Interakcija EMG zračenja s materijom

Spektroskopija zvijezda

Podsjetimo se... kako nastaju spektri?

Detektiranje svjetlosti: početak mjerenja

Kako bismo napravili mjerenje treba detektirati svjetlost!

Svjetlost mora uzrokovati neki efekt u materijalu detektora kojeg možemo zabilježiti i pohraniti…

Važno i često potrebno: pojačanje signala (amplifikacija)!npr. dva staromodna detektora:

a) Fotografska ploča: foton uzrokuje kemijsku promjenu u detektorskom materijalukoja ne smije biti reverzibilna.

b) Geiger – Mullerov brojač: dolazna gama čestica ionizirat će plin koji će proizvestielektron koji bi se, da nema jakog napona koji ih šalje na anodu rekombinirao inestao – ovako oni uzrokuju lavinu ionizacije i stvaraju signal koji je lako mjeriti.

Glavni načini interakcije EMG zračenja i tvari

Interakcija može biti koherentna (fazno osjetljiva detekcija samog vala) ilinekoherentna (interakcija bazirana na energiji fotona).

2. Nekoherentna interakcija

1. Koherentna interakcija (antene)Svjetlost je EMG val (u kojem osciliraju električno i magnetsko polje) koji remeti prostor.Slobodni elektroni ili elektroni u vodljivom materijalu reagiraju na električno polje –oscilirajuće polje može inducirati promjenjivu struju ili napon: oscilirajući između +V i –V (sasrednjom vrijednosti 0) ali je V2 uvijek pozitivna – snaga P ~ V2

1. Koherentna interakcija

Sustav za detekciju emg valova (radiometar) je razmjerno jednostavan:

• Koncentracijski sustav• Antena• Prijemnik (receiver)

1. Koncentracijski sustavNa visokim frekvencijama potrebno je koncentrirati i skupiti signal (svjetlost)paraboloidnim prijemnicima.Kutno razlučivanje ovisi o difrakcijskoj slici tanjura a osjetljivost veličinom tanjura. Tanjurisu upravljivi i mogu se okretati prema maksimumu signala na nebu.Na niskim frekvencijama koristimo antene direktno, u interefrometrijskom postavu kakobi se pojačala osjetljivost i povećala kutna razlučivost (npr. Very Large Array –radiaostronomija!)

2. AnteneAntena može biti bilo što, što služi kao most između valova u slobodnom prostoru iprijamnika.U principu je to vodljiva žica u kojoj električno polje dolaznog vala radi prisilne oscilacijevodljivih elektrona što odgovara AC struji.Najčešća je poluvalna dipolna antena:

3. PrijamniciSastoje se od pojačala, miksera, detektora i spektrometra:

Prvo je važno pojačati signal pomoću pojačala jer je napon s antene malen.

Zatim je zbog velikog raspona frekvencija na anteni druga zadaća prijamnika odabirfrekvencija (tuning).Odabrane se radio frekvencije miksaju s frekvencijama malog lokalnog oscilatora – idobivaju se udari.

Detekcija podrazumijeva stvaranje signala koji je proporcionalan s primljenom snagomsignala. Antena ima odziv proporcionalan jakosti električnog polja koje stvara oscilirajućinapon V (čija je srednja vrijednost 0) zbog čega uzimamo da je V2 proporcionalan sasnagom dolaznog vala.

Zadnja je faza: spektrometrija – odabirom frekvencija.

2. Nekoherentna interakcija

2.1. Vanjski fotoelektrični efektAko svjetlost promatramo kao česticu a ne val apsorbirani foton s dovoljnom energijomionizira atom. Ako se pri tome elektron potpuno odvoji od površine materijala – fotoefekt(za čije je objašnjenje Einstein dobio Nobelovu nagradu). Minimalna energija potrebna daelektron izađe iz nekog materijala zove se izlazni rad W (foton mora imati minimalno tuenergiju!):

h · ν = W + Ek

Elektroni na izlazu stvaraju vrlo slabu struju koja se amplificira u elektroničkoj opremi.

2.2. Unutarnji fotoelektrični efekt: ionizacijaAko oslobođeni elektron ostaje unutar materijala; ipak često se brzo rekombinira!Da bi prouzrokovao mjerljiv efekt mora se primijeniti napon koji će ubrzati elektron iuzrokovati dodatne ionizacije (kaskadu) koja se može mjeriti na anodi kao puls naboja – takose individualno „broje fotoni”.Ionizacija u komoricama ispunjenim plinom glavna je tehnika detekcije X i gama fotona(danas zamijenjena detektorima u čvrstom stanju). Najčešće se koriste inertni plinovi Xe i Ar.

