Interakcija EMG zračenja s materijom Spektroskopija zvijezda
Podsjetimo se... kako nastaju spektri?
Detektiranje svjetlosti: početak mjerenja Kako bismo napravili mjerenje treba detektirati svjetlost! Svjetlost mora uzrokovati neki efekt u materijalu detektora kojeg možemo zabilježiti i pohraniti Važno i često potrebno: pojačanje signala (amplifikacija)! npr. dva staromodna detektora: a) Fotografska ploča: foton uzrokuje kemijsku promjenu u detektorskom materijalu koja ne smije biti reverzibilna. b) Geiger Mullerov brojač: dolazna gama čestica ionizirat će plin koji će proizvesti elektron koji bi se, da nema jakog napona koji ih šalje na anodu rekombinirao i nestao ovako oni uzrokuju lavinu ionizacije i stvaraju signal koji je lako mjeriti.
Glavni načini interakcije EMG zračenja i tvari Interakcija može biti koherentna (fazno osjetljiva detekcija samog vala) ili nekoherentna (interakcija bazirana na energiji fotona). 1. Koherentna interakcija (antene) Svjetlost je EMG val (u kojem osciliraju električno i magnetsko polje) koji remeti prostor. Slobodni elektroni ili elektroni u vodljivom materijalu reagiraju na električno polje oscilirajuće polje može inducirati promjenjivu struju ili napon: oscilirajući između +V i V (sa srednjom vrijednosti 0) ali je V 2 uvijek pozitivna snaga P ~ V 2 2. Nekoherentna interakcija
1. Koherentna interakcija
Sustav za detekciju emg valova (radiometar) je razmjerno jednostavan: Koncentracijski sustav Antena Prijemnik (receiver) 1. Koncentracijski sustav Na visokim frekvencijama potrebno je koncentrirati i skupiti signal (svjetlost) paraboloidnim prijemnicima. Kutno razlučivanje ovisi o difrakcijskoj slici tanjura a osjetljivost veličinom tanjura. Tanjuri su upravljivi i mogu se okretati prema maksimumu signala na nebu. Na niskim frekvencijama koristimo antene direktno, u interefrometrijskom postavu kako bi se pojačala osjetljivost i povećala kutna razlučivost (npr. Very Large Array radiaostronomija!)
2. Antene Antena može biti bilo što, što služi kao most između valova u slobodnom prostoru i prijamnika. U principu je to vodljiva žica u kojoj električno polje dolaznog vala radi prisilne oscilacije vodljivih elektrona što odgovara AC struji. Najčešća je poluvalna dipolna antena: 3. Prijamnici Sastoje se od pojačala, miksera, detektora i spektrometra: Prvo je važno pojačati signal pomoću pojačala jer je napon s antene malen.
Zatim je zbog velikog raspona frekvencija na anteni druga zadaća prijamnika odabir frekvencija (tuning). Odabrane se radio frekvencije miksaju s frekvencijama malog lokalnog oscilatora i dobivaju se udari. Detekcija podrazumijeva stvaranje signala koji je proporcionalan s primljenom snagom signala. Antena ima odziv proporcionalan jakosti električnog polja koje stvara oscilirajući napon V (čija je srednja vrijednost 0) zbog čega uzimamo da je V 2 proporcionalan sa snagom dolaznog vala. Zadnja je faza: spektrometrija odabirom frekvencija.
2. Nekoherentna interakcija
2.1. Vanjski fotoelektrični efekt Ako svjetlost promatramo kao česticu a ne val apsorbirani foton s dovoljnom energijom ionizira atom. Ako se pri tome elektron potpuno odvoji od površine materijala fotoefekt (za čije je objašnjenje Einstein dobio Nobelovu nagradu). Minimalna energija potrebna da elektron izađe iz nekog materijala zove se izlazni rad W (foton mora imati minimalno tu energiju!): h ν = W + E k Elektroni na izlazu stvaraju vrlo slabu struju koja se amplificira u elektroničkoj opremi. 2.2. Unutarnji fotoelektrični efekt: ionizacija Ako oslobođeni elektron ostaje unutar materijala; ipak često se brzo rekombinira! Da bi prouzrokovao mjerljiv efekt mora se primijeniti napon koji će ubrzati elektron i uzrokovati dodatne ionizacije (kaskadu) koja se može mjeriti na anodi kao puls naboja tako se individualno broje fotoni. Ionizacija u komoricama ispunjenim plinom glavna je tehnika detekcije X i gama fotona (danas zamijenjena detektorima u čvrstom stanju). Najčešće se koriste inertni plinovi Xe i Ar.
