| |||
|
Извините, реконструкция Старинные спектрометры Техника фотографической спектроскопии Первые шаги спектроскопии И.Ньютон в 1665-1666гг установил, что белый свет является непрерывной лентой цветов (спектр). Одновременно обнаружил противоположное действие двух одинаковых призм, расположенных под углом 180 градусов друг к другу. В 1800г В.Гершель обнаружил тепловое действие лучей, находящихся в области, примыкающей к красным лучам. В 1801г В.Г.Волластон обнаружил химическое воздействие излучения, примыкающего к фиолетовой области спектра. В 1802г В.Г.Волластон, используя щель и призму, обнаружил в спектре Солнца семь темных линий, которые счел границами естественных цветов (этот год считаем датой зарождения спектроскопического приборостроения). В 1814-1815гг И.Фраунгофер наблюдал уже около 600 линий, половину из которых нанес на карту спектра. Начиная с 1817г Фраунгофер визуально сравнивал спектры Солнца, планет и ярких звезд, в 1823г показал, что спектры звезд различны, но некоторые повторяют спектр Солнца. В 1842г Х.Доплер высказал предположение, что характер светового луча изменяется в зависимости от скорости перемещения источника света относительно наблюдателя. В 1859г Г.Р.Кирхгоф установил закономерности поведения линейчатого (абсорбционного и эмиссионного) и непрерывного спектров (зарождение спектрального анализа). Первый солнечный спектр был опубликован Кирхгофом в 1861г. В 1868г в спектре хромосферы обнаружена желтая линия, отождествленная с линией гелия, открытого на Земле в 1895г. В 1868г Локьер обнаружил смещения и искривления линий хромосферного спектра, что интерпретировал как проявление эффекта Доплера. В 1863г Секки начал использовать призму прямого зрения, и в 1868г опубликовал результаты первых попыток спектральной классификации звезд (четыре типа: водородные, металлические и два типа молекулярных). В 1886г в память Г.Дрепера, основателя первого спектроскопического конвейерного производства - метода с предобъективной призмой, - было начато составление обзора спектров звезд северного неба (руководил - Пикеринг, исполнила, в основном, - А.Кэннон, отклассифицировав в общей сложности спектры около 360 тысяч звезд). В 1890г Килер (Лик) выполнил первые надежные визуальные измерения лучевой скорости по спектру Арктура. В 1888г Фогель (Потсдам) начал фотографические измерения лучевых скоростей, методику изучили и развивали Фрост (Йеркс) и Белопольский (Пулково). На Лике фотографическую спектроскопию развивал Кэмпбелл. В 1897г А.С.Мори опубликовала различия в ширинах и интенсивностях линий, которые в 1905г Герцшпрунг проинтерпретировал как эффекты светимости. В 1900г А.А.Белопольский экспериментально подтвердил принцип Доплера. Практическая спектроскопия первой половины ХХ века В 1904г И.Гартманн обнаружил стационарную линию CaII в переменном спектре Дельты Ориона (правильная интерпретация межзвездной природы линии дана А.Эддингтоном в 1926г). В 1908г Дж.Э.Хэйл обнаружил магнитное поле у солнечных пятен. В 1909г Ф.Шлезингер обнаружил эффект осевого вращения на кривых лучевых скоростей затменных двойных звезд. В 1912г В.Слайфер впервые измерил лучевые скорости галактик, а в 1913г установил отражательный характер спектра туманности в Плеядах. В 1914г В.Адамс и А.Кольшюттер предложили критерии светимости звезд, т.е. основу метода спектральных параллаксов. В 1925г В.Адамс обнаружил гравитационное красное смещение в спектре Сириуса В. В 1925г Ц.Пейн (Гапошкина) сделала первую попытку измерения химического состава звездных атмосфер. Первое тщательное исследование химсостава Солнца на основании полученных Мензелом спектров вспышки выполнил в 1929г Рессел. Обширные исследования химического состава звезд начаты после обнаружения Дж.Гринстейном спектральных пекулярностей (1940). Техника спектроскопии звезд - история, современность и новые горизонты. В.Е.