2.3. Unutarnji fotoelektrični efekt: energetski procjepiU čvrstim detektorima atomi mijenjaju energetske nivoe susjednih atoma prostorno ienergetski. Rezultat je široka energetska vrpca kroz cijelu strukturu. Na najnižim energijama(unutarnje ljuske) nalaze se jako vezani elektroni. Zatim se nalazi valentna vrpca, pa vodljivavrpca i zatim ionizacijska granica. Elektroni u vodljivoj vrpci mogu lako migrirati.•U vodičima vodljiva i valentna vrpca se preklapaju•U izolatorima postoji energetski procjep Eg što elektronima

otežava preskakanje•U poluvodičima procjep postoji ali nije velik: pa elektroni

mogu biti prebačeni u vodljivu vrpcu zagrijavanjem ili 4apsorpcijom fotona

U Si Eg = 1,2 eV što odgovara fotonu valne duljine λ<hc/Eg = 1,1 μm kada se apsorbira takavfoton stvara se par elektron-šupljina s negativnim elektronom u vodljivoj vrpci i pozitivnomšupljinom u valentnoj vrpci:

Silicij ima 4 valentna elektrona: polovicu broja potrebnog da napuni ljusku – orbitale tihelektrona čine tetraedar oko centra atoma. Atomi su posloženi u dijamantnoj rešetki tako daje svaki valentni elektron čvrsto vezan s valentnim elektronima susjednih atoma. Svaki atom“vidi” 8 elektrona i čini stabilnu strukturu. Na slici je prikazana spljoštena struktura Sirešetke:

Elektron pobuđen u više energetsko stanje također i fizički mijenja svoj položaj te ostavljanepopunjeno mjesto u rešetki: šupljinu – neki drugi elektron može popuniti tu šupljinuostavljajući drugu šupljinu iza sebe ….Različitim tehnikama ti se elektroni mogu vratiti i popuniti sve šupljine.

2.4. Comptonovo raspršenjeNa visokim energijama E >50 keV fotoionizacija postaje neefikasna: udarni presjek opada s ν–3

ipak fotoni mogu deponirati energiju mediju putem Comptonovog raspršenja. Klasično gledanoelektrično polje upadnog EMG zračenja pobuđuje oscilacije slobodnih elektrona (X zračenjepobuđuje čak i vezane elektrone).Pobuđeni elektroni zrače kao dipoli zračenje frekvencije jednake kao upadno zračenje aliraspršene u različitom smjeru:

Kvantno gledajući svaki foton ima vjerojatnost da bude raspršen u različite smjerove sdistribucijom vjerojatnosti klasičnog dipolnog zračenja. Ipak, foton ima energiju E = h ν i momentp = E/c kako bi sačuvao i energiju i moment tijekom sudara s elektronom nužno je da elektronodnese nešto Ek a da je foton izgubi:

cos1

~

cos11

2

21

2

21

21

cm

E

E

E

EEuvjetposebanza

cmEE

EE

e

e

E energija fotonaΘ kut raspršenjamec2 = 511 keV

Očito je zanemariv za vidljive fotone ali jak za X fotone!

Rezultat je: slobodni elektron s viškom energije

koji se može primjenom napona ubrzati i detektirati.

Niti foton se ne uništi –može dalje proizvesti

efekte!

2.5. Stvaranje parova

Moguće je da se foton pretvori u materiju: kako bi sačuvao naboj mora stvoriti par elektron– pozitron. Kako bi sačuvao energiju foton mora imati barem dvostruku energiju odenergije mirovanja elektrona E = 2mec2 = 1,02 MeV - odnosno mora biti gama foton. Ipak zataj događaj mora biti sačuvana i količina gibanja: to je nemoguće na graničnoj energiji kadasu elektron i pozitron u mirovanju – stoga je potrebno treće tijelo kako bi se količina gibanjasačuvala.Tu ulogu najčešće ima drugi foton: foton-foton sudari važni su u egzotičnim astrofizičkimobjektima – mnogo češće to je jezgra koja može „apsorbirati” količinu gibanja.