2.3. Unutarnji fotoelektrični efekt: energetski procjepi U čvrstim detektorima atomi mijenjaju energetske nivoe susjednih atoma prostorno i energetski. Rezultat je široka energetska vrpca kroz cijelu strukturu. Na najnižim energijama (unutarnje ljuske) nalaze se jako vezani elektroni. Zatim se nalazi valentna vrpca, pa vodljiva vrpca i zatim ionizacijska granica. Elektroni u vodljivoj vrpci mogu lako migrirati. U vodičima vodljiva i valentna vrpca se preklapaju U izolatorima postoji energetski procjep E g što elektronima otežava preskakanje U poluvodičima procjep postoji ali nije velik: pa elektroni mogu biti prebačeni u vodljivu vrpcu zagrijavanjem ili 4 apsorpcijom fotona U Si E g = 1,2 ev što odgovara fotonu valne duljine λ<hc/e g = 1,1 μm kada se apsorbira takav foton stvara se par elektron-šupljina s negativnim elektronom u vodljivoj vrpci i pozitivnom šupljinom u valentnoj vrpci:
Silicij ima 4 valentna elektrona: polovicu broja potrebnog da napuni ljusku orbitale tih elektrona čine tetraedar oko centra atoma. Atomi su posloženi u kristalnoj rešetki tako da je svaki valentni elektron čvrsto vezan s valentnim elektronima susjednih atoma. Svaki atom vidi 8 elektrona i čini stabilnu strukturu. Na slici je prikazana spljoštena struktura Si rešetke: Elektron pobuđen u više energetsko stanje također i fizički mijenja svoj položaj te ostavlja nepopunjeno mjesto u rešetki: šupljinu neki drugi elektron može popuniti tu šupljinu ostavljajući drugu šupljinu iza sebe. Različitim tehnikama ti se elektroni mogu vratiti i popuniti sve šupljine.
2.4. Comptonovo raspršenje Na visokim energijama E >50 kev fotoionizacija postaje neefikasna: udarni presjek opada s ν 3 ipak fotoni mogu deponirati energiju mediju putem Comptonovog raspršenja. Klasično gledano električno polje upadnog EMG zračenja pobuđuje oscilacije slobodnih elektrona (X zračenje pobuđuje čak i vezane elektrone). Pobuđeni elektroni zrače kao dipoli zračenje frekvencije jednake kao upadno zračenje ali raspršene u različitom smjeru: Kvantno gledajući svaki foton ima vjerojatnost da bude raspršen u različite smjerove s distribucijom vjerojatnosti klasičnog dipolnog zračenja. Ipak, foton ima energiju E = h ν i moment p = E/c kako bi sačuvao i energiju i moment tijekom sudara s elektronom nužno je da elektron odnese nešto Ek a da je foton izgubi: Rezultat je: slobodni elektron s viškom energije koji se može primjenom napona ubrzati i detektirati. Niti foton se ne uništi može dalje proizvesti efekte! E1 E E E 1 E E 2 2 1 m c za poseban uvjet E E m c e 2 e 2 1 cos 1 1 cos ~ E 2 E energija fotona Θ kut raspršenja m e c 2 = 511 kev Očito je zanemariv za vidljive fotone ali jak za X fotone!
2.5. Stvaranje parova Moguće je da se foton pretvori u materiju: kako bi sačuvao naboj mora stvoriti par elektron pozitron. Kako bi sačuvao energiju foton mora imati barem dvostruku energiju od energije mirovanja elektrona E = 2m e c 2 = 1,02 MeV - odnosno mora biti gama foton. Ipak za taj događaj mora biti sačuvana i količina gibanja: to je nemoguće na graničnoj energiji kada su elektron i pozitron u mirovanju stoga je potrebno treće tijelo kako bi se količina gibanja sačuvala. Tu ulogu najčešće ima drugi foton: foton-foton sudari važni su u egzotičnim astrofizičkim objektima mnogo češće to je jezgra koja može apsorbirati količinu gibanja. Vrlo gusti materijali poput olova važni su izvor nastanka parova gdje tako nastali parovi mogu stvoriti mjerljivu kaskadu. Stvaranje parova nije spontani proces nego onaj koji nastaje kada fotoni deponiraju energiju u materiji. Ovo je dominantan proces interakcije fotona najviših energija s materijom.
