Spektrográf elvi felépítése

Átírás

1

2 Spektrográf elvi felépítése

3 A: távcső Itt lencse, de általában komplex tükörrendszer Kis kromatikus aberráció fontos Leképezés a fókuszsíkban: sugarak itt metszik egymást

4 B: maszk Fókuszsíkba kerül (kamera helyére) Kiválasztja az objektumot, amiről a spektrum készül

5 Objektívprizma A látómező összes objektuma elkenődik Kis spektrális felbontás Objektumok egymásra lógnak Speciális objektumok keresésére (pl. kvazárok) Ø maszk

6 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

7 Hosszú réses spektroszkópia Nagy látszólagos objektumok esetében: közeli galaxisok A rés az objektum tengelyére kerül Long-slit Létre jövő kép: x --λ

8 Többréses spektrográf Ha nagy a fókuszsík: spektrum egyszerre több objektumról Multi-slit A réseket az objektumok fölé kell pozícionálni ESO VIMOS

9 Üvegszálas spektrográf A maszk egy kis átmérőjű furat, amiben üvegszál végződik A fény a szálakon át jut a spektrográfba Sok szál ( ) A szálak a spektrográfban egyenes mentén sorban végződnek Innentől a felépítés azonos a hosszú réses esettel

10 Optikai szálak befűzése

11

12 C: kollimátor A fókuszsíkon áthaladó, széttartó sugarakat párhuzamosítja

13 D: diszperziós elem Hullámhossztól függő szögben töri meg a fénysugarakat Az azonos hullámhosszú sugarak párhuzamosak maradnak A sugarak eltérülése a résre merőleges!

14 Prizma (prism) Kis diszperzió Nem lineáris Drága gyártani Drága gyártani (térfogatban kell minőségi anyagot gyártani)

15 Diffrakciós rács (grating) Lineáris diszperzió UV-ban is működik (ahol az üveg már nem átlátszó) Nagy méretű spektrográf Elhajlás több rendben, nehéz szétválogatni dsin θ m = mλ

16 Blazing(bemetszés) A visszaverő felület szöget zár be a rács síkjával Egyes hullámhosszak környezetében erősebb visszaverődés Ki lehet emelni egy adott rendet

17 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 Échellespektrográf

18 Keck HIRES

19

20 Prizma és rács kombinációja Egy adott hullámhosszon nincsen eltérítés Kis méret Elég nagy diszperzió Drága Grism(prács?)

21 E: kamera A párhuzamos sugarakat a detektorra fókuszálja A különböző hullámhosszak más pozícióba képződnek le

22 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

23 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

24 Spektrális felbontás λ tartományban nem lineáris a mintavételezés R= λ/δλ Doppler-eltolódás formulájával átírható sebességdiszperzióra σ v = cδλ/λ

25 Paraméterek beállítása Adott jel-zaj arányú megfigyelést szeretnénk Kis felbontás Rövid integrálási idő Kis méretű műszer Nagy felbontás Hosszú integrálási idő Nagy méretű műszek

26 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 kicsi közepes nagy

27 Galaxisspektroszkópia Kozmológiai mérések Galaxisevolúció Sok százezer spektrum Vöröseltolódás Spektroszkópiai osztályozás R 2000 az optimális (45 perces integrálás kell!)

28 CCD spektrumok redukciója Itt is van darkés bias, mint képeknél Flat? Lapos spektrumú lámpa kell Magas hőmérsékletű izzó Ég levonása: itt hullámhossz-függő

29

30 Spektrográf kalibrálása λ-tartományban ívlámpával Fluxusban? Standard csillagokhoz Elméleti spektrum ismert Extinkciót meg kell becsülni

31

32 Mértékegységek Hullámhossz: 1 Ånström= 0.1 nm = m Van, hogy km/s vagy frekvencia (rádiónál) Fluxussűrűség: [F λ ] = ergcm -2 s -1 Å [F ν ] = Jy= ergcm -2 s -1 Hz -1

33

34

35

36

37

38

39 2dF

40 2dF

41 6dF

42 DEIMOS (Keck) VIMOS (VLT)

43 LAMOST = (Large Multi-Object Spectroscopic Telescope

44