Снимане с обективна призма;
Конструиране на любителски спектрограф с призма;
Конструиране на спектрограф с диф. решетка - някои съображения при съставяне на оптичната му схема;
Връзки към други любителски сайтове, посветени на астроспектроскопията.




Статията е публикувана във в. Телескоп, с продължения в броеве 19, 20, 21, 22, 23 и 24 от май-юни 2005 г.

      Едно от най-увлекателните занимания на любителите-астрономи е астрофотографията - чрез разнообразните практически задачи, които тя предлага, любителят има реалната възможност да получи множество теоретични знания, да овладее и усъвършенства различни методи от оптиката и фотографията, да придобие опит в провеждането на астрономически наблюдения и не на последно място - да получи вълнуващи резултати от своята работа.
      На тема астрофотография вече могат да се намерят много статии в различни списания и WEB-сайтове, но бих искал да насоча вниманието ви към друга интересна област - астроспектроскопията, в чиито любителски вариант методите на астрофотографията намират широко приложение.

      След първите си успешни астроснимки се запитах, дали бих могъл да заснема слънчевият спектър с тъмните Фраунхоферови линии, спектъра на някоя звезда или дори ако може - спектъра на някоя емисионна мъглявина, като М42 в Орион или М8 в Стрелец! Дали би могло с несъвършената любителска техника, често конструирана с подръчни средства, да се получат възможно по-добри изображения на това, което наричаме "паспорти" на астрономическите обект? Разбира се, от самото начало не получих спектри с добро качество - точно както беше и с първите ми обикновени астроснимки. Но си мисля, че всеки по-сериозен любител е в състояние най-малкото да си направи добра галерия от спектрите на по-бляскавите звезди, която подредена по класове, би могла да има сериозна педагогическа стойност. Освен това днес вече много любители в други страни използват спектроскопски методи в техните напълно стойностни изследвания на променливи звезди, комети и свръхнови. Разбира се, това изисква оборудване, каквото един любител у нас малко трудно може да си позволи, но пък всяко сериозно начинание започва от няколко прости идеи!

      Тази задача в началото изглежда доста сложна - самата оптична схема на спектрографа като че ли е трудна за реализиране! Първите мисли са, че ще са необходими стабилни конструкции, изработени с голяма точност, висококачествена оптика, голяма прецизност при насочването към обектите и при воденето по време на дългите експонации... изобщо, доста разколебваващи мисли!

      Веднъж реших да опитам с възможно най-простия метод - да монтирам призма пред фотографски телеобектив с фокусно разстояние 200 mm и да насоча установката към нощните светлини на града. Тогава във визьора на огледално-рефлексния фотоапарат видях разноцветните изображения на живачните и жавачно-натриеви лампи, съответстващи на линиите в техните спектри. Видях също и непрекъснатите ивици с плавно преливащи цветове на спектрите на обикновените лампи, видими през прозорците на домовете. Гледката бе наистина впечатляваща. Тя е още по-ефектна когато призмата се постави пред обектива на бинокъл с неголямо увеличение и се наблюдава през окуляра.
      Следващия ми експеримент беше да поставя призмата пред нормален фотообектив с f=50 mm и да насоча фотоапарата към съзвездието Орион. Тъй като призмата пречупваше светлината на 25°, коригирах насочването докато видях във визьора преливащите в различни цветове ивици на спектрите на по-ярките звезди от Орион. Още тогава забелязах, че спектърът на Бетелгейзе се различава от този на Ригел и на другите сини звезди. С неподвижно монтирания фотоапарат експонирах 3 минути на 400 ISO цветен филм и така получих първото общо изображение на спектрите на звездите в Орион. По време на експонацията, вместо добре познатите звездни трекове, звездите "разтилаха" върху негатива разноцветните "килимчета" на спектрите си - бях ориентирал призмата така, че нейният пречупващ ръб да остане хоризонтален, когато Орион кулминираше над южния хоризонт. Така използвах най-простия метод - обективната призма.

      Успоредните лъчи, идващи от далечните звезди, преминават през призмата, пречупват се с дисперсия според дължината на вълната си и попадат във фокусирания на безкрайност обектив на фотоапарата. Така съвсем накратко може да се опише метода, но има и някои особености, на които би било добре да се спрем.

      Призмата може да бъде монтирана пред обектива чрез подходящо устройство, конструирано от подръчни материали, присъединено към обектива чрез резбата за фотографски светофилтри. Най-удачно е да монтирате призмата и крепящите я елементи в гривна от светофилтър. Размерите на призмата трябва да са достатъчно големи, за да закрива тя действащия отвор на обектива. Ако това не е възможно, може или да се свие диафрагмата, така че да не преминава странична и косо попадаща светлина, или по-добрият вариант - пространството около призмата да се закрие с подходящо изрязани парчета непрозрачна хартия. Необходимо е обаче при това да контролирате винетирането във визьора!
      Добре е да се предвиди възможност, чрез леко завъртане на гривната от нейната резба, призмата да се нагласява така, че нейният пречупващ ръб да се ориентира перпендикулярно на меридианите на обектите - при експозиции с неподвижен фотоапарат, или в друго направление - при фотографиране с водене, така че да се избягва застъпване на спектрите на близко проектиращите се ярки звезди.