2.6. Sekundarno stvaranje svjetlosti: scintilacija i Čerenkovljevo zračenje Nije poseban način interakcije svjetlosti i tvari nego važna posljedica! Kada visokoenergetski foton uzrokuje fotoionizaciju, Comptonovo raspršenje ili stvaranje parova elektroni se mogu vratiti u šupljine pri čemu se emitira vidljiva svjetlost SCINTILACIJA. Za gama fotone najviših energija >300 GeV u interakciji s materijom stvorene čestice imat će ogromne energije takve da njihova brzina može biti veća od brzine svjetlosti u tom materijalu pri tome usporavaju i emitiraju svjetlost tzv. ČERENKOVLJEVO ZRAČENJE. To zračenje vidljivo je na zidovima nuklearnih reaktora, detektiranje kozmičkog zračenja u Zemljinoj atmosferi itd.
2.7. Zagrijavanje Niti ovo nije posebna vrsta interakcije nego posljedični efekt. Nakon interakcije poput ionizacije ili Comptonovog raspršenja može doći do lančanih efekata poput rekombinacije, pobuđenja kristalne rešetke, vibracije energija će se disipirati i grijati! Konačni efekt apsorpcije svjetlosti može biti zagrijavanje materijala. Toplina može biti korištena za mjerenje količine apsorbirane svjetlosti. Za valne duljine iznad 200 μm ali kraće od radiovalova (IR područje odnosno submm područje) glavna tehnika je BOLOMETRIJA: mjerenje promjene temperature uslijed apsorpcije zračenja.
Zračenje se apsorbira u maloj masi spojenoj na toplinski rezervoar koji se nalazi na fiksnoj temperaturi što dovodi do promjene temperature mase (obično mjerene pomoću otpora). Apsorbirana toplina u sekundi je P, a toplinska vodljivost je G (tada je gubitak topline G ΔT), gdje je T temperaturna razlika mase i rezervoara. Masa će se zagrijavati sve do termalne ravnoteže P = G ΔT Koliko je vremena potrebno da bolometrijski sustav dođe u ravnotežu? Toplina apsorbirana u vremenu τ je Q =P τ, ako masa ima toplinski kapacitet C = c m onda je ΔT= Q / C pa je vremenska skala τ = C / G Želimo da je G što manji, pa za dobar odziv i C mora biti što manji na visokim temperaturama većina tvari ima istu specifičnu toplinu ali na niskim temperaturama c ~ T 3.
Interakcija svjetlosti i umjetno stvorenih materijala
1. Dopiranje Uvođenje drugih atoma u kristalnu rešetku Si. Taj proces poznat je kao ekstrinzični poluvodič, za razliku od čistog Si koji je intrinzični poluvodič. Ako se kristalna rešetka puni atomima B koji ima samo tri valentna elektrona jedan od osam mjesta valentnih elektrona je prazno P TIP (AKCEPTORSKI) MATERIJAL. Elektron lako može doći u to prazno mjesto pri tome ostavlja šupljinu u valentnoj vrpci koje popune bliski elektroni itd... Rezultira time što valentna vrpca postaje vodljiva zbog gibanja šupljina. P TIP N TIP Suprotno, ako je kristalna rešetka popunjena atomima P koji ima pet valentnih elektrona ima jedan elektron višak N TIP (DONORSKI) MATERIJAL. Kako suvišni elektron ne može biti u popunjenim mjestima mora biti u stanju više energije i lako odlazi u vodljivu vrpcu. Ekstrinzični poluvodiči osjetljiviji su na veće valne duljine nego intrinzični i mogu biti korišteni kao foto detektori.
2. Trapping: MOS kondenzator Možemo zarobiti naboj kombinirajući Si i sloj izolatora kao što je SiO na koji se pričvrsti elektroda i primjeni napon na cijelo područje. Foton prolazi kroz izolator i apsorbira se u Si stvarajući par elektron šupljina. Napon razdvaja elektrone i šupljine i oni se ne mogu rekombinirati. Elektroni se zaustavljaju u izolatoru stvarajući kondenzator MOS (metal-oksid poluvodički kondenzator). Količina akumuliranog naboja proporcionalna je broju detektiranih fotona. Ovaj je kondenzator osnova CCD detektora (kamera).