Vrlo gusti materijali poput olova važni su izvor nastanka parova gdje tako nastali parovimogu stvoriti mjerljivu kaskadu.Stvaranje parova nije spontani proces nego onaj koji nastaje kada fotoni deponirajuenergiju u materiji.

Ovo je dominantan proces interakcije fotona najviših energija s materijom.

2.6. Sekundarno stvaranje svjetlosti: scintilacija i Čerenkovljevo zračenje

Nije poseban način interakcije svjetlosti i tvari nego važna posljedica!

Kada visokoenergetski foton uzrokuje fotoionizaciju, Comptonovo raspršenje ili stvaranjeparova elektroni se mogu vratiti u šupljine pri čemu se emitira vidljiva svjetlost –SCINTILACIJA.

Za gama fotone najviših energija >300 GeV u interakciji s materijom stvorene čestice imat ćeogromne energije – takve da njihova brzina može biti veća od brzine svjetlosti u tommaterijalu – pri tome usporavaju – i emitiraju svjetlost tzv. ČERENKOVLJEVO ZRAČENJE.

To zračenje vidljivo je na zidovima nuklearnih reaktora, detektiranje kozmičkog zračenja uZemljinoj atmosferi itd.

2.7. Zagrijavanje

Niti ovo nije posebna vrsta interakcije nego posljedični efekt.Nakon interakcije poput ionizacije ili Comptonovog raspršenja može doći do lančanihefekata – poput rekombinacije, pobuđenja kristalne rešetke, vibracije – energija će sedisipirati i grijati!Konačni efekt apsorpcije svjetlosti može biti zagrijavanje materijala.Toplina može biti korištena za mjerenje količine apsorbirane svjetlosti.

Za valne duljine iznad 200 μm ali kraće od radiovalova(IR područje – odnosno „submm” područje) glavnatehnika je BOLOMETRIJA: mjerenje promjenetemperature uslijed apsorpcije zračenja.

Zračenje se apsorbira u maloj masi spojenoj na toplinski rezervoar koji se nalazi na fiksnojtemperaturi što dovodi do promjene temperature mase (obično mjerene pomoću otpora).Apsorbirana toplina u sekundi je P, a toplinska vodljivost je G (tada je gubitak topline G ΔT),gdje je T temperaturna razlika mase i rezervoara.

Masa će se zagrijavati sve do termalne ravnoteže P = G ΔT

Koliko je vremena potrebno da bolometrijski sustav dođe u ravnotežu?Toplina apsorbirana u vremenu τ je Q =P τ, ako masa ima toplinski kapacitet

C = c m onda je ΔT= Q / C

pa je vremenska skala τ = C / G

Želimo da je G što manji, pa za dobar odziv i C mora biti što manji – na visokimtemperaturama većina tvari ima istu specifičnu toplinu ali na niskim temperaturama c ~ T3 .

Interakcija svjetlosti i umjetno stvorenih materijala

1. DopiranjeUvođenje drugih atoma u kristalnu rešetku Si.Taj proces poznat je kao ekstrinzični poluvodič, za razliku od čistog Si koji je intrinzičnipoluvodič.Ako se kristalna rešetka puni atomima B koji ima samo tri valentna elektrona jedan od osammjesta valentnih elektrona je prazno – P TIP (AKCEPTORSKI) MATERIJAL. Elektron lako možedoći u to prazno mjesto – pri tome ostavlja šupljinu u valentnoj vrpci koje popune bliskielektroni itd....Rezultira time što valentna vrpca postaje vodljiva zbog gibanja šupljina.

Suprotno, ako je kristalna rešetka popunjena atomima P koji ima pet valentnih elektrona imajedan elektron višak – N TIP (DONORSKI) MATERIJAL. Kako suvišni elektron ne može biti upopunjenim mjestima mora biti u stanju više energije i lako odlazi u vodljivu vrpcu.Ekstrinzični poluvodiči osjetljiviji su na veće valne duljine nego intrinzični i mogu biti korištenikao foto detektori.

P TIP N TIP

2. Trapping: MOS kondenzatorMožemo zarobiti naboj kombinirajući Si i sloj izolatora kao što je SiO na koji se pričvrstielektroda i primjeni napon na cijelo područje. Foton prolazi kroz izolator i apsorbira se u Sistvarajući par elektron – šupljina.Napon razdvaja elektrone i šupljine i oni se ne mogu rekombinirati. Elektroni se zaustavljajuu izolatoru stvarajući kondenzator – MOS (metal-oksid poluvodički kondenzator).Količina akumuliranog naboja proporcionalna je broju detektiranih fotona.Ovaj je kondenzator osnova CCD detektora (kamera).