      Снимка на Орион и общ вид на спектрите на звездите в съзвездието, заснети на филм Fuji Superia X-tra 400 ISO с призма с пречупване 25°, монтирана пред обектив Pentacon 1.8(4)/50.

      При този метод няма начин напълно да се избегне частичното припокриване на спектрите на близко проектиращи се звезди! Това обаче трябва да се избягва поне за звездите, чиито спектри представляват интерес и са цел на фотографията. Трябва да се помни, че може да се получи нежелано припокриване на спектралните изображения върху негатива и при несъобразено време на експонация от неподвижен фотоапарат. Например ако фотографираме спектрите на трите звезди от пояса на Орион, то при експонация с времетраене над 4 минути, с призма ориентирана по техните паралели, спектрите им ще се застъпят!

      Има и още една особеност в ориентацията на призмата - как тя е завъртяна спрямо светоизточника, чиито спектър се наблюдава (звезда, далечна лампа) и как зависи от това ъгълът, под който пречупените лъчи напускат призмата за средната област от видимия спектър, т.е. за жълтозелените лъчи. По принцип, трябва един падащ и пречупен монохроматичен лъч, да са симетрични спрямо ъглополовящата на пречупващия ъгъл на призмата, при което отклонението на пречупения лъч е минимално (нарича се минимална девиация). На пръв поглед изглежда трудно да се намери точно тази позиция, но след няколко проби ще придобиете достатъчно опит за да я определяте с приемлива точност. Това става, като наблюдавате изменението на ъгъла на пречупената светлина, при неголямо завъртане на призмата около оста й. Необходимо е след няколко пробни завъртания, призмата да се фиксира в това положение, при което е налице най-малък ъгъл на пречупване за средата на получения спектър. При всяко друго положение, този ъгъл расте и една от двете работни повърхности на призмата - входната или изходната - се използва по-неефективно (тогава едната повърхност остава под по-голям наклон спрямо преминаващия през призмата светлинен сноп и при евентуално ограничени размери, сечението на снопа намалява). Ето защо устройството, придържащо призмата пред обектива, трябва да гарантира и това нейно оптимално положение, което веднъж определено, вече не представлява грижа за фотографа.

      Използваният фотообектив може да бъде както нормален, така и телеобектив с фокусно разстояние до 300 mm.
        Време е да се замислим, от какво би зависила плътността на полученото върху негатива спектрално изображение, при работа с неподвижен фотоапарат! От светлочувствителността на филма, от размерите на призмата и диаметъра на обектива - безспорно! От фокусното разстояние - разбира се! При по-дълго фокусно растояние, спектралното изображение ще покрие по-голяма площ върху негатива за единица време, но за сметка на това, то ще бъде по-недоекспонирано.
        Трябва да се вземе предвид обаче още едно свойство на призмата - степента, в която тя дисперсира бялата светлина. Често се казва, че една призма пречупва зелените лъчи, примерно на 25°, но това не я характеризира напълно! Пречупването е функция от дължината на вълната, затова би било добре да се знаят показателите на пречупване на веществото, от което е изработена призмата, за две достатъчно отдалечени спектрални линии: например показателят на пречупване n_F за синята водородна линия F (H-бета) с дължина 486.1 nm и показателят n_C за червената водородна линия C (H-алфа), с дължина 656.3 nm. Разликата

се нарича средна дисперсия на веществото. Съществуват и други характеристики, като относителната дисперсия:

      Вероятността обаче да познаваме тези параметри за една случайно попаднала ни призма, е твърде малка! Затова е най-добре да се провери във визьора на огледално-рефлексния фотоапарат, каква област от небето се кадрира според фокусното разстояние на обектива и с каква дължина се проектират изображенията на звездните спектри върху матовото стъкло на визьора - пак според фокусното разстояние и според дисперсията на призмата.

      Да илюстрираме по-подробно зависимостта между плътността и мащаба на спектралното изображение, параметрите на обектива и дисперсията на призмата: Нека първо монтираме призма пред телеобектив с фокусно разстояние 100 mm и да измерим дължината на получените звездни спектри върху негатива. Изображенията на спектрите се получават като разноцветни по дължината си ивици, на места видимо накъсани от тъмните линии на поглъщане на водорода и на др. хим. елементи от състава на звездните атмосфери. Нека примерно получените спектри са с дължина 10 mm. Ако сменим телеобектива с друг, с двойно по-дълго фокусно разстояние - с f=200 mm, но със същия диаметър (приемаме, че и в двата случая призмата или диф. решетката закрива изцяло обективите), то със същата призма бихме получили двойно по-дълги ивици на спектралните изображения, което би позволило да се наблюдават повече подробности в тях. За същата продължителнос на експонацията при водене обаче, изображенията им ще бъдат два пъти по-недоекспонирани, защото теоретично ивицата е безкрайно тънка и светлината, която я изобразява, се разпределя единствено по нейната дължина. (На практика ивицата на спектралното изображение при добра фокусировка би трябвало да е с ширина няколко микрона - какъвто диаметър би имало петното на дифракция във фокуса на телескопа при наблюдение на звезда, но по причини, коментирани в края на статията, ивицата може да се окаже нееднакво широка по дължината си!)
      При снимане с неподвижен фотоапарат, трябва да включим и времето като фактор, определящ плътността на изображението. Ако пречупващия ръб на призмата е ориентиран перпендикулярно на меридиана на някоя звезда, то ивицата на нейният спектър върху негатива ще е съпосочна с меридиана и ще се придвижва в посока, перпендикулярна на него. Така ще се експонира площ от кадъра с лице равно на дължината на ивицата, по дължината на пътя, изминат от нея (в перпендикулярна посока), за времето на експонация. Например за 10 минути една звезда описва ъгъл от 2.5° спрямо световния полюс. Ако звездата е близо до небесния екватор и работим с обектив с f=100 mm, преместването на спектралното й изображение върху негатива ще бъде около 4 mm. Но при обектив с f=200 mm ще имаме преместване около 8 mm за същото време, т.е. два пъти повече. Двойно по-дългото фокусно разстояние, както отбелязахме, означава двойно по-дълга и по-слаба ивица на спектралното изображение. Освен това обаче сега имаме и двойно по бързо придвижване на ивицата върху негатива! Следователно при вторият обектив ще имаме четирикратно по-недоекспонирано изображение, заемащо 4 пъти по-голяма площ върху кадъра. (Пак напомням, че обективите са с еднакви диаметри и че призмата или дифракционната решетка ги закрива изцяло!)

