Современные астрономические спектрометры и методы обработки спектрограмм

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

УРАЛЬСКИЙ ФЕДЕРАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

ИМЕНИ ПЕРВОГО ПРЕЗИДЕНТА РОССИИ Б. Н. ЕЛЬЦИНА

С. Ю. Горда

СОВРЕМЕННЫЕ

АСТРОНОМИЧЕСКИЕ СПЕКТРОМЕТРЫ

И МЕТОДЫ ОБРАБОТКИ

СПЕКТРОГРАММ

Рекомендовано методическим советом УрФУ

в качестве учебного пособия для студентов, обучающихся
по программе магистратуры по направлению подготовки

03.03.02 «Физика», по программе специалитета

по направлению подготовки 03.05.01 «Астрономия»

2-е издание, стереотипное

Москва
Издательство «ФЛИНТА»
Издательство Уральского университета
2017

УДК 520(075.8)
ББК 22.63я73-1
Г68

Р е ц е н з е н т ы:
лаборатория астроспектроскопии
Специальной астрофизической обсерватории РАН
(заведующий лабораторией доктор физико-математических наук,
профессор В. Г. Клочкова);
В. Е. Панчук, доктор физико-математических наук, профессор
(Специальная астрофизическая обсерватория РАН);
Ю. В. Пахомов, кандидат физико-математических наук,
старший научный сотрудник Института астрономии РАН

Горда, С. Ю.
Г68
Современные астрономические спектрометры и методы
обработки спектрограмм [Электронный ресурс] : [учеб. пособие]
/ С. Ю. Горда ; М-во образования и науки Рос. Федерации,
Урал. федер. ун-т.
— 2-е изд., стер. — М. : ФЛИНТА : Изд-во
Урал. ун-та, 2017. — 91 с.

ISBN 978-5-9765-3080-5 (ФЛИНТА)
ISBN 978-5-7996-1409-6 (Изд-во Урал. ун-та)

В учебном пособии рассматриваются устройство и принципы работы
спектральных приборов. Особое внимание уделено широко применяемым
в современной астрономии оптоволоконным спектрографам со скрещенной
дисперсией — эшелле-спектрометрам. Излагаются основы методики
обработки эшелле-спектрограмм.
Пособие предназначено для студентов и аспирантов астрономических
специальностей, может быть полезно студентам-физикам.

УДК 520(075.8)
ББК 22.63я73-1

c⃝ Уральский федеральный
университет,
2015

ISBN 978-5-9765-3080-5 (ФЛИНТА)

ISBN 978-5-7996-1409-6 (Изд-во Урал. ун-та)

Содержание

Предисловие . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5
Введение
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7

1. Астрономические спектрометры
9
1.1. Основные типы спектрографов
. . . . . . . . . .
9
1.2. Щелевой спектрограф
. . . . . . . . . . . . . . .
13
1.3. Дифракционная решетка (краткая теория)
. . .
19
1.4. Дифракционная решетка
с профилированным штрихом . . . . . . . . . . .
31
1.5. Спектрометры со скрещенной дисперсией . . . .
37
1.6. Эшелле-спектрометры
с оптоволоконным входом
. . . . . . . . . . . . .
42
1.7. Схема белого зрачка
. . . . . . . . . . . . . . . .
45

2. Обработка эшелле-спектрограмм
51
2.1. Некоторые сведения о ПЗС-матрицах,
структуре FITS-файла
и калибровочных кадрах . . . . . . . . . . . . . .
51
2.2. Основные этапы обработки спектрограмм . . . .
56
2.2.1.
Извлечение (экстракция) порядков
эшелле-спектра
. . . . . . . . . . . . . . .
57
2.2.2.
Исправление дефектов изображения . . .
59
2.2.3.
Построение дисперсионной кривой . . . .
60
2.2.4.
Проведение уровня континуума.
Нормировка спектра
. . . . . . . . . . . .
62

