Calibrating Astronomical Spectrographs with Frequency Combs [Elektronische Ressource] / Tobias Wilken. Betreuer: Theodor Hänsch

Tobias Wilken

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• Astronomie

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2010
• Nombre de lectures: 34
• Langue: Deutsch
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Extrait

Calibrating Astronomical
Spectrographs with
Frequency Combs
Tobias Wilken
Dissertation
an der Fakult at der Physik
der Ludwig{Maximilians{Universit at
Munc hen
vorgelegt von
Tobias Wilken
aus Bad Harzburg
Munc hen, den 10. 11. 2010Erstgutachter: Prof. Dr. Theodor W. H ansch
Zweitgutachter: Prof. Dr. Ralf Bender
Tag der mundlic hen Prufung: 21. 12. 2010Zusammenfassung
Im Rahmen dieser Arbeit wurde ein Frequenzkamm entwickelt, um astronomische Spek-
trographen besser kalibrieren zu k onnen.
Im Jahr 1999 hat die Entwicklung des Frequenzkamms den Bereich der Pr azisions-
spektroskopie revolutioniert. Mit seiner Hilfe wurde die Messung von Uberg angen in
atomaren Systemen mit zuvor unerreichter Genauigkeit m oglich, was 2005 mit dem No-
belpreis fur Theodor W. H ansch und John Hall gewurdigt wurde.
In dieser Zeit wurde am 3.6 m Teleskop in La Silla, Chile der HARPS Spektrograph
in Betrieb genommen. Er besitzt bis heute die h ochste Sensitivit at um die Beschleu-
nigung kosmischer Objekte zu detektieren. Diese wird aus einer Anderung der Rotver-
schiebung des Lichts geschlossen. Die Pr azision, mit der Frequenz anderungen gemessen
werden k onnen, ist momentan begrenzt durch die Kalibrationsquellen. Fur die Entdeckung
erd ahnlicher Planeten uber ihren Ruc ksto oder gar die direkte Beobachtung der beschle-
unigten Ausdehnung unseres Universums ist diese Genauigkeit jedoch unzureichend. Nur
durch den Einsatz neuartiger Kalibrationsquellen kann eine ausreichende Sensitivit at auf
Anderungen der Rotverschiebung erreicht werden.
Daher wurde in 2005 eine Zusammenarbeit zwischen der Europ aischen Sudsternw arte
(ESO) und dem Max-Planck-Institut fur Quantenoptik (MPQ) initiiert um einen Frequen-
zkamm zu entwickeln, der fur die n achste Generation von Spektrographen als Kalibra-
tionsquelle dienen kann. In dieser Arbeit wurde ein Yb-Faserlaser entworfen und erstmals
zu einem Frequenzkamm inklusive Detektion und Stabilisierung der O set-Frequenz weit-
erentwickelt. Um die einzelnen Kalibrationslinien des Kamms mit einem astronomischen
Spektrographen au osen zu k onnen, musste der Modenabstand erh oht werden. Dazu wur-
den Fabry-Perot Resonatoren als schmalbandige Filter entwickelt. Schlie lich musste der
spektrale Bereich des Spektrographen von 400 700 nm abgedeckt werden, was durch spek-
trale Verbreiterung in speziell entwickelten, mikrostrukturierten Fasern erreicht wurde.
Mehrere Entwicklungsstufen dieses Systems wurden an einem Spektrographen auf
Teneri a und an HARPS getestet. Dabei konnte jeweils gezeigt werden, dass der Fre-
quenzkamm die erwarteten Spezi kationen erfullt und traditionelle Kalibrationsquellen in
ihrer Sensitivit at auf Frequenzabweichungen ub ertri t. Frequenz anderungen von 200 kHz
konnten detektiert werden, was einer Sensitivit at auf Geschwindigkeits anderungen von kos-
mischen Objekten von 10 cm/s entspricht. Ca. 30 % des spektralen Bereiches des HARPS
Spektrometers konnten abgedeckt werden und mit verbesserter spektraler Verbreiterung
ist das Erreichen des gesamten Bereichs mit der nachsten Entwicklungsstufe realistisch.
Durch den Einsatz eines solchen, verbreiterten Frequenzkamms an Spektrographen der
n achsten Generation werden Geschwindigkeits anderungen eines kosmischen Objekts von
nur 1 cm/s detektierbar. Dies wird die Durchfuhrung der ambitionierten Beobachtugen
erm oglichen, die in der Astronomie innerhalb der n achsten Jahrzehnte geplant sind.Abstract
This thesis reports on the development of a frequency comb to improve the calibration of
astronomical spectrographs.
In 1999, the invention of the frequency comb initiated a revolution in the eld of
precision spectroscopy. It enabled measurement of transitions in atomic and molecular
systems with unprecedented accuracy, and in recognition of this achievement, the Nobel
Prize was later awarded to T. W. H ansch and John Hall in 2005.
During this time the HARPS spectrograph was commissioned for the 3.6 m telescope
in La Silla, Chile. Today, it still has the highest sensitivity for detecting the acceleration
of cosmic objects, which is determined from the light’s change in redshift. Currently,
the precision with which frequency shifts can be determined is limited by the calibration
sources. This level of precision is insu cient for detecting extrasolar planets via their recoil
or the direct observation of the acceleration of the universe’s expansion, however. Hence,
new types of calibration sources are needed to enable measurements with an increased
