Jak zmierzyć widmo


Original: http://violet.pha.jhu.edu/~wpb/spectroscopy/measure.html

Przełamując światło na widmo: Rozpraszanie i dyfrakcja

 
Prawie każdy podręcznik astronomii będzie kiedykolwiek odebrać będzie zawierać frazę o tym, że proces łamania światła się w widmo “jak przekazywanie światła białego przez pryzmat.” Proces ten, zwany dyspersja, wynika, że różne kolory (lub długości fali) światła zakrętu według różnych kwot, które przechodzą od, powiedzmy, średnio o niskiej gęstości (jak powietrze) do wyższej średniej gęstości (jak szkła w pryzmacie). Stąd wąski strumień światła “białego” będą się rozłożyć w tęczy. Voila, widmo!

Kolory znajomy ” tęczy ” światła widzialnego odpowiadają różnych długości fal światła, tutaj pokazane w skali nanometrów . Długości fal dostać kolejno większe , gdy przesuwamy się od lewej do prawej.

Ale takiewidmo , choć bardzo ładna, jest bardzo mało przydatne dla astronomów . Ten rodzaj widma nie przekazuje szczegółowych informacji , że fizyczne wymagają robić naukę . A z praktycznego punktu widzenia , niektóre rodzaje światła (np. promieniowania ultrafioletowego , na przykład) nie przechodzą przez szklany pryzmat , ale raczej są wchłaniane ! Jest to trudne do pomiaru widma kiedy światło zostaje pochłonięta !

W praktyce większość Spektrografy w astronomii , w tym te, które działają w optycznej części widma , używać zupełnie inną metodę tworzenia widmo z przychodzącego światła z teleskopu – proces dyfrakcji . Proces ten zależy od falową o świetle i wykorzystuje komponent o nazwiesiatkę dyfrakcyjną rzeczywiście oddzielić światło do jego długości fal składowych. Siatkę dyfrakcyjną składa się z podłoża ( często wykonane ze szkła , ale ze stali nierdzewnej , tworzyw sztucznych, lub inne materiały są czasami używane ) , na którym są wyryte bardzo wąsko rozstawione linie. Jak wąsko rozstawione ? Cóż,typowe siatkę dyfrakcyjną stosowane w astronomii optycznej może mieć wszędzie od kilkuset do ponad tysiąca linii wyrytych na milimetr ! Słynny fizyk z Uniwersytetu Johnsa Hopkinsa Henry A. Rowland , był pierwszą osobą, do siatek dyfrakcyjnych o wysokiej jakości do użytku w scinece .

Jak takiekraty złamać wiązkę światła do jego długości fal składowych ? [ TBD . Nadzieja, aby dodać to wkrótce! Ale najbardziej Intro podręczniki fizyki podać opis tego procesu . Więc dopóki ja go ominąć , korzystać z biblioteki ! ]

Spektroskopijne i Spektrografy
Siatkę dyfrakcyjną sama w sobie jest naprawdę nie lepiej niż pryzmat tworzenia astronomiczną spektrum . Siatka musi być wbudowany w urządzenie zwaneSpektroskop lub spektrograf , aby to zrobić . Są skutecznesamo inną spektroskopjest po prostu używany do kontroli wizualnej ( czyli oka jestdetektor ) , aspektrografu zawiera pewne elementy ( błonę fotograficzną lubelektroniczny detektor ) do rejestrowania widma do analizy . W profesjonalnej astronomii w dzisiejszych czasach jest bardzo mało potrzeba spektroskopie (tak, jak jest bardzo mało, inne prace obserwacyjne faktycznie zrobić gołym okiem , z możliwym wyjątkiem patrząc na monitorze komputera przez cały dzień ! ) .

Ok , więc to, co jestspektrograf ? W najprostszej formie , jestszczelny light box z małym (często wąskiej prostokątnej lub regulowany ) otwarcie niech światło ,kraty złamać światła do jej elementów oraz” Detektor ” jakiegoś umieszczone naprawidłowe kąt i odległość od kraty do nagrywania widmo długości fali zainteresowania. Teleskopy są wykorzystywane do gromadzenia się słabe światło z odległych obiektów , a Spektrografy są umieszczone w ognisku teleskopu do analizy światła.

Wykrywanie i nagrywanie Spectra
Detektor jest po prostuurządzenie, które wykrywa i środkidopływu światła . W spektrografu ,detektor ma wykonać to zadanie w szerokim zakresie długości fal , pomiar ilości światła , która przechodzi od długości fali dla długości fali . W optycznym spektroskopie , detektor jest twoje oko , które wykrywa różne kolory i obecność ciemnych linii absorpcyjnych lub jasne linie emisyjne w widmie źródła są sprawdzane . W spektrografu , inne urządzenie jest używane do wykrywania światła .