      За да можете да получавате достатъчно добре експонирани изображения на спектрите на по-слаби звезди, е необходимо оптичната установка да бъде монтирана на статив с екваториална глава, като паралелно на установката се монтира и гидескоп - малък телескоп с окуляр с кръст. Преди започване на експозицията, насочете гидескопа към звездата, чиито спектър ще фотографирате, така че образът й да се проектира в центъра на кръста. По време на експонацията, звездният спектър се премества по негатива (както е описано по-горе), като същевременно се премества и образът на звездата в окуляра на гидескопа. След изтичане на предвиденото време, закриите светлината, попадаща в призмата с лек заслон, изработен от матово-черен картон. Чрез ръчно движение по часовата ос на екваториалната глава пренасочете установката, докато образът на същата звезда се окаже отново в центъра на кръста. Махнете заслона пред призмата за да продължите експозицията, при което спектърът на звездата ще се доекспонира върху същото място на кадъра - разноцветната му ивица повторно ще обходи същата област от негатива, за същото време - както преди! Повторете тази процедура няколко пъти за да се вплътни повече изображението. Внимавайте в началото на всяко повторение, образът на звездата да бъде точно в центъра на кръста на гидескопа! Това и добре ориентираната към небесния полюс часова ос ще гарантират прецизността на работата ви. Броят на повторенията преценете според блясъка на звездата, светлочувствителността на използвания филм, размерите на призмата и фокусното разстояние на обектива.

      Този метод ще го намерите описан и в други публикации, посветени на астрофотографията и любителската спектроскопия, но той крие рискове от грешки! Например точността при всяко поредно пренасочване на установката е под въпрос, особено при самоделна любителска техника. Затова предлагам друг по-ефикасен метод, при който се включва леко забавено водене! Нека при неподвижна установка, спектърът на една звезда обхожда кадъра по дължина, примерно за 10 минути. Ако сметнете, че така експонираното изображение е с недостатъчна плътност и поискате да го вплътните примерно още 4 пъти, включете воденето, като го забавите толкова, че времето за обхождане (пасажа) да достигне 40 минути. Така ще получите резултат, еквивалентен по горния метод на четирикратно пренасочване на неподвижната установка, но разбира се, без риск да сбъркате! Освен това не се изисква гидиране, а само няколко незадължителни проверки за времето на пасажа.

      Гореописаните методи биха ви били от полза едва след като получите първите си резултати "на сляпо" - със средствата, с които разполагате и по начина, който ви се струва най-удобен! Едва след това, усъвършенствайки технологията на работата, ще можете да се възползвате от горните разсъждения, за да подобрите качеството на резултатите си.

      Да се спрем и на въпроса, кои фотографски филми са по-удачни - цветните или черно-белите?
      И в двата варианта има смисъл! Първият безспорно е по-атрактивен и дава добра ориентация за областите от спектъра, при анализа на регистрираните в него линии. Но много често цветовъзпроизвеждането се оказва доста нереално и понякога може да поднесе сюрпризи. Например дълбоко в синята област някои по-интензивни линии могат да се възпроизведат като синьозелени или светлосини, а някои по-ярки линии в зелената област да изглеждат жълти! За да избегнете това, можете да опитате с черно-бели изопанхроматични или панхроматични емулсии, като специалните спектроскопски 103-F и 103a-F на Kodak. Със сигурност, с тези и с подобни емулсии ще заснемете далеч по-детайлни спектри!
      За предпочитане е обаче да помислите за цифров приемник! Така пред вас ще се разкрият много повече възможности и удобства при анализа на получените резултати!

      Една задача, върху която можете да експериментирате и при която резултатите ви могат да се окажат с по-сериозна научна стойност, е фотографирането на спектри на ярки метеори, по време на максимума на някой метеорен поток. Тогава можете да ползвате широкоъгълен фотообектив с монтирана пред него призма, ориентирана така, че пречупващият й ръб да бъде съпосочен с наблюдаваното направление (радиус) към радианта на потока. Не е препоръчително да се наблюдава самият радиант! Вероятността за успешно фотографиране на метеорен спектър обаче е още по-малка от вероятността да фотографирате метеор по обичайният начин, тъй като неговата яркост трябва да бъде значително по-висока, за да се регистрира достатъчно плътно спектрално изображение.

