ = λ / Δλ ℜ = resolución λ = longitud de onda de la línea Δλ = diferencia entre la longitud de onda de dos líneas cercanas

Baja resolución: ℜ < 1000 Media resolución: 1000 < ℜ > 10,000 Alta resolución: ℜ > 10,000

http://www.ph.unimelb.edu.au/images/p hysics_museum/100-1.jpg

Los espectrógrafos se clasifican de acuerdo a la resolución con la que pueden separar las líneas del espectro:

Ejemplo de rejilla de difracción de alta resolución

Por ejemplo para una longitud de onda de 500 nm (amarillo):

Un espectrógrafo con una resolución de 500 5000 50000

Puede separar dos líneas cuya separación en longitud de onda sea 1 nm 0.1 nm 0.01 nm

Si el espectrógrafo es utilizado para realizar mediciones de velocidad, es de uso común definir la resolución en términos de la mínima velocidad que es capaz de medir. Utilizando la ecuación del efecto Doppler, se puede deducir la resolución de la medición de la velocidad de un espectrógrafo:

v / c = Δλ / λ v = velocidad del objeto en Km/s c = velocidad de la luz en Km/s Δλ = desplazamiento de las líneas del espectro λ = longitud de onda del espectro estacionario Por ejemplo: Resolución (a 500 nm)

velocidad mínima detectable

5000 500000

60 km/s 0.6 km/s

La fabricación de una rejilla de difracción es muy compleja. Se tienen que grabar las hendiduras en una placa de aluminio con una punta de diamante. Debido a que puede haber hasta 1200 líneas por milímetro y a que la profundidad, la distancia y el paralelismo entre ellas debe ser perfecto, son muy caras, y se consideran como una de las cosas más difíciles de fabricar. Rejilla de difracción vista de perfil.

Imagen de una rejilla de difracción vista a través de un microscopio electrónico.

http://www.uwec.edu/physics/pierson/ Research/images/microscope/tem/diffr action%20grating%20with%20spheres .jpg

La rejilla de difracción también puede se transparente, en este caso los espectros se dirigen a unos lentes colimadores colocados en la posición que coincide con el orden del espectro requerido. La dispersión es diferente para cada orden de interferencia. La imagen colimada por los lentes es dirigida a la cámara fotográfica o al sensor digital de imagen. Por lo tanto debe ser colocada en el lugar donde se forma el espectro deseado.

http://www.astrophys-assist.com/educate/solarobs/ses01p15.htm

INTERFERÓMETRO FABRY-PEROT

El concepto y los primeros experimentos de interferometría de este tipo fueron realizados por Fabry y Perot en 1898.

http://www.physics.rutgers.edu/ ugrad/387/Mulligan98.pdf

Alfred Perot

Charles Fabry

El interferómetro Fabry-Perot, es un instrumento que permite amplificar y separar determinada longitud de onda contenida en un espectro con gran precisión. También puede ser utilizado como detector de imágenes de alta definición porque permite el paso de la luz de una sola longitud de onda, obteniendo así un mapa del objeto a esa longitud de onda. Es un instrumento sintonizable, o sea que se puede elegir la longitud de onda en un rango muy amplio.

El funcionamiento se basa en la generación de patrones de interferencia debido a múltiples reflexiones de la luz en el interior de dos espejos planos y paralelos semitransparentes de cuarzo o vidrio. La separación entre los espejos debe ser muy precisa (1/100 de la longitud de onda de la luz entrante). El paralelismo entre los espejos y la uniformidad del medio entre ellos, también deben ser perfectos.

Interferómetro Fabry-Perot original construido en 1898.

http://www.physics.rutgers.edu/ugrad/387/Mulligan98.pdf

La luz que contiene diferentes longitudes de onda cuando entra por la parte izquierda de la figura, es parcialmente reflejada por los dos espejos paralelos. El número de reflexiones depende de la transparencia de los espejos. Si la distancia “t” entre ellos es un múltiplo par de alguna longitud de onda de la luz, solo esta podrá salir por el espejo de la derecha. Modificando la separación entre los espejos se obtiene la sintonización del interferómetro, o sea se elige la longitud de onda que se necesita a la salida del instrumento.

