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將來自恆星的光線展開成光譜﹐並將光譜拍攝在天文底片上的光學儀器。它可用來研究天體的化學組成﹑物理性質和運動規律﹐是天體物理學的重要研究工具之一。

1 恆星攝譜儀 -簡介

恆星攝譜儀高解析度攝譜儀
恆星攝譜儀將來自恆星的光線展開成光譜,並將光譜拍攝在天文底片上的光學儀器。它可用來研究天體的化學組成、物理性質和運動規律,是天體物理學的重要研究工具之一。在平面光柵攝譜儀的光學系統圖中:狹縫置於望遠鏡焦面上。穿過狹縫的光,經准直鏡變成平行光射到光柵上。不同波長的光被光柵衍射到不同方向,經照相鏡會聚成光譜,再由焦面處的照相底片拍攝下來。選擇狹縫寬度應使它在光譜面上的像寬相當於底片解析度(約0.02毫米)。狹縫後面安置濾光片,用來隔離級次重迭的光譜。准直鏡和照相鏡大多採用反射或折、反射系統。在小型攝譜儀中,也有採用稜鏡作為色散元件的。在觀測角直徑很小的天體(如恆星)時,光譜成沿色散方向的一條線,難於分辨和測量,須藉助適當機構,使星像沿狹縫長度方向來回移動,從而將光譜展成帶狀。天體光線通常照亮狹縫中部,狹縫兩端被比較光源照亮。在天體光譜兩側拍攝出比較光譜,藉以精確測定天體譜線的波長。此外,為了測定光譜上各點的相對強度,常用發射連續光譜的光源,通過階梯減光片和相應色散系統,在底片上拍攝出一系列強度定標光譜。

恆星攝譜儀觀測的對象都比較暗弱,所以需要大口徑望遠鏡收集足夠的光,並採取各種措施提高攝譜儀的聚光能力,例如儘可能減少光學元件數目,採用多層膜技術,以提高光學透射和反射率,設計強光力照相機,使用底片敏化技術等。此外,應採用大面積閃耀(定向)光柵。目前已能刻劃出面積達400×600毫米2的大光柵。在色散度較高的光譜觀測中,狹縫寬度比星像直徑小得多,使用像切分器可將星像切成若干窄條送入攝譜儀,從而提高儀器的集光能力。

恆星攝譜儀恆星攝譜儀

攝譜儀的色散度,視天體亮度和研究目的而定。亮星可用高色散(可達1埃/毫米)作詳細研究。暗星或星系一般只能用低色散(如200埃/毫米)。高色散攝譜儀大而重,通常固定在折軸焦點位置,光學元件一般置於折軸焦點攝譜儀室內的水泥基墩上。中等或低色散攝譜儀小而輕,置於卡塞格林焦點或主焦點位置,隨望遠鏡的運轉不斷改變其空間位置。它們的結構應異常牢固,將自身的重力變形減小到最低程度。二十世紀六十年代以來,有的卡塞格林焦點攝譜儀採用中階梯光柵作為色散元件,獲得相當於折軸焦點攝譜儀的線色散。為避免長時間曝光過程中環境溫度變化的影響,攝譜儀應採取隔熱保溫措施(見折軸望遠鏡、卡塞格林望遠鏡、主焦點系統)。

現代攝譜儀還採用單級或多級像增強器或其他光電成像器件作為光譜探測器,這就成為像管攝譜儀。它能以比照片高得多的速度或色散度(每毫米幾埃甚至零點幾埃)記錄暗弱天體光譜。除有縫攝譜儀外,還經常採用無縫攝譜儀、物端稜鏡和非物端光柵來拍攝低色散恆星光譜。

2 恆星攝譜儀 -原理

恆星攝譜儀圖1:恆星攝譜儀

圖1為一種平面光柵攝譜儀的光學系統:狹縫置於望遠鏡焦面上。穿過狹縫的光,經准直鏡變成平行光射到光柵上。不同波長的光被光柵衍射到不同方向,經照相鏡會聚成光譜,再由焦面處的照相底片拍攝下來。選擇狹縫寬度應使它在光譜面上的像寬相當於底片解析度(約0.02毫米)。狹縫後面安置濾光片,用來隔離級次重疊的光譜。准直鏡和照相鏡大多採用反射或折、反射系統。在小型攝譜儀中,也有採用稜鏡作為色散元件的。在觀測角直徑很小的天體(如恆星)時,光譜成沿色散方向的一條線,難於分辨和測量,須藉助適當機構,使星像沿狹縫長度方向來回移動,從而將光譜展成帶狀。天體光線通常照亮狹縫中部,狹縫兩端被比較光源照亮。在天體光譜兩側拍攝出比較光譜,藉以精確測定天體譜線的波長。

3 恆星攝譜儀 -物理特性

恆星攝譜儀一台大型恆星攝譜儀

恆星攝譜儀觀測的對象都比較暗弱,所以需要大口徑望遠鏡收集足夠的光,並採取各種措施提高攝譜儀的聚光能力,例如儘可能減少光學元件數目,採用多層膜技術,以提高光學透射和反射率,設計強光力照相機,使用底片敏化技術等。此外,應採用大面積閃耀(定向)光柵。目前已能刻劃出面積達400×600毫米2的大光柵。在色散度較高的光譜觀測中,狹縫寬度比星像直徑小得多,使用像切分器可將星像切成若干窄條送入攝譜儀,從而提高儀器的集光能力。