3. p-n spoj: fotodiode spajanje p tipa i n tipa poluvodiča Višak elektrona iz n tipa popunjava šupljine u p tipu i obratno stvarajući sloj ispražnjen od nosioca naboja ali je sam sloj nabijen jer migrirajući elektroni i šupljine ostavljaju za sobom ione ostavljajući ugrađeni napon diljem spoja. Difuzija prestaje kada taj napon dosegne ravnotežnu vrijednost. Glavna karakteristika jest da je ovo dioda, elektroni lako idu iz n u p ali ne i obrnuto! p-n spoj može biti korišten i kao fotodioda ako se foton apsorbira u ispražnjenom sloju - koji radi kao kondenzator. Taj se element može koristiti kao fotovodič u solarnim naponskim ćelijama.
4. Supravodiči Supravodljivost na niskoj temperaturi povezna je s Cooperovim parom elektrona koji zajedno putuje kroz rešetku vodiča. Uzrokuju i poremećaj u rešetki koji putuje zajedno s njima fononska eksitacija. Element nastao spajanjem takva dva vodiča s tankim slojem izolatora između njih SUPRAVODLJIVI TUNELIRAJUĆI SPOJ jer Cooperovi parovi mogu tunelirati kroz spoj. Fotoni od svega nekoliko mv mogu razbiti Cooperov par i stvoriti vibracije u rešetki nalik struji način detekcije fotona niskih energija.
Uređaji za detektiranje fotona
1. Fotomultiplikatorska cijev Struja nastala u fotoelektričnim materijalima je vrlo mala čak i za najsjajnije zvijezde! Mjerenja zahtijevaju pojačanje u fotomultiplikatorskoj cijevi to je postignuto ubrzavanjem slobodnih elektrona: Fotoosjetljiva površina je i katoda ubrzani elektroni mogu uzrokovati daljnju ionizaciju stvarajući struju nekoliko reda veličine veću od početne. mnogo je osjetljivija od fotografske ploče, linearna veza između signala i dolaznog toka signal koji se može direktno pohranjivati na računalo brz odziv (brojač fotona) NEDOSTATCI nisu 2D detektori
2. CCD uređaji (Charge Coupled Device) MOS kondenzator akumulira naboj i može detektirati i najslabije izvore svjetlosti. 2D postav takvih uređaja može stvarati sliku. Na kraju izlaganja mjeri se naboj na svakom elementu: Milijuni prijenosa moraju se napraviti dok se ne očitaju svi podaci. Zbog termalnih efekata (zagrijavanje!) podižu se elektroni u vodljivu vrpcu ( tamna struja u astronomiji) zato se detektori hlade tekućim dušikom na 150 K. Za osobnu uporabu u digitalnoj fotografiji taj je efekt nevažan!
3. IR postav Zbog veličine energetskog procjepa najveća valna duljina koju CCD može detektirati je oko 1,1 µm. Zato za IR zračenje moramo koristite hibridne detektore, koji se mogu više puta očitavati (ne uništava se naboj tj. informacija) : Vrlo su skupi i osjetljivi: termalni šumovi i crna struja kao kod CCD-a. Moraju se još više hladiti - tekućim He na svega nekoliko K iznad apsolutne nule.
4. Mikrokanalna ploča CCD postaje manje učinkovita za valne duljine < 450 nm (posebno u UV području) jer se fotoni lako apsorbiraju u samom materijalu detektora. Treba koristiti konverter površina s premazom koja apsorbira UV a emitira optičko zračenje fosfor čije se zračenje onda detektira CCD-om. Da bi se stvorila slika koristi se mikrokanalna ploča s nizom detektora koji emitiraju sekundarne elektrone. Ti se elektroni mogu detektirati tako da fosforni ekran konvertira elektrone u vidljivu svjetlost ili pomoću dvije okomite anode koje bi privukle elektrone i stvorile x i y distribuciju (sliku). U Hubble teleskopu koriste se višestruke anode za detekciju tih elektrona (MAMA Multianode Microchannel Array).
