Espectrógrafo Casandra II

Construcción mediante reutilización y reciclado de elementos antiguos e impresión 3d, de un espectrógrafo - 2021

El espectrómetro solar Casandra II es un desarrollo basado en la reutilización de la caja óptica del Espectrofotómetro de absorción KONIK Instruments UVIS 200 para HPLC (cromatografía líquida, o High-Performance Liquid Chromatography siglas por sus siglas en inglés). Estos aparatos están cien por cien obsoletos, ya que son muy antiguos y su operación es semi-manual. Es común que muchos laboratorios se desprendan de ellos, al cajón de desechos electrónicos. En ocasiones nos avisan por si les podemos dar una segunda vida a aparatos que se van a retirar. En este caso, la parte esencial a recuperar es la caja del monocromadora sobre la que va instalada una lámpara de luz visible de amplio espectro o de ultravioleta. La luz así emitida, entra a la caja, y el espejo difractor parabólico, monocromador, con su red de difracción (en este caso es un espejo parabólico). Esta caja está sellada, por lo que no presenta por lo general ningún daño interno. El KONIK UVIS 200 es un aparato pensado para medir absorción. Esto quiere decir que dispone de una entrada a la caja en función del ángulo, hace de selector (monocromador) de la longitud de onda para la cual se va a medir la absorción. El lado de salida de la luz monocromática seleccionada tiene, por tanto, la cámara con doble ventana óptica, por cuyo interior pasa el líquido de la columna de HPLC cuya absorción se quiere medir. La absorción se mide en términos de disminución de la luz que pasa por la cámara, frente a la luz que llega directa. Esto se hace mediante el uso de un haz de fibras ópticas que conecta la luz procedente del monocromador con dos posibles salidas, una que va a la cámara del líquido, y otra que sale directa. Esto se hace repartiendo las fibras ópticas de salida en dos manojos, haciendo una "Y" griega para llevar la luz por dos caminos ortogonales, que van a parar, como hemos dicho, a la ventana óptica de la cámara de líquido, tras la cual está el fotodetector de absorción, y a la salida directa para el fotodetector de referencia.

Para reutilizar esta caja de espectrómetro como espectrómetro solar, se desmonta la parte de la cámara de doble ventana, ya que la luz que va a entrar es directamente la solar, y en cualquiera de las dos salidas de la "Y" se colocará directamente un fotómetro para medir intensidades absolutas, no siendo necesario en este caso usar señal de referencia alguna (el segundo fotodetector se queda en desuso). Así pues, el reciclado del KONIK UVIS 200 consiste en desmontar todo, extraer la caja del monocromador, y reconfigurar su uso para espectroscopía de la luz que entra, en vez de para detectar la absorción de la luz que sale.

Es interesante mencionar aquí que esta caja monocromadora es del tipo Rowland, por lo que su único elemento interno es el espejo de difracción parabólico. Esta sencillez permite manipular la caja sin demasiado temor a desalinear nada.

Como observaciones, del KONIK UVIS 200 se puede también reciclar algún elemento electrónico interesante, como por ejemplo la electrónica de amplificación de los fotodiodos y el controlador del “display” digital, que se basa en el chip INTERSIL ICM7216. Éste último es considerado a día de hoy obsoleto por el propio fabricante, pero se puede seguir usando sin problemas en muchas aplicaciones. La selección de la longitud de onda en este aparato KONIK (rotación de la red de difracción para colocar la longitud de onda deseada en la posición de las fibras ópticas que guían la luz a los detectores) se realiza mediante un dial manual, acoplado a engranajes con un tambor numerador. Este dial mueve el brazo (autocompensador de ángulo) que hace rotar el eje sobre el que va montado el espejo. Todo esto, lógicamente, hace que la conversión en un espectrómetro automatizado pase necesariamente por sustituir estos mecanismos. En la foto de la entradilla de este blog, la caja del espectrómetro aparece todavía con el acople mecánico de movimiento del brazo, aunque desprovisto ya de todo el armazón original de la electrónica. En la figura 1 se muestra la primera versión ya adaptada a espectrómetro solar.

