光谱观测 1. 光谱观测背景知识 2. 光谱仪性能参量 3. 棱镜光谱仪 4. 光栅光谱仪 5. 光谱仪系统分类
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- 翁友引 张
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1 光谱观测
2 光谱观测 1. 光谱观测背景知识 2. 光谱仪性能参量 3. 棱镜光谱仪 4. 光栅光谱仪 5. 光谱仪系统分类
3 天体光谱学 n 定义 : 应用光谱分析方法来研究天体物质的结构 特性和化学组成 n 仪器 : 分光仪器一般包括准直系统 分光系统和成像系统三部分 准直部分将由来自望远镜焦面的光线转变成平行光束 分光系统将多波长的平行光分解成不同波长的平行光出射, 成像系统再将不同波长的平行光分别形成图像 n 任务 : 测量天体某波长 ( 频率 ) 处的单色辐射流量, 研究天体辐射随波长 (λ) 的分布
4 分光光度测量 天体分 光观测 光谱观测 研究天体辐射随波长的分布 空间覆盖和频谱分辨率的区别
5 分光光 度测量
6 光谱观测
7 光谱观测历史 n 1666 年, 牛顿用三棱镜得到太阳光谱, 发现太阳光是复合光, 解释了彩虹的形成 Newton's prism experiment. Issac Newton
8 n 1800 年, 赫歇尔 (Frederick Hershel) 发现红外线望远镜, 天王星, 银河系外貌 n 1801 年, 里特发现紫外线 氯化银在加热或受到光照时会分解而析出黑色银颗粒 n 1802 年, 沃拉斯顿 ( ) 在棱镜前加上一个狭缝后, 发现太阳光谱中间有许多黑线, 这实际上是吸收光谱, 沃拉斯顿误以为是颜色的分界线 英国天文学家赫歇尔 ( ) 德国物理学家里特 ( )
9 n 1814 年, 德国的夫琅和费制成第一架分光仪, 用来观测太阳, 发现了太阳的光谱线 Joseph von Fraunhofer ( ) 发现在太阳光谱的背景上分布着 500 多条暗线 ( 现在已经发现近 3 万多条 )
10 n 1859 年, 基尔霍夫和本生创立光谱分析方法 n 不同的物质具有不同的光谱线, 从光谱线可以鉴定化学成分 n 基尔霍夫指出, 太阳光谱里的黑线是因光球发出的连续光谱被太阳大气吸收而造成的 他把这些谱线和实验室里各种元素的光谱加以比较, 证认出太阳上有许多地球上常见的元素, 如钠 铁 钙 镍等 n 天体物理学的诞生 Kirchhoff,Gustav Robert(1824~1887) 电磁学, 黑体辐射, 光谱分析法, 元素铯和铷
11 n 1868 年, 瑞典物理学家埃格斯特朗发表标准太阳谱图表, 记录有上千条光谱波长, 数据精确到六位有效数字, 均以 米为单位, n 为了纪念他的功绩,10-10 米后来就命名为 埃 (Å) 他的光谱数据当年被认定为国际标准 Anders Jonas Ångström ( ) 1853 年, 埃格斯特朗最先从气体放电的光谱中确定了氢的 Hα 谱线, 证明它就是夫琅和费在太阳光谱中发现的 C 线 除此之外, 他还找到了氢原子光谱另外三根在可见光波段内的谱线, 即 Hβ Hγ Hδ 谱线, 并精确测量了它们的波长
12 利用傅立叶变换光谱仪得到的太阳高分辨率光谱 18/4/26 孔旭 12
13 恒星光谱恒星光经过色散系统分光后, 被色散开的光按波长或频率分布的图案 连续谱背景上的吸收线 ( 带 )
14 W-R 星光谱中的发射线 行星状星云光谱中的发射线
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18 光谱种类 q 连续光谱 : 连续分布, 没有间隔, 包含所有波长的光谱 q 谱线 : n 线状光谱 : 分立的吸收或发射谱线组成的光谱 n 带状光谱 : 由一系列谱线组成光谱带 光谱是如何产生的?
19 Excitation and de-excitation:
20 Hydrogen energy-level diagram
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22 n 被加热的稀薄气体只在某些波长处发射产生发射线
23 n 被连续谱光源照射的低温稀薄气体会在某些波长处选择性地吸收连续谱光子, 生成吸收线
24 束缚粒子发光产生的分立的光子 ( 谱线 ) 自由粒子在发光时, 其动量和位置都连续取值, 动能变化也取连续值, 发射光子波段连续, 中间无波长间隔, 生成连续谱 但如果相互作用的粒子增加, 导致能级数量增加, 能级间隔变小, 最终也形成连续谱, 如炽热的固体 液体 致密气体
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26 n 典型恒星光谱产生 : 致密 热的辐射源 ( 连续谱 ) 和外层相对低温的气体层 ( 吸收线 )
27 光谱观测的意义 What do we learn from spectral lines? n 利用谱线和连续谱等特征研究天体的物理性质 q 天体温度 q 元素丰度 q 天体磁场 q 径向速度 q 星系红移 恒星物理星系物理 形成和演化 Astrophysics is the child of spectroscopy!
