Australia Telescope National Facility
Como funciona um espectrógrafo?
Um espectrógrafo é um instrumento utilizado para obter e registar um espectro astronómico. O espectrógrafo divide ou dispersa a luz de um objecto nos comprimentos de onda que o compõem, para que possa ser registado e depois analisado. Estes passos são discutidos em mais detalhe abaixo.
- Dispersing Light
- Estrutura de um Espectrógrafo
- Recording a Spectrum
Dispersing Light
A luz que entra num espectrógrafo pode ser dividida ou dispersa num espectro por um de dois meios, utilizando um prisma ou uma grelha de difracção. Quando Newton dividiu a luz num espectro na década de 1660, usou um prisma de vidro. Os estudantes escolares utilizam frequentemente prismas perspex dos kits de caixas de raios para dispersar ou “dividir” a luz branca de uma lâmpada incandescente para as cores componentes do espectro. Este efeito surge devido ao facto de que os diferentes comprimentos de onda da luz também têm frequências diferentes. Ao passarem por um prisma, sofrem uma refracção, uma alteração na velocidade devido à alteração do meio. Se a luz cair incidente sobre o prisma num ângulo diferente de 90°, também mudará de direcção. A luz vermelha tem um comprimento de onda mais longo do que a luz azul, pelo que o seu ângulo de refracção é menor, tanto à entrada como à saída do prisma. Isto significa que se dobra menos. A luz que emerge do prisma é dispersa como se mostra esquematicamente no diagrama abaixo.
Os espectrógrafos mais astronómicos usam grelhas de difracção em vez de prismas. As grelhas de difracção são mais eficientes do que os prismas que podem absorver alguma da luz que passa através delas. Como cada fotão é precioso ao tentar tirar um espectro de uma fonte fraca, os astrónomos não gostam de os desperdiçar. Uma grelha de difracção tem milhares de linhas estreitas governadas sobre uma superfície de vidro. Ela reflecte, em vez de refrair a luz, para que nenhum fotão seja “perdido”. A resposta de uma grelha é também linear, enquanto um prisma dispersa a luz azul muito mais do que na parte vermelha do espectro. As grelhas podem também reflectir luz nas bandas de onda UV, ao contrário de um prisma de vidro que é opaco aos UV. Um exemplo comum de uma grelha difractiva é um CD onde os poços que codificam a informação digital actuam como uma grelha e dispersam a luz num espectro colorido.
 Crédito: NASA
Dispersão da luz de uma grelha de difracção.
|
Estrutura de um espectrógrafo
O diagrama esquemático abaixo mostra os componentes chave de um espectrógrafo moderno de fendas.
A fenda no espectrógrafo limita a luz que entra no espectrógrafo de modo a actuar como uma fonte pontual de luz a partir de uma imagem maior. Isto permite a um astrónomo tirar uma série de espectros de diferentes regiões de uma fonte alargada, como uma galáxia ou de uma estrela específica no campo de visão do telescópio. A luz é então colimada (feita em paralelo) antes de atingir uma grade de difracção. Isto dispersa a luz em comprimentos de onda componentes que podem então ser focados por um espelho de câmara num detector, tal como um dispositivo de acoplamento de carga (CCD). Ao rodar a grelha, diferentes partes do espectro disperso podem ser focadas na câmara. A lâmpada de comparação é vital na medida em que fornece linhas espectrais de comprimento de onda conhecido (por exemplo, sódio ou néon) em repouso em relação ao espectrógrafo, permitindo calibrar o espectro da fonte distante e medir qualquer deslocamento das linhas espectrais.
Gravação do espectro
Newton gravou o espectro da luz solar desenhando-o. O aumento da espectroscopia para uso astronómico deveu-se em parte à sua ligação com outra tecnologia emergente – a fotografia. Os espectros astronómicos podiam ser gravados fotografando-os em placas de vidro. Esta era uma abordagem muito superior para os ver com uma ocular e tentar desenhar a imagem. Os registos fotográficos de espectros podiam ser armazenados para análise posterior, copiados para distribuição ou publicação e as linhas espectrais podiam ser medidas em relação às linhas espectrais a partir de uma lâmpada estacionária produzindo linhas espectrais de comprimento de onda conhecido. Foi apenas observando e fotografando os espectros de milhares de estrelas que os astrónomos foram capazes de os classificar em classes espectrais e assim começar a compreender as características das estrelas. Os espectros fotográficos eram geralmente registados em placas de vidro e não em película fotográfica, uma vez que as placas não se esticariam. A imagem do espectro era normalmente apresentada como negativa, de modo que as linhas de absorção se apresentavam como linhas brancas sobre um fundo escuro. O exemplo abaixo mostra o espectro fotográfico de uma estrela de referência padrão, α Lyrae de 1943 Um Atlas de Espectros Estelares.