      Друга интересна задача е получаването на възможно по-детайлно изображение на спектър на дадена звезда, като се ползва пак метода обективна призма. В зависимост от дисперсията на призмата ще трябва да изберете телеобектив с такова фокусно разстояние, че спектралното изображение да запълва изцяло кадъра. При това може да се наложи използването на телеобективи с фокусни разстояния до около 1000 mm (или по-скоро вашият телескоп!). При достатъчно големи размери на призмата, можете да получите добри резултати чрез снимане от неподвижна установка на екваториална глава, с периодично пренасочване или със забавено водене.
      Тези методи може да са единствените решения за вас при работа с тежка дългофокусна оптика - при тях се избягва необходимостта от прецизно водене!
      За да се намали вероятността, спектърът на интересуващата ви звезда да се смеси с този на друга, близко проектираща се, добре е да ползвате призма с по-ниска дисперсия и телеобектив с по-дълго фокусно разстояние. Така близките звезди ще останат извън обхвата на оптиката.

      По-долу давам кратка информация за първите си приспособления, които конструирах през 1986-87 г. и с които заснех първите си спектрални снимки.

      Първата обективна призма, която конструирах и използвах поставена пред нормален фотообектив Хелиос-44М-4, 2/58. С нея заснех общия вид на спектрите на по-бляскавите звезди, мъглявини и купове в някой съзвездия: М42 в Орион, Плеядите и Хиадите в Бик и др.

      1 – поропризма от стар бинокъл, от боросиликатен крон - BK (марка С-20), с показател на пречупване n_D=1.510 (за натриевия дублет с l_D=589.3 nm) и число на Аббе n=63.4. Ъгъл на пречупващия ръб 45°. Ъгъл на пречупване за l_D 25.6°. Използват се само две от трите й повърхности;
      2 – тяло, отлято от епоксидна смола, придържащо призмата;
      3 – диафрагма от непрозрачна хартия, спираща страничната светлина;
      4 – епоксидна отливка върху предната капачка на споменатия обектив Хелиос, чрез която устройството се закрепва пред него. В капачката е пробит отвор с необходимия диаметър. Епоксидното тяло 2 придържа призмата 1 в позиция на минимална девиация.

      Вариант на обективна призма за снимане на спектри на метеори, при който се наблюдават едновременно две области от небето, като се използват и трите полирани повърхности на призмата:
      Поропризмата 1 се придържа двустранно от тялото 2, отлято от епоксидна смола в конусовидният тубус 3. Последният се поставя пред нормален или широкоъгълен фотообектив 4.

      Идеята за това приспособление ми хрумна след като се сблъсках със следния проблем: Поради ограничените размери на поропризмата, при работа с нормален или широкоъгълен фотообектив, се покрива площ от небето едва около 30х30°! Получавах силно винетиране от краищата на призмата – използваше се само централната част на кадъра. За да удвоя това полезрение и за да увелича шанса си да заснема метеорен спектър, конструирах устройството така, че да са свободни и трите работни повърхности на поропризмата. Така се наблюдават две еднакви, но несъседни области от небето. Ако едната половина на призмата се закрие, устройството може да се ползва като обикновена обективна призма - както гореописаното устройство.

      Изработката на спектрограф изглежда по-трудна задача. Неговата оптична схема е по-сложна. Състои се от 4 задължителни оптични елемента, първият от които е обектива на телескопа или фотографския телеобектив, който ще бъде насочван към обектите. Вторият задължителен елемент е колиматорът - обектив, който привежда преминалата през прекия фокус на телескопа (или телеобектива) светлина в успореден сноп лъчи. За колиматор можете да ползвате фотографски нормален или телеобектив, добре коригиран от хроматична и др. аберации, но обърнат обратно - със задната си леща към фокуса на телескопа. Така задният фокус на обектива-колиматор трябва да съвпада с прекия фокус на телескопа. Това гарантира, че преминалата през колиматора светлина продължава в успореден сноп към дисперсиращия елемент на спектрографа - призма или дифракционна решетка. Тъй като едвали повечето любители имат възможност да се снабдят с подходяща дифракционна решетка, по-нататък ще обсъждаме варианта с призма. Призмата се фиксира на минимална девиация и пречупената през нея светлина попада в четвъртия и последен оптичен елемент - обектива на камерата, който може да бъде всеки нормален фотообектив или телеобектив с неголямо фокусно разстояние. Този обектив построява спектралното изображение във фокалната равнина на камерата. Необходимо е неговият диаметър да е достатъчно голям, а разстоянието между него и призмата - възможно по-малко, за да може разноцветните снопове светлина, напускащи призмата под леко различаващи се ъгли, да попадат изцяло в обектива. Задължително е фотоапаратът да бъде огледално-рефлексен (SLR или DSLR-камера), което значително улеснява настройката на спектрографа.

