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此前在《》中，笔者曾介绍过目前光学红外天文望远镜中最前沿的观测设备——自适应光学系统。 这一次，我们要说的是几乎所有的光学和红外天文台望远镜都配备的一种历史悠久但仍然充满活力的天文观测工具——光谱仪。

（来源：astro.lu.se）

作者 | 冯璐（国家天文台）

编辑| 韩越洋

从彩虹到光谱

光，就在我们身边，无时无刻不在帮助我们了解这个世界。 物体的形状、颜色、表面纹理等信息，是物体被光照到物体上时，我们人眼接收到的信息，经过我们人脑的处理，最终理解。

牛顿先生年轻的时候就想知道这种神奇的光是怎么组成的，把太阳光的白光分解后能看到什么？ 于是乎，牛师傅设计了一个实验（见图1）。

图 1. 牛顿的棱镜实验（来源：biography.com）

他在窗边立了一块木板，上面有一个小孔光源 光纤光谱仪 报价，只有能穿过小孔的阳光才能到达距离小孔一定距离的棱镜。 棱镜后面立着一块白布作为接收屏。 当阳光从小孔穿过棱镜时，白色的阳光被分解成彩虹般的颜色。

这个实验一方面证明白色太阳光可以分解成不同颜色的光，同时棱镜等光学元件具有色散（色散）能力； 另一方面，这个实验实际上开启了人类在光谱学方面的研究。 光谱学是天文学家利用不同颜色的天体发出的光的特征（光谱）来研究天体的温度、质量、气体物质组成、运动速度等一系列性质的重要工具。

天体的光谱是什么样的？ 其实，牛顿早先用棱镜得到的就是太阳的光谱。 太阳光通过小孔+棱镜+接收屏，分成连续变化的色带（连续光谱）。 因为这套实验设备不能把这个色带分成更细的部分，所以太阳光谱中的其他一些非常精细的结构，牛先生当时并没有发现。

通常，发光的致密物体会发出连续光，例如太阳之类的恒星。 由于其中电子的运动，那些温暖、稀薄的气体也会发出特定颜色或特定波长的光。 我们将出现在光谱上的这些特征称为发射线。 如果我们的实验装置可以在波长上细分，就可以看到这些发射线。

更有趣的是，当那些发出连续光谱的特别明亮的天体前方有一团稀薄的气体挡住它们时，由于气体中的某些物质会吸收某些波长的光子，所以会导致原本连续的光谱出现。 间歇性的。 这些黑暗的不连续点被称为吸收线。 在图 2 中，我们可以看到连续谱、发射线、吸收线的样子以及它们各自的来源。

图 2. 物体的不同属性和状态对应不同的光谱。 左上角的大白点表示一个热的、自发光的致密物体。 它发出连续光谱（Continuous spectrum）。 另一方面，温暖而稀疏的气体会发出发射线（亮线光谱）。 当我们透过气体看天体时，我们看到的光谱是吸收光谱叠加在连续光谱（Continuous spectrum with dark lines）上。 （来源：faculty.virginia.edu）

光谱仪，一种从星光中获取光谱的仪器

如前所述，牛先生虽然看到了太阳的连续体，却没有看到其中的精细结构。 要知道太阳也有大气层，当连续谱穿过大气层时，由于太阳大气层中的成分，不可避免地会出现吸收光谱的暗线。 嗯，之所以没看到，主要是牛老师的实验设备缺少准直入射光的装置； 同时，棱镜的色散能力不够强。

就在牛顿棱镜实验100年后，光谱学的创始人弗劳恩霍夫改进了实验装置，成功地发现了太阳光谱中的吸收线。 他设计的装置是真正意义上的光谱仪（见图3）。 从那以后的两百多年里，光谱仪的基本结构与这台光谱仪相比并没有太大的变化。

图 3. Fraunhofer 的三臂光谱仪。 三个臂中的一个用于人眼接收（观察），一端有一个狭缝指向观察目标，第三个臂用于与已知物质的光谱进行比较。 三臂中间的棱镜起分散作用。

光谱仪的基本结构如图4所示。大多数天文光谱仪都可以使用这种结构进行分析。

图 4. 光谱仪的基本结构。 五部分构成了光谱仪：狭缝、准直器、光栅、照相机和探测器。 （来源：home.strw.leidenuniv.nl）

整个光谱仪由五个部分组成。 第一个是小孔，或狭缝，位于望远镜的焦平面上，将光源的光引导到光谱仪中。 望远镜在成像时，成像视场中总会有多个天体。 这里之所以有一个小孔或狭缝，是为了限制进入光谱仪的光（这里我们把没有被刻意分散的光称为白光）来自我们感兴趣的这些天体之一（单缝）或数个天体（多缝，后面会提到）。

由于在焦平面上开小孔，之后光线必须发散，所以发散光在进入色散元件之前需要变成平行光，这就需要使用准直镜之类的东西。 准直白光被发送到色散元件，在那里它分解成彩虹色。 为了有效地将光谱投射到体积小、价格昂贵的探测器上，需要在色散元件和探测器之间设置成像光路。 最后，我们可以在探测器上看到来自天体的神奇美丽（看太多也很无聊）的光谱。