28 n 密度和温度 同一种原子, 离子或分子不同谱线的相对强度比率可以用来计算区域内气体的密度和温度 From Osterbrock (1989)
29 n 元素丰度 (Abundance) 利用观测得到的谱线强度和量子理论计算得到的谱线跃迁几率计算原子, 离子和分子的化学丰度
30 n 天体磁场 磁场导致原子能级分裂, 称为塞曼 (Zeeman) 效应 分裂能级跃迁导致不同的谱线, 可用于测量天体磁场的强度和方向
31 n 径向速度 (Radial Velocity) 通过测量天体光谱中谱线的多普勒效应计算天体相对于观测者的视向速度
32 Spectral Lines - Doppler Redshift: An object moves away from us, the spectral lines shift to the red (longer wavelength) - redshift;an object moves toward us, the spectral lines shift to the blue (shorter wavelength) - blueshift 18/4/26 32
33 Doppler Examples z λ = obs λ λ em em
34 星系红移 宇宙膨胀 H = 72+/-8 km/sec/mpc from HST analysis (2000) 哈勃最初的图 1929 Recession velocity vs. Distance Hubble Constant Universe is Expanding
35 光谱观测的工具 : 光谱仪 n 利用色散原理的光谱仪 q 棱镜光谱仪 q 光栅光谱仪 n 衍射光栅 阶梯光栅 n 利用干涉原理的光谱仪 q 法布里 - 珀罗光谱仪 q 迈克尔逊干涉仪
36 色散度 (A) n 描述光谱仪对光分解本领的物理量 n 角色散度 ( dθ/dλ, 弧度 / 埃 ): q 单位波长间隔的光在像空间被分开的角度 θ dθ λ n 线色散度 (dl/dλ, 毫米 / 埃 ): λ+dλ q 单位波长间隔的光在像平面上的线距离 n 倒线色散度 (dλ/dl, 毫米 / 埃 ) : q 线色散度的倒数, q 沿单色仪的焦平面改变距离 dl 引起波长 λ 的变化
37 光谱纯度 (Δλ s ) n 描述光谱仪波长分辨本领的参量 n 完善的光学系统和一定狭缝宽度条件下的狭缝像宽度, 即狭缝像宽度 ( 角度 ) 在光谱中所对应的波长间隔 纯几何性质, 与衍射无关 n Δλ s =s A,s : 狭缝像宽度,A: 线色散度
38 分辨本领 (R) n 由于狭缝像条纹有一定宽度, 因此当两个波长相差很小时, 两条纹会重叠, 以至不可分辨 n 分辨本领表征光谱仪分开两条临近谱线能力, 定义为 : R = λ Δλ Δλ: 恰好能被分辨开的两条谱线的波长差 n 恰好能被分辨 : 用瑞利准则进行判断两单色像叠加后, 只有当其中间强度最多为单色像中心强度的 0.8 倍时, 两个单色像才能算分开
39 n 理论分辨本领 : q 假设光谱仪具有理想光学系统 q 入射狭缝宽度无限小 q 狭缝单色像的宽度由衍射决定, Δλ diff n 影响 R 的因素 : q 狭缝具有有限宽度, 光谱纯度 : Δλ s q 光学系统衍射, 缺陷, 像差 : Δλ diff q 仪器内部杂散光 : Δλ scatt n 实际分辨本领 : q 利用一条无限窄的谱线, 通过光学系统, 测出该线的 轮廓, 按瑞利准则确定 Δλ, 即可求出实际分辨本领 R 代表卷积 q Δλ= Δλ diff Δλ s Δλ scatt The convolution of two Gaussian functions is still a Gaussian function with mean and variance equal to the sums of means and variances of two original Gaussians
40 光谱照度 n 天体是极其微弱的光源, 通光分光系统后, 在光谱仪焦平面上天体照度降低 n 探测器能否响应? n 光谱照度 : q 描述光谱上各波长处照度强弱的物理量 n 影响因素 : q 与光源的分光亮度 ; q 辅助光学系统的分光透射系数 ; q 光谱仪本身分光特性
41 n 光谱照度公式 : E λ ʹ = E λ τ λ ( f f 1 ) 2 2 E λ 为光谱仪焦面上狭缝像照度 E λ 为均匀照射在光谱仪狭缝上照度 τ λ 为光谱仪的透射 ( 反射 ) 系数, f 1, f 2 分别为准直镜和照像镜的焦距
42 透光率 (T) n 透光率 : 表征光谱仪收集和透射光的能力 n 计算公式 : T = ( 2) π ( ) 2 sh f1 d1 2 τλ n 定义光谱仪的透光率 T 为 : q 入射狭缝在准直镜上所张立体角 =sh/f 2 1 q 准直镜面积 =πd 12 /4 q 光谱仪透射系数 τ λ q s h 为狭缝宽 高 q f 1 d 1 为准直物镜的焦距和口径
43 n 光通量 :F=E λ T q T 越大, 透过分光系统光通量越大, 光谱越清晰 q F 与均匀照射在入射狭缝上的照度和系统的 T 相关 n 透光率 - 分辨率积 TR: q TR 为表征光谱仪系统质量的特征量 q TR 高, 分辨率高且清晰, 光谱质量高 n 大气条件相同, 同一望远镜, 分光仪的面积相同时 : 法布里 - 珀罗光谱仪的 TR > 光栅的 TR > 棱镜的 TR
