|
之前在《科學家如何逆天：牛頓的嘆息、冷戰和自適應光學》里，筆者曾經為大家介紹過當前光學紅外天文望遠鏡里最前沿的觀測設備——自適應光學系統。咱們這次聊一聊幾乎在所有光學紅外天文臺的望遠鏡上都有所配備的一個既有著漫長歷史，卻仍活力四射的一件觀天利器——光譜儀。 
（Credit：astro.lu.se） 撰文 | 馮麓（國家天文臺）
編輯 | 韓越揚 從彩虹到光譜 光，在我們身邊無時不刻不在幫助著我們認識世界。物體的形狀、顏色、表面質感這些信息都在物體被光照射下被我們人眼所接收，被我們人腦所處理，最終得以理解。
牛頓老爺子在他還是個年輕人的時候，就想知道這神奇的光是怎么組成的，把日光這白光分解后能夠看到什么？于是乎，牛老爺就設計了一個實驗（見圖1）。
圖1. 牛頓的棱鏡實驗（圖源：biography.com） 他在窗戶邊上立了塊開了個小洞的木板，只有那些可以穿過小洞的日光才能照射到與小孔存在一定距離的一塊三棱鏡。在三棱鏡后面立著一塊白布，作為接收屏。當日光穿過小洞，經過三棱鏡后，白色的日光就被分解為彩虹一樣的顏色。這個實驗一方面證明了白色的日光可以分解為不同顏色的光線，同時棱鏡這種光學元件具有將顏色分散開的能力（色散）；另一方面，這個實驗實際上也開啟了人類在光譜學方面的研究。而光譜學正是天文學家利用來自天體的光在不同顏色上的特征（光譜），研究天體諸如溫度、質量、氣體物質成分、運動速度等一系列性質的重要工具。來自天體的光譜長什么樣呢？其實前面牛頓利用棱鏡所得到的就是太陽的光譜。來自太陽的光通過小孔+棱鏡+接收屏，被分成了連續變化的顏色條帶（連續譜）。由于這套實驗設備并不能將這條顏色條帶分得更細，所以太陽光譜里面其他一些很精細的結構在當時就沒有被牛老爺發現。通常，發光、致密的物體會發出連續譜，就比如太陽這樣的恒星。而那些具有溫度、稀薄的氣體由于其中電子的運動，也會在特定的顏色，或者說特定的波長上發光。我們管光譜上出現的這樣的特征叫做發射線。如果我們的實驗裝置可以在波長上分的很細，就可以看到這些發射線。更有意思的是，當那些會發出連續譜的特別亮的天體前面有一團稀薄的氣體擋著它們的時候，由于氣體里面特定物質會吸收某些波長的光子，就會造成本來連續的光譜中出現間斷。這些黑黑的間斷就叫做吸收線。在圖2中我們就可以看到連續譜、發射線、吸收線的樣子和它們各自的來源。
圖2. 物體的不同性質和狀態對應不同的光譜。左上大白點表示一個熱的、自己會發光、致密的天體。它所發出的是連續譜（Continuous spectrum）。而有溫度的稀疏氣體則會發出發射線（Bright line spectrum）。當我們穿過氣體看向天體的時候所看到的光譜則是疊加在連續譜上的吸收譜（Continuous spectrum with dark lines）。（圖源：faculty.virginia.edu） 光譜儀，從星光攝取光譜的儀器 就像前面提到的，牛老爺盡管看到了太陽的連續譜，但并沒能看到其間的精細結構。要知道太陽也有大氣，連續譜穿過大氣必然會因為太陽大氣里面的成分出現吸收譜暗線。那么之所以沒有看到，問題主要就出在了牛老爺的實驗設備少了一個將入射進來的光線準直的器件；同時棱鏡色散的能力，也不夠強。
