Australia Telescope National Facility
Hoe werkt een spectrograaf?
Een spectrograaf is een instrument dat wordt gebruikt om een astronomisch spectrum te verkrijgen en op te nemen. De spectrograaf splitst of verspreidt het licht van een object in zijn samenstellende golflengten, zodat het kan worden geregistreerd en geanalyseerd. Deze stappen worden hieronder in meer detail besproken.
- Licht verspreiden
- Structuur van een spectrograaf
- Spectrum opnemen
Licht verspreiden
Licht dat een spectrograaf binnenkomt, kan op twee manieren in een spectrum worden gesplitst of verspreid: met een prisma of met een diffractierooster. Toen Newton in de jaren 1660 het licht in een spectrum splitste, gebruikte hij een glazen prisma. Scholieren gebruiken vaak perspex prisma’s uit stralenkoffer bouwpakketten om wit licht van een gloeilamp te dispergeren of te “splitsen” in de samenstellende kleuren van het spectrum. Dit effect ontstaat doordat de verschillende golflengtes van het licht ook verschillende frequenties hebben. Wanneer het licht door een prisma valt, ondergaat het breking, een verandering van snelheid als gevolg van de verandering van medium. Als het licht onder een andere hoek dan 90° op het prisma valt, verandert het ook van richting. Rood licht heeft een langere golflengte dan blauw licht, zodat de brekingshoek kleiner is, zowel bij binnenkomst in als bij vertrek uit het prisma. Dit betekent dat het minder wordt afgebogen. Het licht dat uit het prisma komt, wordt verstrooid zoals schematisch is weergegeven in onderstaand diagram.
De meeste astronomische spectrografen gebruiken diffractieroosters in plaats van prisma’s. Diffractieroosters zijn efficiënter dan prisma’s, die een deel van het licht dat er doorheen valt kunnen absorberen. Aangezien elk foton kostbaar is bij het nemen van een spectrum van een zwakke bron, verspillen astronomen het niet graag. Een diffractierooster heeft duizenden smalle lijnen die op een glazen oppervlak zijn aangebracht. Het weerkaatst licht in plaats van het te breken, zodat er geen fotonen “verloren” gaan. De respons van een tralie is ook lineair, terwijl een prisma blauw licht veel meer verstrooit dan licht in het rode deel van het spectrum. Roosters kunnen ook licht weerkaatsen in de UV-golfbanden, in tegenstelling tot een glazen prisma dat ondoorzichtig is voor UV. Een veel voorkomend voorbeeld van een diffractierooster is een CD waarin de putjes die de digitale informatie coderen als een rooster fungeren en het licht in een kleurrijk spectrum verspreiden.
 Credit: NASA
Dispersie van licht van een diffractierooster.
|
 Krediet: CSIRO
Diffractie van de putjes in een CD.
|
Structuur van een spectrograaf
Het schematische diagram hieronder toont de belangrijkste onderdelen van een moderne spleet-spectrograaf.
De spleet op de spectrograaf beperkt het licht dat de spectrograaf binnenkomt, zodat deze fungeert als een puntbron van licht van een groter beeld. Dit stelt een astronoom in staat een aantal spectra te nemen van verschillende regio’s van een uitgebreide bron zoals een sterrenstelsel of van een specifieke ster in het gezichtsveld van de telescoop. Het licht wordt vervolgens gecollimeerd (parallel gemaakt) voordat het een diffractierooster raakt. Dit verdeelt het licht in golflengten, die vervolgens door een spiegel van de camera kunnen worden gefocusseerd op een detector zoals een CCD (charged-couple device). Door de tralie te draaien kunnen verschillende delen van het verstrooide spectrum op de camera worden gericht. De vergelijkingslamp is van vitaal belang omdat zij spectraallijnen van bekende golflengte (b.v. natrium of neon) levert die in rust zijn ten opzichte van de spectrograaf, zodat het spectrum van de verre bron kan worden gekalibreerd en eventuele verschuivingen van spectraallijnen kunnen worden gemeten.