Diagrama de un interferómetro Fabry-Perot

http://www.physics.uq.edu.au/people/mcintyre/php/laboratories/index.php?e=16

Si el instrumento tiene los dos espejos fijos a cierta distancia se denomina Etalon, como por ejemplo el de la figura. La precisión del pulido de la superficie de las caras de los espejos es de 6nm. http://www.lightmachinery.com/precision-etalons.html

Ejemplos constructivos del interferómetro espejos http://www.standrews.ac.uk/ph ysics/nloptics/rese arch/files/images/I nterferometer_cro pped_300p.jpg

http://hyperphysic s.phyastr.gsu.edu/hbas e/class/labpic/39fa bryperot.jpg

El interferómetro se basa en la superposición constructiva y destructiva de las ondas. Si dos o más ondas están en fase, la amplitud de la onda resultante su amplitud aumenta, o sea interfieren constructivamente. Si dos o más ondas están fuera de fase, la amplitud de la onda resultante disminuye y es igual a cero cuando el desfasamiento es de 180º, o sea interfieren destructivamente.

Interferencia constructiva

Onda resultante

Interferencia destructiva

La imagen resultante, captada por el sensor, no es una serie de líneas claras y oscuras como ocurre en un espectrógrafo de prisma o rejilla, sino que es una serie de círculos concéntricos. La interferencia de orden mayor es la que está en el centro.

La resolución del interferómetro depende de la reflectividad de los espejos. Mayor reflectividad corresponde a un ancho de banda del espectro más angosto, o sea un menor rango de longitudes de onda son detectadas, dicho de otra manera, la separación entre longitudes de onda cercanas es más efectiva.

Baja resolución

Espejos de baja reflectividad (10%)

Alta resolución

Espejos de alta reflectividad (90%)

Media resolución

Espejos de mediana reflectividad (50%)

Más información acerca del interferómetro en: • Bartali R., 2007, The Fabry-Perot Interferometer.

Ejemplos de un interferómetro Fabry-Perot

http://www.jrs-si.ch/tfp-1.php http://www.mse.engin.umich.edu/research/facilities/23/photo

APLICACIÓN DEL INTERFERÓMETRO DE FABRY PEROT Debido a la altísima resolución es posible obtener mediciones de velocidad muy precisas (los colores indican diferente velocidades).

Imagen de la galaxia NGC1672

Mapa de velocidad de la galaxia NGC1672

Regiones de emisión en H-alpha en la galaxia NGC1672

http://zebu.uoregon.edu/fp2.html

La resolución elevada de este instrumento permite observar y medir con mayor precisión: • el desdoblamiento de las líneas espectrales debido al fenómeno Zeeman relacionado con los campos magnéticos.

• el incremento del número de líneas debido a la acción de fuertes campos eléctricos, efecto Stark.

http://hyperphysics.phyastr.gsu.edu/hbase/atomic/stark.html

http://eo.nso.edu/rasl/user_area/zeeman.gif

RESUMIENDO… Los espectrógrafos deben ser diseñados y fabricados para el uso específico y los tipos de estudios y resultados que se desean obtener. Para esto las características del telescopio (apertura, longitud focal y escala de la imagen) y del sensor de imagen (sensibilidad espectral, resolución y eficiencia quántica), deben corresponder al ancho de la hendidura de entrada y a la capacidad de dispersión del prisma o de la rejilla. Si se obtiene demasiada dispersión, pero el sensor de imagen no es suficientemente grande, el rango de longitudes de ondas resultante en la imagen es reducido. EJEMPLO

espectro

nebulosa

Solo las componentes azules y verdes son detectadas.

espectrógrafo

sensor

Por otro lado poca resolución es equivalente a no poder separar adecuadamente las líneas del espectro, por lo que se limita la capacidad de reconocimiento de los elementos químicos o la determinación de la velocidad del objeto por el efecto Doppler. Además ciertas características como la densidad de la estrella o los efectos de los campos eléctricos y magnéticos pueden pasar desapercibidos. Pero se debe llegar a un compromiso entre la resolución y la luminosidad resultante de las líneas para poder obtener una imagen útil y bien definida con un tiempo de exposición relativamente corto. Por esto es que cada tipo de estudio requiere de un espectrógrafo con diferentes características. La resolución de un espectrógrafo con rejilla de difracción es aproximadamente 10 veces mayor que la que se puede obtener con un espectrógrafo de prisma. La resolución obtenible con un interferómetro de Fabry-Perot es 10 veces mayor que la de una espectrómetro con rejilla de difracción.

EJEMPLOS DE ESPECTRÓGRAFOS Y ESPECTROSCÓPIOS

http://ad.usno.navy.mil/wds/history/1 911_spectroscope.gif

Espectroscópio colocado al foco del refractor más grande del mundo en el observatorio de Yerkes (1 metro de diámetro).