Espectroscopia Fotoeléctrica permite que a informação espectral seja registada electronicamente e digitalmente em vez de em placas fotográficas. Os modernos dispositivos de acoplamentos de carga astronómica ou CCDs podem atingir uma eficiência quântica de cerca de 90% em comparação com cerca de 1% para emulsões fotográficas. Isto significa que um CCD pode converter quase 9 em cada 10 fotões incidentes em informação útil em comparação com cerca de 1 em cada 100 para filme. Usando um CCD um astrónomo pode, portanto, obter um espectro útil muito mais rapidamente do que usando uma placa fotográfica e pode também obter espectros de fontes muito mais fracas. Os CCDs têm uma resposta mais linear ao longo do tempo do que as emulsões fotográficas que perdem sensibilidade com o aumento da exposição. Os espectros gravados num CCD podem ser lidos directamente para um disco de computador para armazenamento e análise. A natureza digital da informação permite o rápido processamento e correcção das contribuições atmosféricas para o espectro. Os espectros modernos são, portanto, normalmente exibidos como gráficos de intensidade relativa versus comprimento de onda, como é mostrado abaixo para um espectro estelar.
Espectroscopia Multifibra
A última década assistiu ao crescimento da espectroscopia multifibra. Isto envolve a utilização de fibras ópticas para levar a luz do plano focal do telescópio a um espectrógrafo. Uma vantagem chave desta técnica é que mais de um espectro pode ser obtido simultaneamente, melhorando dramaticamente a eficiência de observar o tempo num telescópio. Muitas das técnicas de espectroscopia multifibras foram desenvolvidas no Observatório Anglo-Australiano para utilização nos telescópios AAT e Schmidt do Reino Unido.
O projecto 2dF revolucionou o campo emergente da espectroscopia multifibra ao utilizar um robô computorizado para posicionar com precisão prismas de 400 minutos numa placa metálica, de modo a que cada prisma pudesse recolher a luz de um objecto como uma galáxia ou um quasar. Anexado a cada prisma estava uma fibra óptica que se alimentava de um espectrógrafo. O instrumento 2dF senta-se no topo do AAT e pode obter espectros de 400 objectos simultaneamente sobre um campo de visão de 2 graus. Enquanto observa um campo, o robô monta um segundo conjunto de prismas numa outra placa que pode depois ser virada em poucos minutos para começar a observar um novo campo. Este sistema incrivelmente eficiente permite a obtenção de espectros de milhares de objectos numa única noite de observação.
dois projectos chave, o 2dF Galaxy Redshift Survey e o 2dF QSO Redshift Survey deram o impulso científico para a construção deste instrumento multifibras. Estes levantamentos produziram dados precisos sobre mais de 250.000 galáxias e 25.000 quasares que provaram uma enorme vantagem para os cosmólogos que estudam a formação e estrutura em grande escala do Universo.
Astrónomos e engenheiros australianos continuam a conceber, desenvolver e construir novos dispositivos multifibras para a última geração de telescópios da classe 8-10 m no estrangeiro. Um consórcio australiano da AAO, ANU e UNSW acaba de construir o OzPoz, um espectrógrafo multifibras para o VLT da ESO no Chile. Desenvolve as técnicas utilizadas no 2dF e permite actualmente a recolha simultânea de 132 espectros. Futuros instrumentos como o Echidna e AAOmega estão actualmente em desenvolvimento.
Espectroscopia em outras bandas de onda
A espectroscopia não é apenas a ferramenta dos astrónomos ópticos. Pode ser realizada em todas as bandas de ondas, cada uma das quais fornece novos conhecimentos sobre a estrutura e características dos objectos celestes.
Espectroscopia infravermelha permite aos astrónomos estudar regiões de nascimento de estrelas obscurecidas à astronomia óptica por nuvens frias de poeira e gás. A Austrália está activamente envolvida na astronomia infravermelha e construiu espectrógrafos infravermelhos como o IRIS 2 para o AAT e o telescópio de 2,3 m da ANU na Siding Spring. A Escola de Astronomia e Astrofísica de Investigação no Monte Stromlo em Camberra estava a construir o Espectrógrafo de Campo Integral de Near IR (NIFS) para o telescópio Gemini North de 8,1 m no Hawaii quando o fogo destruiu a maior parte das instalações na montanha no início de 2003. Um NIFS substituto foi agora feito e estará em breve em uso no Gemini.
Espectroscopia de alta energia nas regiões de raios X e γ-ray é mais difícil s os instrumentos têm de suportar os rigores do lançamento de um foguetão e o ambiente agressivo do espaço. Como os fotões de alta energia têm comprimentos de onda muito mais curtos, os desenhos ópticos tradicionais para espectrógrafos não são adequados ou não podem ser adaptados. A resolução dos espectrógrafos de alta energia não pode actualmente corresponder à dos espectrógrafos ópticos, mas permite-nos obter uma maior compreensão de objectos e eventos violentos e energéticos no Universo.
Astrónomos de rádio também obtêm informação espectral a partir das suas observações. Os receptores utilizados nos radiotelescópios podem captar milhares de bandas numa determinada região da banda de rádio, tal como se poderia obter movendo um mostrador de rádio através de várias estações e medindo a intensidade do sinal recebido. Esta informação fornece efectivamente detalhes sobre as várias transições emitidas pela matéria. Os dados espectrais de rádio podem dar detalhes sobre a frequência e a velocidade. Pode também fornecer informação sobre a polarização do sinal, informação normalmente não disponível em espectros visíveis. As melhorias nos receptores e detectores permitem agora aos astrónomos observar rotineiramente em comprimentos de onda de mm, onde existe uma riqueza de linhas espectrais a partir de moléculas no espaço. Moléculas como ácido acético e formaldeído foram descobertas em nuvens interestelares e a busca continua para a assinatura de aminoácidos como a glicina. A informação sobre estes será vital para astrobiólogos e astroquímicos.