就在牛頓棱鏡實驗100年后，光譜學的奠基人夫瑯和費改進了實驗裝置，成功的發現了太陽光光譜中的吸收線。而他所設計的裝置就是真正意義上的光譜儀（見圖3）。在這之后到現在的兩百年里，光譜儀的基本結構與這臺光譜儀并無太大出入。
圖3. 夫瑯和費的三臂光譜儀。三條臂一條用于人眼接收（觀測），一條一端安有狹縫指向觀測目標，第三條臂則用于與已知物質的光譜進行比較。三條臂中間的棱鏡起到色散的作用。 光譜儀的基本結構如圖4所示。大部分的天文用光譜儀均可以用這個結構進行分析。
圖4. 光譜儀的基本結構。五部分構成了一臺光譜儀：狹縫（slit）、準直鏡（collimator）、色散元件（grating）、成像鏡頭（camera）、探測器（detector）。（圖源：home.strw.leidenuniv.nl） 整個光譜儀由五部分組成。首先是置于望遠鏡焦平面的將來自光源的光導入光譜儀的小孔或狹縫。望遠鏡在成像的時候成像視場里面總會有多個天體，這里之所以要有個小孔或者狹縫，其主要的目的就是用于限制進入到光譜儀的光（這里我們把沒有被故意色散的光都叫白光）均來自于這些天體中我們感興趣的那一個（單個狹縫）或者幾個天體（多個狹縫，后面會講到）。由于小孔開在焦平面，其后光線必然發散，所以在進入色散元件之前需要把發散的光線變成平行光，這就需要用到準直鏡這樣的玩意了。準直以后的白光被送往色散元件，打散成彩虹一般的顏色。為了將光譜有效地投射到那又小又貴的探測器上，在色散元件和探測器之間還需布置成像光路。最后，我們就能在探測器上看到那神奇美麗（看多了也無聊）來自天體的光譜了。其實再復雜的儀器，原理說起來都是這么簡單，但細節永遠讓人抓狂。在這方面，光譜儀絕對可以稱得上光學設備中最復雜的幾種設備之一了。我們這里單拿其中的色散元件來說。由于棱鏡這種透射式元件尺寸很難做大，性能和價格上都難于超過反射式光學器件。為了保證光效率，目前天文領域使用的色散元件以反射式衍射光柵為主。這種器件在它一側的平面上被刻蝕了一條一條斜著的槽。當光照射向這些斜槽并被反射的時候，每一個斜槽就相當于咱們中學學到的多縫衍射實驗中的一條縫。反射出去的光就會發生衍射。衍射的結果就是會出現周期性（不同階）且色散程度不同的彩虹條紋。
圖5. 光學紅外天文光譜儀當中最常用的色散元件——反射式衍射光柵。白光照上去就會出現彩虹圖案。右圖則是它表面的橫截面圖，可以看到很多斜坡。正是這些斜坡使入射光發生衍射，出現了色散現象。在不同的觀測角度上，會有不同階次（order）的光譜（右圖）。這些光譜色散程度不同，會出現不同波長光譜之間重疊的現象。 這也就是說，在0階光譜對應的角度我們看到的白光還是白光，在1階光譜對應的角度我們假設想看600到800納米的光，但在這個角度由于2階光譜色散程度更高，2階光譜的300到400納米的光也會出現在這個角度，與1階光譜600到800納米的光疊加在一起…… 同時，由于不同光柵表面斜坡的刻蝕密度（線/mm）不同，導致色散程度的不同，斜坡的角度（閃耀角）不同，導致對應色散最靈敏的波長（閃耀波長）也不同。閃耀光柵只在特定一個角度反射最強，這個角度對應一個波長，而對于其他其他角度，偏離這個角度越多反射也就越暗。因此，如何合理選擇光柵又成了一個問題。更不要提由于光路設計，由于棱鏡本身會產生變形失真，因此光譜是彎曲的，探測器響應又不均勻這一個又一個需要量化處理的問題……所以對于一位使用光譜儀進行天文觀測的天文學家而言，無論是在使用它之前還是之后，相應的工作真的是非常繁瑣。
