Астронет > Спектральные приборы

Астронет: В. Г. Курт, "Физика Космоса", 1986 Спектральные приборы
http://variable-stars.ru/db/msg/1188693

Спектральные приборы

- оптич. инструменты, предназначенные для изучения зависимости интенсивности I излучения лабораторных или небесных источников света от длины волны $\lambda$ или частоты $\nu$ . С.п. используются и при исследованиях в др. диапазонах эл.-магн. излучения, напр. в радиодиапазоне, в рентгеновском и гамма-диапазонах, однако в этих диапазонах длин волн часто используются др. принципы построения аппаратуры, анализирующей зависимость $I(\lambda)$ или $I(\nu)$ .

Классич. С.п. содержат диспергирующие элементы, осуществляющие разделение падающего излучения по направлениям в зависимости от длины волны: дисперсионные элементы (призмы различных типов), дифракционные элементы (плоские или вогнутые дифракционные решетки, прозрачные или отражающие), интерференционные элементы (полупрозрачные отражающие пластины).

Впервые оптический спектр Солнца был получен И. Ньютоном при помощи призмы (1704 г.). Англ. ученый У. Болластон (1802 г.) и нем. ученый Й. Фраунгофер (1814 г.) обнаружили в спектре Солнца линии поглощения и исследовали их. Связь спектра с хим. составом излучающего или поглощающего вещества была экспериментально доказана нем. учеными Г. Кирхгофом и Р. Бунзеном (1859 г.), ими же был создан первый спектроскоп, осн. элементы к-рого (коллиматор, входная щель, диспергирующий элемент и камера) применяются и в настоящее время (рис. 1). Интерференционные диспергирующие элементы были введены в практику физ. лабораторий франц. физиками Ш. Фабри и А. Перо (1894 г.) и амер. физиком А. Майкельсоном (1907 г.). Дифракционные диспергирующие элементы впервые были описаны Й. Фраунгофером (прозрачная дифракционная решетка) и амер. физиком Г. Роуландом. В 1882 г. Роуланд изобрел и изготовил вогнутую отражающую дифракц. решетку, являющуюся по сегодняшнийдень основным и самым распространенным диспергирующим элементом.

Рис. 1. Схема классического спектрального прибора
(спектрографа или спектрометра): S - входная щель
прибора; L₁ и L₂ - объективы коллиматора и камеры
(линзовые, зеркальные или зеркально-линзовые);
D - диспергигующее устройство (призма или
дифракционная решетка); Sp - спектр, регистрация
к-рого может производится последовательно или
параллельно; $\lambda_1, \;\lambda_2, \;\lambda_3$ - положения
резкого изображения входной щели для
определенных длин волн.

Осн. параметрами классич. С.п. явл. угловая и линейная дисперсия ( $d\lambda/d\varphi$ и $d\lambda/dl$ ), разрешающая способность $R=\lambda/\delta\lambda$ , где $\delta\lambda$ - минимальная обнаруживаемая разница длин волн (согласно критерию Рэлея, значение $\delta\lambda$ - разрешение - определяется из условия, что минимум интенсивности спектральной линии совпадает с максимумом соседней линии в предположении, что обе линии имеют профиль, определяемый дифракцией). К важным параметрам С.п. относятся также макс. светосила, или апертура, и область свободной дисперсии, внутри к-рой не происходит наложения соседних порядков спектральных линий. Последний параметр ограничивает, очевидно, возможности дифракц. и интерференц. приборов. В хависимости от решаемой научной задачи при конструировании С.п. производится оптимизация тех или иных его параметров. Напр., высокая разрешающая способность (вплоть до 10⁶ и более) характерна для интерферометра Фабри-Перо, но у него малы область свободной дисперсии (0,1-0,01 $\AA$ ) и угловая апертура (10^-5-10^-6 ср).

Осн. современным С.п. для астрономич. исследований с большими оптич. телескопами явл. дифракционный спектрометр с плоской или вогнутой решеткой и фотоэлектрич. регистрацией спектра. Разрешающая способность такого прибора теоретически равна полному числу штрихов решетки (10⁴-10⁵), что соответствует в видимой области спектра разрешению 0,1-1 $\AA$ . Для ярких звезд и планет разрешение достигает 0,01 $\AA$ . В качестве детекторов в астрономич. спектрометрах применяют малошумящие фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электронно-оптические преобразователи света (ЭОП), телевизионные трубки разных типов (напр., видикон, диджикон), а в последнее время - многоэлементные приборы с зарядовой связью (ПЗС), обеспечивающие параллельную регистрацию всего оптич. спектра в 512, 1024 и даже 2048 спектральных каналах. С помощью крупнейших телескопов получены щелевые высококачественные спектрограммы многих тысяч слабых объектов со звездной величиной вплоть до 18^m и разрешением $$\approx 5-10$ \AA$ .