3. p-n spoj: fotodiodespajanje p tipa i n tipa poluvodiča

Višak elektrona iz n tipa popunjava šupljine u p tipu i obratno – stvarajući sloj ispražnjen odnosioca naboja ali je sam sloj nabijen jer migrirajući elektroni i šupljine ostavljaju za sobomione ostavljajući „ugrađeni napon” diljem spoja. Difuzija prestaje kada taj napon dosegneravnotežnu vrijednost.

Glavna karakteristika jest da je ovo dioda, elektroni lako idu iz n u p ali ne i obrnuto!p-n spoj može biti korišten i kao fotodioda ako se foton apsorbira u ispražnjenom sloju - kojiradi kao kondenzator. Taj se element može koristiti kao fotovodič u solarnim – naponskimćelijama.

4. Supravodiči

Supravodljivost na niskoj temperaturi povezna je s Cooperovim parom elektrona koji zajednoputuje kroz rešetku vodiča. Uzrokuju i poremećaj u rešetki koji putuje zajedno s njima –fononska eksitacija.

Element nastao spajanjem takva dva vodiča s tankim slojem izolatora između njihSUPRAVODLJIVI TUNELIRAJUĆI SPOJ – jer Cooperovi parovi mogu tunelirati kroz spoj.

Fotoni od svega nekoliko mV mogu razbiti Cooperov par i stvoriti vibracije u rešetki nalikstruji – način detekcije fotona niskih energija.

Uređaji za detektiranje fotona

1. Fotomultiplikatorska cijevStruja nastala u fotoelektričnim materijalima je vrlo mala – čak i za najsjajnije zvijezde!Mjerenja zahtijevaju pojačanje – u fotomultiplikatorskoj cijevi to je postignuto ubrzavanjemslobodnih elektrona:

Fotoosjetljiva površina je i katoda – ubrzani elektroni mogu uzrokovati daljnju ionizaciju –stvarajući struju nekoliko reda veličine veću od početne. mnogo je osjetljivija od fotografske ploče, linearna veza između signala i dolaznog toka signal koji se može direktno pohranjivati na računalo brz odziv (brojač fotona)NEDOSTATCI nisu 2D detektori

2. CCD uređaji (Charge Coupled Device)MOS kondenzator akumulira naboj i može detektirati i najslabije izvore svjetlosti. 2D postavtakvih uređaja može stvarati sliku. Na kraju izlaganja mjeri se naboj na svakom elementu:

Milijuni prijenosa moraju se napraviti dok se neočitaju svi podaci.

Zbog termalnih efekata (zagrijavanje!) podižu seelektroni u vodljivu vrpcu („tamna struja” uastronomiji) zato se detektori hlade tekućimdušikom na 150 K.Za osobnu uporabu u digitalnoj fotografiji taj jeefekt nevažan!

3. IR postav

Zbog veličine energetskog procjepa najveća valna duljina koju CCD može detektirati je oko1,1 µm.Zato za IR zračenje moramo koristite hibridne detektore, koji se mogu više puta očitavati (neuništava se naboj tj. informacija) :

Vrlo su skupi i osjetljivi: termalni šumovi i crna struja kao kod CCD-a.Moraju se još više hladiti - tekućim He na svega nekoliko K iznad apsolutne nule.

4. Mikrokanalna ploča

CCD postaje manje učinkovita za valne duljine < 450 nm (posebno u UV području) jer sefotoni lako apsorbiraju u samom materijalu detektora.Treba koristiti konverter – površina s premazom koja apsorbira UV a emitira optičkozračenje – fosfor – čije se zračenje onda detektira CCD-om.Da bi se stvorila slika koristi se mikrokanalna ploča – s nizom detektora koji emitirajusekundarne elektrone.Ti se elektroni mogu detektirati tako da fosforni ekran konvertira elektrone u vidljivusvjetlost ili pomoću dvije okomite anode koje bi privukle elektrone i stvorile x i y distribuciju(sliku).U Hubble teleskopu koriste se višestruke anode za detekciju tih elektrona (MAMA – Multi-anode Microchannel Array).

5. Proporcionalni brojač

Čestični i gama fotonski detektori koriste plinom punjene detektore u kojima se događaunutarnja ionizacija – a narinuti napon ubrzava elektrone – koji uzrokuju dodatnu ionizaciju.