3

2.3. Программное обеспечение
для обработки спектрограмм . . . . . . . . . . . .
67
2.4. Основные детали в спектрах звезд
. . . . . . . .
70
Приложение 1. Параметры оптоволоконных эшеллеспектрометров высокого разрешения, используемых в настоящее время в обсерваториях мира
.
74
Приложение 2. Области теллурических линий
. . . .
78
Приложение 3. Точные длины волн узких DIB. . . . .
82

Предисловие

Данное учебное пособие написано на основе десятилетнего
опыта проведения автором лабораторных работ по астрофизике для студентов третьего и четвертого курсов физического
факультета Уральского федерального университета, обучающихся по специальности «Астрономия». Основной целью этого мероприятия является обучение студентов навыкам работы со спектральным материалом, полученным на современных
эшелле-спектрометрах с электронной регистрацией данных, а
также более подробное, чем излагаемое в курсе общей астрофизики, знакомство с устройством и принципами работы спектральных приборов.
В первой части пособия дан краткий обзор основных типов
спектральных приборов, используемых при астрофизических
исследованиях. Более подробно рассмотрено устройство щелевого спектрографа как основного инструмента, применяемого
при спектральных исследованиях небесных объектов. Описана
краткая теория дифракционной решетки – основного диспергирующего элемента таких спектрографов. Особое внимание
уделено одному из типов спектрографов со скрещенной дисперсией – эшелле-спектрометрам, применяемым в современной
астрономии в связи с переходом на компактные твердотельные
электронные приемники излучения – ПЗС-матрицы. Приведено описание нового типа спектрометра, изготовленного по схеме белого зрачка и питаемого светом, идущим с телескопа по
оптическому волокну.
Во второй части пособия изложены основные методы обработки электронных изображений эшелле-спектрограмм, полученных на ПЗС-матрицах, конечным результатом которой
являются цифровые данные, содержащие информацию о распределении остаточной интенсивности излучения объекта по
длинам волн. Методика обработки спектрограмм рассмотрена

5

на примере работы в пакете DECH на платформе Windows. Рассмотрены преимущества обучения методам обработки эшеллеспектрограмм в пакете DECH по сравнению с пакетами MIDAS
и IRAF, работающими в среде UNIX (LINUX), которые, тем не
менее, более эффективны при массовой профессиональной обработке спектрограмм.
При изложении теоретических основ работы дифракционной решетки и принципов построения спектрального изображения с помощью щелевых спектрометров автор в основном пользовался методологией подачи материала, изложенной в книге
В. И. Малышева «Введение в экспериментальную спектроскопию», написанной на основе курса лекций, читавшегося в Московском физико-техническом институте. Несмотря на то, что
книга издана в 1979 г., она не потеряла актуальности и сегодня, т. к. теоретические основы разложения излучения в спектр
с помощью классических типов спектральных приборов не изменились до настоящего времени. Степень сложности подачи
материала и его объем соответствуют уровню знаний студентов
физических специальностей.
Пособие предназначено для студентов третьего курса астрономической специальности, только приступающих к изучению
методов практической астрофизики, для более углубленного
изучения принципов работы спектральных приборов, применяемых в астрономии. Также оно может быть полезно студентамфизикам, обучающимся по специальностям, связанным со спектральными исследованиями.
Автор выражает глубокую благодарность рецензентам данной рукописи за ценные замечания, исправления, дополнения
и терминологические уточнения устоявшихся в наши дни понятий в области современной астроспектроскопии, благодаря
которым текст пособия приобрел более полный и законченный вид.

