АСТРОСПЕКТРО́ГРАФ

АСТРОСПЕКТРО́ГРАФ, спек­траль­ный при­бор для ре­ги­ст­ра­ции спек­тров не­бесных све­тил. Ус­та­нав­ли­ва­ет­ся в фо­ку­се те­ле­ско­па так, что­бы дей­ст­ви­тель­ное изо­бра­же­ние объ­ек­та по­па­да­ло в его вход­ную щель. Осн. де­та­ли А. – кол­ли­ма­тор, фор­ми­рую­щий пу­чок па­рал­лель­ных лу­чей све­та, дис­пер­ги­рую­щий эле­мент, раз­ла­гаю­щий свет в спектр (ди­фрак­ци­он­ная ре­шёт­ка, приз­ма), ка­ме­ра с объ­ек­ти­вом и при­ём­ни­ком из­лу­че­ния, строя­щая изо­бра­же­ние спек­тра объ­ек­та. В совр. А. в ка­че­ст­ве при­ём­ни­ка из­лу­че­ния обыч­но ис­поль­зу­ет­ся ПЗС-мат­ри­ца (при­бор с за­ря­до­вой свя­зью), а кон­ст­рук­ция А. час­то стро­ит­ся по схе­ме эшел­ле, по­зво­ляю­щей при вы­со­ких по­ряд­ках спек­тра и зер­каль­ной оп­ти­ке ук­ла­ды­вать на дву­мер­ной по­верх­но­сти ПЗС-мат­ри­цы по час­тям весь дос­туп­ный спектр из­лу­че­ния ас­тро­но­мич. объ­ек­та. Для по­лу­че­ния спек­тра сла­бо­го ас­тро­но­мич. объ­ек­та тре­бу­ют­ся весь­ма дли­тель­ные экс­по­зи­ции, вплоть до мно­гих ча­сов. В те­че­ние экс­по­зи­ции ис­сле­дуе­мый объ­ект ме­ня­ет своё по­ло­же­ние от­но­си­тель­но го­ри­зон­та; од­но­вре­мен­но ме­ня­ет своё по­ло­же­ние и те­ле­скоп, на­прав­лен­ный на этот объ­ект. Во из­бе­жа­ние сме­ще­ния изо­бра­же­ния со ще­ли А. кон­ст­рук­ция сис­те­мы те­ле­скоп – А. долж­на быть пре­дель­но жё­ст­кой. Кро­ме то­го, А. тер­мо­ста­тиру­ет­ся, т. к. да­же из­ме­не­ние темп-ры на 0,1 °С мо­жет вы­звать сме­ще­ние спек­траль­ной ли­нии, ко­то­рое при­во­дит к ошиб­ке в лу­че­вых ско­ро­стях до 5 км/с.

Спек­траль­ное раз­ре­ше­ние в звёзд­ных А. ог­ра­ни­чи­ва­ет­ся ди­фрак­ци­он­ны­ми яв­ле­ния­ми и кон­ст­рук­тив­ны­ми осо­бен­но­стя­ми и обыч­но со­став­ля­ет $R=λ/Δλ=$100–100000 ($λ$ – ра­бо­чая дли­на вол­ны, $Δλ$ – ин­тер­вал длин волн, со­от­вет­ст­вую­щий эле­мен­ту раз­ре­ше­ния). Боль­шое раз­ре­ше­ние дос­ти­га­ет­ся в ста­цио­нар­ном ку­де фо­ку­се: до 100000–200000 при на­блю­де­ни­ях с по­мо­щью совр. 8–10-мет­ро­вых реф­лек­то­ров. Для сла­бых объ­ек­тов при­ме­ня­ют раз­ре­ше­ние от 100 до 1000, а в отд. слу­ча­ях до 10000. Для та­ких объ­ек­тов ис­поль­зу­ют­ся сверх­све­то­силь­ные ка­ме­ры с очень ко­рот­ким фо­кус­ным рас­стоя­ни­ем, ча­ще все­го Шмид­та те­ле­ско­пы. Для спек­тро­гра­фи­ро­ва­ния пре­дель­но сла­бых объ­ек­тов А. ус­та­нав­ли­ва­ют в пер­вич­ном фо­ку­се те­ле­ско­па и да­же от­ка­зы­ва­ют­ся от вход­ной ще­ли, на ог­ра­ни­чи­ваю­щих щёч­ках ко­то­рой про­ис­хо­дят по­те­ри све­та. Совр. мно­го­ще­ле­вые (мно­го­зрач­ко­вые) А. по­зво­ля­ют по­лу­чать спек­тры од­но­вре­мен­но неск. со­тен объ­ек­тов ли­бо изу­чать дву­мер­ное по­ле ско­ро­стей в про­тя­жён­ных объ­ек­тах: га­лак­ти­ках и их яд­рах, га­зо­вых ту­ман­но­стях и т. п.

Раз­но­вид­но­стя­ми А. яв­ля­ют­ся бес­ще­ле­вой спек­тро­граф и не­бу­ляр­ный спек­тро­граф, а так­же приз­мен­ные ка­ме­ры. В слу­чае спек­траль­ных на­блю­де­ний Солн­ца, даю­ще­го ог­ром­ные све­то­вые по­то­ки, при­ме­ня­ют ста­цио­нар­ные длин­но­фо­кус­ные спек­тро­гра­фы с раз­ре­ше­ни­ем во мно­гие сот­ни ты­сяч.

Дли­ны волн спек­траль­ных ли­ний оп­ре­де­ля­ют­ся с помощью при­спо­соб­ле­ний, по­зво­ляю­щих вво­дить в А. свет от ла­бо­ра­тор­но­го ис­точ­ни­ка, спек­траль­ное раз­ло­же­ние ко­то­ро­го да­ёт спектр срав­не­ния. При­ме­не­ние спец. кю­вет с га­за­ми под вы­со­ким дав­ле­ни­ем да­ёт воз­мож­ность не­по­сред­ст­вен­но впе­ча­ты­вать спектр срав­не­ния в ис­сле­дуе­мый спектр. В этом слу­чае кросс-кор­ре­ля­ци­он­ный ком­пь­ю­тер­ный ана­лиз позволяет оп­ре­де­лять лу­че­вые ско­ро­сти объ­ек­та с точ­но­стью до мет­ра в се­кун­ду. По­доб­ная тех­ни­ка ши­ро­ко при­ме­ня­ет­ся при по­ис­ках пла­нет­ных сис­тем во­круг звёзд до­п­ле­ров­ским ме­то­дом, а так­же при изу­че­нии пуль­са­ций звёзд в звёзд­ной сейс­мо­ло­гии.