其实，再复杂的仪器，原理又是那么简单，只是细节总会让人抓狂。 在这方面，光谱仪绝对是最复杂的光学设备类型之一。 这里仅以色散元件为例。 由于棱镜等透射元件的尺寸难以放大，因此无论在性能还是价格上都难以超越反射光学。 为了保证出光效率，目前天文领域使用的色散元件主要是反射式衍射光栅。 该装置的一侧平面上蚀刻有斜槽。 当光线照射到这些滑槽上并被反射时，每个滑槽就相当于我们中学学过的多缝衍射实验中的一条缝。 反射光发生衍射。 衍射的结果是具有不同色散度的周期性（不同阶数）彩虹条纹。

图 5. 反射式衍射光栅，光学红外天文光谱仪中最常用的色散元件。 当白光照射在上面时，会出现彩虹图案。 右图是它的表面剖视图，可以看到很多坡度。 正是这些斜坡使入射光发生衍射，从而产生色散。 在不同的视角下，会出现不同阶次的光谱（右图）。 这些光谱的色散程度不同，不同波长的光谱之间会有重叠。

也就是说，我们在0阶光谱对应的角度看到的白光仍然是白光。 在1阶光谱对应的角度，我们假设要看到600到800纳米的光，但是在这个角度由于2阶光谱的色散度较高，2阶光谱的300到400nm的光阶谱也会出现在这个角度，与1阶谱的600~800nm光叠加...同时，由于不同光栅面斜率的刻蚀密度（线/mm）不同，导致不同色散度和不同的倾斜角（闪耀角），导致与色散（闪耀波长）对应的最敏感波长的差异。

闪耀光栅仅在特定角度反射最强，该角度对应于波长，而对于其他角度，偏离该角度越大，反射越暗。 因此，如何合理选择光栅又成为了一个问题。 且不说由于光路设计，棱镜本身会产生畸变畸变，所以光谱是弯曲的，探测器响应不均匀，需要一个接一个的量化……所以对于一个使用的天文学家一台用于天文观测的光谱仪 就其本身而言，无论是使用前还是使用后，相应的工作确实是非常繁琐的。

图 6. 通过单缝光谱仪获得的光谱，从左到右对应于 3800 至 5000 nm 的波长。 获得该光谱的准备工作比单独进行成像的后续处理要繁琐得多。 （来源：agenda.infn.it）

光谱仪家族的活跃成员

下面我们将介绍世界上最常用的光学红外光谱仪。 它们的区别主要在上面提到的光谱仪五个部分中的两个部分，一个是入光部分，一个是色散部分。 我们先来看灯光部分。

最传统的光谱仪就是上面提到的长缝光谱仪。 这个光谱仪的入光部分只有一个长狭缝（有兴趣的读者可以参考甚大望远镜的UVES光谱仪）。 天文学家在观测时，会将这条长缝对准观测目标。 长缝的宽度刚好可以困住天体，这意味着它通常相当于局部观察。 天体（包括天体后方的天空背景）沿长缝方向发出的所有光都会向垂直长缝方向散射。 但正如图6所示，长缝光谱仪得到的光谱通常是长条状，只能使用方形探测器的一部分，同时只能获取天体部分的信息覆盖在狭缝的方向即可得到。 那么有没有办法一次性获取多个天体或者望远镜视野内多个位置的光谱呢？

于是乎，有了简单粗暴的多缝光谱仪，也叫多缝摄谱仪。 由于一个狭缝会将天体的光谱沿x方向向y方向色散，那么我们只需要在视场中布置狭缝，使每个狭缝在x方向上不重叠，原则上，我们可以观察多个目标 ? 这就是多缝光谱仪的总体思路。 当然，xy坐标系也可以在视野内进行旋转和平移。 原则上只要天体之间的光谱不重叠，不影响天光背景的测量，都可以使用狭缝。 打开非常密集（图 7）。 但同时也会带来上述高阶光谱重叠在低阶光谱上等繁琐问题。 总而言之，观察效率提高了很多。

多缝光谱仪还有一个问题，就是每次观测的缝板不同，夜间观测所需的缝板必须在观测前提前刻好。 由于雕刻后狭缝是固定的，所以在观察过程中不能改变观察平面。 灵活性不够高。

图 7. 多缝光谱仪 IMACS（6.5 m 麦哲伦望远镜）的视野。 其中，红圈是用来固定视场的天体，小矩形是狭缝。 右边是 IMACS8 块。 （资料来源：Massey, P.、Strobel, K.、Barnes, JV 和 Anderson, E. 1988，ApJ，328、315。）