En el diagrama 1 se muestra el espectrómetro de absorción KONIK UVIS 200 de tipo Rowland, con sus diferentes partes. Obsérvese que aquí la caja del monocromador actúa solo como selector de la longitud de onda que atravesará la cámara con ventanas ópticas por la que pasa el fluido cuya absorción se quiere medir. La comparación de la señal detectada en su correspondiente fotodetector con la del fotodetector de referencia permite saber el valor de la intensidad absorbida por el líquido a medir.

Diagram 1 – Rowland type absorption spectrograph as the KONIK UVIS 200.

Figura 1 – Aspecto de la primera versión de Casandra II, tras adaptar la caja del KONIK IVIS 200 para usarse como espectroscopio solar. En esta imagen, el aparato está montado provisionalmente en una rótula de trípode. La motorización del giro del espejo difractor mediante motor de pasos ya es visible en esta imagen. Todo el elemento frontal de telescopio quedó poco después obsoleto en favor de un sistema más sencillo, como se verá después.

En el diagrama 2 se muestra cómo queda el monocromador del KONIK UVIS 200 una vez transformado en espectrómetro. En este diagrama se muestra la segunda versión del espectrómetro, basada en la captación de la señal mediante una cámara de tipo guider estándar, con un software de integración (explicado más abajo).

Diagrama 2 – Espectrómetro solar construido a partir de la caja monocromadora del KONIK UVIS 200, manteniendo la geometría constructiva tipo Rowland.

Para la construcción del espectrómetro Casandra II, se despejó toda la caja óptica del KONIK UVIS 200 del resto de elementos. Se motorizó el movimiento del espejo mediante un motor de pasos, acoplado al eje con una pareja de engranajes de factor reductor 3:1, y se preparó un sistema de soporte de elementos ópticos a la entrada de luz a la caja, donde también se colocó la rendija de entrada, fabricado a mano. A continuación, se muestra cómo se hizo.

Adaptación de la caja del KONIK

En la entrada de luz a la caja del espectrofotómetro Konik se realizaron perforaciones roscadas en los vértices de un cuadrado dibujado de forma concéntrica a la ventana circular de entrada de luz, cuadrado de 30 mm pensado así para poder usar el sistema de "cajas" de ThorLabs. Así, en éstos taladros se pueden montar los pasadores roscados necesarios para el montaje de los elementos frontales de entrada, es decir, la rendija de entrada (figura 2). Se preparó también, con cuatro perforaciones a 30 mm, un adaptador de oculares 2 pulgadas-1.25 pulgadas, de la marca Baader (figura 3). De esta forma, la caja queda del monocromador queda con capacidad de soportar elementos ópticos estándar (del mercado), y a la vez se pueden intercalar elementos constructivos ThorLabs Cage System 30mm, lo que aporta toda la versatilidad necesaria para configurar la entrada del espectrómetro.

Figura 2 – Vistas del montaje de los pasadores roscados a la entrada de luz de la caja del espectrofotómetro KONIK. En la imagen de arriba, los taladros desde el lado interior, con los tornillos para usar de pasador. En la imagen central, vista exterior de los citados tornillos pasadores. En la inferior, una pieza de montaje Cage System 30mm con una de las rendijas ya colocada (véase más adelante)

Figura 3 – Adaptador de oculares Baader, de 2 pulgadas a 1.25 pulgadas, con las perforaciones para acoplar en los pasadores roscados.

Montaje de la rendija de entrada

Para la preparación de la rendija de entrada, se montaron unas pletinas ajustadas a 25 micras (figura 4) sobre un disco de aluminio de 1 pulgadas procedente del desmontaje de un enfocador, y éste a su vez se acopló a un soporte Cage System 30 mm de ThorLabs. Las pletinas de la rendija se prepararon a partir de dos pletinas de aluminio procedentes del chopper de un espectrómetro antiguo desmontado, cuyos bordes se achaflanaron con cuidado usando un microtaladradora Proxon sobre una mesa XY (figura 5).

Figura 4 – Rendijas de entrada. Arriba uno de los primeros montajes de pletinas, basadas en pletinas trapezoidales afiladas, de aluminio anodizado. Éstas pletinas se reciclaron de un "chopper" de otro espectrofotómetro (no descrito aquí). Abajo a la izquierda, soporte Cage System 30 mm con entrada de una pulgada. Abajo a la derecha, cilindro de aluminio perforado, con una rendija basada en una pareja de pletinas de silicio conformadas a mano.