Введение

Экспериментальная (практическая) астрофизика как часть
физической науки в целом занимается исследованием свойств
вещества, находящегося, как правило, в запредельных условиях по характеристикам температуры, плотности и давления,
недостижимых в земных лабораториях. Объекты исследования
находятся в космическом пространстве и удалены от наблюдателя на огромные расстояния. В настоящее время единственным источником информации о происходящих в них физических процессах, который мы можем регистрировать, является электромагнитное излучение, как правило, имеющее слабую
интенсивность. Среди разнообразных методов анализа приходящего из космоса излучения особое место занимает метод спектрального исследования, использующий принцип разложения
приходящего излучения на составляющие по длинам волн (частотам). Для этой цели применяются различные спектральные
приборы, с помощью которых можно проводить исследования
спектров поглощения, излучения, отражения, рассеяния и др.
Изучение спектров позволяет получить наиболее полную информацию как о физических процессах, происходящих в источнике излучения, так и о свойствах среды, через которую
это излучение распространяется.
В настоящее время спектральные исследования астрономических объектов проводятся в очень широком интервале длин
волн: от диапазона рентгеновского λ ≈ 1 ÷ 10˚A (1˚A = 10−10 м)
и даже гамма-излучения λ < 1˚A до диапазона сантиметровых
и метровых радиоволн. Наиболее широко и часто астрофизические исследования проводятся в так называемой оптической
области электромагнитного излучения λ ∼ 3000÷10000˚A, соответствующей одному из окон прозрачности земной атмосферы.
Определение оптического диапазона связано еще и с общностью методов разложения излучения в спектр в применяемых

7

в данном диапазоне спектральных приборах и общностью методов исследования получаемых спектров. Диапазон спектральной чувствительности наиболее распространенных в астрономии приемников излучения (фотоэмульсия, катод ФЭУ, ПЗСматрицы и т. п.) также лежит внутри этого интервала длин
волн. Электромагнитное излучение с длиной волны, соответствующей оптическому
диапазону, часто называют просто
светом.

1. Астрономические спектрометры

1.1.
Основные типы спектрографов

Для разложения излучения в спектр в астрофизике используются различные спектральные приборы в зависимости от
объекта исследования и поставленной задачи. Все оптические
спектральные приборы можно условно разделить на три основные группы: бесщелевые, щелевые и фурье-спектрографы.
Бесщелевые спектрографы применяются главным образом
для решения задач, не связанных с большим спектральным
разрешением и высокой дисперсией, например, для массовой
спектральной классификации звезд. Устройство таких приборов крайне простое. Как правило, это стеклянная призма, установленная перед объективом телескопа. После прохождения
через призму свет различных длин волн падает на объектив
телескопа под разными углами, и в фокальной плоскости строится ряд монохроматических изображений звезды, сдвинутых
одно относительно другого согласно соответствующей длине
волны света. Иными словами, изображение отдельной звезды
представляет собой узкую полоску, на одном конце которой
изображение построено светом более коротких длин волн, чем
на другом. Иногда для улучшения оптического качества получаемого спектра применяют специально сконструированные
объективы, в которые призма входит составным элементом,
и не обязательно первым. Основное ограничение на применение таких приборов связано с трудностями изготовления призм
большого размера, поэтому они применяются в основном для
получения низкодисперсионных спектров не очень слабых объ
9

ектов. Есть разновидность бесщелевого спектрографа, где призма небольшого размера устанавливается за главным зеркалом
афокального телескопа Мерсенна, оптическая схема которого
представляет собой два параболических зеркала (главное —
большего диаметра и вторичное — меньшего), расположенных
так, что их фокусные расстояния совмещены. Такая схема превращает параллельный пучок света от звезды, упавший на главное зеркало большого размера, в параллельный пучок значительно меньшего диаметра, выходящий из центрального отверстия в главном зеркале. На этом приборе можно исследовать
более слабые звезды, чем с помощью обычного спектрографа
с объективной призмой. Существуют и другие разновидности
бесщелевых спектрографов.
Второй, наиболее часто используемый в астрономии класс
спектральных приборов – это щелевые спектрографы. На этих
приборах производится основная масса астрофизических исследований. С их помощью получают спектры низкого, среднего и высокого разрешения практически от любых астрономических объектов. Питающей оптикой для них может служить
любой используемый телескоп. Устройство и принцип работы
таких приборов будут изложены ниже. В качестве диспергирующего элемента в таких спектрографах могут использоваться
призма, дифракционная или голографическая решетка, а также различные комбинации из них. Для получения высокой разрешающей способности, а также спектрометрии протяженных
источников на вход прибора устанавливается узкая щель, препятствующая наложению элементов изображения, полученных
в соседних длинах волн.
Третий вид спектральных приборов,
фурье-спектрометр,
спектрографом в классическом смысле не является. Оптическая схема фурье-спектрометра, как правило, представляет собой интерферометр Майкельсона с одним подвижным плечом.
Принцип работы интеферометра в качестве фурье-спектрографа достаточно прост. Если разность хода лучей от двух плеч
интерферометра равна δ, тогда для монохроматической волны