5. Proporcionalni brojač Čestični i gama fotonski detektori koriste plinom punjene detektore u kojima se događa unutarnja ionizacija a narinuti napon ubrzava elektrone koji uzrokuju dodatnu ionizaciju. Količina ionizacije jest jačina pulsa a ovisit će o energiji dolaznog fotona i ta je veza linearna PROPORCIONALNI BROJAČ. Njima brojimo individualne fotone i procjenjujemo njihovu energiju.
6. CCD za X i tvrdo X zračenje Između 0,1 i 10 kev silicijski CCD detektori su dobar izbor jer energija elektrona koji je oslobođen u vodljivu vrpcu ima veliku energiju i uzrokuje snažnu sekundarnu ionizaciju što daje jaki signal koji je proporcionalan energiji upadnog fotona. Za tvrdo X zračenje > 10 kev CCD postaje manje efikasan, jer je jaka apsorpcija fotona u Si materijalu CCD-a. Rješenje je koristiti poluvodič od Ge ili nekih drugih materijala poput CdZnTe. Alternativa je koristiti scintilatore koji konvertiraju X zračenje u vidljivo a koje se zatim detektira poluvodičkim detektorima. Manje su efikasni (10%), ali se mogu praviti puno većih dimenzija. Najčešći materijali za izradu scintilatora su alkalijski halidi: NaI ili CsI.
7. Comptonovi teleskopi Za fotone energija 1 30 MeV većina detektora radi na principu Comptonova raspršenja. U prvom sloju velika energija fotona daje veliku energiju elektronu, a raspršeni foton odlazi u drugi sloj gdje je potpuno apsorbiran. Prvi sloj mora biti od materijala malog atomskog broja (Si) zbog niske apsorpcije i jakog Comptonovog raspršenja, a drugi sloj od materijala velikog atomskog broja i dobre apsorpcije. Ovim teleskopima možemo odrediti i smjer dolaznog fotona.
8. Teleskopi parova Za fotone još većih energija 20 MeV 30 GeV koriste se teleskopi parova, koji se sastoje od mnogih slojeva konvertera i detektora. Konverteri su npr. olovo koji služi kao meta gdje nastaje stvaranje parova. Detektori mogu biti scintilatori ili poluvodički materijali. Tragovi elektrona i pozitrona omogućuju određivanje smjera originalnog gama fotona i njegov položaj na nebu.
9. Čerenkovljevi teleskopi Za fotone najvećih energija > 300 GeV koriste se Čerenkovljevi teleskopi jer takve čestice uzrokuju kaskade čestica poznate kao pljuskovi. Njihova je energija takva da se gibaju brzinom većom od brzine svjetlosti u zraku brzo usporavaju i zrače Čerenkovljevo zračenje. U atmosferi maksimum broja čestica je na visini oko 10 km (što je i visina zrakoplovnih letova!). Jedan TeV foton stvorit će 100 fotona/m 2 u bljesku od nekoliko ns s maksimumom od 300 350 nm jakog intenziteta u vrlo kratkom vremenu zbog toga se koriste fotomultiplikatorske cijevi a ne CCD jer imaju brzi odziv i na velikim frekvencijama. Standardna tehnika je korištenje 10 m teleskopa s postavom fotomultiplikatorskih cijevi u žarištu zrcala koje pokriva prostor od 5 º. Ako se koriste više teleskopa moguće je odrediti smjer fotona čestice iz presjecišta svjetlosnih stožaca na tlu
Obrada detektiranog signala
Filtriranje frekvencija Najjednostavniji način je ograničiti (odabrati) frekvencije prije detekcije! Filtri imaju transmisijsku funkciju T(ν), gdje širina transmisijske krivulje može biti od 20-30% pa sve do 1-2% centralne frekvencije pa je spektralna moć razlučivanja: R = ν/δν IPAK! Stalno je nadmetanje između moći razlučivanja i količine svjetla koju dobivamo: što je uža spektralna linija bolje su spektralne informacije ali je veći gubitak svjetlosti. Apsorpcijski filtri za vidljivu svjetlost načinjeni su od stakla ili želatine u koje se dodaju pigmenti i boje za željenu transmisiju. Modernija inačica podrazumijeva tanke premaze različitih supstanci koje omogućuju da se koristi jedan filter za IR-VIDLJIVO-UV područje. Za valne duljine mekog X zračenja metali se ponašaju kao apsorpcijski filtri pa nisu pogodni. Za FIR područje (submm) koriste se mreže tankih žica.