Figura 5 – Proceso de biselado de las pletinas para las rendijas de entrada que se muestran en la figura 4.

Óptica de la entrada al monocromador

La lente objetivo en la primera versión de Casandra II consistía en un doblete acromático procedente de unos prismáticos antiguos (doblete acromático de 50 mm de diámetro y 250 mm de distancia focal). El tubo es de aluminio sobre el que está montado procede de otra aplicación ya obsoleta de la que se recuperó para su uso aquí. Éste tubo va montado en un enfocador GSO, aunque en la segunda versión de Casandra II, todo este sistema quedaría mucho más simplificado (ver más adelante). El tubo GSO va ensamblado al sistema de montaje ThorLabs mediante el adaptador 2"-1.25", descrito en el apartado anterior (figura 3). De este modo, el slit va montado contra la entrada de la caja del monocromador, con una pletina ThorLabs Cage System 30mm, y sobre esta, usando los pasadores descritos en la sección anterior, va montado el adaptador. Éste último ha permite el acople del enfocador GSO, ya que éste aloja el tubo de 2" del adaptador modificado. El conjunto se puede ver en las figuras 1 y 8. El enfocador permite enfocar la imagen del sol directamente en la rendija de entrada.

Motorización del espejo

Para la rotación de la red de difracción, se eliminó todo el mecanismo manual original del KONIK UVIS 200, y se acopló en su lugar un motor de pasos reciclado de una antigua impresora (figura 6). El motor está fuera del eje del espejo, y se conecta a él con un conjunto reductor 3:1, de tipo correa estándar como los usados en las impresoras 3D de consumo. El motor se atornilló directamente sobre perforaciones hechas al efecto en la propia caja del monocromador. Hubo que alinear un poco el espejo, para que el círculo de Rowland pasara correctamente por el slit de salida, el cual es un conducto hecho con un haz de fibras ópticas que se desdoblan en dos caminos en "Y", para salir a dos fotodiodos diferentes. En la figura 7 arriba se ve la luz dispersada por el espejo, incidiendo sobre la entrada al haz de fibras ópticas, antes de su alineado (como se ve, está desplazado hacia abajo). En esta misma figura, abajo, se ve la distancia aproximada que abarca la región espectral del visible a la distancia del radio de Rowland, que es donde enfoca el espejo parabólico de difracción. La distancia que abarca, en milímetros, dividida por la anchura de la rendija de salida, dará la anchura de paso de banda de la luz hacia el fotodetector, y por tanto, la resolución en longitud de onda del espectrómetro. Dado que el diámetro del haz es de casi 1 mm, aproximadamente, la resolución para una anchura de dispersión (distancia del rojo al violeta) de unos 7 cm significaría una resolución máxima de 300 nm/70 mm = 4.2 nm, lo que demuestra la necesidad de reducir el ancho de la rendija de salida. Esto se discute un poco más adelante.

Figura 6 – Montaje del motor de rotación del espejo.

Figura 7 – Arriba, realineación del espejo para que el espectro caiga dentro del slit de salida (pequeño orificio iluminado en verde en la parte de arriba de la banda espectral). Abajo, referencia en centímetros que da idea de la anchura de la banda espectral en el círculo de Rowland.

Electrónica para los fotodetectores

Se construyó un amplificador de transimpedancia (TIA) para amplificar la señal del fotodetector, basado en OP27 con una resistencia de realimentación de 100 K, visible junto a la fuente de alimentación simétrica en la figura 8. Esto se hizo así porque reciclar la electrónica original del KONIK UVIS 200 resultaba complicado, al ser una electrónica integrada con un microprocesador programable. En la figura 8, donde se ve el conjunto del espectrómetro ya montado en su versión primera, se observa el TIA a un costado (figura de la izquierda). Posteriormente, se sustituyó este TIA por unn chipset comercial, conectado a un ADC que digitaliza la señal para dársela a una placa Arduino con la que se comunica la electrónica al ordenador.