Панчук Перечислены основные этапы развития техники спектроскопии звезд. Кратко обозначены основные условия современного развития данного направления, перечислены работы, характеризующие состояние техники спектроскопии звезд на 6-метровом телескопе БТА. Оцениваются перспективы. I. История В развитии звездной спектроскопии можно выделить несколько этапов. На первом этапе использовались визуальные спектроскопы, укрепляемые в окулярной части рефракторов. Второй этап характеризует применение фотопластинок. Первые астрономические спектрографы конструктивно повторяли лабораторные приборы (щель, линзовый коллиматор, призмы, линзовая камера). Попытки фотографировать звездные спектры (Хэггинс, Миллер, 1863) были продолжены работами Дрэпера, который в 1879г. достиг величины спектрального разрешения R=5000. Третий, массовый этап начался в последней декаде XIXв., когда практически все крупные телескопы были оснащены спектрографами, и было достигнуто спектральное разрешение R=30000. Диаметр коллимированного пучка подвесных призменных спектрографов не превышал 50мм. Тогда же выявились основные технические проблемы этих инструментов - гнутие механической конструкции и температурные изменения оптических характеристик. Проблема дальнейшего повышения точности измерения лучевых скоростей нашла свое решение после постройки первого спектрографа фокуса кудэ (Адамс, 1911), где было достигнуто R=70000. Решение проблемы стационарного астрономического спектрографа ознаменовало начало четвертого этапа. Это позволило увеличить диаметр коллимированного пучка (d=76мм в 1910г.). Увеличение размеров призм и их числа приводило к потерям света. На пятом этапе призма, как основной диспергирующий элемент, была вытеснена дифракционной решеткой, что позволило продолжить увеличение d (от 110мм в 1935г. до 304мм в 1952г.). Работы Р.Вуда по совершенствованию технологии изготовления дифракционных решеток (с длиной штриха до 200мм), а также изобретение Шмидтом светосильной камеры - позволили принципиально преобразить облик кудэ-спектрографа. Популярность звездной спектроскопии была в то время высока (в 1935г. половина всех публикаций в ApJ была посвящена исследованию звездных спектров, а к 1975г., когда практически все кудэ-спектрографы были построены, эта доля снизилась до 1/7). В середине XXв для снижения потерь света на входе спектрографа были использованы первые резатели изображения (Боуэн). Шестой этап определяется внедрением в практику спектроскопии звезд дифракционной решетки с большим углом блеска - эшелле (Копылов и Стешенко, 1965). Спектральное разрешение пропорционально диаметру коллимированного пучка (d) и тангенсу угла блеска (tgb), поэтому появление первых небольших эшелле позволило конструировать подвесные спектрографы фокусов Кассегрена, имеющие всего две-три зеркальные поверхности (коллиматор и камера). При величине Іd=50мм такие спектрографы успешно конкурировали с большими телескопами, где потери света на зеркалах фокуса кудэ были значительны. В качестве седьмого этапа можно назвать период вытеснения фотопластинки новыми светоприемниками (электроннооптическими преобразователями и телевизионными системами счета фотонов). Как ни покажется странным, этот этап заметно притормозил идейное развитие схем астрономических спектрографов - основной выигрыш по потоку обеспечивался новым светоприемником, а применение ЭОПов не вызывало повышенных требований к оптике камер. Основные усилия спектроскопистов были сосредоточены на развитии технологии обработки спектров, получаемых с новыми светоприемниками. В отечественной астрофизике на этом этапе существенно сузился круг автономно работающих спектроскопистов (спектры, полученные на БТА с применением двумерных систем счета фотонов, можно было обрабатывать, в основном, на вычислительных средствах САО). На восьмом этапе в качестве светоприемников начали использоваться приборы зарядовой связи (матрицы ПЗС). Наличие "косметических" дефектов и других неоднородностей по полю ПЗС - поставило проблему точного учета индивидуальных свойств каждого элемента матрицы (в этот период старые спектрографы были оснащены дополнительными средствами калибровки, а затем были создаваны новые спектральные системы, оптимально учитывающие все особенности новых светоприемников). В это время в звездной спектроскопии в полную мощь развернулись эшелле-спектрографы, формат спектра в которых можно оптимально согласовать с форматом матрицы ПЗС. Из-за небольших размеров элементов разрешения матриц и достаточно широкого спектрального диапазона чувствительности - требования к оптике спектрографов повысились. II. Современность Современный этап развития спектроскопии