44 典型的光谱仪组成 u u u 准直系统 : 狭缝和准直镜, 使进入光谱仪的光成平行光束 ; 色散系统 : 分光元件, 将天体辐射分解为光谱 ; 接收系统 : 物镜和探测器, 使探测器将光谱记录下来
45 色散系统 准直系统 接收系统
46 棱镜光谱仪
47 sinδ = sin A(n 2 sin 2 α) 1/2 cos Asinα D = α +δ A dδ dλ = sin A dn cosβ cosδ dλ 最小偏向角条件下 β = γ = A / 2 α = δ = (D min + A) / 2 t dδ dλ = t W dn dλ
48 物端棱镜系统 (objective prism) n 遥远天体的光束可以看成是平行光, 因而可把棱镜直接放置在望远镜物镜之前, 而不需要任何准直系统, 就可在望远镜焦平面上得到视场内全部天体的光谱像
49 物端棱镜系统 施密特望远镜
50 星系图象 天区大小 17 x 17
51 物端棱镜所得光谱
52 物端棱镜系统的特点 物端棱镜系统的优点 : q q q 不需要准直系统没有狭缝, 同波长所有光子都通过系统, 降低了光的损失同时可拍摄多个天体的光谱, 提高了效率 物端棱镜系统的缺点 : q q q 没有狭缝, 极限星等受天空背景的影响很大 无法拍摄比较光谱, 因而无法定标, 限制了它的应用范围 因棱镜顶角一般较小 ( <10 ), 所以得到的为低色散光谱 物端棱镜观测对象 : q q q 主要用于天体的光谱巡天和光谱分类等工作 目前最大的物端棱镜 D=0.84m,A=4 常用于拍摄特定类型的天体 : 如 H α 发射线星 星系团成员星系等
53 光栅光谱仪组成 准直系统 + 色散系统 ( 衍射光栅 )+ 接收系统 Gemini Multi-Object Spectrograph
54 衍射光栅 (Grating) n 衍射光栅 : q 衍射光栅是由许多互相平行 等宽 等间距的狭缝 ( 或反射面 ) 组成的光学元件 n 光栅工作原理 : q 利用光的干涉与衍射的叠加, 使接收屏出现交替的亮暗条纹, 并使光分解成光谱
55 透射光栅 反射光栅
56 n 光栅常数 (d): grating constant q 是光栅空间周期性的表示, d = a+b q 等于狭缝宽度 (a) 和两狭缝间距离 (b) 之和 q a 是透光 ( 或反光 ) 部分的宽度,b 是不透光 q 光栅刻线 : 几十条 /mm- 几万条 /mm q 2000 lines per millimeter, d=0.0005mm
57 光栅工作原理 n 光的衍射 : 光在传播过程中能绕过障碍物的边缘而偏离直线传播的现象 光沿被限制方向扩展, 光强重新分配
58 光的衍射 n 衍射现象取决于障碍物线度与波长比, 波长越大, 障碍物越小, 衍射越明显 n 衍射分类 : q 光源和观察点距障碍物为有限远的衍射称为菲涅尔衍射 q 光源和观察点距障碍物为无限远, 即平行光的衍射为夫琅和费衍射 Ø 夫琅和费多缝衍射
59 夫琅禾费单缝衍射 一. 装置和光路
60 n 衍射条纹 : 平行于单缝的一组直条纹, 中央明纹最亮, 并且宽度是其他明纹的两倍, 从中央往外各次极大的光强依次减弱 n 光强公式 n 中央亮纹中心位置 n 暗纹位置 n 次极大位置 n 中央亮纹宽度 ( ) 2 sinα α, α πa inθ λ I = I 0 = s θ = 0 sinα α =1 I = I max asinθ = ±kλ α = ±k π I = 0 di dα = 0 asinθ = ±1.43λ, sinθ 1 θ 1 Δθ 0 = 2θ 1 2λ a
61 n 光的干涉 : 两束以上的光波在一定条件下相遇叠加, 在叠加区域某些点的光振动加强, 某些点的光振动减弱, 在重叠区域形成稳定的 不均匀的光强分布, 出现了明暗相间的条纹 I = I 1 Δϕ = + I 2π λ ( r 2 r 1 I ) 1 I 2 cos Δϕ
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63 多光束 ( 缝 ) 干涉 N 个初相相同的相干点光源 ( 缝 ), 缝距 d 相邻两光线的光程差 N=2 相应的相位差 N =10 N 增大, 主极大条纹变亮变窄, 次极大数目变多而相对强度变小
64 干涉和衍射都是波的相干叠加, 但 : n 干涉是有限多个分立光束的相干叠加 n 衍射是波阵面上无限个子波相干叠加 n 干涉和衍射经常同时出现
65 多缝夫琅和费衍射 - 光栅衍射 光栅是由一系列等宽等间距的平行狭缝组成, 在 1cm 的长度上往往刻有上万条的刻痕 a: 狭缝宽度 b: 狭缝间距 d: 光栅常数 d=a+b
66 n 只考虑夫琅和费单缝衍射, 不考虑多缝干涉 : I α = = I 0 π a ( sin α α ) sin θ λ 2 n 不考虑衍射对光强的影响, 只分析多光束的干涉 正入射光栅方程, 亮纹条件 : d sinθ = ±mλ (m = 0,1,2,...) 光栅衍射 : 单缝衍射和多缝干涉的综合效果
67 由 N 个狭缝的光束产生的干涉条纹, 在对 应衍射角 θ 方向的 P 点的强度分布为 : I sinα sin( Nβ ) ( P) = I 0 sin( ) α β 2 2 α = π a sin θ λ β = π d sin θ λ