Figura 8 – Aspecto final del montaje para las pruebas de la primera versión de Casandra II. A la izquierda, montaje de la caja del monocromador del KONIK UVIS 200, con la motorización y toda la óptica de entrada. El fotodetector de salida está montado, desprovisto ya de la cámara de doble ventana (innecesaria aquí), y se ve la PCB casera del TIA basado en OP27. Este TIA sería el que se usaría en las primeras pruebas. A la derecha se ve la caja de la electrónica de fotodetección, una vez construida con un TIA comercial, un ADC y una placa Arduino UNO para control. Todo ello, a su vez, en la segunda versión sería sustituido por una cámara CMOS, como se verá después.

Las primeras pruebas dieron un resultado pobre, debido a que el fotodetector viene montado a la salida de un haz de fibras ópticas que cubre demasiada anchura del haz difractado (casi un milímetro), por lo que la resolución baja mucho. Se debería montar una rendija de salida, o bien limitar el haz de fibras de salida sólo a la fibra central (las fibras son de menos de 200 micras de diámetro). Esto último era algo complicado, por lo que se optó por una estrategia distinta: la de construir una rendija “sintética”. Para ello, en lugar de adquirir la señal a través de un fotodetector, se adquiere la señal a través de la imagen del haz de fibras ópticas, a la salida, captada por una cámara convencional de guiado. de este modo, la integración de la señal se puede realizar de forma limitada, mediante el uso de un ROI* sobre la imagen capturada. Además, se simplificó la óptica de entrada, ya que realmente no era necesario tanta apertura ni distancia focal. En la figura 9 se ve el espectrógrafo en el banco de montaje, con el nuevo tubo de entrada, mucho más pequeño, basado en un doblete acromático de una pulgada de diámetro, y distancia focal de 100 mm.

* ROI proviene de Region Of Interest, que es el término generalmente usado para denotar un recuadro pequeño dentro de una imagen sobre el cual realizaremos las operaciones que interese.

Figura 9 – Casandra II en el banco, preparando la nueva óptica de entrada. Aquí se están haciendo pruebas con diversas distancias focales. El doblete final seleccionado fue el de 100 mm de distancia focal.

La cámara se montó sobre un conjunto convencional de adaptadores de 1,25” a M48, dentro del cual se colocó la lente que focaliza el haz de salida sobre el plano focal de cámara. En la figura 10 se puede ver el montaje terminado, pero sin la cámara.

Figura 10 – Casandra II en el banco, preparando la nueva óptica de entrada. Aquí se están haciendo pruebas con diversas distancias focales. El doblete final seleccionado fue el de 100 mm de distancia focal.

El conjunto terminado se instaló en la montura Celestron Última PEC modificada (reacondicionada y con el software de desarrollo propio Markarian Mkee, véase otra sección), y se colocó sobre el espectrómetro un tubo pequeño para realizar un “guiado solar” con el software de desarrollo propio MkStarGuider. Para la imagen del haz de fibras ópticas de salida se usó en las pruebas una ZWO ASI290MM Mini, mientras que para el tubo de guiado se usó la versión USB3 de la misma cámara. En la figura 11 se puede ver el conjunto dispuesto para las primeras pruebas definitivas, aunque en esta imagen la cámara de guiado no aparece aún montada. La precisión de la Celestron reacondicionada con Mkee resultó ser suficiente para realizar las primeras pruebas sin usar guiado.

Figura 11 – Casandra II en Celestron Ultima PEC / Mkee, lista para la toma de los primeros espectros.

Para los primeros espectros realizados, se integró sobre la totalidad de las fibras, a fin de comprobar que el resultado es el mismo que el obtenido con el fotodetector y el amplificador caseros. El resultado era reproducible al 100 %, adoleciendo de los mismos problemas de anchura de la rendija de salida.

En la figura 12 se puede ver la imagen que capta la cámara para la integración de la región central. En la figura 13 se puede ver el espectro obtenido, integrando sobre todo el haz de fibras, a partir de este sistema. Se han usado lámparas de calibración y algunos filtros para asegurar que la escala de longitudes de onda en la figura 13 es correcta. Con ello, se pueden identificar muchos de los picos del espectro solar, aunque algunos quedan menos profundos de lo debido, o bien quedan ligeramente enmascarados por la excesiva anchura del haz de fibras.

Figura 12 – Imagen del haz de fibras ópticas visto por la cámara de integración, ASI290 MM Mini. Como se ve, la anchura total del haz de fibras ópticas es grande. Esto limita la resolución de salida, mezclando o incluso haciendo pasar desapercibidos algunos de los picos del espectro solar, como se ve en la figura 13 más adelante.