攝譜儀的色散度,視天體亮度和研究目的而定。亮星可用高色散(可達1埃/毫米)作詳細研究。暗星或星系一般只能用低色散(如200埃/毫米)。高色散攝譜儀大而重,通常固定在折軸焦點位置,光學元件一般置於折軸焦點攝譜儀室內的水泥基墩上。中等或低色散攝譜儀小而輕,置於卡塞格林焦點或主焦點位置,隨望遠鏡的運轉不斷改變其空間位置。它們的結構應異常牢固,將自身的重力變形減小到最低程度。二十世紀六十年代以來,有的卡塞格林焦點攝譜儀採用中階梯光柵作為色散元件,獲得相當於折軸焦點攝譜儀的線色散。為避免長時間曝光過程中環境溫度變化的影響,攝譜儀應採取隔熱保溫措施。

現代攝譜儀還採用單級或多級像增強器或其他光電成像器件作為光譜探測器,這就成為像管攝譜儀。它能以比照片高得多的速度或色散度(每毫米幾埃甚至零點幾埃)記錄暗弱天體光譜。除有縫攝譜儀外,還經常採用無縫攝譜儀、物端稜鏡和非物端光柵來拍攝低色散恆星光譜。

4 恆星攝譜儀 -構造

恆星攝譜儀SD1024F攝譜儀

攝譜儀

把光依波長散開以形成光譜的儀器。

將複色光分解為光譜並且能拍攝光譜照片的儀器,其部件與分光鏡相同,即平行光管A、望遠鏡B和標度管C.區別僅在透鏡L的焦平面MN處置放底板,就能把光譜的照片拍攝下來供反覆仔細地比較和研究.


無縫攝譜儀

恆星攝譜儀的一種。為了發揮大望遠鏡的能力,使能同時拍攝若干恆星的光譜,又因為100厘米以上的大口徑物端稜鏡很難製造,二十世紀四十年代設計出無縫攝譜儀。它和有縫攝譜儀的差別在於,望遠鏡會聚的星光不受狹縫限制,而直接經准直鏡變為平行光,再被稜鏡(或光柵)色散。通常用一塊負透鏡放在望遠鏡物鏡的主焦點前作準直鏡,用另一塊焦距和材料都跟負透鏡相同的正透鏡作照相機物鏡。這樣,兩塊透鏡的球差和色差的大部分可互相補償,只要光束以最小偏向角通過稜鏡,像散也幾乎可以消除。在「一種較好的無縫攝譜儀的光路圖」中,准直鏡c是拋物面鏡,它的焦點和望遠鏡物鏡(也是拋物面鏡)在稜鏡側面重合。這裡有一小塊鍍鋁反射面a,它把星光反射到c,a也起著視場光闌的作用。被色散后的光束由施密特照相機在b處形成光譜。准直鏡可以設計成同物鏡的彗差完全抵消,施密特照相機也幾乎沒有像差,因而得到的光譜像質較好。無縫攝譜儀的視場接近望遠鏡的工作視場,但光譜解析度受到天文寧靜度的限制。它適用於大量暗弱恆星、行星狀星雲和彗星的光譜研究工作。

恆星攝譜儀平面光柵攝譜儀

物端稜鏡

附在天體照相儀物鏡前的稜鏡。一般是小頂角的三稜鏡,與望遠鏡共同組成一種常用的天文攝譜儀器。星光先由稜鏡色散,再由望遠鏡聚焦成光譜。其優點是光量損失少,能同時將視場中出現的亮星光譜都拍攝下來,適於研究大量恆星的低色散光譜;缺點是不能拍攝比較光譜。物端稜鏡廣泛用於恆星光譜分類,也用於對特定類型天體(如Hα發射線星、行星狀星雲、類星體、高光度星等)的普查。物端稜鏡最初是夫琅和費設計的。法國天文學家費倫巴赫為測量恆星視向速度設計了一種直視物端稜鏡,它由兩塊冕玻璃稜鏡和一塊火石玻璃稜鏡組成。這種物端稜鏡對特定波長不產生偏折,但有足夠的剩餘色散,能克服一般稜鏡的畸變,用它測量恆星的視向速度,精度達3公里/秒。物端稜鏡光譜色散度通常在100~1000埃/毫米之間;有時為了觀測暗星可達10000埃/毫米。多數物端稜鏡與施密特望遠鏡組合,可獲得大視場的高質量光譜。

非物端光柵

物端光柵是置於望遠鏡入射光瞳處的一種透射光柵﹐作用同物端稜鏡相似﹐裝在小口徑望遠鏡物鏡前端。非物端光柵是指大望遠鏡中被置於離焦面不遠的會聚光束中的定向光柵﹐這種光柵產生正彗差﹐而稜鏡則產生負彗差﹐所以將光柵刻制在稜鏡面上﹐以便適當地互相抵消﹔同時把彗差為零的位置移到所需波段的中點﹐以便盡量減小彗差的影響。非物端光柵尺寸小﹐重量輕﹐使用直接照相的底片盒﹐操作簡單﹐而且具有定標用的零級光譜。

5 恆星攝譜儀 -相關詞條

太陽攝譜儀攝譜儀光柵攝譜儀
稜鏡攝譜儀平面光柵攝譜儀物理學

6 恆星攝譜儀 -參考資料

1.http://baike.qiji.cn/Detailed/13360.html

2.http://ks.cn.yahoo.com/question/1590000323697.html

3.http://ks.cn.yahoo.com/question/1590000576366.html

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