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
Objektívprizma A látómező összes objektuma elkenődik Kis spektrális felbontás Objektumok egymásra lógnak Speciális objektumok keresésére (pl. kvazárok) Ø maszk
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 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 dsin θ m = mλ
Blazing(bemetszés) A visszaverő felület szöget zár be a rács síkjával Egyes hullámhosszak környezetében erősebb visszaverődés Ki lehet emelni egy adott rendet
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
Keck HIRES
Prizma és rács kombinációja Egy adott hullámhosszon nincsen eltérítés Kis méret Elég nagy diszperzió Drága Grism(prács?)
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 σ v = cδλ/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 darkés 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: [F λ ] = ergcm -2 s -1 Å [F ν ] = Jy= 10-23 ergcm -2 s -1 Hz -1
2dF
2dF
6dF
DEIMOS (Keck) VIMOS (VLT)
LAMOST = (Large Multi-Object Spectroscopic Telescope