68 I θ = I 0 sin α α 2 sin( N sin β β ) 2 n n n n n 第一项来源于单缝衍射, 叫单缝衍射因子第二项来源于缝间干涉, 叫缝间干涉因子单缝衍射因子改变光强度在各级主极大条纹间的分配干涉因子极大 (dsinθ=mλ), 且单缝衍射因子极小 (asinθ=nλ), 产生缺级多缝干涉因子决定了主极大, 次极大和零点位置 q 主极大位置 : dsinθ=±mλ q 零点位置 : dsinθ=mλ/n q 两个主极大间有 N-1 个零点,N-2 个次极大 q 主极大半宽 :Δθ=λ/(Ndcosθ)
69 光栅衍射是单缝衍射和多缝干涉的综合效果 单缝衍射 2 sinα α sin sin ( Nβ ) ( β ) 2 多缝干涉, 两个主极大间有 N-1 个零点,N-2 个次极大 光栅衍射光强曲线
70 n n 多光束干涉使能量高度集中于各个主极大主极大半角宽度 =λ/nd,nd 越大, 主极大宽度越窄
71 当干涉的最大值 (dsinθ=jλ) 与衍射的极小值 asinθ=nλ 重合时, 即 j=nd/a, 出现缺级 d=1/1000mm, 总刻线数 N=1000 d=3a, 则 j=3 缺级
72 衍射级 n= 单缝 多缝 缺级 19 个明条纹缺级 单缝衍射和多缝衍射干涉的对比 (d =10 a)
73 复色光照射光栅时, 谱线按波长向外侧依次分开排列, 形成了光栅光谱中央亮条纹仍呈白色, 两侧是彩色条纹, 内紫外红, 越向外, 重叠部分越多 多缝干涉级
74 斜入射情况 n 相邻两线光程差 : δ = d(sinθ ± sini) n 入射平行光与光栅法线成 i 角 n θ 为衍射角 ;d 为光栅常数 n 当 i 和 θ 在光栅法线同侧时, 加号 ; 反之, 减号 n 适用于透射和反射光栅 d sini i λ 光栅 L θ d sinθ f 观察屏 p o d(sinθ ± sini) = mλ
75 斜入射的光栅方程 d(sinθ ± sini) = mλ n 光谱级数 m=0,±1, ±2 n m 确定时, 调节 i, 则 θ 相应改变 n 不同波长的光, 达到极大的衍射角 θ 不相同 ( 光谱 ) n 对应于各种 m 值, 得到不同组的光谱, n 平面光栅最大的极大值在 m=0 处, 但该处色散为 0 n 大量的光能量在零级, 从而大大降低了光栅效率
76 定向光栅 平面光栅 : q 没有色散的零级主极大与单缝衍射的中央主极大相重合 q 所利用的那级光谱只分配到较少的能量, 光谱较弱 解决办法 : q 光栅单缝衍射的中央主极大方向转移到光栅衍射的较高级次的方向, 使得那一级光谱分配到较多的能量 q 定向光栅, 也称闪耀光栅
77 定向光栅 ( 闪耀光栅,Blazed grating): 反射面具有特定形状的刻槽, 使光栅 反射的绝大部光都集中在所应用的那 一级光谱的一定波段范围内 ( 比较确 定的方向 ), 这种光栅称作定向光栅 或闪耀光栅 这种 集中光能量的原理通常称为 闪耀
78 定向光栅参量 n 闪耀角 θ q 刻面法线 (FN) 与光栅基面法线 (GN) 的夹角 n 闪耀波长 λ b : q 衍射方向与光栅槽刻面上反射方向相同的光线的波长 q 由光栅方程可求出闪耀波长 α θ = θ β λ b 对应的衍射角 β b θ = ( α + β ) 2 d(sin β b sinα) = mλ b b b
79 n 利特罗 (Littrow) 条件 : n n n 入射光垂直于光栅槽刻面, 即 α=θ, 同侧取正反射方向同样垂直于光栅槽面, 反之取负 β=α=θ 一般给出的是在利特罗条件下, 光 栅的第一级闪耀波长 λ 0 =2dsinθ 已知入射角 α 闪耀角 θ 和 λ 0, 非利 特罗条件下 (α β) 的 m 级闪耀波长 λ b = d(sinα + sin β) / m = 2d m sin α + β 2 cosα β 2 = 2d m sinθ cosα β 2 = λ 0 m cosα β = λ 0 2 m cos α θ ( )
80 光栅光谱仪参量 1. 角色散度 : 一般入射角固定, 只需对光栅方程微分 dβ dλ = m sinα ± sin β = d cosβ λ cosβ d(sinα ± sin β) = mλ m = 0,±1,±2, 线色散度 : ds = dλ f 2 dβ = dλ d mf2 cos β 3. 倒线色散度 p = dλ = ds d cos β m f 2
81 4. 主极大半宽 : 主极大和相邻的第一个极小的角间距 d d ( sinα + sin β ) = mλ [ sinα + sin( β + Δβ )] = mλ + λ N ( β + Δβ ) sin β = 2cos( β + Δβ 2) sin( Δβ 2) sin cos β Δβ = λ Nd 5. 分辨本领 R Δβ = λ Nd cos β n λ λ Δβ m R = = = = Δλ Δβ Δλ d cos β m 为光谱级数 ;N 为光栅刻线总数 ( Nd cos β ) mn n R 取决于所用光栅的光谱级次 m 和光栅刻线总数 N
82 实际分辨本领 R 还需考虑的因素 : n 入射狭缝的宽度, 光谱纯度 q 狭缝越窄分辨本领越高, 但不能过窄 q 一般取与星像直径相当即可, 以便让大部分天体的光能量进入狭缝 n 受准直镜的衍射极限限制 q 准直镜的大小一般要与光栅大小匹配 n 探测器像元尺寸愈小, 分辩本领愈高 q 谱线宽宽度覆盖两到三个像素