使用机器人将光纤的一端对准待观察目标是提高多缝光栅灵活性的一种解决方案。 位于河北兴隆观测基地的大名鼎鼎的LAMOST，我国在焦平面上布置了很多机械摇杆，每个摇杆都连接一根光纤。 这样，只要天体进入某个摇臂的运动范围，摇臂就会带动光纤对准目标。 来自天体的光进入光纤，再沿光纤进入准直器和色散元件，光谱最终被探测器接收。 大量的机械手可以保证同时观察视野内的大量目标（图8）。

图8.（左）LAMOST巡天望远镜巨大的焦平面，上面密密麻麻排列着机械摇杆。 每个摇臂上固定一根光纤，通过摆动摇臂将光纤的一端对准天体。 （右）Hectospec 光纤光谱仪。 同样，每根针都是一个机械臂，可以来回移动。 每个机械臂都携带一根光纤，手臂的末端就是光纤的一端。 通过前后移动机械手将星光拍摄在焦平面上。 （来源：xinglong-naoc.org, cfa.harvard.edu）

然而，光纤光谱仪也有其自身的问题，主要是光纤之间的距离不能像狭缝之间的距离那么近。 如果真的是特别密集的星域，还是有些限制的。 同时，由于矩形狭缝贴在目标上，它也截取了目标顶部和底部非常接近的区域的天空背景，因此在去除天空背景时会更加准确。 光纤光谱仪需要选择视场内的多个点对天光背景进行测量，然后建立天光背景模型，消除天空背景的影响。 但是说到模型，总会有人觉得不准确，所以也算是目前光纤光谱仪的局限性。

那么是否可以同时获得成像和光谱呢？ 就像获取一组在不断变化的波长下拍摄的照片？ 这个问题的答案是全场摄谱仪，也称为积分场摄谱仪（Integral Field Spectrograph）。

也许最让我兴奋的是光谱仪。 想到您可以同时获得图像和光谱，或者直接获得一组增加了波长维度的图像集，真是令人兴奋。

积分场谱仪主要有三种实现形式如图9所示，它们的主要目的是将仪器的视场分成小块，分解后传递给色散元件进行色散。 但由于分解方式不同，光谱在探测器上的分布也不同，后续处理的结果也会各有千秋。 但无论如何，未来IFS肯定会成为天文学家申请的热门仪器。 目前，凯克望远镜上的OSIRIS（微透镜阵列）和VLT上的SINFONI（图像切片器）是这类仪器中的佼佼者。

图 9. 三个全场光谱仪。 这三者都在望远镜的焦平面处切割了视野。 第一种使用微透镜阵列（Lenslets），第二种使用微透镜阵列+光纤，第三种使用图像切片器（slicer）。 第二列显示的是进入光谱仪色散前对应的输入第三列是光谱在探测器上的形式，但不管中间的经验是什么，最后都会给出图像数据立方体。 （来源：ifs.wikidot.com）

在色散元件方面，由于闪耀光栅（即前面提到的反射式衍射光栅）效率高、色散性能好，目前仍是最常见的色散元件。 当然，作为族长，棱镜也算一个。 但与单狭缝一样，单条闪耀光栅也只能将入射光沿一个方向分解，得到如图6所示的图像，不能有限地利用整个方形探测器。 利用二次色散元件在垂直方向进行二次色散的想法，使得Echelle.

由于阶梯光栅色散度高，光谱中的一些细节更加明显，因此在高分辨率光谱仪中经常见到。 例如，凯克望远镜的 HIRES 和 VLT 望远镜的 UVES 就是这类光栅应用的非常成功的例子。

还有一种被天文爱好者广泛使用的色散元素——棱镜。 即在棱镜背面刻蚀出闪耀光栅，两者结合成一种色散元件，多出现在兼具成像和光谱功能的成像光谱仪中。 真正起到色散作用的部分是后面的闪耀光栅部分，棱镜负责调节光线入射到闪耀光栅上的角度，使成像光路和光谱仪的光路可以共享，只要将光栅推入光路和拉出光路，即可实现成像和光谱双重功能，非常灵活。

一些棱镜设计甚至可以直接放置在滤光轮中以获得光谱。 它们体积小，价格实惠，因此被天文爱好者广泛使用。 由于这种直接利用光栅取光谱的光路不需要狭缝，所以又称为无缝光谱仪。

篇幅有限，先介绍一下这篇小文吧。 事实上，光谱仪是天文学家了解宇宙最重要的工具之一，因为它可以为我们提供简单的光度测量无法获得的信息，例如天体的运动、化学元素的组成等。 ，因此天文学家对光谱仪的需求将永远不错。

关于作者：

陆峰光源 光纤光谱仪 报价，工学博士，2012年毕业于中国科学院研究生院，现任中国科学院国家天文台副研究员。 主要研究方向为自适应光学及钠激光导星激光技术。 非常幸运能够从博士期间到现在参与VLT、ELT、TMT自适应光学相关技术的研发，参与大口径光学/红外光子系统建设的前期规划近两年中国的望远镜。

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参考

[1] DF Gray，《恒星光球层的观测与分析》，科学出版社，1981

[2]Massey, P., Strobel, K., Barnes, JV, & Anderson, E. 1988, ApJ, 328, 315

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