Przez wiele latgłównym detektor stosowany w spektrografów byłokliszy fotograficznej ( w zasadzie film , chociaż specjalne astronomiczne emulsje umieszczone na szklanych płytkach stosowano większą czułość i stabilność ) . Często widma zapisane w ten sposób zostały następnie prześledzić za pomocą urządzenia o nazwie( jesteś na to gotowy ? ) Microdensitometer . Urządzenie to będzie świecić stały , wąską wiązkę światła przez kliszy fotograficznej do światłoczułego fotopowielacza . Ponieważpłyta została wzmocniona na długości widma ,fotopowielacz będzie mierzyć i rejestrować ilość światła na każdej długości fali . Otrzymaną śledzenie byłaby zasadniczowykres natężenia światła w funkcji położenia na płycie fotograficznej ( lub w funkcji długości fali , w przypadku widma ) . To graficzne przedstawienie widma , co astronomowie znaleźć najbardziej przydatne w wykonują swoją pracę .

Ten obraz pokazuje, elektroniczny detektor nazwiesprzężeniem ładunkowym lub CCD . Małych central prostokąt zawiera ściśle zapakowane tablicę 320 na 512 diod wykrywania obiektów , z których każdy oddzielnie rejestrować jasność światła i wysłać informacje do komputera . Wyobraź sobie, umieszczenie tego urządzenia w ognisku dużego teleskopu ! To pozwala astronomom “widzieć” obiekty miliony razy słabsze niż gołym okiem ! ( Kliknij na zdjęcie , aby zobaczyć większą wersję . Zdjęcie dzięki uprzejmości Smithsonian Astrophysical Observatory ).

 

W ciągu ostatnich 20 lat lub nawet fotograficzny zapis widm niemal stać sięprzeszłością . Elektroniczna rejestracja widm jest najbardziej wrażliwa , ilościowe, sposobem wykrywania światła , i robi się widmo bezpośrednio do postaci cyfrowej , które mogą być obsługiwane na komputerze ( gdzieprawdziwa praca ) . Detektor stosowany najczęściej w astronomii te dni nazywa się urządzenie, powiązanego z akumulatora, czyli CCD. Urządzenie to jest w zasadzieszereg maleńkich diod światłoczułych , a także jest obecnie powszechnie stosowany w kamerach wideo i cyfrowe aparaty fotograficzne . Astronomiczne CCD , jednak często są manipulowane się zapewnić najlepszą wydajność na słabych poziomach oświetlenia , w wielu przypadkach zapis przybycia poszczególnych fotonów światła z odległych źródeł we Wszechświecie !

Rozwiązywanie Pokrycie energii versus Spectral
Za każdym razem,astronom idzie do teleskopu do uzyskania widm , on / ona ma odpowiedzieć na kilka pytań na temat celów potrzebnych do ich dochodzenia. Na przykład , trzeba dokładnie wiedzieć, jakie linie widmowe powinny być przestrzegane, a tym samym , jak bardzo spectral zasięg jest konieczne. Czy wszystkie linie interesów w czerwonej części widma , czy jest pełny zakres widmowy odblue przez czerwono potrzebne? Inne podstawowe pytanie jest , ile zdolność rozdzielcza jest potrzebne ( w zasadzie , to ileświatła trzeba rozłożyć , aby pokazać szczegóły w widmie ) ?

To ostatnie pytanie dotyczy kilku zagadnień . Czy linie widmowe atrakcji , które są blisko siebie w długości fali ? Jeśli tak , to zużywa się wystarczająco wysoki , aby umożliwić rozpraszanie linie powinny być oddzielone , w przeciwnym razie będzie się linie mieszane ze sobą tak, że nie mogą one być wykonywane indywidualnie .

Innym czynnikiem może być to, czy ktoś jest wykonywanie pomiarów prędkości . Jeśli tak, to, co potrzebne jest precyzyjne do pomiaru przesunięcia ku czerwieni lub blueshifts linii w widmie ? Na przykład , powiedzmy, że chcesz mierzyć prędkości ekspansji mgławicy planetarnej , które są zazwyczaj o 10 kilometrów na sekundę , z wykorzystaniem linii w czerwonej części widma optycznego (około 6500 Angstremy ) . Równanie przesunięć dopplerowskich mówi , co chcesz , aby upewnić się, że spektrograf może dokonywać pomiarów z dokładnością do co najmniej 0,2 Angstroms .

Trudność pojawia się , gdyczasem Projekt pragnie zarówno wysoką dyspersję widma szeroki zasięg i długość fali . Dla detektora o stałej wielkości , tym bardziej rozprzestrzenia out światła ( większa dyspersja )mniejszyzakres długości fal , które spadnie na detektorze ( mniejsze spectral pokrycia) . W przypadkach, w których zarówno widmowy zakres widmowy i wysokiej dyspersji potrzebne sąspecjalne spektrografu nazywanespektrografu echelle mogą być stosowane . Urządzenie zawiera dwa diffration kraty zamiast jednego wysokiego kraty dyspersji , aby zapewnić pożądany rozdzielczości widmowej i mniejszy kraty dyspersji , który rozprzestrzenia się na ogólną spektrum się do tablicy miniaturowych widm , każde obejmujące tylko część żądanej zakresie widma . Chociaż te Spektrografy nie są odpowiednie dla każdej obserwacji , ponieważ pozwalają w pewnych przypadkach na jednej obserwacji do pracy z 50 lub więcej uwagi ze zwykłym spektrografu !