Original at: http://fuse.pha.jhu.edu/~wpb/spectroscopy/measure.html
Cum se masoară un spectru
Lumină defragmentată într-un spectru: dispersie şi difracţie
Fiecare manual de astronomie pe care o să luați vreodată va conţine o frază despre efectul procesului de spargere a luminii într-un spectru care este "ca lumina alba ce trece printr-o prismă". Acest proces, numit dispersie, decurge din faptul că diferite culori (sau lungimi de undă) de lumină se îndoaie cu sume diferite, deoarece acestea trec, să zicem, de la un mediu cu densitate joasă (cum ar fi aer) într-un mediu de densitate mai mare (cum ar fi o prismă de sticlă). Prin urmare, un fascicul îngust de lumină "albă" se va întinge într-un curcubeu. Voila, iată un spectru!
Culorile "curcubeului" cunoscute de lumină vizibilă corespund diferitor lungimi de unde a luminii. Aici ele sunt indicate pe o scara nanometrică. Lungimile de unde se primesc succesiv mai mari cînd se mută de la stânga la dreapta.
Dar astfel de spectru, deşi foarte drăguţ, este foarte puţin util pentru astronomi. Acest tip de spectru nu transmite informaţii detaliate fizice de care avem nevoie pentru a face o analiză ştiinţifică. Şi ca o chestiune practică, unele tipuri de lumină (cum ar fi, de exemplu, lumina ultravioletă) nu trec printr-o prismă de sticlă, ci mai degrabă sunt absorbite! Este greu de măsurat un spectru atunci când lumina este absorbită!
În practică, majoritatea spectrografelor în astronomie, inclusiv și cele care operează în partea optică a spectrului de frecvenţe, utilizează metode cu totul diferite pentru a crea un spectru din lumina primită de la telescop – așa numitul procesul de difracţie. Acest proces depinde de proprietăţile undei de lumina, și folosește o componenta numita grilă de difracție pentru a separa lumina în lungimi de unde care o compun. O grilă de difracţie constă dintr-un substrat (adesea făcut din sticlă, dar din oţel inoxidabil, plastic, sau alte materiale ce sunt folosite uneori) pe care fiecare linie gravată este restrictiv distanţiată. Cum adică restrictiv distanţată? Ei bine, o grilă de difracţie tipică utilizată în astronomie optică poate fi oriunde alcătuită din câteva sute pînă la peste o mie de linii gravate pe un milimetru! Un fizician celebru de la Universitatea Johns Hopkins, Henry A. Rowland, a fost prima persoană care a făcut grătare de difracție de înaltă calitate pentru utilizarea în știință.
Cum o astfel de grilă sparge o rază de lumină în lungimi de unde componente? [Trebuie de determinat. Sper să adăugăm aceste informații curând! Dar cele mai multe introduceri în manuale de fizica dau o descriere a acestui proces. Deci, până când am ajunge pînă la aceasta, utilizați biblioteca!]
Spectroscopuri şi spectrografe
Un grila de difractie însuși este într-adevăr nu mai bun decât o prismă pentru crearea unui spectru astronomic. Grila trebuie să fie construit într-un dispozitiv numit spectroscop sau spectrograf pentru. Acestea sunt efectiv în mod egal cu excepţia faptului că un spectroscop este pur şi simplu folosit pentru inspecţia vizuală (care produce ochiul Dvs., care și este detectorul), în timp ce un spectrograf include unele mijloace (filme fotografice sau un detector electronic) de înregistrare a spectrului pentru analiză. În astronomie profesională de azi nu mai este nevoie atît de des de un spectroscop (de aceea că există foarte puţine lucruri observaţionale care puteți să faceți cu ochiul liber, cu posibila excepţie cînd te holbezi la un monitor de calculator ziua întreagă!).
Ok, deci ce este un spectrograf? În forma sa cea mai simplă, este o cutie impermeabilă pentru lumină cu o mică intrare (de multe ori îngust dreptunghiular sau reglabil) pentru a permite intrarea luminii, ca grila să spargă lumina în componentele sale, precum şi un "detector" de un anumit tip pus unghiul drept şi distanţiat de la grila de înregistrare a spectrului de lungimea a undă în care sunt interesați. Telescoape sunt folosite pentru a aduna lumina slabă de la obiecte îndepărtate, şi spectrografe sunt plasate în centrul telescopului pentru a analiza lumina.
Detectarea şi de înregistrarea spectrului
Un detector este pur şi simplu un dispozitiv care simte şi măsoară lumina primită.Într-un spectrograf, detectorul trebuie să îndeplinească această sarcină într-o gamă de lungimi de unde, măsurînd schimbarea cantităţii de lumină cu trecerea de la o alta. Într-un spectroscop optic, detectorul este ochiul tău, care simte culori diferite şi prezenţa unor linii de absorbţie întunecate sau linii luminoase de emisie în spectrul de frecvenţe a sursei vizualizate. Într-un spectrograf, unele alt dispozitiv este utilizat pentru a percepe lumina.