圖6. 一條單縫光譜儀得到的光譜，從左到右對應波長3800到5000納米。得到這條光譜的準備工作和后續處理工作相比僅是成像而言繁瑣的多。（圖源：agenda.infn.it） 光譜儀家族的活躍分子們 下面我們將為大家介紹目前國際上使用最普遍的幾種光學紅外光譜儀。它們的區別主要就在前面所提到的光譜儀五大部分中的兩個部分，一個是進光部分，一個是色散部分。我們首先看進光部分。 最傳統的光譜儀就是前面講到的長縫光譜儀（long slit spectrograph）。這種光譜儀進光的部分只有一道長縫（感興趣的讀者可以參考VLT望遠鏡的UVES光譜儀）。在觀測的時候，天文學家會將這道長縫對準觀測目標，長縫的寬度正好將天體卡住，也就是說通常和當地的視寧度相當。所有從沿著長縫方向的天體（也包括天體背后的天空背景）發過來的光均會被色散到垂直長縫的方向。但正像圖6中所示，長縫光譜儀得到的光譜通常是一長條，僅能用到方形的探測器的一部分，而且同一時間也僅能得到狹縫方向上所覆蓋的天體部分的信息。那么有沒有辦法一次可以獲取望遠鏡視場里面多顆天體或者說多個位置的光譜呢？于是乎，就有了簡單粗暴的多縫光譜儀，也叫做多狹縫光譜儀（multi-slits spectrograph）。既然一條狹縫會在沿x方向的天體的光譜向y方向色散，那么我們只要在視場中布置狹縫，讓每條狹縫在x方向不重疊，原則上不就可以觀測多個目標了？這就是多狹縫光譜儀的大致思路，當然這個xy坐標系還可以在視場里面旋轉，平移，原則上只要保證天體之間的光譜不重疊，不影響到對天光背景的測量，狹縫就可以開得非常密（圖7）。但同時也會帶來諸如前面提到的像高階光譜重疊到低階光譜上那些繁瑣的問題。總而言之，觀測效率是提高了很多。多縫光譜儀也有個問題，那就是每次觀測的狹縫板都不一樣，觀測之前都要把當晚觀測所需要的狹縫板提前刻好。由于狹縫板刻完后就固定了，觀測計劃在觀測中途也就不能再變更。靈活性就不夠高。
圖7. 多狹縫光譜儀IMACS（6.5米麥哲倫望遠鏡）的視場。其中紅色圓圈是用于固定視場的天體，小長方形則是一道道狹縫。右邊是IMACS8塊。（圖源：Massey，P., Strobel, K., Barnes, J. V., & Anderson, E. 1988, ApJ, 328, 315。） 利用機器手將光纖的一頭對到想要觀測的目標上，就是一種提高多狹縫光柵靈活性的解決方案。我們大家所熟知的位于我國河北興隆觀測基地的LAMOST其焦面上面就布置了非常多的機器搖臂，每一個搖臂上面都接著一根光纖。這樣只要天體進入到某一個搖臂的活動范圍之內，搖臂就會帶動光纖對準目標。來自天體的光進入光纖，順著光纖再進入后面的準直器、色散元件，光譜最后再被探測器所接收。大量的機器手就可以保證同時可以對視場內大量的目標進行觀測（圖8）。