10

с волновым числом ˜ν = 1/λ появится фазовый член e2πiδ˜ν. Картина интерференции в выходном окне интерферометра меняется синусоидально с изменением δ, вследствие чего появляются
последовательные максимумы и минимумы для разностей хода
волн, кратных λ или λ/2. Пусть четная функция B(˜ν) описывает спектр излучения, а b(δ) — отклик на выходе интерферометра, тогда интерференционную картину для всех длин волн
можно описать следующим интегралом:

b(δ) =

∞
−∞
B(˜ν) e2πiδ˜νd˜ν .
(1.1)

Таким образом, видно, что отклик интерферометра (интерферограмма) представляет собой преобразование фурье-спектра источника. Поскольку функция B(˜ν) четная и действительная, под интегралом остается только действительная часть интеграла фурье:

b(δ) =

∞
−∞
B(˜ν) cos(2πδ˜ν) d˜ν .
(1.2)

Чтобы получить спектр, достаточно произвести над интерферограммой обратное преобразование фурье.
Видно, что это совершенно другой способ получения спектральной информации от исследуемого источника. В процессе
получения интерферограммы на каждом шаге после регистрации излучения подвижное зеркало перемещается на малую величину. Процесс повторяется, пока подвижное зеркало не пройдет весь путь от начального до конечного положений. При этом
спектральное разрешение определяется размером области смещения подвижного зеркала, а длина спектрального участка —
величиной шага смещения.
У фурье-спектроскопии есть свои преимущества и недостатки по сравнению с классической. Основным преимуществом
фурье-спектрометра является возможность регистрации в каж
11

дый момент времени интегрального потока излучения, что позволяет получать отклик на фотоприемнике с большим отношением сигнал/шум. Это преимущество по сравнению с классическим спектрографом особенно сильно проявляется в инфракрасной области, где шум теплового излучения элементов
спектрографа зачастую сравним по величине с интенсивностью
разложенного в спектр излучения исследуемого объекта.
Как и все приборы, фурье-спектрометр обладает и рядом
свойств, ограничивающих его применение. Изменение интенсивности потока излучения вследствие, например, изменения
прозрачности атмосферы во время регистрации интерферограммы может привести к искажениям в окончательно полученном спектре. Немаловажно и то, что для получения интерферограмм высокого качества необходима прецизионная система
перемещения одного из зеркал интерферометра с точной регистрацией его положения на каждом шаге, что является весьма
не простой технической задачей.
Описание других типов спектрометров, применяемых в астроспектроскопии, и более подробное изложение принципа работы фурье-спектрометра содержатся, например, в книге Д. Грея,
которую можно найти в библиотеке университета [см.: 1].

Контрольные вопросы

1. Какой диапазон длин волн электромагнитного излучения называется оптическим?
2. На чем основан принцип разложения интегрального излучения
по длинам волн?
3. Каково устройство спектрографа на основе объективной призмы?
4. Для каких целей в астрономии используются спектрографы с
объективной призмой?
5. На чем основан принцип действия фурье-спектрометра?
6. В каком диапазоне спектра наиболее эффективно использование Фурье-спектрометра и почему?

12