    Има и още едни елемент, който в повечето случай се явява задължителен - процепът на спектрографа. Той се поставя в предния главен фокус на колиматора и е ориентиран успоредно на височината на призмата (т.е. успоредно на нейният пречупващ ръб). Изработката на процепа изисква малко повече внимание - добре би било ако той е с променлива ширина, което обаче би усложнило много конструкцията му! Има вариант да ползвате няколко сменяеми процепа с различна ширина. Най-лесно е да се изработят такива от по две остриета, например от бръснарски ножчета, поставени едно срещу друго и лежащи в една равнина. Образуващият се между остриетата процеп трябва да бъде равномерно широк по цялата си дължина и да отсъстват каквито и да са подбитости и прашинки по него. Добре е ако се предвиди възможност процепът да може временно да се завърта на 90° в равнината, в която лежи - това би улеснило изключително много фокусировката на спектрографа.

      Няколко думи за настройката на прибора:
      Първо се сваля спектрографа от телескопа или се маха телеобектива, който се ползва като първи. Фокусира се обектива на камерата на безкрайност. Фокусировката на спектрографа се извършва чрез придвижване на колиматора по главната му оптична ос, спрямо процепа. Тъй като призмата ще дисперсира светлината, преминала през процепа и колиматора, няма как да се разбере кога точно спектрографът е добре фокусиран, ако се гледа през визьора на SLR-камерата! Но ако процепът се завърти на 90°, така че да остане перпендикулярен на пречупващия ръб на призмата и ако уреда се насочи срещу прозорец или светеща лампа, образът на процепа би се видял ясно във визьора при добра фокусировка (помислете защо!). След като фокусировката бъде уточнена, процепът може да се завърти обратно в работното си положение.
      Веднага след това спектрографа може да се изпробва, дори без да се монтира телеобектив пред него - ако процепа е достатъчно тесен (около 0.03 mm) и спектрографа се насочи към Слънцето или дори само към дневното небе, във визьора ще се видят тъмните Фраунхоферови линии от слънчевият спектър. Ако по процепа са застанали прашинки, те ще образуват дълги тъмни линии, прекосяващи по дължина целия спектър - това е нежелан ефект!
      Ако матовото стъкло на визьора не позволява да се различат добре подробностите от получения спектър, може на мястото на фотоапарата да се монтира далекогледна тръба с неголямо увеличение - 7 до 10x, предварително фокусирана по далечни обекти. И едно предупреждение! Насочването на уреда срещу Слънцето при по-широко отворен процеп може да бъде опасно за зрението! Вместо това, насочвайте уреда към слънчево отражение от обикновено стъкло или още по-добре - към небето, далеч от Слънцето. Спектърът на дневната светлина съдържа тъмните линии на слънчевия спектър, дори и при облачно-дъждовно време!

      Дали обаче има особен смисъл от конструирането на такъв по-сложен уред и какви предимства ни дава той?
      Вероятно забелязахте, че методът с обективната призме е приложим повече за наблюдение на спектри на звезди или на други отдалечени светоизточници, т.е. на обекти с пренебрежимо малки ъглови размери. Със спектрографа обаче можем да сваляме спектри от обекти с видими размери, чиито изображения се построяват от телеобектива или обективa на телескопа в равнината, в която лежи процепа. Поставяйки процепа на спектрографа в избрана от нас част от образа, ние "отделяме" ивица светлина, която пречупена през призмата на различни ъгли, според дължините на вълните, възпроизвежда във фокалната равнина на фотоапарата редица от многоцветни изображения на процепа, които всъщност са линиите на полученият спектър.
      Ако светлината от обекта е бяла, т.е. ако тя съдържа всички цветове, във фокалата на камерата ще се появи непрекъснат спектър или грубо казано - ще имаме безброй много разноцветни изображения на процепа, сливащи се в непрекъсната лента или ивица, с плавно преливащи цветове. Ако пък светлината е едноцветна (монохроматична), във фокалата ще се появи малка част от видимия спектър - в идеалния случай - само едно единствено изображение на процепа, в съответния цвят.
      Следващото предимство е, че за разлика от първия метод, тук няма вероятност от застъпвне на спектрите на близко проектиращи се звезди - образът на интересуващата ни звезда се "поставя" в процепа и се наблюдава само нейният спектър (всъщност, за удобство при наблюдения на звездни спектри, процепа може да се остави по-широко отворен).

Спектри на Сириус и на Бетелгейзе (вдясно) на 2.III.2002 г., получени след еднократно експониране със саморъчно конструираният ми спектрограф, монтиран зад телеобектив с диаметър 50 mm, на неподвижна алт-азимутална установка. Филм Fuji Superia 800 ISO.
      Ясно се виждат тъмните линии на водорода Hb, Hg и Hd в спектъра на Сириус, а слабата синя и виолетова част от спектъра на Бетелгейзе е останала недоекспонирана.