Het registreren van het spectrum
Newton legde het spectrum van zonlicht vast door het te tekenen. De opkomst van spectroscopie voor astronomisch gebruik was deels te danken aan de koppeling ervan aan een andere opkomende technologie – fotografie. Astronomische spectra konden worden vastgelegd door ze te fotograferen op glasplaten. Dit was een veel betere benadering dan ze door een oculair te bekijken en te proberen het beeld te tekenen. Fotografische opnamen van spectra konden worden opgeslagen voor latere analyse, gekopieerd voor verspreiding of publicatie en de spectraallijnen konden worden gemeten ten opzichte van spectraallijnen van een stationaire lamp die spectraallijnen van bekende golflengte produceerde. Pas door de spectra van duizenden sterren te observeren en te fotograferen, konden de astronomen ze in spectraalklassen indelen en zo de eigenschappen van sterren beginnen te begrijpen. Fotografische spectra werden meestal op glasplaten opgenomen in plaats van op fotografische film, omdat platen niet rekbaar waren. De afbeelding van het spectrum werd gewoonlijk als negatief weergegeven, zodat de absorptielijnen als witte lijnen op een donkere achtergrond te zien zijn. Het voorbeeld hieronder toont het fotografische spectrum van een standaard referentiester, α Lyrae uit de “An Atlas of Stellar Spectra” van 1943.
Photoelectric spectroscopy allows spectral information to be recorded electronically and digitally rather than on photographic plates. Moderne astronomische “charged-couple devices” of CCD’s kunnen een kwantumrendement bereiken van ongeveer 90% vergeleken met ongeveer 1% voor fotografische emulsies. Dit betekent dat een CCD bijna 9 van de 10 invallende fotonen kan omzetten in bruikbare informatie, vergeleken met ongeveer 1 op 100 voor film. Met een CCD kan een astronoom dus veel sneller een bruikbaar spectrum verkrijgen dan met een fotografische plaat en kan hij ook spectra verkrijgen van veel zwakkere bronnen. CCD’s hebben een meer lineaire respons in de tijd dan fotografische emulsies, die gevoeliger worden naarmate de belichting toeneemt. Een spectra opgenomen op een CCD kan rechtstreeks op een computerschijf worden gelezen voor opslag en analyse. Het digitale karakter van de informatie maakt een snelle verwerking en correctie voor atmosferische bijdragen aan het spectrum mogelijk. Moderne spectra worden daarom gewoonlijk weergegeven als intensiteitsplots van relatieve intensiteit tegen golflengte, zoals hieronder voor een stellair spectrum.
Multivezelspectroscopie
In het afgelopen decennium is de multivezelspectroscopie gegroeid. Hierbij wordt gebruik gemaakt van optische vezels om licht van het brandvlak van de telescoop naar een spectrograaf te brengen. Een belangrijk voordeel van deze techniek is dat meer dan één spectrum tegelijk kan worden verkregen, waardoor de waarnemingstijd op een telescoop veel efficiënter kan worden gebruikt. Veel van de technieken voor multivezelspectroscopie zijn ontwikkeld bij de Anglo-Australian Observatory voor gebruik op de AAT en de Britse Schmidt-telescopen.
Het 2dF-project bracht een revolutie teweeg op het gebied van multivezelspectroscopie door met een computergestuurde robot 400 minuscule prisma’s precies op een metalen plaat te plaatsen, zodat elk prisma licht van een object zoals een sterrenstelsel of quasar kon opvangen. Aan elk prisma was een optische vezel bevestigd die naar een spectrograaf loopt. Het 2dF-instrument bevindt zich bovenaan de AAT en kan spectra van 400 objecten tegelijk nemen over een gezichtsveld van 2 graden. Terwijl een veld wordt geobserveerd, plaatst de robot een tweede set prisma’s op een andere plaat, die in een paar minuten kan worden omgedraaid om een nieuw veld te gaan observeren. Dit ongelooflijk efficiënte systeem maakt het mogelijk om spectra van duizenden objecten te verkrijgen in een enkele nacht waarnemen.