Količina ionizacije – jest jačina pulsa – a ovisit će o energiji dolaznog fotona i ta je vezalinearna – PROPORCIONALNI BROJAČ.

Njima brojimo individualne fotone i procjenjujemo njihovu energiju.

6. CCD za X i tvrdo X zračenje

Između 0,1 i 10 keV silicijski CCD detektori su dobar izbor jer energija elektrona koji jeoslobođen u vodljivu vrpcu ima veliku energiju i uzrokuje snažnu sekundarnu ionizaciju –što daje jaki signal koji je proporcionalan energiji upadnog fotona.

Za tvrdo X zračenje > 10 keV CCD postaje manje efikasan, jer je jaka apsorpcija fotona u Simaterijalu CCD-a.Rješenje je koristiti poluvodič od Ge ili nekih drugih materijala poput CdZnTe.

Alternativa je koristiti scintilatore koji konvertiraju X zračenje u vidljivo a koje se zatimdetektira poluvodičkim detektorima.Manje su efikasni (10%), ali se mogu praviti puno većih dimenzija.Najčešći materijali za izradu scintilatora su alkalijski halidi: NaI ili CsI.

7. Comptonovi teleskopi

Za fotone energija 1 – 30 MeV većina detektora radi na principu Comptonova raspršenja.

U prvom sloju velika energija fotona daje veliku energiju elektronu, a raspršeni foton odlaziu drugi sloj gdje je potpuno apsorbiran.

Prvi sloj mora biti od materijala malog atomskog broja (Si) zbog niske apsorpcije i jakogComptonovog raspršenja, a drugi sloj od materijala velikog atomskog broja i dobreapsorpcije.

Ovim teleskopima možemo odrediti i smjer dolaznog fotona.

8. Teleskopi parova

Za fotone još većih energija 20 MeV – 30 GeV koriste se teleskopi parova, koji se sastoje odmnogih slojeva konvertera i detektora.

Konverteri su npr. olovo – koji služi kao meta gdje nastaje stvaranje parova. Detektori mogubiti scintilatori ili poluvodički materijali.

Tragovi elektrona i pozitrona omogućuju određivanje smjera originalnog gama fotona injegov položaj na nebu.

9. Čerenkovljevi teleskopi

Za fotone najvećih energija > 300 GeV koriste se Čerenkovljevi teleskopi jer takve česticeuzrokuju kaskade čestica poznate kao pljuskovi.Njihova je energija takva da se gibaju brzinom većom od brzine svjetlosti u zraku – brzousporavaju i zrače Čerenkovljevo zračenje.U atmosferi maksimum broja čestica je na visini oko 10 km (što je i visina zrakoplovnihletova!).

Jedan TeV foton stvorit će 100 fotona/m2 u bljesku od nekoliko ns s maksimumom od 300 –350 nm jakog intenziteta u vrlo kratkom vremenu – zbog toga se koriste fotomultiplikatorskecijevi a ne CCD jer imaju brzi odziv i na velikim frekvencijama.Standardna tehnika je korištenje 10 m teleskopa s postavom fotomultiplikatorskih cijevi užarištu zrcala koje pokriva prostor od 5 º .

Ako se koriste više teleskopa moguće je odrediti smjer fotona čestice iz presijecištasvjetlosnih stožaca na tlu

Obrada detektiranog signala

Filtriranje frekvencijaNajjednostavniji način je ograničiti (odabrati) frekvencije prije detekcije!

Filtri imaju transmisijsku funkciju T(ν) , gdje širina transmisijske krivulje može biti od 20-30%pa sve do 1-2% centralne frekvencije pa je spektralna moć razlučivanja: R = ν/ΔνIPAK!Stalno je nadmetanje između moći razlučivanja i količine svjetla koju dobivamo: što je užaspektralna linija bolje su spektralne informacije ali je veći gubitak svjetlosti.

Apsorpcijski filtri za vidljivu svjetlost načinjeni su od stakla ili želatine u koje se dodajupigmenti i boje za željenu transmisiju.Modernija inačica podrazumijeva tanke premaze različitih supstanci koje omogućuju da sekoristi jedan filter za IR-VIDLJIVO-UV područje.Za valne duljine mekog X zračenja metali se ponašaju kao apsorpcijski filtri pa nisu pogodni.Za FIR područje (submm) koriste se mreže tankih žica.