Cecchini, IlCielo

Espectroscópio colocado al telescopio de 182 cm del observatorio de Victora (Canada)

Espectrógrafo colocado al telescopio de 60 cm del observatorio de Mc Math.Hulbert de la Universidad de Michigan. Cecchini, Il Cielo

Cecchini, Il Cielo

Espectrógrafo colocado al telescopio de 122 cm del observatorio de Asiago (Italia).

Cecchini, Il Cielo

Espectrógrafo colocado al telescopio de 1 metro del observatorio de Yerkes.

Cecchini, Il Cielo

Espectrógrafo colocado al telescopio de 94 cm del observatorio de la universidad de Michigan.

Los telescopios modernos poseen una enorme capacidad colectora de luz y un campo visual muy grande. Para aumentar la eficiencia y el número de objetos observados, se utilizan robots que colocan fibras ópticas muy sensibles en posiciones muy bien determinadas. Hasta 400 fibras pueden ser colocadas al foco primario del telescopio, cada una en el lugar exacto para captar la luz de uno de los 400 objetos en el campo y transmitirla a un espectrógrafo, se observan así, 400 objetos simultáneamente. Telescopio binocular con dos espejos de 8.4 metros de diámetro.

http://www.aip.de/groups/lbt/images/060917aoSS.JPG

Robot para colocar fibras ópticas del telescopio Subaru de 8.2 metros de diámetro.

http://www.aao.gov.au/local/www/echidna/gallery.html

El estado del arte actual en espectrógrafos es el que está colocado sobre el telescopio de 4 metros del observatorio Anglo-Australiano (AAT), con capacidad de observar 392 objetos simultáneamente. El robot posicionador puede colocar las fibras sobre dos placas, mientras se observa un campo, el robot coloca otra serie de fibras sobre otra placa. Las fibras se mantienen en su lugar por medio de imanes, la precisión de la posición es de 0.3”.

Robot del espectrógrafo y robot del telescopio AngloAustraliano. Las fibras ópticas van al espectrógrafo que se encuentra en una cuarto con temperatura controlada en la parte inferior del edificio.

http://www.astro.virginia.edu/class/oc onnell/astr511/lec10-f03.html

Top-end ring

Telescopio Anglo-Australiano

Field Plate robot (configuring)

Corrector

Field Plate (observing) Spectrographs

Swinburne University of Technology

Imagen del robot posicionador de fibras ópticas del telescopio de 6.5 metros (Multi Mirror Telescope) de la universidad de Harvard con capacidad de colocar 300 fibras en 5 minutos.

Robot

Fibras ópticas en la posición final para la observación

http://cfawww.harvard.edu/~dfabricant/pix/ima ges/hecto_robot_f2.jpg

http://cfawww.harvard.edu/~dfab ricant/pix/images/focal_ surface_fibers.jpg

Espectrógrafo de media dispersión del Isaac Newton Telescope

http://www.ing.iac.es/PR/AR2000/fig2pns.jpg

Doble espectrógrafo colocado al telescopio Isaac Newton, los sensores de imagen son enfriados por nitrógeno líquido (tanques azules). http://www.ing.iac.es/PR/archive/int/intscan13.jpg

Espectrógrafo al telescopio de la universidad de Wisconsin.

Detalle de algunas partes del espectrógrafo:

rejilla

obturador

lente http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=2863

http://hubblesite.org/gallery/spacecraft/14/

Astronautas durante una misión de servicio al telescopio espacial Hubble. En la imagen se aprecian las operaciones de reemplazo del espectrógrafo en 1997.

http://w3c.ct.astro.it/sln/strumenti.html

Espectrografo de alta resolución tipo Echelle del observatorio de Catania, conectado a un telescopio de 91 cm f/15 por medio de fibra óptica

http://www.noao.edu/kpno/manuals/rcspec/rcsp.gif

Espectrógrafo colocado al telescopio de 4 metros de Kitt Peak

http://www.noao.edu/kpno/manuals/hydraman/hydrawiynmanual.html

http://www.noao.edu/image_gallery/html/im0023.html

Espectrógrafo colocado al foco Nasmyth del telescopio de 3.5 metros de la universidad de Wisconsin. Puede tomar espectros de 100 estrellas simultaneamente, un robot posicionador las coloca de acuerdo a un mapa previamente grabado de acuerdo al campo visual.

MUCHAS GRACIAS POR SU ATENCIÓN