Twee sleutelprojecten, de 2dF Galaxy Redshift Survey en de 2dF QSO Redshift Survey vormden de wetenschappelijke impuls voor de bouw van dit multivezel instrument. Deze onderzoeken hebben nauwkeurige gegevens opgeleverd over meer dan 250.000 melkwegstelsels en 25.000 quasars, die een enorme zegen zijn gebleken voor kosmologen die de vorming en grootschalige structuur van het heelal bestuderen.
Australische astronomen en ingenieurs gaan door met het ontwerpen, ontwikkelen en bouwen van nieuwe multivezelinstrumenten voor de nieuwste generatie telescopen van de 8-10 m-klasse in het buitenland. Een Australisch consortium van de AAO, ANU en UNSW heeft onlangs OzPoz gebouwd, een multivezelspectrograaf voor ESO’s VLT in Chili. Het ontwikkelt de technieken die in 2dF worden gebruikt en maakt het momenteel mogelijk 132 spectra tegelijk te verzamelen. Toekomstige instrumenten zoals Echidna en AAOmega zijn momenteel in ontwikkeling.
Spectroscopie op andere golfbanden
Spectroscopie is niet alleen het gereedschap van optische astronomen. Zij kan worden uitgevoerd op alle golfbanden, die elk nieuwe inzichten verschaffen in de structuur en eigenschappen van hemellichamen.
Infraroodspectroscopie stelt astronomen in staat om regio’s te bestuderen waar sterren worden geboren die voor de optische astronomie aan het zicht worden onttrokken door koude wolken van stof en gas. Australië is actief betrokken bij de infraroodastronomie en heeft infraroodspectrografen gebouwd, zoals IRIS 2 voor de AAT en de 2,3 m telescoop van de ANU in Siding Spring. De onderzoeksschool voor astronomie en astrofysica op Mt Stromlo in Canberra was bezig met de bouw van de Near IR Integral Field Spectrograph (NIFS) voor de 8,1 m Gemini North-telescoop in Hawaï, toen begin 2003 een brand de meeste faciliteiten op de berg verwoestte.
Hoge-energiespectroscopie in de röntgen- en γ-stralengebieden is moeilijker omdat de instrumenten bestand moeten zijn tegen de ontberingen van een raketlancering en de barre omgeving van de ruimte. Aangezien hoogenergetische fotonen veel kortere golflengten hebben, zijn traditionele optische ontwerpen voor spectrografen niet geschikt of kunnen zij niet worden aangepast. De resolutie van hoogenergiespectrografen kan momenteel niet aan die van optische spectrografen tippen, maar zij stellen ons in staat meer inzicht te krijgen in gewelddadige, energetische objecten en gebeurtenissen in het heelal.
Radioastronomen halen ook spectrale informatie uit hun waarnemingen. Ontvangers die op radiotelescopen worden gebruikt, kunnen duizenden banden in een bepaald gebied van de radioband oppikken, net zoals je dat zou kunnen krijgen door met een radioknop een aantal stations te doorlopen en de intensiteit van het ontvangen signaal te meten. Deze informatie verschaft in feite details over de verschillende overgangen die door materie worden uitgezonden. Radiospectrale gegevens kunnen details verschaffen over frequentie en snelheid. Zij kunnen ook informatie verschaffen over de polarisatie van het signaal, informatie die normaal niet beschikbaar is in zichtbare spectra. Verbeteringen in ontvangers en detectoren stellen astronomen nu in staat routinematig waarnemingen te doen op mm-golflengten, waar zich een overvloed aan spectraallijnen van moleculen in de ruimte bevindt. Moleculen zoals azijnzuur en formaldehyde zijn ontdekt in interstellaire wolken en er wordt nog steeds gezocht naar de signatuur van aminozuren zoals glycine. Informatie hierover zal van vitaal belang blijken voor astrobiologen en astrochemici.