Detektor s kojim je filter spojen također ima svoj odziv na frekvenciju D(ν), baš kao i atmosfera kroz koju svjetlost prolazi A(ν). Ukupna je funkcija odziva R(ν) =A(ν) D(ν) T(ν) Često se konstrukcija filtera kombinira s detektorskom ili atmosferskom transmisijom za adekvatan rezultat. U radioastronomiji frekvencijski odziv detektora iznosi 2 do 10 % širine vrpce. Elektronika prijamnika tada razdvaja ovu široku vrpcu na frekvencijske kanale. Količina podataka je velika pa je kod interferometara običaj smanjiti raspon frekvencija prije slanja signala na korelator. Filtri uskih vrpci (svega nekoliko nm) koriste se u vidljivom i IR području i mogu se konstruirati da prate npr. jake emisijske linije. Rade na principu interferencije: prostor između dvije reflektivne površine jednak je polovici željene valne duljine. Interferencija mnogih uzastopnih refleksija je ista kao i interferencija valnih duljina nastalih na pukotinama optičke rešetke stvarajući uski vrh oko centralne valne duljine.
Širina vrha ovisi o refleksivnosti površine svaka je refleksija slabija od prethodne. Razlika puteva ovisi o upadnom kutu svjetlosti. Varijanta ove sheme je Fabry Perot etalon: gde je razmak između dvije površine promjenjiv pa se i opažene valne duljine mogu birati. Takav se uređaj koristi za skeniranje kroz niz valnih duljina i stvara se tzv. podatkovna kocka I (x, y, λ).
Fotoni X i gama zračenja mogu proizvesti efekte u detektorima koji ovise o njihovim energijama možemo detektirati svaki foton i njegovu energiju. Sa supervodljivim detektorima to je moguće i za vidljive fotone. Ključno za detekciju je da originalni foton može osloboditi jedan ili više elektrona. Npr. u početnom sudaru X fotona s plinom u proporcionalnom brojaču oslobođeni elektron ima dovoljnu kinetičku energiju i može ionizirati druge atome. Također i atom može emitirati drugi elektron kroz Augerov efekt promjena energije u prijelazima iz ljuske u ljusku može rezultirati uz emisiju fotona i emisijom elektrona. Ti se tzv. sekundarni elektroni ubrzavaju naponom što im omogućuje da učine još ionizacije što rezultira mjerljivim pulsom. Jačina pulsa (ako je napon konstantan) ovisi samo o broju sekundarnih elektrona. Koliko ih treba biti da bi puls bio mjerljiv? Ionizacijski potencijal većine plinova je od 12-16 ev stoga foton energije 1 kev može uzrokovati 70 sekundarnih elektrona (u stvarnosti oko 30 zbog mogućih neionizacijskih sudara). U praksi se obično govori o srednjoj energiji potrebnoj za induciranje sekundarnog elektrona što je za proporcionalne brojače oko 30 ev.
U detektorima u čvrstom stanju npr. CCD detektori događa se sličan proces. Apsorpcija X zračenja stvara parove elektron šupljina a oslobođeni elektron može stvoriti još takvih parova - sve dok se ne potroši sva energija i određeni broj elektrona u CCD pikselu. Ipak ne troši se sva energija na stvaranje parova nešto se troši na pobuđivanje kristalne rešetke na vibraciju. U siliciju energetski procjep iznosi 1,2 ev a srednja energija po paru 3,62 ev. Za detektore od Ge i CdTe koje se koriste kao detektori tvrdog X zračenja srednja potrebna energija je 3 odnosno 4,4 ev. Iako su gubitci u čvrstim detektorima veći nego u proporcionalnim brojačima srednja energija koja je potrebna za stvaranje elektrona red veličine je manja! To je glavna prednost čvrstih detektora za detekciju X i gama zračenja.
Fourier transformat Dolazni signal sastoji se od zbroja sinusnih valova koji će interferirati ovisno o faznoj razlici ali i frekvencijama valova. To znači da mjerimo signal kao funkciju nekog parametra koji je Fourier transformat frekvencijskog spektra. Tako, računajući inverzni FT možemo doći do spektra. (FT) http://commons.wikimedia.org/wiki/file%3afourier_transform_time_and_frequency_domains.gif Michelsonov spektrograf Fourier transformat spektrograf (FTS) Interferometar s dvije grane gdje je jedno zrcalo pomično tako da se razlika puteva može proučavati na nizu vrijednosti. Signal kao funkcija položaja zrcala (što se zove interferogram) je tada FT frekvencijskog spektra.
