Australia Telescope National Facility
Jak działa spektrograf?
Spectrograf jest instrumentem używanym do uzyskiwania i rejestrowania widma astronomicznego. Spektrograf rozszczepia lub rozprasza światło z obiektu na jego składowe długości fali tak, że może ono zostać zarejestrowane, a następnie przeanalizowane. Kroki te są omówione bardziej szczegółowo poniżej.
- Rozpraszanie światła
- Skonstrukcja spektrografu
- Rejestracja widma
Rozpraszanie światła
Światło wchodzące do spektrografu może być rozszczepione lub rozproszone na widmo za pomocą jednego z dwóch sposobów, przy użyciu pryzmatu lub siatki dyfrakcyjnej. Kiedy Newton podzielił światło na widmo w 1660 roku użył szklanego pryzmatu. Uczniowie szkół często używają pryzmatów perspex z zestawów ray box, aby rozproszyć lub „rozszczepić” białe światło z żarówki na kolory składowe widma. Efekt ten wynika z faktu, że różne długości fali światła mają również różne częstotliwości. Światło przechodząc przez pryzmat ulega załamaniu, czyli zmianie prędkości spowodowanej zmianą ośrodka. Jeśli światło pada na pryzmat pod kątem innym niż 90°, zmienia się również jego kierunek. Światło czerwone ma większą długość fali niż światło niebieskie, więc jego kąt załamania jest mniejszy, zarówno przy wejściu, jak i wyjściu z pryzmatu. Oznacza to, że ulega ono mniejszemu ugięciu. Światło wychodzące z pryzmatu jest rozproszone jak pokazano schematycznie na poniższym rysunku.
Większość spektrografów astronomicznych używa siatek dyfrakcyjnych zamiast pryzmatów. Siatki dyfrakcyjne są bardziej wydajne niż pryzmaty, które mogą pochłaniać część przechodzącego przez nie światła. Ponieważ każdy foton jest cenny, gdy próbujemy wykonać widmo ze słabego źródła, astronomowie nie lubią go marnować. Siatka dyfrakcyjna składa się z tysięcy wąskich linii naniesionych na szklaną powierzchnię. Odbija ona, a nie załamuje światło, więc żadne fotony nie są „tracone”. Odpowiedź z siatki jest również liniowa, podczas gdy pryzmat rozprasza światło niebieskie bardziej niż w czerwonej części widma. Kraty mogą również odbijać światło w zakresie fal UV, w przeciwieństwie do szklanego pryzmatu, który jest nieprzezroczysty dla UV. Powszechnym przykładem siatki dyfrakcyjnej jest płyta CD, na której otwory kodujące informacje cyfrowe działają jak krata i rozpraszają światło na kolorowe spektrum.
Credit: NASA
Dyspersja światła z siatki dyfrakcyjnej.
|
Kredyt: CSIRO
Dyfrakcja od wżerów w płycie CD.
|
Struktura spektrografu
Niżej przedstawiony schemat pokazuje kluczowe elementy nowoczesnego spektrografu szczelinowego.
Szczelina na spektrografie ogranicza światło wpadające do spektrografu tak, że działa on jak punktowe źródło światła z większego obrazu. Pozwala to astronomowi na wykonanie szeregu widm z różnych regionów rozległego źródła, takiego jak galaktyka lub konkretnej gwiazdy w polu widzenia teleskopu. Światło jest następnie kolimowane (równoległe) zanim trafi na siatkę dyfrakcyjną. Dzięki temu światło zostaje rozproszone na poszczególne długości fal, które następnie mogą być ogniskowane przez lustro kamery w detektorze, takim jak urządzenie ze sprzężeniem ładunkowym (CCD). Poprzez obracanie kraty różne części rozproszonego widma mogą być skupione na kamerze. Lampa porównawcza jest niezbędna w tym sensie, że dostarcza linii widmowych o znanej długości fali (np. sodu lub neonu) w spoczynku w odniesieniu do spektrografu, pozwalając widmo odległego źródła do kalibracji i wszelkie przesunięcia linii widmowych do pomiaru.
