Comment mesurer un spectre
Briser la lumière en un spectre: Dispersion et diffraction
À peu près tous les manuels d'astronomie vous jamais ramasser contiendra une phrase à l'effet que le processus de rupture lumière en un spectre est « comme le passage de la lumière blanche à travers un prisme. » Ce processus, appelé dispersion. se pose parce que les différentes couleurs (ou longueurs d'onde) de la lumière pli par des quantités différentes de leur passage à partir de, par exemple, un milieu de faible densité (comme l'air) dans un milieu de densité plus élevée (comme le verre dans un prisme). Par conséquent, un faisceau étroit de lumière « blanche » va se répartir dans un arc en ciel. Le tour est joué, un spectre!
Les couleurs de la « arc en ciel » familier de la lumière visible correspondent à différentes longueurs d'onde de la lumière, représenté ici à l'échelle nanométrique. Les longueurs d'onde se successivement plus que l'on se déplace de gauche à droite.
Mais un tel spectre, bien que très jolie, est de très peu d'utilité pour les astronomes. Ce type de spectre ne donne pas les informations physiques détaillées que nous avons besoin de faire de la science. Et en pratique, certains types de lumière (tels que la lumière ultraviolette, par exemple) ne passent pas à travers un prisme de verre mais sont absorbés! Il est difficile de mesurer un spectre quand la lumière est absorbée!
Comment un tel réseau briser un faisceau de lumière en ses longueurs d'onde constitutives? [À déterminer. Nous espérons ajouter cette bientôt! Mais la plupart des livres de texte Intro Physics donnent une description de ce processus. Donc, jusqu'à ce que je fais, ça, utiliser la bibliothèque!]
Spectroscope et spectrographes
Un réseau de diffraction par lui-même est vraiment pas mieux qu'un prisme pour créer un spectre astronomique. Le réseau doit être intégré dans un dispositif appelé un spectroscope ou spectrographe pour que cela soit fait. Ce sont effectivement la même chose, sauf qu'un spectroscope est simplement utilisé pour l'inspection visuelle (qui est, votre oeil est le détecteur), tandis qu'un spectrographe comprend des moyens (film photographique ou un détecteur électronique) pour enregistrer le spectre d'analyse. En astronomie professionnelle ces jours-ci, il y a très peu de besoin d'un spectroscope (comme il y a très peu d'autres travaux d'observation effectivement fait à l'oeil nu, à l'exception possible de regarder un écran d'ordinateur toute la journée!).
Ok, donc ce qui est un spectrographe? Dans sa forme la plus simple, il est une boîte étanche à la lumière avec une petite (rectangulaire souvent étroite ou réglable) ouverture pour laisser la lumière dans, une grille pour briser la lumière en ses composants, et un « détecteur » d'un certain type mis à la bonne angle et la distance de la grille pour enregistrer le spectre de la gamme de longueurs d'onde d'intérêt. Télescopes sont utilisés pour recueillir la faible lumière des objets lointains, et les spectrographes sont placés au foyer du télescope pour analyser la lumière.
Détection et enregistrement Spectra
Un détecteur est tout simplement un dispositif qui détecte et mesure la lumière entrante. Dans un spectrographe, le détecteur doit effectuer cette opération sur une plage de longueurs d'onde, la mesure de la quantité de lumière comme il change de longueur d'onde à la longueur d'onde. Dans un spectroscope optique, le détecteur est votre oeil, qui détecte les différentes couleurs et la présence de raies d'absorption sombres ou des raies d'émission lumineux dans le spectre de la source en cours de visualisation. Dans un spectrographe, un autre dispositif est utilisé pour détecter la lumière.
Cette image montre un détecteur électronique appelé un dispositif à couplage de charge ou CCD. Le petit rectangle central contient un réseau étroitement tassé de 320 par 512 des diodes de détection de lumière, qui enregistrent individuellement chacun de la luminosité de la lumière et de transmettre les informations à un ordinateur. Imaginez que vous placez cet appareil au foyer d'un grand télescope! Il permet aux astronomes de « voir » des objets millions de fois moins lumineux que l'œil nu! (Cliquez sur l'image pour voir une version plus grande. Photo gracieuseté de Smithsonian Astrophysical Observatory).
Au cours des 20 dernières années, même l'enregistrement photographique des spectres est presque devenu une chose du passé. l'enregistrement électronique des spectres est la plus sensible, quantitative, de manière à détecter la lumière, et il obtient le spectre directement dans un format numérique qui peut être traité sur un ordinateur (où le travail réel est fait). Le détecteur utilisé le plus souvent en astronomie ces jours-ci est appelé un dispositif à couplage de charge. ou CCD. Ce dispositif est essentiellement un réseau de diodes minuscules, sensibles à la lumière et est maintenant couramment utilisé dans les caméras vidéo et les appareils photo numériques. CCDs astronomiques, sont souvent peaufiné cependant, pour fournir les meilleures performances à des niveaux de lumière faibles, dans de nombreux cas d'enregistrement à l'arrivée des photons individuels de la lumière provenant de sources lointaines dans l'Univers!
Le pouvoir de résolution spectrale par rapport à la couverture
Chaque fois qu'un astronome va à un télescope pour obtenir des spectres, il / elle doit répondre à plusieurs questions sur les objectifs nécessaires à leur enquête. Par exemple, il faut savoir exactement quelles lignes spectrales doivent être observées, et par conséquent, la quantité de couverture spectrale est nécessaire. Est-ce que toutes les lignes d'intérêt dans la partie rouge du spectre, ou une couverture spectrale complète du bleu à travers le rouge nécessaire? L'autre question fondamentale est de savoir combien pouvoir de résolution est nécessaire (en gros, combien la lumière doivent être répartis pour montrer les détails dans le spectre)?
Cette dernière question porte sur plusieurs considérations. Y at-il des raies spectrales d'intérêt qui sont proches dans la longueur d'onde? Si oui, on doit utiliser une dispersion suffisamment élevée pour permettre aux lignes à séparer; sinon les lignes seront mélangées ensemble de sorte qu'ils ne peuvent pas être mesurés individuellement.
Une difficulté se présente parfois lorsqu'un projet désire à la fois à haute dispersion spectrale et une large couverture de longueur d'onde. Pour un détecteur de taille fixe, plus on répand la lumière sur (dispersion ultérieure) moins la gamme de longueurs d'onde qui tombent sur le détecteur (plus petit de la couverture spectrale). Dans les cas où la fois la couverture spectrale et haute dispersion spectrale sont nécessaires, un spectrographe spécial appelé spectrographe peut être utilisé en échelle. Ce dispositif comporte deux réseaux de diffration au lieu d'une, une grille de dispersion élevée pour fournir la résolution spectrale souhaitée, et un réseau de dispersion inférieure qui étale le spectre global dehors dans une matrice de spectres miniature, chacune couvrant une partie seulement de la gamme spectrale souhaitée. Bien que ces spectrographes ne conviennent pas à toutes les observations, ils permettent dans certains cas, une seule observation à faire le travail de 50 observations avec un spectrographe régulier!
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