звезд характеризуется, прежде всего, трудно обозримым количеством звездных спектрографов, оккупирующих телескопы средних диаметров (1.5-2.5м). Почему средних? Дело в том, что, кроме прямо пропорциональной зависимости от d и tgb, спектральное разрешение R обратно пропорционально диаметру зеркала телескопа D и угловой ширине щели s. Поэтому наиболее доступным способом увеличения R является уход на телескоп меньшего диаметра. Это ограничивает круг решаемых задач. Кроме того, "звездников" с больших телескопов вытесняют представители других, относительно новых направлений (исследователи галактик и квазаров). Лунные ночи, которые когда-то были "убежищем для звездников", теперь могут использоваться для наблюдений тех же галактик и квазаров в узкополосных фильтрах, или с интерферометром Фабри-Перо. Развивается спектроскопия галактик в инфракрасном диапазоне, также претендующая и на использование светлых ночей. В этой ситуации исследователи звезд "поднапряглись" и сформулировали серию престижных задач, решаемых только на больших телескопах. Для решения этих задач разработаны спектрографы нового поколения. Каждый большой телескоп оснащен спектрографом высокого разрешения (HIRES Keck, HDS SST, UVES VLT, HROS Gemini, HDS Subaru, НЭС БТА, UES WHT, UCLES AAT, и т.д., перечислены в порядке убывания диаметра телескопа). Эти спектрографы объединяет: а) использование крупноформатных матриц ПЗС, б) полное или частичное просветление оптики, в) большой диаметр коллимированного пучка (не ниже 150мм), г) применение эшелле с большим углом блеска (и даже мозаики из двух-трех эшелле), д) стационарное размещение в фокусах Нэсмита (кроме оптоволоконного HDS SST и кассегреновского HROS Gemini). Стоимость каждой из этих систем (исключая, конечно, НЭС БТА), колеблется в пределах 1-5 млн.у.е., создание прибора занимает 5-7 лет, спрос на использование этих спектрографов существенно превышает предложение. Для интересующихся спектроскопическим материалом, полученным на 6м телескопе, отметим некоторые особенности становления современного уровня спектроскопии звезд на БТА. Еще в период использования двумерных систем счета фотонов (1985-1990) выделилась группа астрономов, заинтересованных в смене поколения спектральных приборов высокого разрешения. Был выполнен анализ соответствующей аппаратуры БТА и сформулирована программа действий (Изв. САО, 1991, т.33, с.3). В 1991 г. в САО была организована Лаборатория спектроскопии звезд (ЛСЗ), в которой созданы основные приборы и методы, обеспечивающие спектроскопические исследования звезд на БТА (http://www.sao.ru/~valenta/Lss.html). Кроме того, через работу с(в) ЛСЗ прошел ряд сотрудников других обсерваторий, что позволило распространить наши технологии работы со спектрами на определенный круг учреждений. Краткую информацию о последних разработках по технике спектроскопии звезд на БТА можно найти в Bull.SAO, 1998, v.44, p.127, и в Препринтах САО NN 135, 137, 138, 139, 141, 144, 152, 154, 155, 156, 159, 160, 162, 169, 170, 179, 183, 192, 195, 204, 206. Статистика использования различных спектроскопических методов за первые 20 лет работы БТА приведена в Bull. SAO, 1998, v.44, p.65. III. Новые горизонты Дальнейшее развитие спектрографов высокого разрешения, устанавливаемых на больших телескопах, будет определяться следующими технологическими достижениями. Во-первых, совершенствование оптоволоконных систем позволит обеспечивать одинаковое заполнение апертуры спектрографа светом, собираемым от разных объектов. Во-вторых, развитие вычислительной техники и совершенствование алгоритмов обработки, в сочетании с внедрением интерферометрических систем частой калибровки - позволит обойти проблему абсолютной стабилизации спектрографа. Это резко повысит точность определения лучевых скоростей, до 1м/сек при исследовании спектров с узкими линиями. В-третьих, произойдет отказ от использования камер с центральным экранированием (такие камеры плохо сочетаются с оптоволоконной подачей света на вход спектрографа). Снова, как и 80-100 лет назад, наступает эпоха линзовых камер, с той лишь разницей, что сегодняшний ассортимент сортов стекла предоставляет несравненно более широкие возможности расчета оптики. Внедрение линзовых камер остановит рост диаметра