Rejestracja widma
Newton zarejestrował widmo światła słonecznego przez rysowanie go. Rozwój spektroskopii do zastosowań astronomicznych był częściowo spowodowany jej powiązaniem z inną rozwijającą się technologią – fotografią. Widma astronomiczne mogły być rejestrowane poprzez fotografowanie ich na szklanych płytkach. Było to o wiele lepsze podejście niż oglądanie ich przez okular i próby rysowania obrazu. Fotograficzne zapisy widm mogły być przechowywane do późniejszej analizy, kopiowane w celu dystrybucji lub publikacji, a linie widmowe mogły być mierzone w odniesieniu do linii widmowych ze stacjonarnej lampy produkującej linie widmowe o znanej długości fali. Dopiero dzięki obserwacji i sfotografowaniu widm tysięcy gwiazd astronomowie byli w stanie zaklasyfikować je do klas widmowych i w ten sposób zacząć rozumieć właściwości gwiazd. Widma fotograficzne były zazwyczaj zapisywane na szklanych płytach, a nie na kliszy fotograficznej, ponieważ płyty nie rozciągały się. Obraz widma był zwykle przedstawiany jako negatyw, tak że linie absorpcji były widoczne jako białe linie na ciemnym tle. Poniższy przykład pokazuje widmo fotograficzne standardowej gwiazdy referencyjnej, α Lyrae z Atlasu widm gwiazd z 1943 roku.
Spektroskopia fotoelektryczna pozwala na zapis informacji spektralnych w formie elektronicznej i cyfrowej, a nie na płytkach fotograficznych. Nowoczesne astronomiczne urządzenia o sprzężeniu ładunkowym lub CCD mogą osiągnąć wydajność kwantową około 90% w porównaniu z około 1% dla emulsji fotograficznych. Oznacza to, że CCD może przekształcić prawie 9 na 10 padających fotonów w użyteczną informację w porównaniu do 1 na 100 w przypadku kliszy. Używając CCD astronom może więc uzyskać użyteczne widmo znacznie szybciej niż używając kliszy fotograficznej i może również uzyskać widma z dużo słabszych źródeł. CCD ma bardziej liniową odpowiedź w czasie niż emulsje fotograficzne, które tracą czułość wraz ze wzrostem ekspozycji. Widmo zarejestrowane na CCD może być odczytane bezpośrednio na dysk komputera w celu przechowywania i analizy. Cyfrowa natura informacji pozwala na szybkie przetwarzanie i korektę dla atmosferycznego wkładu do widma. Współczesne widma są zatem zwykle wyświetlane jako wykresy intensywności względnej intensywności w funkcji długości fali, jak pokazano poniżej dla widma gwiazdy.
Spektroskopia wielowłóknowa
W ostatniej dekadzie nastąpił rozwój spektroskopii wielowłóknowej. Polega ona na wykorzystaniu włókien optycznych do przeniesienia światła z płaszczyzny ogniskowej teleskopu do spektrografu. Kluczową zaletą tej techniki jest to, że więcej niż jedno widmo może być uzyskane jednocześnie, co radykalnie poprawia wydajność czasu obserwacji w teleskopie. Wiele z technik spektroskopii wielowłóknowej zostało opracowanych w Obserwatorium Anglo-Australijskim do wykorzystania w AAT i brytyjskich teleskopach Schmidta.
Projekt 2dF zrewolucjonizował powstającą dziedzinę spektroskopii wielowłóknowej, wykorzystując skomputeryzowanego robota do precyzyjnego umieszczenia 400 pryzmatów minutowych na metalowej płytce, tak aby każdy pryzmat mógł zbierać światło z obiektu takiego jak galaktyka lub kwazar. Do każdego pryzmatu przymocowany był światłowód, który doprowadzał światło do spektrografu. Instrument 2dF znajduje się na szczycie AAT i może zbierać widma 400 obiektów jednocześnie w 2-stopniowym polu widzenia. Podczas obserwacji jednego pola, robot ustawia drugi zestaw pryzmatów na innej płycie, która może być odwrócona w ciągu kilku minut, aby rozpocząć obserwację nowego pola. Ten niesamowicie wydajny system pozwala na uzyskanie widm tysięcy obiektów w ciągu jednej nocy obserwacyjnej.