Disperzivna spektroskopija U optičkoj i IC astronomiji najčešća je tehnika izoliranje malog dijela svjetlosti (pomoću pukotine) i tada ih prostorno raširiti na različite valne duljine čime dobivamo spektar. KOLIMATOR divergentno raširen snop ponovno čini paralelenim DISPERZER PRIZMA ILI OPTIČKA REŠETKA prostorno razlaže svjetlost ovisno o valnim duljinama KAMERA fokusira svjetlost DETEKTOR pohranjuje sliku spektra u suštini na svakoj valnoj duljini pohranjuje sliku pukotine koja je razmazana uslijed difrakcijskog efekta
OPTIČKA REŠETKA m λ = d sinα FWHM PREKLAPANJE SPEKTRALNIH LINIJA! Viši redovi to nemaju ali su puno slabiji u intenzitetu (Fraunhoferova modulacija). MOĆ RAZLUČIVANJA: R = λ / Δλ = N m N broj zareza na optičkoj rešetki N =1/d
Kako napraviti dobar spektrograf? Treba misliti na 1. Gustoća zareza i disperzija m λ = d sinα Razmak između zareza d određuje kutni položaj maksimuma finije optičke rešetke s manjim d daju valne duljine pod većim kutem ali povećavaju disperziju spektra (vrlo fine rešetke d~λ). 2. Broj zareza i spektralna rezolucija Ukupan broj zareza određuje moć razlučivanja R = Nm 3. Veličina rešetke i efikasnost Veličina ista kao i leća kolimatora kako bi prihvatila dovoljno svjetla. 4. Seeing, veličina pukotine i veličina spektrografa Svjetlost prolazi kroz pukotinu na žarišnoj daljini teleskopa i kolimatorom usmjerena na detektor. Kolika je veličina pukotine za promatranje neke zvijezde? Ne smije biti prevelika jer će pustiti previše svjetla, niti premala što bi gušilo svjetlo. Spektrograf zbog veličine kolimatora ima promjer kao i teleskop veliki teleskopi imaju ogromne spektrografe.
X spektroskopija difrakcijskom rešetkom Nemoguće je konstruirati difrakcijske rešetke čije bi dimenzije pukotine bile sumjerljive s valnim duljinama X zračenja alternativa tome je spektrometrija Braggovim kristalima gdje ulogu difrakcijske rešetke imaju razmaci između kristalnih ravnina (1 nm). Dobra moć razlučivanja ali slaba efikasnost. NASA Chandra Koristi transmisijsku rešetku načinjenu od malih zlatnih pločica na udaljenosti 0,1 μm preklapanje je jako ali detektor daje dobru energetsku rezoluciju. X spektar zvijezde Capella Centralna točka je nedisperzirana slika 0. maksimuma Boje prikazuju energije fotona detektirane na CCD-u, što omogućuje energetsko klasificiranje fotona
Prostorno raširena spektroskopija Kako brže i efikasnije snimiti spektre mnogih objekata na nebu? 1. Spektroskopija dugačkom pukotinom svaki dio pukotine mapira se na dio detektora i čini 2D snimak u kojem je jedna koordinata udaljenost duž pukotine a druga valna duljina: 2. Spektroskopija optičkim vlaknima Optička vlakna se skupljaju na način da čine veliku virtualnu pukotinu koja se može pomicati robotskom rukom snimajući stotine objekata istovremeno: MULTI-OBJECT SPECTROGRAPH (MOS)
Zanimljivosti. SPEKTROSKOPSKI BINARNE ZVIJEZDE Preblizu jedna drugoj da bi ih mogli teleskopom optički razlučiti: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d2/wiki_spect_binaries_v2.gif
SPEKTAR SATURNOVE MAGLICE:
SPEKTAR DVOJNE ZVIJEZDE Albireo:
SPEKTAR SUPERDIVA P Cygni:
SPEKTAR NEPTUNA: Jake metanske linije u atmosferi!
SPEKTAR KOMETA
SPEKTAR SUPERNOVE
Solarni spektrograf pomoću igle za šivanje