Tayf ve Tayfçekerler
AST203 Gözlem Araçları
Tayfçeker
• Bir tayf çeker dört kısımdan meydana gelir.
• a) Giriş yarığı
• b) Ayna ve mercekler sistemi
• c) Dispersiyon elemanı
• d) Dedektör
Açısal Dispersiyon (rad/angström)
Çİzgisel Dispersiyon (mm/angström)
Çizgisel dispersiyon ve açısal dipsersiyon arasındaki
bağıntı.
+d
l l + dl
Örneğin, 40 Å/mm, 10Å/mm
Dispersiyon, ışık demetinin ne denli açılarak renklerine ayrıldığını tanımlar.
Ayırma Gücü
A.G =
l/Dl
Ayırma Gücü
Tayfta Ayırma Gücü
R = 15.000
R =
100.000
R =
500.000
Newton 1666’da prizmanın üzerine düşen ışığı tayfına ayırdığını keşfetti ve basit bir cam prizma kullanarak güneş ışığının tayfını elde etti.
PRİZMALI TAYFÇEKERLER
Prizmalar tayf elde etmek için kullanılabilecek en basit araçlardır ve farkı dalgaboyundaki ışık ışınlarının farklı miktarda kırılması
prensibine dayanırlar.
En basit bir prizmalı tayfçeker aşağıdaki gibidir
Modern prizmalı tayfçekerlerin genel yapısı
Prizma
• Prizma ışığı kırarak dağıtır.
• Bir ışık demeti bir ortamdan başka bir
ortama belirli bir açıyla geçerken ışık kırınımdan dolayı yolunu değiştirir.
• Farklı renkler farklı açılarda kırılırlar
• Genelde kırmızı ışık mavi ışığa göre daha az kırılır.
Prizma
Prizmanın kırılma ölçeği
Işık Neden Renklerine Ayrılır
• Yapılan ölçümler kırılma ölçeğinin dalgaboyuna bağlı olduğunu
göstermiştir.
• Dalgaboyu artıkça n kırılma ölçeği azalır
• Azalma uzun
dalgaboylarında daha az
Cauchy Denklemi
Prizmada Açısal
Dispersiyon
Prizmada
Ayırma Gücü
19
Prizmalı Tayfçeker
Credit: C.R. Kitchin “Astrophysical techniques”
CRC Press, ISBN 13: 978-1-4200-8243-2
Prizmalı Tayfçekerler
• Düşük çözünürlük elde etmek için oldukça kullanışlı
• Avantajları:
• Basit-bir kural yok (sadece kaliteli cam)
• Tayf tek bir satırda oluşmakta
• Dez-avantajları:
• Düşük çözünürlük
• Çözünürlük l dalgaboyu ile değişir
Çözünürlük
• Tayfsal Çözünürlük: R = l / Dl
• l ilgilenen dalgaboyu
• Dl ayrıt edilebilen en küçük dalgaboyu aralığı
• “düşük” çözünürlük 10<R<1000
• “orta” çözünürlük 1000<R<20,000
• “yüksek” çözünürlük R>20,000, R>100,000
• Dispersiyon – Dl/piksel veya Dl/Å
Farklı Bilimsel Amaçlar için Farklı Çözünürlükler
• Aktif galaksiler, kuasarlar, yüksek kırmızıya kayma: R ≈ 500 - 1,000
• Yakın galaksiler (hızları 30…300 km/sn): R ≈ 3,000 - 10,000
• Süpernova (genişleme hızı ≈ 3,000 km/sn): R > 100
• Yıldızların Kimyasal Bileşimi:
Sıcak Yıldızlar: R ≈ 30,000
Soğuk Yıldızlar: R ≈ 60,000 - 100,000
• Ötegezegen araştırmaları için R ≈ 115,000 (HARPS).
• Şu an için en iyi ulaşılan Doppler hassasiyeti ~1 m/sn.
Dikine Hız
Dikine Hız
SİNYAL / GÜRÜLTÜ ORANI
Sinyal / gürültü oranı (S/N), tayfın kullanılan sinyal seviyesi ile gürültü seviyesinin oranıdır.
Gürültü, gökyüzü arka-alanından gelen ışınıma ilaveten ortamın sıcaklığı, aletsel ve çevresel şartlardan oluşan istenmeyen
sinyallerin tamamına verilen addır.
S/N oranının yüksek olması, daha kaliteli bir tayf anlamına gelir ve tayftaki daha çok sayıda zayıf çizginin ölçülebilmesini sağlar.
Düşük S/N oranlarında ise, zayıf çizgiler gürültü seviyesinin içerisinde kalarak ondan ayrıt edilemezler ve dolayısıyla
ölçülemezler.
Çözünürlük ve S/N Oranı
Yüksek R, yüksek S/N Düşük R, yüksek S/N
Düşük R, düşük S/N
Yarık
• Tayfsal çözünürlük tayfçekerin çözünürlüğü R bağlıdır...
• ...ama aynı zamanda yarığın genişliğine de bağlıdır.
• Yarığın genişliği ~ CCD üzerindeki tayfın parlaklığını etkiler
• En uygun yarık genişliği en yüksek çözünürlüğe ve en az arka-alan gürültüsüne ulaşıldığı durumdur.
Düşük R
CCD daha parlak,
ama arka-alan gürültüsü daha fazla
Yüksek R
Zayıf sinyal (sinyali artırmak için uzun poz süresi gerekir),
Ama arka-alan gürültüsü düşük
Astronomik Görüş – Tayfsal
Çözünürlük • Eğer yarık geniş ise, tayfsal çözünürlük astronomik görüşe bağlıdır:
Görüş çok iyi:
Yüksek tayfsal çözünürlük
Görüş kötü:
Düşük tayfsal çözünürlük
Yarıksız
Tayfçekerler
• Prizma teleskobun önüne konulur
• Düşük çözünürlüklü, gök yüzü taramaları için uygun (nedeni geniş alan görmesi)
KISS Images/Burrell Schmidt
Çok nesneli tayfçekerler
CCD slit CCD
CCD alanı boşa harcanır
Çok nesneli tayfçekerler
CCD CCD
• First do pre-imaging to find the stars/objects of interest + reference object
• Create mask using computer program (mask is then cut in metal plate with laser)
• Go back to telescope, do acquisition to center slits on objects
• Do spectroscopic integration
Multi-object spectroscopy with slitlets
CCD CCD
• But: Some slit combinations are forbidden: They would result in overlapping spectra
near infrared multiple- object spectroscopy with SUBARU/MOIRCS
Credit: unknown
Multiple object spectroscopy
• Often you want spectra of many objects in the same region on the sky
• Doing them one by one with a longslit is very time consuming
• When putting a slit on a source in the focal plane, the photons from all other sources are blocked and thus “wasted”
• Wish to take spectra of many sources simultaneously!
• Solution: “multiple object spectrograph”. Constructed to
guide the light of >>1 objects through the dispersive optics and onto the detector(s), using:
• a small slit over each source (“slitlets”)
• a glass fiber positioned on each source
• “integral field unit”
Multiple slit(lets) approach
• A slitlet is a longslit, but of much shorter length than most
“single” longslits
• Normally done using focal plane “masks”: metal plates in
which slitlets are cut, nowadays mostly done automatically by cutting devices using high-power lasers
• Advantages:
• (can do many objects simultaneously)
• small longslits: sample object and sky background in each slitlet
good sky correction in each spectrum
• slits can be cut in almost any shape (useful for extended sources)
• Disadvantages:
• a new mask must be made for each field, often more than 1 mask/field
• not complete freedom where to put slits (spectra should not overlap on detector)
Slitlets approach, “peculiarities”
• Optical layout essentially the same as with normal (single) longslit, but instead of single slit ~centered in focal plane, multiple slits distributed over focal plane. Consequences:
• all slitlets have same dispersion direction all slitlets must have similar orientation ~perpendicular to dispersion
direction (simple straight slits exactly perpendicular to dispersion direction in most cases)
• wavelength scale is different for each slitlet, depending on its position
• if chip size limits spectral range (end - start) that fits on detector, then start and end depend on position of object (slit) on sky
• if two slits are close together in spatial direction but far apart in dispersion direction, spectra can overlap due to optical distortions