Timp de mulţi ani detector primar utilizat în spectrografe a fost o placă fotografică (practic film, deşi emulsii speciale astronomice ce se plasau pe plăci de sticlă au fost folosite pentru sensibilitate si stabilitate mai mare). Adesea spectrele înregistrate în acest fel au fost apoi trasate cu un dispozitiv numit (sunteți pregatiți pentru asta?) - microdensitometer. Acest dispozitiv trebuia să strălucască cu fascicule stabile și înguste înguste de lumină prin placă fotografică cu un tub fotomultiplicator sensibil la lumină. Cînd placa a fost urcată de-a lungul lungimii spectrului, tubul fotomultiplicator trebuia să măsoare şi să înregistreze cantitatea de lumină a fiecărei lungimi a undelor. Rezultat urmărit ar fi în esenţă un grafic de intensitate a luminii ca și poziţia pe placă fotografică (sau în funcţie de lungime de undă în cazul unui spectru).Această reprezentare grafică a unui spectru este ceea ce astronomii văd cea mai multă utilitate în munca lor.
Această imagine arată un detector electronic numit dispozitiv de încărcare cuplat, sau CCD (eng. charge-coupled device). Dreptunghiul mic central conţine o gamă strâns ambalată de 320 pe 512 diode senzorice, fiecare dintre care înregistrează individual luminozitatea luminii şi trimite informaţii către un computer. Imaginaţi-vă plasarea acestui dispozitiv la punctul focusării unui telescop mare! Aceasta permite astronomilor sa "vadă" obiecte de milioane de ori mai slab illuminate decât cu ochiul liber! (Faceți click pe imaginea pentru a vedea o versiune mai mare. Fotografia datorită Observatorului Astrofizic Smithsonian).
De-a lungul ultimilor 20 de ani sau cam așa ceva chiar înregistrarea fotografică a spectrelor a devenit aproape un lucru din trecut. Înregistrarea electronică a spectrelor este mai sensibilă, mai cantitativă, mai bine detectă lumina, si acesta înregistează spectrul direct într-un format digital care poate fi apoi văzut pe un calculator (acolo? Unde și se produce analiză reală). Detector utilizat cel mai frecvent în astronomie azi este numit dispozitiv de încăracre cuplată, sau CCD (eng. charge-coupled device). Acest aparat este în esenţă format de o serie de dioduri mici, sensibili la lumină şi, de asemenea, frecvent utilizate în prezent în camerele video şi aparate de fotografiat digitale. CCD-uri astronomici, cu toate acestea, sunt adesea optimizate pentru a oferi cea mai buna performanță la un niveluri luminii slabe, în multe cazuri, înregistrînd sosirea fotonilor individuali de lumina din surse îndepărtate din Univers!
Rezolvarea problemei: putere versus acoperire spectrală
De fiecare dată când un astronom se duce la un telescop pentru a obţine spectre, el / ea trebuie să răspundă la câteva întrebări despre obiectivele necesare pentru cercetarea lor. De exemplu, ei trebuie să ştie exact ce linii spectrale trebuie să fie analizate, şi, prin urmare, cât de multă acoperire spectrală este necesar. Reprezintă toate liniile din partea roşie a spectrulu interes, sau e necesară o acoperire completă spectrală de la albastru pînă la roşu? Cealaltă întrebare de bază este cât de multă putere a rezolvării este nevoie (practic, cât de mult este nevoie de lumină pentru extindere ca să vedem detaliile spectrulului)?
Această ultimă întrebare implică mai multe considerente. Există oare linii spectrale necesare ce sunt apropiate în lungime de undă? Dacă este aşa, trebuie să utilizăm dispersie suficient de mare pentru a permite liniilor că să fie separate, altfel linii vor fi amestecate, încât ele nu o să poată fi măsurate individual.
Un alt considerent ar putea fi dacă este necesar măsurarea vitezei. Dacă e așa, ceea cîtă precizie enecesar pentru măsurarea deplasării de la roşu spre albastru dintre liniile din spectrul? De exemplu, să spunem că vrem să masurăm vitezele extinderii a unei nebuloase planetare, care au, de obicei, o viteză aproximativ de 10 kilometri pe secundă, folosind linii în partea roşie al spectrului optic (aproximativ 6500 angstromi). Ecuaţia pentru schimburi lui Doppler spun că e de dorit să vă asiguraţi că spectrograful Dvs. poate face măsurări cu o precizie de cel puţin 0,2 angstromi.
O dificultate, uneori, apare atunci când e necesară atât dispersie spectrală mare cît şi o acoperire largă a lungimii de undă. Pentru un detector de dimensiune fixă, cu cît mult se raspandește lumina (dispersie e mai mare), cu atît mai puţine lungimi de unde vor cădea pe detector (acoperire spectrală mai mică). În cazurile în care e necesară atât acoperirea cât și dispersie ridicată, se folosește un spectrograf special numit spectrograf echelle. Acest dispozitiv conţine două grile de difracție în loc de una, o dispersie mare a grilei pentru a primi rezoluția spectrală dorită, şi o grilă cu dispersie mai mică care raspîndește spectrul total afară într-o serie de spectre in miniatură, fiecare acoperind doar o parte a gamei spectrale dorite. În timp ce aceste spectrografe nu sunt potrivite pentru fiecare investigare, ele fac posibil în anumite cazuri observaţia, pentru care aș fi necesar muncă de 50 sau mai multe de observaţii cu un spectrograf obișnuit!
Click aici pentru a merge la sectiunea urmatoare.
Bill Blair ([email protected])