коллимированного пучка на величине 200-250мм, и проблема перехвата пучков, расходящихся после диспергирующего элемента будет решаться (в-четвертых), широким внедрением схем белого зрачка. В такой схеме между двумя диспергирующими элементами (эшелле и решеткой скрещенной дисперсии) устанавливается вогнутое зеркало, перестраивающее зрачок системы на входном зрачке камеры. Диаметр зрачка камеры при этом может быть существенно понижен. В-пятых, совершенствование технологий просветления оптических элементов камерных объективов приведет к увеличению числа линзовых компонент и, следовательно, позволит сохранить свойства аппаратной функции спектрографа однородными по всему полю камеры. Это важно как при работе со спектрами в "тяжелых" диапазонах, перегруженных деталями теллурического спектра, так и при работе с предельно низкими отношениями сигнал/шум, когда полезный сигнал составляет доли от спектра фона неба. В-шестых, внедрение голографических решеток с объемным фазированием существенно изменит подход в конструировании спектрографов некоторых типов (широкие возможности управления концентрацией света, вплоть до создания высокоэкономичных фильтров). В-седьмых, определенную роль сыграют крупноформатные матрицы ПЗС с высокой скоростью считывания сигнала. В связи с ограничением диаметра коллимированного пучка не утратят своей роли (в-восьмых) разнообразные конструкции резателей изображения (устройств, увеличивающих широкощельность эшелле-спектрографа ценой потерь в длине одновременно регистрируемого диапазона длин волн). Все эти особенности рассматриваются в рамках классического спектрографа - устройства, в котором детектируемый сигнал пропорционален интенсивности света в данном интервале длин волн. Принцип действия таких приборов аналогичен способу амплитудной модуляции в радиоэлектронике. В семействе классических спектрографов калибровка по длине волны осуществляется в отдельных точках шкалы длин волн, соответствующих положению линий спектра сравнения. Однако следует помнить и о двух принципиально иных способах регистрации спектра. Метод спектроскопии, основанный на преобразовании Фурье, аналогичен способу частотной модуляции в радиоэлектронике. Частота колебаний сигнала на выходе Фурье-спектрометра обратно пропорциональна длине волны. Если излучение объекта искусственно поляризовать по известному закону, то появляется возможность использовать поляриметрическую калибровку по длинам волн, что аналогично способу фазовой модуляции в радиоэлектронике. При поляриметрической калибровке фаза синусоидальной модуляции интенсивности сигнала на выходе - обратно пропорциональна длине волны искусственно поляризованного света. Как в методе Фурье-спектроскопии, так и в методе поляризационной калибровки, - калибровка по длинам волн осуществляется для каждой точки спектра. Эти два метода были развиты для случая одноканального светоприемника и в эпоху многоканальных светоприемников остаются без должного внимания, хотя очевидно, что в рамках классического спектрографа в ряде случаев уже достигнуты технологические пределы. Например, в задаче высокоточного измерения лучевых скоростей не удается пройти предел 1м/сек без применения интерферометрической калибровки (метод абсолютной акселерометрии, П.Конн). Однако появление крупноформатных матриц ПЗС позволяет вернуться к указанным способам модуляции на новом уровне. Например, способ регистрации интерферограммы путем последовательного изменения оптической разности хода между элементами интерферометра - может быть заменен способом одновременной регистрации пространственно распределенных элементов интерферограммы. Выработка новых методов регистрации звездных спектров представляет не меньший резерв, чем совершенствование известных схем. В обоих случаях - надежда на новое поколение спектроскопистов. Лекция 1 Астрономические спектрографы с фотографической регистрацией Лекция 2 Астрономические спектрографы с фотоэлектрической регистрацией (60-80-е годы) Лекция 3 Астрономические спектрографы (перспективные решения, 70-90-е годы) Лекция 4 Классификация спектральной аппаратуры Лекция 5 Внеатмосферная УФ-спектроскопия Лекция 6 Аппаратура больших телескопов Методы звездной спектроскопии Обзор Т.Данхэма, состояние дел на середину ХХ века. |