圖8. （左）LAMOST巡天望遠鏡巨大的焦平面，上面密密麻麻布置的就是一個個機器搖臂。每一個搖臂上面都抓著一根光纖，通過在搖臂的擺動將光纖一端對準天體。（右）Hectospec光纖光譜儀。同樣的每一個跟針一樣的是一個機器手，機器手會前后移動，每一個機器手上面帶著一根光纖，手臂盡頭就是光纖的一端。通過機器手前后移動在焦平面內采取星光。（圖源：xinglong-naoc.org，cfa.harvard.edu） 但光纖光譜儀也存在自己的問題，主要就是光纖和光纖之間離得不能像狹縫和狹縫之間這么近，真的要是特別密集的星場，還是有一些局限。同時，由于長方形的狹縫在卡到目標的同時也截取了目標上下很近區域內的天空背景，這樣在刨除天空背景的時候，會更準確一些。光纖光譜儀則需要在視場內選取多點進行天光背景的測量，再建立天光背景模型，才能刨除天空背景的影響。但一涉及到模型，總會有人覺得不準，所以目前也算是光纖光譜儀的一個局限性吧。那么有沒有可能既成像，又得到光譜的方法呢？就像得到一組在連續變化的波長下拍攝的照片集？這個問題的答案就是全視場光譜儀，也叫積分視場光譜儀（Integral Field Spectrograph）。可能光譜儀里最讓筆者興奮的就是它了。想一想同時既能得到圖像又能得到光譜，或者說直接得到了一組增加了一個波長維度的圖像集，實在是太刺激了。積分視場光譜儀的實現形式主要有圖9里面介紹的三種，它們的主要目的都是要將儀器視場分成一小塊一小塊，在分解之后再通到色散元件去進行色散。但由于分解方式的不同，光譜在探測器上的分布也不同，后續處理出來的結果也會各有千秋。但無論如何，IFS在未來絕對是天文學家申請的一類熱門儀器。目前Keck望遠鏡上面的OSIRIS（微透鏡陣列）以及VLT上面的SINFONI（像切分器）就是這類儀器的翹楚。
圖9. 三種全視場光譜儀。這三種均是在望遠鏡焦平面對視場進行切割。第一種采用的是微透鏡陣列（Lenslets），第二種采用微透鏡陣列+光纖，第三種采用像切分器（slicer），第二列顯示的是相應的在進入光譜儀色散前的輸入的樣子，第三列則是光譜在探測器上的形式，但無論中間經歷如何，最后都會給出圖像數據立方。（圖源：ifs.wikidot.com） 在色散元件方面，由于閃耀光柵（就是前面提到的反射式衍射光柵）效率高，色散性能好，目前還是最常見的色散元件。當然，作為元老，棱鏡也算一個。但就跟單個狹縫一樣，單個閃耀光柵只能將入射光在一個方向分解，得到例如圖6的圖像，并不能有限地利用整個方形的探測器。利用第二個色散元件在垂直方向上進行第二次色散的思路成就了中階梯光柵（Echelle）。中階梯光柵由于色散程度高，光譜當中的一些細節呈現的就更為明顯，所以在高分辨光譜儀中經常會見到。比如說像凱克望遠鏡的HIRES，VLT望遠鏡的UVES就是這類光柵應用中很成功的典范。還有一種在天文愛好者里面都有應用的色散元件——棱柵（grism）。也就是在棱鏡的后面刻蝕出閃耀光柵，將二者合二為一的一種色散元件，多出現在兼具成像和光譜兩種功能的成像光譜儀中。其中真正起到色散作用的是背后閃耀光柵的部分，而棱鏡則負責調整光線入射到閃耀光柵的角度，這樣成像光路和光譜儀光路就可以共用，只要將棱柵推入拉出光路就可以實現成像和光譜的兩重功能，非常靈活。有的棱柵設計的甚至可以直接放在濾光片輪轉盤里就可以得到光譜，很小巧價格也實惠，所以在天文愛好者中用的很多。由于這種直接使用棱柵取光譜的光路里不需要狹縫，所以也叫無縫光譜儀。篇幅有限，咱們這篇小文就先介紹到這里。實際上光譜儀是天文學家了解宇宙最重要的工具之一，因為它能給我們提供簡單的測光無法得到的信息，比如天體的運動、化學元素成分等等，所以天文學家對光譜儀的需求會經久不衰。
|