Dwa kluczowe projekty, 2dF Galaxy Redshift Survey i 2dF QSO Redshift Survey dostarczyły naukowego impulsu do budowy tego wielowłóknowego instrumentu. Badania te dostarczyły dokładnych danych o ponad 250 000 galaktyk i 25 000 kwazarów, które okazały się ogromnym dobrodziejstwem dla kosmologów badających formowanie się i wielkoskalową strukturę Wszechświata.
Australijscy astronomowie i inżynierowie nadal projektują, rozwijają i budują nowe urządzenia wielowłóknowe dla najnowszej generacji teleskopów klasy 8-10 m za oceanem. Australijskie konsorcjum z AAO, ANU i UNSW zbudowało właśnie OzPoz, spektrograf wielowłóknowy dla VLT ESO w Chile. Rozwija on techniki stosowane w 2dF i obecnie pozwala na jednoczesne zebranie 132 widm. Przyszłe instrumenty takie jak Echidna i AAOmega są obecnie w fazie rozwoju.
Spektroskopia w innych pasmach falowych
Spektroskopia nie jest tylko narzędziem astronomów optycznych. Może być przeprowadzana we wszystkich zakresach fal, z których każdy dostarcza nowego spojrzenia na strukturę i właściwości obiektów niebieskich.
Spekroskopia w podczerwieni pozwala astronomom badać regiony narodzin gwiazd zasłonięte dla astronomii optycznej przez zimne obłoki pyłu i gazu. Australia jest aktywnie zaangażowana w astronomię podczerwoną i zbudowała spektrografy podczerwone, takie jak IRIS 2 dla AAT i 2,3-metrowy teleskop ANU w Siding Spring. Szkoła Badawcza Astronomii i Astrofizyki na górze Stromlo w Canberze budowała spektrograf bliskiej podczerwieni (NIFS) dla 8,1-metrowego teleskopu Gemini North na Hawajach, gdy na początku 2003 roku pożar zniszczył większość urządzeń na górze. Spektroskopia wysokoenergetyczna w zakresie promieniowania X i γ jest trudniejsza, ponieważ instrumenty muszą wytrzymać rygorystyczne warunki startu rakiety i surowe środowisko kosmiczne. Ponieważ fotony wysokoenergetyczne mają znacznie krótsze fale, tradycyjne konstrukcje optyczne spektrografów nie są odpowiednie lub nie mogą być zaadaptowane. Rozdzielczość spektrografów wysokoenergetycznych nie dorównuje obecnie optycznym, ale dzięki nim możemy lepiej zrozumieć gwałtowne, energetyczne obiekty i wydarzenia we Wszechświecie.
Radioastronomowie również uzyskują informacje spektralne ze swoich obserwacji. Odbiorniki stosowane w radioteleskopach mogą odbierać tysiące pasm w danym regionie pasma radiowego, tak jak można by to uzyskać przesuwając tarczę radiową przez kilka stacji i mierząc natężenie odbieranego sygnału. Informacje te skutecznie dostarczają szczegółów o różnych przejściach emitowanych przez materię. Dane widma radiowego mogą dostarczyć szczegółów na temat częstotliwości i prędkości. Mogą również dostarczać informacji o polaryzacji sygnału, informacji normalnie niedostępnych w widmach widzialnych. Udoskonalenia w odbiornikach i detektorach pozwalają obecnie astronomom na rutynowe obserwacje przy długościach fal rzędu mm, gdzie występuje bogactwo linii widmowych pochodzących od molekuł w przestrzeni. Cząsteczki takie jak kwas octowy i formaldehyd zostały odkryte w obłokach międzygwiazdowych, a poszukiwania sygnatur aminokwasów takich jak glicyna trwają. Informacje na ich temat okażą się istotne dla astrobiologów i astrochemików.