      Друго важно предимство е това, че докато с обективната призма трябва да се задоволим с ограничените й размери, които определят количеството светлина, попадаща в обектива и най-често не позволяват заснемането на спектри на слаби обекти, то при спектрографа се оползотворява целият светлинен поток, осигурен от обектива на телескопа. Необходимо е за целта отношението F/D на колиматора да е поне колкото това на обектива на телескопа, за да не се "отрязват" периферните лъчи от разходящия светлинен сноп след прекия фокус. Също така трябва при това отношение, диаметърът на колиматора да бъде не по-голям от размерите на призмата или решетката, т.е. на практика целият светлинен поток след колиматора трябва да преминава през дисперсиращия елемент!
      И още едно предимство! При спектрографа има възможност да се извърши предварително тариране, като на отделен кадър при свит процеп се заснеме спектър на познат светоизточник - с известни дължини на линиите (например спектър на живачна лампа). След това, без да се променят настройките на прибора, на следващите кадри (или дори на същия кадър) се заснемат спектрите на изследваните обекти. Макар че размерите на кадър лайка-формат едвали позволяват прецизно тариране, все пак е възможно след обработката на филма, спектърът за сравнение, заедно с ивица милиметрова хартия под него, да се наложи върху другите заснети спектри, като ориентир при определяне на дължините на линиите им.

      За да бъда обективен, трябва да се спра и на някои проблеми при използването на спектрографа, особено ако ще се работи със свит процеп. Преди всичко е необходимо точно насочване към обекта - за целта спектрографа, заедно с телеобектива пред него, може да бъде монтиран паралелно на малък телескоп, така че обекта, видим в центъра на неговият окуляр с кръст, да се наблюдава и от спектрографа. Така с телескопа ще може и да се гидира.
      Малко по-сложно решение е отбиването на периферна част от светлинния поток на телеобектива от призма или малко диагонално огледало, към окуляр с кръст или мрежа, изведен отстрани на корпуса на самия спектрограф. Това би позволило гидиране по обекта през цялото време на експонацията, но желателно е отразяващия елемент да бъде монтиран максимално близо зад последната леща на обектива (където фокусиращият се сноп все още е с голям диаметър). При фотографските телеобективи обаче такъв монтаж е невъзможен!

      Има едно класическо най-добро решение, използвано в конструкцията на професионалните спектрографи в астрономическите обсерватории - хибрид между плоско диагонално огледало и самия процеп на спектрографа. Нарича се огледален процеп. Той може да се изработи като в самото диагонално огледало чрез специална технология се прореже фин тънък процеп или по-практичният вариант - като две плоски огледала се поставят да лежат в една равнина, образувайки процеп между краищата си. Разбира се, краищата на огледалата трябва да бъдат подходящо оформени (заострени), предвид техния наклон от 45° спрямо оптичната ос на колиматора. Чрез промяна на разстоянието между заострените ръбове на огледалата със специален механизъм, може прецизно да се регулира ширината на процепа. В професионалните спектрографи, върху задната повърхност на огледалния процеп също е нанесено отразяващо покритие, което дава възможност да се наблюдава отразена зад колиматора светлина от обекта, която вече е преминала през процепа (вижте темата Автоколимация). Този образ може да се наблюдава през втори окуляр, намиращ се на противоположната страна на тубуса на прибора - вижте следващата фигура.
      Главен недостатък на метода е трудната изработка на такъв процеп, което често е извън възможностите на астролюбителите. Една добра идея е да се използват тънките огледала от визьорите на стари SLR-фотоапарати, чиито ръбове фабрично са обработени достатъчно гладко. Конструирането на механизъм за регулиране ширината на процепа обаче изглежда още по-трудна задача.

      Проблемно е също точното фокусиране на първият обектив спрямо равнината на процепа - няма начин тази фокусировка да се контролира пряко, освен ако преди процепа не се конструира визьорна система, като гореописаните. Но и без такава може да се постигне добра точност! Вече обяснихме как се фокусира колиматора спрямо процепа - тази фокусировка трябва да е налице преди започване на работа. Ако отворим широко процепа и насочим спектрографа към далечна лампа или ярка звезда, ще можем да извършим фокусировката на телеобектива спрямо предния фокус на колиматора (т.е. спрямо равнината на процепа). За целта е необходимо само да фокусираме телеобектива, докато видим най-ясно във визьора ивицата на спектъра на звездата, преливаща по дължина в различни цветове.

      Има още някои особености при избора на параметрите за оптичните елементи, съставящи спектрографа. Нека обсъдим някои от тях, по-специално при конструиране на спектрограф с дифракционна решетка. Ако решите да конструирате такъв спектрограф, значи имате сериозни намерения да го използвате в някакви ваши изследвания и сте готови да инвестирате повече средства и време в това начинание!

      Какво е необходимо да знаете за дифракционните решетки? Като начало - немного:
      Има два основни типа дифракционни решетки - прозрачни (работещи в преминала светлина) и отражателни. Чрез специални технологии, върху повърхността на прозрачните решетки са образувани тесни процепчета, през които светлината дифрактира, а при металните отражателни решетки - тесни огледални ивици. Разстоянието между средите на две съседни процепчета или ивици (за по-кратко наричани щрихи) е един от основните параметри на решетката - нейният порядък или константа. По-често обаче се споменава броят щрихи на 1 mm от повърхността на решетката, примерно 300 щрихи/mm, 600 щрихи/mm и пр.
      Ако пропуснете бяла светлина през прозрачна дифракционна решетка, след нея с просто око можете да видите до няколко на брой периодично редуващи се непрекъснати спектри (интерференчни максимуми за различните цветове), симетрично разположени спрямо един бял централен максимум. Ще забележите още, че с отдалечаване от централният максимум, тези спектри стават все по-бледи и с примесени цветове. Всеки от тях, в зависимост от отдалечеността си от централния бял максимум, се номерира като спектър от порядък n-ти (1-ви, 2-ри и т.н.). Всичко това най-лесно можете да видите, като държите решетката срещу светеща електрическа крушка. Колкото дисперсията на решетката е по-голяма (при повече щрихи/mm), толкова по-малък брой спектри ще наблюдавате от двете страни на централният максимум (порядък 0), но с видимо по-голяма собствена дължина. CD-дисковете и различните холограмни стикери също имат свойства на дифракционна решетка (отражателна), при това нерядко с доста голяма дисперсия! Накланяйки един CD-диск спрямо светлината, можете лесно да наблюдавате спектри до 3-ти порядък. Дори е възможно да експериментирате, като ползвате парче (сектор) от CD-диск вместо решетка на спектрограф (за подробности разгледайте сайта http://www-2.cs.cmu.edu/~zhuxj/astro/html/spectrometer.html), при което обаче, поради ред причини, не бива да очаквате особено практични резултати!