83 5. 光谱的纯度 Δλs n 考虑狭缝有一定宽度时, 单色光形成的狭缝像宽度在光谱中对应的波长间隔 Δλ s = s ' dλ ds s ' = (cosα cosβ) ( f 2 f 1 )s Δλ s = s ' Δλ Δα f 2 = cosα s f 1 d m s : 入射狭缝的像宽度 s: 入射狭缝宽度 f 1 f 2 : 准直镜和照相镜焦距 α: 入射角 β: 出射角 d: 光栅常数 光谱纯度受光栅参数 d m, 和光谱仪参数 s f 1 影响 当光谱仪的工作状态确定后 (a d f 1 m 确定 ), 选择适当窄的狭缝宽度 s 对提高光谱纯度至关重要
84 6. 自由光谱范围 -- free spectral range 干涉仪同一衍射角 β 方向上, 相邻两光谱级两波长之间的波长差, 即光栅各级光谱不重叠的部分 d(sin d(sin Δ λ = α α λ + + m sin sin β β λ 为被测波段的短波限. ) ) = ( m + 1) = m( λ λ + Δ λ) 例如 : 假设白光范围为 , 则其短波限为 4000A 一级光谱的自由光谱范围 Δλ=4000/1=4000 二级光谱的自由光谱范围 Δλ=4000/2=2000 三级光谱的自由光谱范围 Δλ=4000/3=1333
85 n 由光栅得到的各级光谱可能彼此重叠 : 在同一衍射角 β 处, 既可观测到波长为 λ 1 的第一级光谱, 也可看到二级 三级等高级次光谱, 对应波长满足 λ 1 =2λ 2 =3λ 3 =mλ m 同一 β 处, 相邻两光谱级 m (m+1) 两波长之间的波长差 : mλ = ( m + 1)( λ Δλ) Δλ = λ m + 1 同样, m 级与 (m-1) 级之间的两波长差 : ( m 1)( λ + Δλ) = mλ Δλ = λ m 1 n 自由光谱范围表示各级光谱不重叠的部分 n 低级光谱 λ m 大, 不易重叠, 但色散小 n 用高级光谱时,R 大, λ m 小, 重叠非常厉害
86 白光的衍射设第 2 级光谱中波长为 λ x 的光与第 3 级中蓝光 λ B 开始重叠 : ( k k λ 1) λ = x 3 = x = kλ B k 4000/( k 1) = 6000 m=2 的自由光谱范围 A Δλ=2000A
87 光栅的鬼线 n 鬼线 : 光栅衍射时得到的在光谱带中某些亮线的两侧附加的比较 暗弱的光谱线, 称为鬼谱线, 简称为鬼线
88 n 罗兰鬼线 : 由于刻制光栅时刻划机的螺旋齿距的周期误 差以及刻划机螺旋系统的局部弹性变形等加工工艺中不可避免的缺陷引起, 是鬼线中强度最大的一种 一般说的鬼 线主要就是指罗兰鬼线 Δλ=nλ/mN, n: 鬼线级数,m: 光谱级数,N: 光栅刻槽的周期 n 赖曼鬼线 : 在光栅刻制过程中存在的一个以上的周期误 差造成两个以上罗兰鬼线衍射图样的干涉而再次产生的鬼 线 赖曼鬼线的强度很弱, 就同一块光栅而言一般要比罗兰鬼线小 1~2 个数量级 n 卫线 : 是一种与鬼线相似的假谱线 它是由于光栅的局 部变形后, 等效于另一块光栅重叠在主光栅上而产生的附 加谱线 卫线的强度也比罗兰鬼线弱得多
89 阶梯光栅 (Echelle Grating) n n n n R=mN 低光谱级次, 细刻光栅 (fine) 高光谱级次, 粗刻光栅 (coarse) 阶梯光栅 : 利用高级次光谱和大入射角 n 普通闪耀光栅 : 小闪耀角,a~d, 缺级, 提高闪 耀效率 n 阶梯光栅 : 大闪耀角, 一般闪耀角 θ= 63.5, tan θ 2 (R2)
90 n 阶梯光栅一般采用利特罗 (Littrow) 条件, 即 α= β(α β), 则角色散 : dβ sin α + sin β 2 = = tgβ dλ λ cos β λ n 由于阶梯光栅用于大入射角, β 也大, 角色散和分辨本领都大 角色散比普通光栅大 5~10 倍
91 IRTF,TEXES,R10,θ b =84,L=1m,d=7mm m=2500,λ b =5.6µm,R~10 5
92 阶梯光栅光谱仪 n 基本原理与一般光栅光谱仪相同, 主要区别是 : 1) 利用阶梯光栅代替了定向衍射光栅 2) 因使用高级次光谱, 不同级次光谱重叠严重, 一般附加一块与阶梯光栅色散方向相垂直的棱镜或光栅, 拉开重叠的不同级次光谱 n n 由于能量高度集中在某几个高级次光谱上, 可增加辐照度, 大大缩短曝光时间, 同时获得多级光谱, 提高了光谱仪的效率 但阶梯光栅的鬼线强度比一般光栅大, 强度 m 2
93 18/4/26 孔旭 93
94 作业 闪耀光栅长度为 5.00cm, 每厘米刻线为 5000 条 现在以波长为 5893 埃的钠黄光入射, 入射角度为 15º 成像镜焦距为 25cm, 准直镜和成像镜具有相同的焦距 问 : 一级光谱的角位置? 一级光谱的倒线色散度? 一级光谱的自由光谱范围? 一级光谱的半角宽大小? 一级光谱的理论分辨本领? 能否分辩波长为 5890 埃和 5896 埃的两谱线? 只考虑衍射和光谱纯度, 若欲使实际分辨本领不低于理论分辨本领的一半, 建议入射狭缝最宽为多少? 若使用相同长度, 每厘米刻线为 5 条, 工作在 Littrow 条件下的 R2 阶梯光栅, 此时对波长为 2.2 µm 的光达到的光谱级和理论分辨本领是多少? 此时的倒线色散度, 该光谱级的半角宽度, 以及自由光谱范围又是多少? 使用前面建议的狭缝时的实际分辨本领?
