https://hst-docs.stsci.edu/wfc3ihb listet die Seite 8.2 Slitless Spectroscopy with the UVIS G280 Grism auf , die Details zu einem der GRISM s des Hubble Space Telescope (GRISM = Grating + Prism) enthält.
Frage: Warum haben Weltraumteleskope GRISMS? Warum ein Gitter UND ein Prisma für die Kreuzdispersion in der spaltlosen Spektroskopie verwenden?
Die Erklärung ist ausführlich, aber ich verstehe die Grundidee nicht.
Das G280 Grism ist ein WF/PC1-Ersatzteil. Abbildung 8.1 zeigt ein Spektrum des Wellenlängenkalibrierungssterns WR14, das als Teil des Kalibrierungsprogramms 11935 des Zyklus 17 beobachtet wurde. Der eingekreiste Fleck zeigt die Position eines direkten Bildes der Quelle, das mit einer separaten (undispergierten) F300X-Filterbelichtung erhalten wurde, aber überlagert wurde Grism-Bild dient nur zur Veranschaulichung. Das markante sternähnliche Merkmal in der Nähe der Bildmitte ist das Grism-Bild nullter Ordnung, und die positiven und negativen höheren Ordnungen erstrecken sich jeweils nach links und rechts von der nullten Ordnung. Die +1. Ordnung ist als die Ordnung mit dem höheren Durchsatz definiert (aufgrund des Gitterblazes), obwohl sie auf niedrigere x-Pixel als die Position der nullten Ordnung fällt. Die +1. Ordnung erstreckt sich links von der nullten Ordnung über eine Entfernung von etwa 1/4 der Bildgröße. Weiter links gibt es starke Überschneidungen mit höheren Ordnungen. Entlang der Spektralspur sind einige markante Emissionslinien zu sehen.
Abbildung 8.1: Aussehen der G280-Spektralordnungen auf dem Detektor.
Die eingekreiste Quelle ist die Position des direkten Bildes, das durch Summieren eines F300X-Bildes mit dem Grism-Bild gebildet wird. Die stärkere 1. Ordnung befindet sich links und die 0. Ordnung in der Mitte. Oberhalb der 1. Ordnung sind die deutlich schwächeren 2. und 3. Ordnung kaum sichtbar. Das Bild zeigt die volle Ausdehnung des Detektors auf der x-Achse und etwa 500 Pixel auf der y-Achse.
Es gibt mehrere Merkmale dieses Grisms, die sich beispielsweise vom G800L-Grism auf ACS unterscheiden. Es gibt einen Versatz von etwa 175 Pixeln in y-Richtung zwischen dem direkten Bild und den Spektren, die nullte Ordnung ist aufgrund einer geringeren Gittereffizienz und eines klaren Substrats relativ hell, und es gibt eine Krümmung der Spektren an den blauen Enden die ersten Ordnungen (am nächsten zur nullten Ordnung). Die Amplitude der Krümmung beträgt etwa 30 Pixel in y-Richtung des Detektors. Abbildung 8.2 zeigt eine Nahaufnahme der ersten paar positiven Ordnungen des WR14-Spektrums, die die Krümmung am kurzwelligen Ende jeder Ordnung veranschaulicht.
Hubble ist nicht der einzige!
Von WFIRST Update; Jeffrey Kruk, WFIRST-Projektwissenschaftler ( Archiviert )
Ein Reflexionsgitter reflektiert sein gestreutes Licht vom Strahl des einfallenden Lichts weg; ein Transmissionsgitter oder Prisma bricht es ebenfalls schräg zum einfallenden Licht. In beiden Fällen müssen Sie den letzten Teil des Spektrographen (den Imager mit seinem Sensor) in einem Winkel zur optischen Achse des Instruments bauen. Das bedeutet, dass, wenn Sie sowohl einen Imager als auch einen Spektrographen haben möchten, diese über separate endgültige Optiken und Sensoren verfügen müssen, einen (auf der Achse) für den Imager und einen (außerhalb der Achse) für den Spektrographen.
Das besondere Merkmal eines Grisms (normalerweise ein Prisma mit einem Transmissionsbeugungsgitter, das in eine Fläche eingraviert ist, oder ein holografisches Transmissionsgitter, das zwischen zwei Prismen platziert ist) besteht darin, dass es eine „zentrale“ Wellenlänge des Lichts gibt, die ohne Ablenkung direkt durch das Grism geht ; kürzere und längere Wellenlängen werden davon weg in entgegengesetzte Richtungen gestreut. (Dies wird dadurch erreicht, dass das Prisma Licht in der gleichen Ebene wie das Gitter beugt, aber in die entgegengesetzte Richtung, sodass das divergierende Licht vom Gitter in die ursprüngliche Einfallsrichtung zurückgebeugt wird; siehe Abbildung unten.)
Skizze des Grism-Verhaltens von Benjamin Weiner, von hier
Das bedeutet, dass Sie Ihre Spektren auf einen Sensor abbilden können, der sich auf der optischen Achse des Instruments befindet.
Mit einem Grism können Sie also sparen, indem Sie einen letzten Imager (und Sensor) sowohl für die direkte Abbildung (Grism werden aus dem Weg geräumt) als auch für die Spektroskopie (Grism im Strahl platziert) bauen. Wenn das Grism kompakt genug ist, können Sie es sogar in das Filterrad montieren, sodass Sie nur das Rad drehen müssen, um entweder direkte Bildgebung mit einem Filter oder Spektroskopie auszuwählen. Da dieselbe Kamera sowohl für die Bildgebung als auch für die Spektroskopie verwendet wird, können Sie ein Bild des Felds verwenden, um die Spektren richtig mit den Quellen abzugleichen.
(Dies ist nicht nur bei Weltraumteleskopen der Fall; viele bodengestützte Teleskope verwenden Grisms. Die Kosten- und Platzersparnis eines All-in-One-Imager-plus-Spektrographen macht Grisms jedoch besonders geeignet für Weltraumteleskope.)
(Beachten Sie auch, dass es bei einem Grism keine "Kreuzstreuung" gibt: Es ist alles Streuung in derselben Ebene.)
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Peter Erwin
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Peter Erwin
Peter Erwin
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Peter Erwin
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