Detektor s kojim je filter spojen također ima svoj odziv na frekvenciju D(ν), baš kao iatmosfera kroz koju svjetlost prolazi A(ν).

Ukupna je funkcija odziva R(ν) =A(ν) D(ν) T(ν)

Često se konstrukcija filtera kombinira s detektorskom ili atmosferskom transmisijom zaadekvatan rezultat.

U radioastronomiji frekvencijski odziv detektora iznosi 2 do 10 % širine vrpce.Elektronika prijamnika tada razdvaja ovu široku vrpcu na frekvencijske kanale.Količina podataka je velika pa je kod interferometara običaj smanjiti rasponfrekvencija prije slanja signala na korelator.

Filtri uskih vrpci (svega nekoliko nm) koriste se u vidljivom i IR području i mogu sekonstruirati da prate npr. jake emisijske linije.Rade na principu interferencije: prostor između dvije reflektivne površine jednak je poloviciželjene valne duljine. Interferencija mnogih uzastopnih refleksija je ista kao i interferencijavalnih duljina nastalih na pukotinama optičke rešetke – stvarajući uski vrh oko centralnevalne duljine.

Širina vrha ovisi o refleksivnosti površine – svaka je refleksija slabija od prethodne. Razlikaputeva ovisi o upadnom kutu svjetlosti.

Varijanta ove sheme je Fabry Perot etalon: gde je razmak između dvije površine promjenjiv pase i opažene valne duljine mogu birati. Takav se uređaj koristi za skeniranje kroz niz valnihduljina i stvara se tzv. „podatkovna kocka” I (x, y, λ).

Fotoni X i gama zračenja mogu proizvesti efekte u detektorima koji ovise o njihovimenergijama – možemo detektirati svaki foton i njegovu energiju.Sa supervodljivim detektorima to je moguće i za „vidljive” fotone.

Ključno za detekciju je da originalni foton može osloboditi jedan ili više elektrona. Npr. upočetnom sudaru X fotona s plinom u proporcionalnom brojaču oslobođeni elektron imadovoljnu kinetičku energiju i može ionizirati druge atome.

Također i atom može emitirati drugi elektron kroz Augerov efekt – promjena energije uprijelazima iz ljuske u ljusku može rezultirati uz emisiju fotona i emisijom elektrona. Ti setzv. sekundarni elektroni ubrzavaju naponom što im omogućuje da učine još ionizacije štorezultira mjerljivim pulsom.Jačina pulsa (ako je napon konstantan) ovisi samo o broju sekundarnih elektrona.

Koliko ih treba biti da bi puls bio mjerljiv?Ionizacijski potencijal većine plinova je od 12-16 eV – stoga foton energije 1 keV možeuzrokovati 70 sekundarnih elektrona (u stvarnosti oko 30 – zbog mogućih neionizacijskihsudara).

U praksi se obično govori o srednjoj energiji potrebnoj za induciranje sekundarnogelektrona – što je za proporcionalne brojače oko 30 eV.

U detektorima u čvrstom stanju – npr. CCD detektori – događa se sličan proces. Apsorpcija Xzračenja stvara parove elektron – šupljina a oslobođeni elektron može stvoriti još takvihparova - sve dok se ne potroši sva energija i određeni broj elektrona u CCD pikselu. Ipak netroši se sva energija na stvaranje parova – nešto se troši na pobuđivanje kristalne rešetke navibraciju.

U siliciju energetski procjep iznosi 1,2 eV a srednja energija po paru 3,62 eV. Za detektore odGe i CdTe koje se koriste kao detektori tvrdog X zračenja srednja potrebna energija je 3odnosno 4,4 eV.

Iako su gubitci u čvrstim detektorima veći nego u proporcionalnim brojačima srednjaenergija koja je potrebna za stvaranje elektrona red veličine je manja!To je glavna prednost čvrstih detektora za detekciju X i gama zračenja.

Fourier transformatDolazni signal sastoji se od zbroja sinusnih valova – koji će interferirati ovisno o faznoj razliciali i frekvencijama valova.

To znači da mjerimo signal kao funkciju nekog parametra koji je Fourier transformat (FT)frekvencijskog spektra. Tako, računajući inverzni FT možemo doći do spektra.

