Pozorování spektrografem DADOS

Záření emitované kosmickými objekty obsahuje směs fotonů nesoucí různou energii a mající různé vlnové délky. Takto složené záření lze vhodnými optickými prvky rozložit na jednotlivé základní složky. Tomuto procesu říkáme spektrální rozklad z polychromatického na řadu světel monochromatických (tedy o jedné vlnové délce) – kterou nazýváme spektrum. Vlastnosti takto rozloženého záření ukazují na povahu zdroje a umožňují nám zjistit základní informace o jeho původu (vypovídají o stavu objektu, jeho teplotě, chemickém složení, pohybu, vlastnostech mezilehlého prostředí, atd.).

Na povrch Země, odkud záření kosmických objektů běžně pozorujeme, však nedopadá celé původní spektrum vlnových délek, ale jen jeho vybrané části, které prochází zemskou atmosférou. Až na povrch nedopadnou energetické složky (rentgenové či ultrafialové záření), ty jsou v atmosféře pohlceny. Atmosférou plně prochází jen vlnové délky v rozsahu cca 400 – 800 nm, které také vnímá lidské oko, a které označujeme souhrnně jako světlo. Kromě toho zemskou atmosférou prochází částečně infračervené záření (jen určitých vlnových délek) a rádiové vlny.

Rozložíme-li světlo na jednotlivé složky, lze definovat tři základní typy spekter:

• spektrum spojité, které obsahuje všechny vlnové délky v daném rozsahu (typické pro tepelné záření, například spektrum žárovky)
• absorpční spektrum – spojité spektrum, ve kterém jsou přítomny tmavé čáry a pásy (je důsledkem průchodu záření prostředím s relativně chladnějším plynem – například atmosférou)
• emisní spektrum – je složeno z diskrétních světlých spektrálních čar a pásů různých pološířek (vzniká vyzařováním horkého plynu, spektrální čáry jsou specifické pro různé látky)

V praxi k rozkladu světla využíváme dvou fyzikálních procesů, které se uplatňují při průchodu elektromagnetického zářením prostředím. Je to lom a ohyb. V obou těchto případech dochází ke změně směru šíření paprsku a tato změna závisí na jeho vlnové délce. Dopadne-li tedy například na rozhraní dvou optických prostředí paprsek bílého světla, dojde k jeho lomu. Každá z vlnových délek se však láme pod jiným úhlem, což vede k rozkladu bílého světla na spektrum. Tento princip se v přírodě uplatňuje u duhy, ve fyzikální praxi se jej využívá u optických hranolových spektroskopů. Od původního směru se nejvíce odchyluje modrá složka viditetelného světla. Ohybu světla se využívá v případě optické mřížky. Ve spektru vzniklém pomocí mřížky se od původního směru nejvíce odchyluje světlo červené barvy.

Zařízení umožňující bližší studium světla pomocí jeho rozkladu na spektrum nazýváme spektroskop. Umožňuje-li toto zařízení záznam, používáme termínu spektrograf.

Podrobnější informace o spektroskopii naleznete v našem metodickém materiálu.

Laboratorní spektrograf DADOS

Spektrograf DADOS je výrobkem německého Baader Planetarium GmbH a jedná se o zařízení, které umožňuje pozorovat nebo zaznamenat (CCD či fotografickou technikou) spektrum různých světelných zdrojů včetně astronomických. 

Jedná se o mřížkový spektrograf a uživatel si může vybrat ze dvou mřížek s různými charakteristikami – hustotou 200 čar/mm nebo 900 čar/mm. Vstupní signál spektrografu je přiváděn na trojici štěrbin s různými šířkami 25 µm, 35 µm a 50 µm.

Zařízení je upraveno tak, aby bylo možné jej připojit k různým dalekohledům. V našem případě přístroj využíváme dvěma způsoby. Jednak ve spojení s refraktorem Celestron o průměru objektivu 120 mm pro sledování slabších zdrojů a dále s projekčním slunečním systémem (průměr dalekohledu 200 mm a ekvivalentním ohniskem cca 27 m) pro detailní spektroskopické sledování povrchu Slunce.

Kalibrace přístroje je prováděna pomocí neonové kalibrační lampy, která je vybavena standardním 2“ adaptérem, je ji tedy možné vsunout do vstupního otvoru spektrografu a získat referenční spektrum známého zdroje.

Na třetím obrázku vpravo je znázorněna funkce a základní konstrukce spektrografu: do tubusu přístroje vstupuje paprsek z objektivu (1), dopadá na trojici štěrbin, která je vyřezána v kovové fólii (2), ta zároveň slouží jako odrazná plocha, od které se světlo dostává do okulárového výstupu (4), určeného pro vizuální či elektronickou kontrolu sledovaného objektu. Přístroj je vybaven vypnutelným led osvětlením štěrbin (3), které umožňuje snadnější zaostření na štěrbiny v případě nočního pozorování. Paprsky, které projdou štěrbinami, postupují na mřížku (6). Zde dochází k rozkladu světla na jednotlivé složky a takto vytvořené spektrum vstupuje do okulárového výtahu 7, kde může být pozorováno vizuálně nebo snímáno různými detektory.    

Náklon mřížky lze měnit podle potřeby, což umožňuje pozorovat spektrum jak prvního tak druhého řádu. Do úzkého zorného pole kamery lze tímto způsobem umístit jen vybranou část spektra. 

K fotografování spekter využíváme černobílou CCD kameru G1-2000 od firmy Moravské přístroje, a. s.. Kamera je osazena čipem SONY ICX274AL o rozměrech 7,2 x 5,4 mm s velikostí obrazového bodu 4,4 µm, který poskytuje snímky s maximálním rozlišením 1628 × 1236 pixelů. Hloubka obrazu je 14 bitů a digitální převodník pracuje s 16 bity, tedy 65 538 úrovněmi šedé. Ke zpracování obrazu je využíván software SIMS.

Ukázková spektra pořízená spektrografem DADOS přes dalekohled Celestron, jedná se o spektra prvního řádu přes mřížku 200 vrypů na mm. Snímek byl získán systémem objektiv okulár objektiv pomocí fotoaparátu Nikon D5000. Nahoře je sluneční spektrum snímané na odražené ploše. Na druhém snímku je spektrum zářivky. Všimněte si charakteru jednotlivých čar. Většinou mají ostrou intenzivní část s malou pološířkou (samotná spektrální čára) a dále okolo ní leží slabší ‚halo‘ označované jako spektrální pás (vzniká důsledkem kvantových procesů při vzniku záření, které vedou k energetickým odchylkám mezi jednotlivými fotony). 

Testovací snímek získaný pomocí slunečního systému (dalekohled 200/3000 s projekcí, spektrum prvního řádu na mřížce s 200 vrypy na mm). Na snímku jsou vidět artefakty způsobené prachovými zrnky na krycím sklíčku kamery G1-2000.

Zpracování nekompletního slunečního spektra, na ose x je vyneseno pořadové číslo pixelu na čipu, na ose y pak relativní intenzita signálu, pokles v modré oblasti je dán snižováním citlivosti čipu směrem ke kratším vlnovým délkám. Na pozadí grafu je vynesen originální snímek spektra z kamery G1-2000, v levém horním rohu pak část spektra v reálné barevné škále (Nikon D5000). Profil intenzit byl získán pomocí programu IRIS.