Spektrográf elvi felépítése
A: távcső • Itt lencse, de általában komplex tükörrendszer • Kis kromatikus aberráció fontos • Leképezés a fókuszsíkban: sugarak itt metszik egymást
B: maszk • Fókuszsíkba kerül (kamera helyére) • Kiválasztja az objektumot, amiről a spektrum készül
Ø maszk • •
Objektívprizma A látómező összes objektuma „elkenődik”
• •
Kis spektrális felbontás Objektumok egymásra lógnak
•
Speciális objektumok keresésére (pl. kvazárok)
Rés • A kiválasztott objektum előtt keskeny rés (slit)
• A rés szélessége megszabja a maximális spektrális felbontást • Túl széles rés: az objektum különböző részéről származó spektrumok egymásba lógnának
Hosszú réses spektroszkópia • Nagy látszólagos objektumok esetében: közeli galaxisok • A rés az objektum tengelyére kerül • Long-slit • Létre jövő kép: x -- λ
Többréses spektrográf • Ha nagy a fókuszsík: spektrum egyszerre több objektumról • Multi-slit • A réseket az objektumok fölé kell pozícionálni ESO VIMOS
Üvegszálas spektrográf • A maszk egy kis átmérőjű furat, amiben üvegszál végződik • A fény a szálakon át jut a spektrográfba • Sok szál (100-500) • A szálak a spektrográfban egyenes mentén sorban végződnek • Innentől a felépítés azonos a hosszú réses esettel
Optikai szálak befűzése
C: kollimátor • A fókuszsíkon áthaladó, széttartó sugarakat párhuzamosítja
D: diszperziós elem • Hullámhossztól függő szögben töri meg a fénysugarakat • Az azonos hullámhosszú sugarak párhuzamosak maradnak • A sugarak eltérülése a résre merőleges!
Prizma (prism) • Kis diszperzió • Nem lineáris • Drága gyártani (térfogatban kell minőségi anyagot gyártani)
Diffrakciós rács (grating) • Lineáris diszperzió • UV-ban is működik (ahol az üveg már nem átlátszó) • Nagy méretű spektrográf • Elhajlás több rendben, nehéz szétválogatni d sin θm = m λ
Blazing (bemetszés) • A visszaverő felület szöget zár be a rács síkjával • Egyes hullámhosszak környezetében erősebb visszaverődés • Ki lehet emelni egy adott rendet
Échelle spektrográf • échelle = létra • Két rács egymás után • Egymásra merőleges eltérítés • Maszk csak furat lehet! • A második rács az egyes λ tartományokat tovább bontja • Nagyon nagy felbontás
Keck HIRES
Grism (prács?) • Prizma és rács kombinációja • Egy adott hullámhosszon nincsen eltérítés • Kis méret • Elég nagy diszperzió • Drága
E: kamera • A párhuzamos sugarakat a detektorra fókuszálja • A különböző hullámhosszak más pozícióba képződnek le
F: detektor • Fotólemez – Nagyon nehezen kalibrálható – Vöröseltolódás mérésre jó, fluxusra nem
• Fotoméretek – Csak egyetlen „pixel” – Mozgatni kell a detektort vagy a diszperziós tagot – Lassú mérés, hosszú integrálási idő
CCD mátrixok • A spektrográf végeredményben egy képet alkot • Ezt egy mátrixszal lehet rögzíteni
Jól kalibrálható Lineáris Nem kell mozgatni Nagy felbontás Hűteni kell Erősen hullámhossz-függő érzékenység • közeli IR -> közeli UV
• • • • • •
Spektrális felbontás • λ tartományban nem lineáris a mintavételezés R = λ/Δλ • Doppler-eltolódás formulájával átírható sebességdiszperzióra σv = c Δλ/λ
Paraméterek beállítása Adott jel-zaj arányú megfigyelést szeretnénk
• Kis felbontás • Rövid integrálási idő • Kis méretű műszer
• Nagy felbontás • Hosszú integrálási idő • Nagy méretű műszek
Felbontás kiválasztása • Mik azok a spektroszkópiai jellemzők, amiket nézni akarunk? – – – –
Elég csak a spektrális típus Vöröseltolódás Vonalprofil Stb.
• Hány spektrumot akarunk – Nagy mintához rengeteg idő kell, ez korlátozza a felbontást
• R << 2000 • R ≈ 2000 • R ≈ 10-20000
kicsi közepes nagy
Galaxisspektroszkópia • Kozmológiai mérések • Galaxisevolúció • Sok százezer spektrum • Vöröseltolódás • Spektroszkópiai osztályozás • R ≈ 2000 az optimális (45 perces integrálás kell!)
CCD spektrumok redukciója • Itt is van dark és bias, mint képeknél • Flat? – Lapos spektrumú lámpa kell – Magas hőmérsékletű izzó
• Ég levonása: itt hullámhossz-függő
Spektrográf kalibrálása • λ-tartományban ívlámpával • Fluxusban? – Standard csillagokhoz – Elméleti spektrum ismert – Extinkciót meg kell becsülni
Mértékegységek • Hullámhossz: 1 Ånström = 0.1 nm = 10-10 m • Van, hogy km/s vagy frekvencia (rádiónál)
• Fluxussűrűség: [Fλ] = erg cm-2 s-1 Å [Fν] = Jy = 10-23 erg cm-2 s-1 Hz-1
2dF
2dF
6dF
VIMOS (VLT)
DEIMOS (Keck)
LAMOST = (Large Multi-Object Spectroscopic Telescope
