praktická astronomie praktická spektroskopie cvičení CLEA, IRAF (spectool) spektrální rozlišení • je definováno jako • kde l je pozorovaná vlnová délka a dl nejmenší rozlišitelný interval vlnových délek v jejím okolí • UVOIR detektory jsou velmi širokopásmové, mají tedy velmi špatné spektrální rozlišení (z principu) • použijeme tedy další optické prvky, pro UVOIR to jsou – filtry – hranoly – difrakční mřížky dl l =R filtry • skleněné filtry, lze je „ladit“ volbou vhodných materiálů • desítky typů, nejznámější UBVRIJHK systém, podrobněji viz fotometrie filtry • interferenční • tenká vrstva (cca 10 nm) kovu nanesená na skle • „konstruktivní interference“ vytvoří úzké, ostře definované pásmo propustnosti • příkladem může být Fabry-Perotův dvouvrstvý filtr filtry • pro procházející záření platí • kde • Re je koef. odrazivosti vrstvy, d mezera mezi vrstvami, q úhel paprsku k normále • vrstvy se pokládají za neabsorbující 2 20 )1( )2/(sin4 1 1 / e e R R II − + = d q l  d cos2 2 d= filtry • rozlišení (pološířka filtru) • lze jej „ladit“ volbou d a Re • moderní int. filtry – více vrstev )1( 2 e e R Rd R − = l  filtry • IF filtry s pevným pásmem mají nepotřebné řády potlačeny dalšími vrstvami nebo použitím barevného skla • šířka pásma bývá 1 – 50 nm, R je asi 10 až 500 • velmi jsou používány tyto filtry: – izolace emisních čar: např. H alfa, [S II] nebo [O III] – důležité absopční „útvary“: např. Mg I, Ca II, CN filtry • příklad použití IF filtru k prozkoumání emisí galaxie M82 • snímek „H alfa” (IF filter, 8,9 nm FWHM) obsahuje emisi i spojité záření, ale emise převažuje • snímek „R” (standardní širokopásmový filtr, 150 nm FWHM) také obsahuje obojí, ale spojité záření dominuje • snímek „Pure H alfa” je výsledek po odečtení obou předchozích snímků hranolové spektrografy • využívají závislosti indexu lomu prostředí na vlnové délce • sp. rozlišení R=B.dn/dl, kde B je délka základny hranolu hranolové spektrografy výhody • velká světelnost – spektra i slabých zdrojů • široké zorné pole, možnost pořízení spekter více objektů najednou • levné, jednoduché, byly dominantní při rozvoji astronomické spektroskopie nevýhody • R je silně závislá na vlnové délce („namačkání dlouhých vln“ • obtížné pokrytí širšího sp. oboru • absorpce omezuje použití v UV oboru • proměnná disperze vyžaduje komplikovanější zpracování spektrografy s difrakční mřížkou • difrakční mřížka je série stejných vrypů, jež propouštějí nebo odrážejí záření, mezera mezi nimi je srovnatelná s vlnovou délkou světla, může být rovinná nebo konkávní • z Fraunhoferovy teorie difrakce plyne rozdělení intenzity záření dopadajícího na stínítko I(q)=I0f1f2 , kde I je intenzita záření ve směru q (vzhledem k normále), I0 pak intenzita na mřížce, f1 difrakční funkce jednoho otvoru a f2 popisuje příspěvek N identických otvorů spektrografy s difrakční mřížkou l q d d d l q    sin , )(sin )(sin sin , )( )(sin 2 2 2 2 2 1 dN f a f == == kde a je šířka vrypu (předp. pravoúhlého) a d je vzdálenost mezi nimi, předp. kolmý dopad spektrografy s difrakční mřížkou spektrografy s difrakční mřížkou spektrografy s difrakční mřížkou • tzv. „echelle“ mřížky – dosahují velkého rozlišení tím, že zobrazují řády 50 – 100 ! • R je pak až 105 „echelle“ spektrograf spektrografy s difrakční mřížkou rozlišení R = n.N • úhlové rozlišení pak dq/dl=n/d.cos q • často je pojmem „disperse“ označována veličina dl/dx v ohniskové rovině spektrografu [A/mm nebo nm/mm] • nízká disperse je cca 200 A/mm, vysoká 10 A/mm a méně spektrografy s difrakční mřížkou výhody • shodná disperse pro všechny vlnové délky v daném řádu • možnost dosažení vysokého rozlišení volbou n • variabilita (rovinné, zakřivené) • použitelné pro UV obor • zvládnutá technologie výroby nevýhody • omezená velikost • překrývání řádů (řešitelné) • nízká účinnost (řešitelné) příklady uspořádání McCormick Observatory příklady uspořádání družice IUE spektrograf AsÚ AV ČR, 2m • spektrograf stelárního oddělení cvičení CLEA, IRAF (spectool) ... fine ...