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4.3 光栅光谱仪 光栅光谱仪能获得较高的分辨本领, 高质量的光 谱, 所以现代天文分光观测中, 基本采用光栅光谱仪 4.3.1 衍射光栅光栅光谱仪的色散系统是衍射光栅 平面衍射光栅的作用原理已在光学课学过, 这里仅重复基本公式 衍射光栅是由许多互相平行 等宽 等距的狭缝所组 成, 利用光的干涉与衍射, 使接收屏出现交替的亮暗条纹 光束在通过多个狭缝时将发生衍射, 在某些方向光被增强, 同时不同狭缝的光束之间又将发生干涉,
Microsoft PowerPoint - ch3-4夫琅禾费单缝衍射.ppt
3 4 夫琅禾费衍射 一 夫琅禾费衍射的实验装置 透过衍射屏的光场, 可以看成是由被狭缝限制的波面上每一点发出的球面子波的叠加 由于每个球面子波均包含各种方向的光线, 因此透射光场也可以看成是各种具有不同方向的平面波的叠加, 并且每个方向的平面波均来自所有子波的贡献 同一方向平面波在无限远或透镜的像方焦平面上会聚于同一点, 满足相长干涉条件时, 该点为亮点 ; 满足相消干涉时, 该点为暗点 λ L
第四章 天体的光谱测量
第四章 天体的光谱测量 4.1 概述 1. 什么是天体的光谱测量? 应用光谱分析和分光光度测量的方法来研究天 体的特性 光谱测量从本质上讲也属光度测量的范畴, 只是把测量的波段范围放到无限窄 也称天体分光光度测量 所以对仪器的要求, 测量和分析的方法等与上一章的一般光度测量有所不同 利用天体光谱仪可得到天体的光谱 . 天体光谱测量的意义 不仅能定性和定量地确定天体的化学组成 温度, 还能确定天体的距离
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第２期 刘 毅 等 商用节能灯的光谱特性及对人体的危害 ９５ 白内障 甚至导致白血病和癌症 这种紫外线对人体的有害影响可持续 １５ ２５ 年 而大多数人在选择灯 具时 关注的是其外形的美观或是使用寿命 而忽略了灯光本身会不会对人体造成伤害 随着生活中大量 光源的使用 由于不当使用或没有清晰的认识而造
第２期 刘 毅 等 商用节能灯的光谱特性及对人体的危害 ９５ 白内障 甚至导致白血病和癌症 这种紫外线对人体的有害影响可持续 １５ ２５ 年 而大多数人在选择灯 具时 关注的是其外形的美观或是使用寿命 而忽略了灯光本身会不会对人体造成伤害 随着生活中大量 光源的使用 由于不当使用或没有清晰的认识而造成不必要且无法挽回的损失的事件已非常多 为了减 ２ 少类似的情况发生 笔者通过光学多通道分析器定标测量
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单色仪的定标和光谱测量实验 (1321 室 ) 实验要求 : 实验前准备 认真预习 (1) 认真阅读实验讲义或实验教材 (2) 准备预习报告 注明 :1 加入自己对实验原理的理解;2 实验课时必须带来, 作为当堂打实验操作分的依据 ;3 认真预习者方可进入实验室进行操作 准时进入实验室 仔细阅读听讲 (1) 不准迟到, 请假需要提前上交书面申请 (2) 注意保持实验室卫生 (3) 严禁携带零食, 注重仪表!