Для массовых спектральных обзоровприменяются объективные призмы с углом 1-3^o или дифракц. решетки, устанавливаемые перед зеркалом или объективом, обеспечивающие получение на одном фотоснимке области неба (размером до $10^\circ\times 10^\circ$ ) одновременно тысячи спектров с разрешением $$\approx $100 \AA$ . На крупнейших телескопах с той же цельюв сходящемся световом пучке перед фотопластинкой помещают комбинацию прозрачной дифракционной решетки и призмы.

Для детальных исследований профилей отдельных линий, гл. обр. эмиссионных туманностей, солнечной короны, свечения ночного неба и полярных сияний, широко применяются интерферометры Фабри-Перо, позволяющие получить разрешение до 0,03 $\AA$ .

В солнечных исследованиях применяются спектрометры и спектрографы с плоскими дифракц. решетками и разрешеющей способностью, достигающей 10⁶. Солнечные спектрографы позволяют также получать монохроматич. изображения диска Солнца или его участков в избранных линиях поглощения или излучения (спектрогелиограф). Одной из модификаций солнечного спектрографа или спектрометра явл. магнитометр или магнитограф, предназначенный для регистрации магн. полей на Солнце. Получили распространение несферические вогнутые решетки, гл. обр. тороидальной формы, а также голографич. решетки с синусоидальным профилем штриха, большой плотностью штрихов (до 5000 штрихов/мм) и высокой светосилой (до 1:2).

Рис. 2. Схема фурье-спектрометра (на примере
интерферометре Майкельсона): S - входная
апертура; L₁ и L₂ - объективы коллиматора
и камеры; T - светоделительное устройство
(полупрозрачное зеркало); M₁ и M₂ -
отражающие зеркала, причем зеркало M₂
перемещается в пределах от $-\Delta_{max}$ до $+\Delta_{max}$ ;
D - детектор. ЭВМ производит вычисление
спектра в функции частоты $I_\nu$ по данным
измерений интерферограммы $\Phi(\Delta/c)$ .

Использование метода селективной модуляции света привело к появлению спектральных приборов нового типа: фурье-спектрометра и СИСАМа (спектрометра с интерференционной селестивной амплитудной модуляцией светового потока). Классич. примером фурье-спектрометра явл. интерферометр Майкельсона (рис. 2), в к-ром регистрируется интерферограмма $\Phi(\Delta/c)$ , где $\Delta$ - разность хода между двумя пучками, изменяемая в пределах от $-\Delta_{max}$ до $+\Delta_{max}$ , c - скорость света. Искомый спекр как функцию длины волны или частоты света находят в результате обработки интерферограммы при помощи ЭВМ.

Разрешающая способность (теоретическая) фурье-спектрометра равна: $R_{теор}=\Delta_{max}/\lambda$ , а максимальная допустимая апертура, при к-рой не ухудшается разрешение, $\Omega=2\pi/R_{теор}$ ср.

фурье-спектрометр такого типа оптимален для исследования ближней ИК-области спектра. В диапазоне 3-30 мкм с таким прибором в планетных исследованиях достигнута спектральная разрешающая способность ~10⁶, что соответствует $$\delta\lambda$=0,03 \AA$ .

Селективная модуляция света используется также в СИСАМе, в к-ром плоские зеркала интерферометра Майкельсона заменены на плоские наклонные дифракц. решетки. Разрешающая способность СИСАМа всего в 1,5 раза выше, чем у обычного дифракц. спектрометра, однако его светосила примерно в 60 раз превосходит светосилу дифракц. спектрометра классич. типа.

В лабораторных исследованиях находят применение и др. типы С.п.: растровые спектрометры Жирара, поляризационные фурье-спектрометры, где вместо полупрозрачной светоделительной пластинки используется двупреломляющий кристалл.

В исследованиях УФ-области спектра применяют спектрометры с плоскими и вогнутыми дифракц. решетками при нормальном падении лучей. В коротковолновой части УФ-диапазона применяют спектрометры косого падения. В области мягкого рентг. излучения (длины волн $1-10 \AA$ ) широко применяются кристаллические спектрометры Брэгга, использующие эффект дифракции рентг. лучей на объемной кристаллич. решетке.

Лит.:
Зайдель А.Н., Основы спектрального анализа, М., 1965; Пейсахсон И.В., Оптика спектральных приборов, 2 изд., Л., 1975; Тарасов К.И., Спектральные приборы, 2 изд., Л., 1977.

(В.Г. Курт)

В. Г. Курт, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru