从星光中摄取宇宙奥秘的观天利器 | 赛先生

  之前在《科学家如何逆天:牛顿的叹息、冷战和自适应光学》里,笔者曾经为大家介绍过当前光学红外天文望远镜里最前沿的观测设备——自适应光学系统。咱们这次聊一聊几乎在所有光学红外天文台的望远镜上都有所配备的一个既有着漫长历史,却仍活力四射的一件观天利器——光谱仪。

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  (Credit:astro.lu.se)

  撰文 | 冯麓(国家天文台)

  编辑 | 韩越扬

  从彩虹到光谱

  光,在我们身边无时不刻不在帮助着我们认识世界。物体的形状、颜色、表面质感这些信息都在物体被光照射下被我们人眼所接收,被我们人脑所处理,最终得以理解。

  牛顿老爷子在他还是个年轻人的时候,就想知道这神奇的光是怎么组成的,把日光这白光分解后能够看到什么?于是乎,牛老爷就设计了一个实验(见图1)。

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  图1. biography.com)

  他在窗户边上立了块开了个小洞的木板,只有那些可以穿过小洞的日光才能照射到与小孔存在一定距离的一块三棱镜。在三棱镜后面立着一块白布,作为接收屏。当日光穿过小洞,经过三棱镜后,白色的日光就被分解为彩虹一样的颜色。

  这个实验一方面证明了白色的日光可以分解为不同颜色的光线,同时棱镜这种光学元件具有将颜色分散开的能力(色散);另一方面,这个实验实际上也开启了人类在光谱学方面的研究。而光谱学正是天文学家利用来自天体的光在不同颜色上的特征(光谱),研究天体诸如温度、质量、气体物质成分、运动速度等一系列性质的重要工具。

带分得更细,所以太阳光谱里面其他一些很精细的结构在当时就没有被牛老爷发现。

  通常,发光、致密的物体会发出连续谱,就比如太阳这样的恒星。而那些具有温度、稀薄的气体由于其中电子的运动,也会在特定的颜色,或者说特定的波长上发光。我们管光谱上出现的这样的特征叫做发射线。如果我们的实验装置可以在波长上分的很细,就可以看到这些发射线。

  更有意思的是,当那些会发出连续谱的特别亮的天体前面有一团稀薄的气体挡着它们的时候,由于气体里面特定物质会吸收某些波长的光子,就会造成本来连续的光谱中出现间断。这些黑黑的间断就叫做吸收线。在图2中我们就可以看到连续谱、发射线、吸收线的样子和它们各自的来源。

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  图2. 物体的不同性质和状态对应不同的光谱。左上大白点表示一个热的、自己会发光、致密的天体。它所发出的是连续谱(Continuous spectrum)。而有温度的稀疏气体则会发出发射线(Bright line spectrum)。当我们穿过气体看向天体的时候所看到的光谱则是叠加在连续谱上的吸收谱(Continuous spectrum with dark faculty.virginia.edu)

  光谱仪,从星光摄取光谱的仪器

  就像前面提到的,牛老爷尽管看到了太阳的连续谱,但并没能看到其间的精细结构。要知道太阳也有大气,连续谱穿过大气必然会因为太阳大气里面的成分出现吸收谱暗线。那么之所以没有看到,问题主要就出在了牛老爷的实验设备少了一个将入射进来的光线准直的器件;同时棱镜色散的能力,也不够强。

  就在牛顿棱镜实验100年后,光谱学的奠基人夫琅和费改进了实验装置,成功的发现了太阳光光谱中的吸收线。而他所设计的装置就是真正意义上的光谱仪(见图3)。在这之后到现在的两百年里,光谱仪的基本结构与这台光谱仪并无太大出入。

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  图3. 臂中间的棱镜起到色散的作用。

  光谱仪的基本结构如图4所示。大部分的天文用光谱仪均可以用这个结构进行分析。

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  图4. home.strw.leidenuniv.nl)

  整个光谱仪由五部分组成。首先是置于望远镜焦平面的将来自光源的光导入光谱仪的小孔或狭缝。望远镜在成像的时候成像视场里面总会有多个天体,这里之所以要有个小孔或者狭缝,其主要的目的就是用于限制进入到光谱仪的光(这里我们把没有被故意色散的光都叫白光)均来自于这些天体中我们感兴趣的那一个(单个狭缝)或者几个天体(多个狭缝,后面会讲到)。

  由于小孔开在焦平面,其后光线必然发散,所以在进入色散元件之前需要把发散的光线变成平行光,这就需要用到准直镜这样的玩意了。准直以后的白光被送往色散元件,打散成彩虹一般的颜色。为了将光谱有效地投射到那又小又贵的探测器上,在色散元件和探测器之间还需布置成像光路。最后,我们就能在探测器上看到那神奇美丽(看多了也无聊)来自天体的光谱了。

纹。

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  图5. 光学红外天文光谱仪当中最常用的色散元件——反射式衍射光栅。白光照上去就会出现彩虹图案。右图则是它表面的横截面图,可以看到很多斜坡。正是这些斜坡使入射光发生衍射,出现了色散现象。在不同的观测角度上,会有不同阶次(order)的光谱(右图)。这些光谱色散程度不同,会出现不同波长光谱之间重叠的现象。

  这也就是说,在0阶光谱对应的角度我们看到的白光还是白光,在1阶光谱对应的角度我们假设想看600到800纳米的光,但在这个角度由于2阶光谱色散程度更高,2阶光谱的300到400纳米的光也会出现在这个角度,与1阶光谱600到800纳米的光叠加在一起…… 同时,由于不同光栅表面斜坡的刻蚀密度(线/mm)不同,导致色散程度的不同,斜坡的角度(闪耀角)不同,导致对应色散最灵敏的波长(闪耀波长)也不同。

  闪耀光栅只在特定一个角度反射最强,这个角度对应一个波长,而对于其他其他角度,偏离这个角度越多反射也就越暗。因此,如何合理选择光栅又成了一个问题。更不要提由于光路设计,由于棱镜本身会产生变形失真,因此光谱是弯曲的,探测器响应又不均匀这一个又一个需要量化处理的问题……所以对于一位使用光谱仪进行天文观测的天文学家而言,无论是在使用它之前还是之后,相应的工作真的是非常繁琐。

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  图6. agenda.infn.it)

  光谱仪家族的活跃分子们

  下面我们将为大家介绍目前国际上使用最普遍的几种光学红外光谱仪。它们的区别主要就在前面所提到的光谱仪五大部分中的两个部分,一个是进光部分,一个是色散部分。我们首先看进光部分。

  最传统的光谱仪就是前面讲到的长缝光谱仪(long slit ,仅能用到方形的探测器的一部分,而且同一时间也仅能得到狭缝方向上所覆盖的天体部分的信息。那么有没有办法一次可以获取望远镜视场里面多颗天体或者说多个位置的光谱呢?

  于是乎,就有了简单粗暴的多缝光谱仪,也叫做多狭缝光谱仪(multi-slits 狭缝在x方向不重叠,原则上不就可以观测多个目标了?这就是多狭缝光谱仪的大致思路,当然这个xy坐标系还可以在视场里面旋转,平移,原则上只要保证天体之间的光谱不重叠,不影响到对天光背景的测量,狭缝就可以开得非常密(图7)。但同时也会带来诸如前面提到的像高阶光谱重叠到低阶光谱上那些繁琐的问题。总而言之,观测效率是提高了很多。

  多缝光谱仪也有个问题,那就是每次观测的狭缝板都不一样,观测之前都要把当晚观测所需要的狭缝板提前刻好。由于狭缝板刻完后就固定了,观测计划在观测中途也就不能再变更。灵活性就不够高。

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  图7. Massey,P., Strobel, K., Barnes, J. V., & Anderson, E. 1988, ApJ, 328, 315。)

  利用机器手将光纤的一头对到想要观测的目标上,就是一种提高多狭缝光栅灵活性的解决方案。我们大家所熟知的位于我国河北兴隆观测基地的LAMOST其焦面上面就布置了非常多的机器摇臂,每一个摇臂上面都接着一根光纤。这样只要天体进入到某一个摇臂的活动范围之内,摇臂就会带动光纤对准目标。来自天体的光进入光纤,顺着光纤再进入后面的准直器、色散元件,光谱最后再被探测器所接收。大量的机器手就可以保证同时可以对视场内大量的目标进行观测(图8)。

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  图8. xinglong-naoc.org,cfa.harvard.edu)

  但光纤光谱仪也存在自己的问题,主要就是光纤和光纤之间离得不能像狭缝和狭缝之间这么近,真的要是特别密集的星场,还是有一些局限。同时,由于长方形的狭缝在卡到目标的同时也截取了目标上下很近区域内的天空背景,这样在刨除天空背景的时候,会更准确一些。光纤光谱仪则需要在视场内选取多点进行天光背景的测量,再建立天光背景模型,才能刨除天空背景的影响。但一涉及到模型,总会有人觉得不准,所以目前也算是光纤光谱仪的一个局限性吧。

  那么有没有可能既成像,又得到光谱的方法呢?就像得到一组在连续变化的波长下拍摄的照片集?这个问题的答案就是全视场光谱仪,也叫积分视场光谱仪(Integral Field Spectrograph)。

  可能光谱仪里最让笔者兴奋的就是它了。想一想同时既能得到图像又能得到光谱,或者说直接得到了一组增加了一个波长维度的图像集,实在是太刺激了。

  积分视场光谱仪的实现形式主要有图9里面介绍的三种,它们的主要目的都是要将仪器视场分成一小块一小块,在分解之后再通到色散元件去进行色散。但由于分解方式的不同,光谱在探测器上的分布也不同,后续处理出来的结果也会各有千秋。但无论如何,IFS在未来绝对是天文学家申请的一类热门仪器。目前Keck望远镜上面的OSIRIS(微透镜阵列)以及VLT上面的SINFONI(像切分器)就是这类仪器的翘楚。

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  图9. ifs.wikidot.com)

  在色散元件方面,由于闪耀光栅(就是前面提到的反射式衍射光栅)效率高,色散性能好,目前还是最常见的色散元件。当然,作为元老,棱镜也算一个。但就跟单个狭缝一样,单个闪耀光栅只能将入射光在一个方向分解,得到例如图6的图像,并不能有限地利用整个方形的探测器。利用第二个色散元件在垂直方向上进行第二次色散的思路成就了中阶梯光栅(Echelle)。

  中阶梯光栅由于色散程度高,光谱当中的一些细节呈现的就更为明显,所以在高分辨光谱仪中经常会见到。比如说像凯克望远镜的HIRES,VLT望远镜的UVES就是这类光栅应用中很成功的典范。

  还有一种在天文爱好者里面都有应用的色散元件——棱栅(grism)。也就是在棱镜的后面刻蚀出闪耀光栅,将二者合二为一的一种色散元件,多出现在兼具成像和光谱两种功能的成像光谱仪中。其中真正起到色散作用的是背后闪耀光栅的部分,而棱镜则负责调整光线入射到闪耀光栅的角度,这样成像光路和光谱仪光路就可以共用,只要将棱栅推入拉出光路就可以实现成像和光谱的两重功能,非常灵活。

  有的棱栅设计的甚至可以直接放在滤光片轮转盘里就可以得到光谱,很小巧价格也实惠,所以在天文爱好者中用的很多。由于这种直接使用棱栅取光谱的光路里不需要狭缝,所以也叫无缝光谱仪。

  篇幅有限,咱们这篇小文就先介绍到这里。实际上光谱仪是天文学家了解宇宙最重要的工具之一,因为它能给我们提供简单的测光无法得到的信息,比如天体的运动、化学元素成分等等,所以天文学家对光谱仪的需求会经久不衰。

  作者简介:

  冯麓,一个学工的理学博士,2012毕业于中国科学院研究生院。现任中国科学院国家天文台副研究员。主要研究方向为自适应光学及钠激光导星激光器相关技术。非常有幸能够从博士期间到现在先后参与VLT,ELT,TMT自适应光学相关技术的研发,并在近两年参与到国内建设大口径光学/红外望远镜的前期筹划工作当中。

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