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光学 引言第 1 章光的干涉第 章光的衍射第 3 章光的偏振 15/3/4 1 第 章光的衍射 1 光的衍射现象 惠更斯 菲涅耳原理 3 夫琅禾费单缝衍射 4 夫琅禾费圆孔衍射和爱里斑 5 衍射光栅 6 全息照相 15/3/4 1. 光的衍射现象 光的衍射 : 当光波遇到障碍物时, 会偏离几何光学的直线传播而绕行的现象称为光的衍射 (diffraction of light). S 缝宽为 a? 缝宽
基础物理甲型光学课
第五章傅里叶变换光学 第二节正弦光栅的衍射 5. 正弦光栅的衍射 5.. 空间频率的概念 5.. 正弦光栅及其衍射图样 5..3 任意光栅的屏函数及其傅里叶展开 5..4 夫琅禾费衍射的再认识 5.. 空间频率的概念 时间频率 时间频率指信号随时间的周期性变化 ( 简谐振动 ) f ( t T ) f ( t) 时间周期 : T T 时间频率 : T T 时间角频率 : T T 频谱展开 周期信号
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PowerPoint 演示文稿
上节课的主要内容 几何光学的基本规律 反射与折射定律 粒子与波动方法证明反射与折射定律 色散概念 全反射及其应用 1/22 1.1 几何光学的基本定律彩虹的形成原理! 2/22 1.1 几何光学的基本定律 1.1.3 光路可逆性原理 当光线沿着和原来相反的方向传播时, 其路径不变 3/22 1.2 棱镜 1.2.1 折射棱镜 棱镜的底面 工作面 折射棱 顶角主截面 : 与折射棱垂直的平面偏向角 :
x y 7 xy = 1 b c a b = x x = 1. 1 x + 17 + x 15 = 16 x + 17 x 15 + 17 15 x + 17 - x 15 = (x x ) ( ). x + 17 + x 15 x + y + 9 x + 4 y = 10 x + 9 y + 4 = 4xy. 9 4 ( x + ) + ( y + ) = 10 x y 9 ( x + )( ).
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202.. : r = r(u, v) u v, dv = 0, = 0, = ; E dv =. ( k gu = Γ 2 k gv = Γ 22 ( dv ) 3 E F E F 2 = Γ 2 2 E E, ) 3 E F 2 = Γ 22 E F 2., F = 0 E F k gu = Γ 2 2 E E = 2EF u EE v + F E u E F 2 2(E F 2 ) E E =
第四章 光的衍射
第四章光的衍射 4.1 惠更斯 菲涅耳原理 4. 夫琅和费单缝和衍射 4.3 夫琅和费圆孔衍射分辨本领 4.4 衍射光栅 4.5 X 射线的衍射 ( diffrction of X-rys ) 教学要求 教学重点 教学难点 教学要求 : 1 了解光的衍射现象 ; 深刻理解惠更斯 菲涅耳原理, 并了解菲涅耳积分表达式 ; 3 掌握应用半波法分析菲涅耳衍射 ; 4 了解菲涅耳圆孔衍射和波带片的特点 5
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P r = 1 + ecosθ 2 V = V + V 1 2 2V1V2 cosθ 2 2 = ( V V ) + 2V V ( 1 cos θ) 1 2 1 2 40000 V = 0. 5( / ) 24 60 60 λ m = 5100A = 0.51 Å 2 u e d s 3 1 e uud udd 3 2 3 e 1 3 e V = 2 9. 8 2000 = 198 V
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6 206/5/9 206/6/9 z B (HDM) (CDM) CDM (Λ = 0) (k = +) Friedmann ( ) dr 2 = Rmax R R 2 (4.) dθ R(θ) = R max 2 t(θ) = R max 2c ( cos θ), (4.2) (θ sin θ); (4.3) R(θ) θ = 0 θ = π (turn-around time) θ = 2π
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Spectral Resolution
光谱分辨率 : 拉曼分析的一个关键参数 摘要 : 能否选择正确的光谱分辨率来优化拉曼测量是决定实验成败的关键因素之一 在本篇技术报告中, 我们考虑并进一步讨论那些决定光谱分辨率的参数以及仪器状态, 我们将会讨论 : 1. 光谱分辨率对于拉曼光谱的作用 2. 采用高色散光栅以增进光谱分辨率, 在可见和近红外激光激发下使用高色散光栅所受到的限制 我们也将讨论使用高色散光栅怎样减少了光谱仪所收集到的拉曼散射光数量,
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光 学 仪 器第 卷 引 言 光谱仪是进行光谱研究和物质成分分析的仪器 有着广泛的应用 微型光谱仪具有结构紧凑 体 积小 质量轻 使用方便 可集成化 可批量生产以及成本低廉等优点 使其能用于二次开发 随着便携式分析仪器的快速发展 宽光谱 高分辨率和小型化是光栅光谱仪发展的必然趋势 这就要求设计者对光
第 卷 第 期 年 月 光 学 仪 器!" #$%&$& ' 文章编号 高分辨宽光谱微型拉曼光谱仪的设计 谈梦科 郑海燕 田胜楠 郭汉明 & 上海理工大学光电信息与计算机工程院 上海 & 上海理工大学教育部光学仪器与系统工程研究中心 上海 & 上海理工大学上海市现代光学系统重点实验室 上海 摘要 为了同时满足光谱分辨率 光谱范围 探测器 上光谱信号覆盖区域要求 提出一种基于 16366 结构拉曼光谱仪的综合设计方法
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第二章 氢原子的光谱与能级