      Преди да изберете оптичните параметри на колиматора и обектива на камерата - техните диаметри и фокусни разстояния, трябва да сте решили какъв ще бъде мащабът на полученото във фокалата на камерата спектрално изображение! Дали искате то да запълва площта на кадър лайка-формат или ще го проектирате върху CCD матрица с размери само няколко милиметра! На този етап е време да решите и каква дисперсия ще искате от вашият прибор! Колко ангстрьома на милиметър от фотографската емулсия или на пиксел от матрицата ще се падат! Това на свой ред зависи от целта, за която смятате да ползвате спектрографа - дали желаете само общ умален вид на спектрите за опознаване на обекти (при което ще можете да снимете спектри на по-слаби обекти), или искате детайлни изображения на избрани части от спектрите на по-ярки обекти! Освен от фокусното разстояние на обектива на камерата, мащабът на спектралното изображение зависи и от ъгловата дисперсия на решетката, която можете да прецените чрез разликата между ъглите на отклонение на светлинни вълни с две различни дължини (два цвята), за удобство избрани от границите на видимия спектър. Ъгълът f, на който решетката "отклонява" светлинна вълна с дължина l е f=sin^-1(n*l/k), където k е константата на решетката, а n е порядъка на спектъра, в който търсим ъгъла за въпросната дължина l. Трябва да се сметнат ъглите f₁ и f₂ за двата избрани цвята, например за дължините 750 и 400 nm от червения и виолетовия край на спектъра. После от по-големият ъгъл се изважда по-малкия (f₁ - f₂) и резултата е ъгловата дисперсия на решетката (да я означим с a). Като знаете ъгълът a и фокусното разстояние f на обектива на камерата, лесно можете да пресметнете дължината L на спектралното изображение във фокалата, с приближение L=tga*f или по-точно L=2*tg(a/2)*f. Така например от решетка с 300 щрихи/mm ще имате ъглова дисперсия a=6^o и 6', за спектър от 1-ви порядък, което при обектив на камерата с f=135 mm ще ви даде спектрално изображение с дължина във фокалата L=14.38 mm.
      Сега следва да прецените необходимият диаметър и фокусно разстояние на колиматора. Вече казахме, че неговото отношение F/D трябва да е съобразено с птношението F/D на телескопа, към който смятате да монтирате спектрографа, но и с размерите на самата дифракционна решетка! Ще илюстрираме това с пример:
      Имаме телескоп 1000/250, т.е. с F/D=4. Разполагаме с квадратна решетка с 300 щрихи/mm и със страна 25 mm. За колиматор ще ни трябва обектив с F/D поне колкото това на телескопа, за да се оползотвори целият светлинен поток, осигурен от неговия обектив. Диаметърът на колиматора обаче е добре да бъде съизмерим с решетката, т.е. с D=25 mm и при неговото F/D=4, получаваме необходимото му фокусно разтояние F=25*4=100 mm. Така параметрите на колиматора са определени.
      Успоредният сноп бяла светлина след колиматора попада в решетката и се дисперсира в рамките на ъгъла a. Това означава, че след решетката, разноцветните, успоредни сами за себе си светлинни снопове, се раздалечават един от друг под известни ъгли! Диаметърът на обектива на камерата и разстоянието от него до решетката трябва да са такива, че всички тези снопове да попадат изцяло в камерата!

      Колиматорът и фокусирания на безкрайност обектив на камерата осигуряват условията за Фраунхоферова дифракция, необходими за правилната работа на спектрографа. Фраунхоферова дифракция имаме, когато върху решетката попадат плоски светлинни вълни (т.е. успореден светлинен сноп) и когато получената интерференчна картина се наблюдава на екран, отдалечен на безкрайност - в случая, фокалата на камерата зад нейния обектив.