sensitivity to redshift variations.
To address this need, a cooperation between the European Southern Observatory
(ESO) and the Max-Planck-Institute of Quantum Optics (MPQ) was initiated in 2005
to develop a frequency comb as a calibration source of next generation spectrographs. In
this work, a new comb system based on a Yb- ber laser has been developed. The
spacing of the comb modes has to be increased for astronomical spectrographs to be able
to separate them. Thus, Fabry-Perot cavities were designed to act as a narrow-band lter.
Moreover, the comb’s spectral bandwidth has to encompass the range of 400 700 nm.
This was achieved by spectral broadening in specially designed microstructured bers.
Several versions of the system have been tested at a spectrograph on Tenerife and
at HARPS. These tests were able to demonstrate that the comb performs as expected
and exceeds the traditional calibration sources in their sensitivity to frequency variations.
A frequency shift of only 200 kHz could be detected, which corresponds to a 10 cm/s
_sensitivity to changes of the velocity of a cosmic object. About 30% of HARPS’ spectral
bandwidth could be covered, which gives rise to optimism that it will soon be possible to
cover the entire spectral range by improving the spectral broadening.
Employing such a broadened frequency comb at a next generation spectrograph will
allow for the detection of a variation of a cosmic object’s velocity of only 1 cm/s. This
will enable the ambitious observations that astronomers envision to be possible within the
next decades.
ivContents
1 Introduction 1
1.1 A guide through this work . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2 High precision spectroscopy in astronomy 7
2.1 Basic concepts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.2 Science cases . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.3 Present limits of spectroscopic observations . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.4 Frequency combs for spectrograph calibration . . . . . . . . . . . . . 22
2.5 Requirements for a frequency comb as a spectrograph calibrator . . . 27
3 Fiber-based frequency comb system 31
3.1 Choice of the appropriate comb generator . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.2 Femtosecond ber lasers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
3.3 Yb- ber oscillators . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
3.4 Phase-stabilizing the comb . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.5 Fiber ampli ers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
3.6 Fabry-Perot type lter cavities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
3.7 Spectral broadening . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
3.8 Impact of comb mode manipulations on the calibration . . . . . . . . 76
4 Proof-of-principle calibration tests 85
4.1 Calibrating the VTT solar spectrograph . . . . . . . . . . . . . . . . 85
4.2 Calibration repeatability . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
4.3 Absolute calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
5 Calibration of a high precision, astronomical spectrograph 91
5.1 The HARPS spectrograph . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
5.2 Calibrating HARPS with a frequency comb . . . . . . . . . . . . . . . 93
vvi CONTENTS
5.3 Data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
5.4 Impact of multimode ber coupling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
5.5 Calibration repeatability . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
5.6 Absolute calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
5.7 Impact of spectral broadening . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
6 Conclusion and outlook 123
A Fabry-Perot cavities and dispersion 127
A.1 Cavity mirror dispersion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127
A.2 Dispersion of the intracavity medium . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128
B GVD compensating pulse compressors 131
B.1 Grating compressor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
B.2 Hybrid grating/prism compressor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132Chapter 1
Introduction
Did the universe have a beginning and will it have an end? Is our Earth unique?
Are we alone in the universe? Questions like these have fascinated mankind ever
since we tilted our heads to gaze at a clear night sky. Philosphers tended to have two
schools of thought: \There cannot be more worlds than one" (Aristotle, 384 - 322
BC) or \there are in nite worlds both like and unlike this world of ours" (Epicurus,
341 - 270 BC). Only by methodical observations of the other planets in our solar
system could an empirically founded answer be given. These observations led to
the evolution from philosophy to modern science. The rst steps