1. 原子光谱 1 光谱 一 光谱 光谱是光强按频率或波长的分布 用函数表示为 I=I(λ), 或者 I=I(ν) Solar Spctrum Nitrogn Spctrum 光谱的测量 用棱镜色散或光栅衍射 可以进行照相记录 或利用光电探测器记录 High Rsolution Solar Spctrum 元素的光谱 1859 年, 德国科学家基尔霍夫和本生研究了各种火焰和火花的光谱, 注意到每种元素都有其独特的光谱,
《物理光学与应用光学》作业习题
物理光学与应用光学 习题及选解第一章 习题 5 z -. 一个线偏振光在玻璃中传播时, 表示为 : π t i, 试求该光的频.65c 率 波长, 玻璃的折射率 -. 已知单色平面光波的频率为 ν 4 Hz, 在 z 平面上相位线性增加的情况如图所示 求 f, f, f z -3. 试确定下列各组光波表示式所代表的偏振态 : ω t kz, ω t kz ; ω t kz, ω t kz 4 ; π
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用 2.16 米望远镜开展教学与科研实习 张燕平, 付建宁 北京师范大学天文系 提要 高等天文教育面临的问题 北师大与兴隆共建教学实践基地 北师大在兴隆基地实习概况 2.16 米望远镜使用情况 今后展望 近几年, 随着我国对天文事业的投入逐年增大, 我国一批天文设备大项目已建成并正在运行中 : LAMOST 2.16 米望远镜 怀柔太阳磁场望远镜 1.56 米望远镜 盱眙 1.2 米近地天体望远镜
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1 产品说明 1 产品说明 1.1 规定 所述法兰是带有密封条的螺纹法兰, 可以交付带 G 1 或 G 1½ 内螺纹 (ISO 228 T1) 的法兰 在本附加说明书中的说明针对用材料 316L 制成的法兰 材料 316L 相当于 或 所有距离值以毫米为单位 提供多种不同
附加说明书 符合 DIN - EN - ASME - JIS - GOST 的法兰 技术参数 Document ID: 31088 1 产品说明 1 产品说明 1.1 规定 所述法兰是带有密封条的螺纹法兰, 可以交付带 G 1 或 G 1½ 内螺纹 (ISO 228 T1) 的法兰 在本附加说明书中的说明针对用材料 316L 制成的法兰 材料 316L 相当于 1.4404 或 1.4435 所有距离值以毫米为单位
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第一章 绪论
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例15
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第一章三角函数 1.3 三角函数的诱导公式 A 组 ( ) 一 选择题 : 共 6 小题 1 ( 易诱导公式 ) 若 A B C 分别为 ABC 的内角, 则下列关系中正确的是 A. sin( A B) sin C C. tan( A B) tan C 2 ( 中诱导公式 ) ( ) B. cos(
第一章三角函数 1. 三角函数的诱导公式 A 组 一 选择题 : 共 6 小题 1 ( 易诱导公式 ) 若 A B C 分别为 ABC 的内角 则下列关系中正确的是 A. sin( A B) sin C C. tan( A B) tan C ( 中诱导公式 ) B. cos( B C) cos A D. sin( B C) sin A sin60 cos( ) sin( 0 )cos( 70 ) 的值等于
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38 5 216 1 1),2) 163318) 163318). API. TE256 A doi 1.652/1-879-15-298 MODE OF CASING EXTERNA EXTRUSION BASED ON THE PRINCIPE OF VIRTUA WORK 1) ZHAO Wanchun,2) ZENG Jia WANG Tingting FENG Xiaohan School
《分析化学辞典》_数据处理条目_1.DOC
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高等数学A
高等数学 A March 3, 2019 () 高等数学 A March 3, 2019 1 / 55 目录 1 函数 三要素 图像 2 导数 导数的定义 基本导数表 求导公式 Taylor 展开 3 积分 Newton-Leibniz 公式 () 高等数学 A March 3, 2019 2 / 55 函数 y = f(x) 函数三要素 1 定义域 2 值域 3 对应关系 () 高等数学 A March
m0 m = v2 1 c 2 F G m m 1 2 = 2 r m L T = 2 π ( m g 4 ) m m = 1 F AC F BC r F r F l r = sin sinl l F = h d G + S 2 = t v h = t 2 l = v 2 t t h = v = at v = gt t 1 l 1 a t g = t sin α 1 1 a = gsinα
Β 8 Α ) ; %! #?! > 8 8 Χ Δ Ε ΦΦ Ε Γ Δ Ε Η Η Ι Ε ϑ 8 9 :! 9 9 & ϑ Κ & ϑ Λ &! &!! 4!! Μ Α!! ϑ Β & Ν Λ Κ Λ Ο Λ 8! % & Π Θ Φ & Ρ Θ & Θ & Σ ΠΕ # & Θ Θ Σ Ε
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数据和方法 研究区概况 机载高光谱数据收集 样地冠层光谱数据收集
刘丽娟 庞 勇 范文义 李增元 李明泽 东北林业大学林学院 黑龙江哈尔滨 中国林业科学研究院资源信息研究所 北京 杭州师范大学遥感与地球科学研究院 浙江杭州 将机载 和 高光谱数据整合 既可以获取可见光 近红外 短波红外区间连续的窄波段地物光谱 又能得到很高的空间分辨率 为高覆盖度的森林树种识别又增加了一种新方法 但是由于两种传感器的光谱响应不同 接收到的辐射值差异较大 如何将两种数据有效整合目前仍
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