Michelsonov spektrograf – Fourier transformat spektrograf (FTS)

Interferometar s dvije grane gdje je jedno zrcalo pomično tako da se razlika puteva možeproučavati na nizu vrijednosti.Signal kao funkcija položaja zrcala (što se zove interferogram) je tada FT frekvencijskogspektra.

http://commons.wikimedia.org/wiki/File%3AFourier_transform_time_and_frequency_domains.gif

Disperzivna spektroskopijaU optičkoj i IC astronomiji najčešća je tehnika – izoliranje malog dijela svjetlosti (pomoćupukotine) i tada ih prostorno raširiti na različite valne duljine – čime dobivamo spektar.

KOLIMATOR – divergentno raširen snop ponovno čini paralelenimDISPERZER – PRIZMA ILI OPTIČKA REŠETKA prostorno razlaže svjetlost ovisnoo valnim duljinamaKAMERA – fokusira svjetlostDETEKTOR – pohranjuje sliku spektra – u suštini na svakoj valnoj duljini pohranjuje slikupukotine koja je razmazana uslijed difrakcijskog efekta

OPTIČKA REŠETKA

m λ = d sinα

MOĆ RAZLUČIVANJA: R = λ / Δλ = N mN broj zareza na optičkoj rešetki N =1/d

PREKLAPANJE SPEKTRALNIH LINIJA!Viši redovi to nemaju ali su puno slabiji u intenzitetu (Fraunhoferova modulacija).

FWHM

Kako napraviti dobar spektrograf?Treba misliti na……

m λ = d sinαRazmak između zareza d određuje kutni položaj maksimuma – finije optičke rešetke smanjim d daju valne duljine pod većim kutem ali povećavaju disperziju spektra (vrlo finerešetke d~λ).

1. Gustoća zareza i disperzija

2. Broj zareza i spektralna rezolucija

Ukupan broj zareza određuje moć razlučivanja R = Nm

3. Veličina rešetke i efikasnost

Veličina ista kao i leća kolimatora kako bi prihvatila dovoljno svjetla.

4. Seeing, veličina pukotine i veličina spektrografa

Svjetlost prolazi kroz pukotinu na žarišnoj daljini teleskopa i kolimatorom usmjerena nadetektor. Kolika je veličina pukotine za promatranje neke zvijezde? Ne smije biti prevelikajer će pustiti previše svjetla, niti premala što bi gušilo svjetlo. Spektrograf zbog veličinekolimatora ima promjer kao i teleskop – veliki teleskopi imaju ogromne spektrografe.

X spektroskopija difrakcijskom rešetkomNemoguće je konstruirati difrakcijske rešetke čije bi dimenzije pukotine bile sumjerljive svalnim duljinama X zračenja – alternativa tome je spektrometrija Braggovim kristalima – gdjeulogu difrakcijske rešetke imaju razmaci između kristalnih ravnina (1 nm). Dobra moćrazlučivanja ali slaba efikasnost.

NASA ChandraKoristi transmisijsku rešetku načinjenu od malih zlatnih pločica na udaljenosti 0,1 μm –preklapanje je jako ali detektor daje dobru energetsku rezoluciju.

X spektar zvijezde Capella

Centralna točka je nedisperziranaslika 0. maksimuma

Boje prikazuju energije fotona detektirane na CCD-u,

što omogućuje energetsko klasificiranje fotona

Prostorno raširena spektroskopijaKako brže i efikasnije snimiti spektre mnogih objekata na nebu?

1. Spektroskopija dugačkom pukotinomsvaki dio pukotine mapira se na dio detektora i čini 2D snimak u kojem je jedna koordinata udaljenostduž pukotine a druga valna duljina:

2. Spektroskopija optičkim vlaknimaOptička vlakna se skupljaju na način da čine veliku virtualnu pukotinu koja se može pomicatirobotskom rukom snimajući stotine objekata istovremeno: MULTI-OBJECT SPECTROGRAPH (MOS)

Zanimljivosti….

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d2/Wiki_Spect_Binaries_v2.gif

SPEKTROSKOPSKI BINARNE ZVIJEZDEPreblizu jedna drugoj da bi ih mogli teleskopom optički razlučiti:

SPEKTAR SATURNOVE MAGLICE:

SPEKTAR DVOJNE ZVIJEZDE Albireo:

SPEKTAR SUPERDIVA P Cygni:

SPEKTAR NEPTUNA:Jake metanske linije u atmosferi!

SPEKTAR KOMETA

SPEKTAR SUPERNOVE

Solarni spektrografpomoću igle za šivanje