Figura 13 – Espectro solar del test de Casandra II. El espectro muestra algunas de las características conocidas del espectro solar, pero tiene muchos de los picos enmascarados o alterados al tener la resolución limitada por la excesiva anchura de integración en la rendija de salida. El espectro adquirido corresponde a los puntos y línea negros. Los picos que aparecen en rosa corresponden a una lámpara de calibración de Ne. En gris claro aparece el espectro de un LED blanco, en verde el paso de banda del filtro Solar Continuum de baader, a 540 nm, y en rojo el filtro H-alfa a 656.3 nm.

Algunas cuestiones técnicas

La resolución del aparato viene dada por el paso de banda sobre el slit de salida. Como ya hemos observado, la anchura dispersada de la banda visible por el espejo difractor, cubre una distancia del orden de 70 mm. En rigor, habría que hacer estos cálculos no sobre una "distancia" sino sobre el ángulo subtendido, pero para una primera aproximación es suficiente. La banda visible tiene una anchira espectral de unos 300 nm, aproximadamente (es suficiente para nuestra estimación). Así que si el slit de salida tiene un milímetro de ancho, ese milímetro supone un paso de banda de unos 4.5 nm. Por tanto, con este paso de banda del slit de salida, cualquier pico de anchura inferior quedará mezclado (convolucionado) con la señal circundante y, eventualmente, podría quedar embebido, pasando desapercibido. Para tener una resolución razonable, es necesario reducir el slit de salida. Así, un slit de salida de 0.2 mm conduciría a una resolución de 0.85 nm. Por otra parte, hay que considerar el step del motor que hace rotar el espejo. Si el espejo rota a saltos demasiado grandes, perderemos muchos picos, que sin medir. Por esta razón, el motor trabaja en microsteps de 6400 por vuelta, con una reductora de 3:1, lo que equivale a 19.200 pasos por vuelta. La covertura angular de la región espectral del visible, la que antes indicamos que abarcaba 70 mm a la altura del slit de salida, es de unos 15 grados, por lo que nuestra resolución por los pasos de motor es de 800 pasos / 300 nm. Dicho de otro modo, cada paso abarca 0.37 nm. De modo que la limitación en la resolución sigue siendo el slit de salida, siendo el step en este punto suficiente, aunque se puede mejorar (por ejemplo, se puede usar drivers de microstep de 25600 por vuelta, lo que permite una resolución de avance del espejo de 0.0935 nanómetros). Un slit de salida de 50 micras sería adecuado para este avance de pasos. Muchas modificaciones en este sentido quedan pendientes. De momento, la primera modificación que se ha llevado a cabo es el uso de un slit sintético, basado en la selección de una de las fibras ópticas como área de integración sobre la propia imagen capturada. Esto está pendiente de nuevas pruebas, pero aún no ha habido oportunidad por el mal tiempo y otras prioridades.

En el diagrama 3, a continuación, se muestra un cálculo de la resolución de acuerdo con la anchura real del haz de fibras ópticas a la salida del espectrómetro. El cálculo atiende a la explicación anterior. En el diagrama 4, después, se muestra cómo se realiza en la práctica una rendija "sintética", donde limitamos el ancho de banda deseado integrando directamente una región limitada de la imagen focalizada de la rendija de salida. En este diagrama lo que se ve es la imagen real del software de integración de Casandra II, que está pendiente de probar cuando haya oportunidad.

Diagrama 3 – Esquema de la resolución calculada cuando integramos sobre la totalidad de las fibras ópticas que llegan a la cámara usada como fotodetector.

Diagrama 4 – Imagen del software de integración de Casandra II, con el sistema de rendija "sintética" que permite integrar como si el slit de salida fuese de un tamaño muy inferior a la anchira total del haz de fibras ópticas usado en el aparato.

PENDIENTE EN ESTE ARTÍCULO:

Está pendiente de subir a esta página los resultados obtenidos con un ROI limitado a una sola fibra, así como la información relativa al software desarrollado para este efecto, el Casandra II ee Spectrometer, basado en el software Markarian MkStarGuider (Éste último se describe en otra sección).