      Спектрално изображение с дължина около 14 mm е съвсем подходящо за фотографиране върху лайка-формат кадър, но за CCD-матрица с дължина примерно 6 mm това е прекалено много! Тогава ще ви трябват по-къси спектри, каквито можете да получите просто като смените обектива на камерата с по-късофокусен. При решетка с коментираните по-горе 300 щрихи/mm, но с нормален фотообектив с f=50 mm, ще имате дължина на спектъра L=5.3 mm, т.е. съизмерим с дължината на матрицата. При смяната на обектива на камерата обаче не бива да забравяте горните съображения - при решетка със страна 25 mm и фокусно на обектива 50 mm, относителният отвор на последния трябва да е не 1:2, а по-голям - обективът трябва да е с достатъчно голям диаметър, за да позволява дисперсираните под различни ъгли разноцветни снопове изцяло да попадат в него! Тъй като сме ограничени от фотографските стандарти и от предлаганото на пазара, ще трябва да се задоволите с нормален фотообектив 50/1.4 или поне 50/1.8. Ако тубусът на сменения обектив е по-къс, ще трябва да приближите камерата максимално до решетката, без обаче да засенчвате попадащия върху нея светлинен сноп от колиматора (ако решетката е отражателна)!
      Ако знаете размера на пикселите на матрцата, ще можете да определите колко нанометра или ангстрьома се падат на 1 пиксел. Например при L на спектъра 5.3 mm между дължините 750 и 400 nm и размер на пиксела 0.008 mm, ще имате 0.53 nm или 5.3 ангстрьома на пиксел средно, което е една нелоша разделителна способност. Това разпределение е усреднено, тъй като спектрите получени с решетка са леко нелинейни (докато спектрите получени с триъгълна призма са силно нелинейни - един голям недостатък!).

      При използване на фотооптика или други лещови обективи обаче ще се срещнете със следния проблем: Повечето фотографски обективи и обективите на телескопите-рефрактори са ахромати, което значи, че при тях е отстранена хроматичната аберация само за жълтите и сините лъчи, които се събират в един фокус, но спрямо тях червените лъчи се фокусират малко по-далеч! При обичайната употреба на такива обективи дефекта не проличава, но при използването им в схемата на спектрографа ще забележите, че не е възможно да фокусирате едновременно добре спектъра на някоя по-бляскава звезда по цялата му дължина! Така става ясно, че са необходими по-качествени обективи-апохромати, които за съжаление са доста по-скъпи! Недостатъкът с неедновременното фокусиране на спектъра е още по-изявен при употреба на няколко ахромата един след друг - ако обектива на телескопа, колиматора и обктива на камерата са все ахромати, то хроматизмът им се сумира! Затова е желателно поне телескопа да е огледален - Нютон или Касегрен и ако е възможно, поне колиматора или обектива на камерата да е апохромат!

      Накрая няколко думи за по-нататъшната обработка на получените резултати. Преди всичко е необходимо да приведете заснетите спектри в цифров вид - да скенирате снимките си или да запазите файловете, получени със CCD-камерата. За обработката на данните ще ви е нужен специализиран софтуер, като например продукта IRAF (Image Reduction and Analysis Facility - http://iraf.noao.edu). Ако наистина имате сериозни намерения да използвате спектроскопски методи във вашите занимания, препоръчително е да се свържете със специалист, с когото да обменяте информация. Дори вече в тази специализирана област, съвместната работа между професионалисти и любители е практика в някои страни!

      При изработката на любителски спектрограф можете да реализирате много ваши идеи, с които ще разнообразите резултатите от наблюденията си. Тук не давам точни чертежи, размери и друга конкретна и досадна информация, защото построяването на такъв самоделен прибор изцяло зависи от материалите, с които разполагате. Дори е почти сигурно, че при провеждането на различни наблюдения ще ви се наложи да променяте конструкцията на прибора или параметрите на оптиката му! Затова моята цел е да ви дам идеята, да опиша принципа на действие на прибора и да ви уверя, че всеки любител при добро желание може да постигне впечатляващи резултати.

      За да се възползвам от предимствата на класическия спектрограф и за да избягна силната нелинейност в спектъра, получен с обикновена триъгълна призма (той е свит в червената си област и по-разтеглен в синьо-виолетовата), реших да си конструирам спектрограф с дифракционна решетка. Ето устройството му:

      Накратко за начина на настройка на спектрографа:

      Фокусировката на първия обектив 1 спрямо равнината на процепа се контролира през окуляра 2 на огледално-рефлексния визьор, след което подвижното му огледало се вдига. По подобен начин дифракционната решетка 5 може да се отклонява временно встрани, за да се провери през окуляра 10 на контролната тръба 9 дали избраният обект се намира в процепа. Тогава последният се наблюдава под увеличение през колиматора 3, обектива 8 на тръбата и окуляра 10, които са съосни. През окуляра 10 може да се контролира и фокусировката на колиматора 3 спрямо равнината на процепа. След тези настройки дифракционната решетка 5 се връща на необхходимият ъгъл, зададен предварително чрез фиксиращ се ограничител на механизма 4. Тогава обективът 6 построява спектралното изображение във фокалата на SLR или DSLR-камерата 7. Воденето по време на спектрални снимки се извършва по обичайния начин – като при обикновени астроснимки с дълги експозиции.

      Вижте също:

      Типове спектри - емисионен, абсорбционен, линеен, ивичен, непрекъснат;

      Спектър на водорода - серии на Балмер, Лайман и Пашен.

      Предлагам на вниманието ви няколко WEB-адреса посветени на астроспектроскопията, като повечето от тях са страници на любители:

http://astrosurf.com/buil/us/stage/calcul/design_us.htm и http://www.astroman.fsnet.co.uk/newspec.htm - схеми на любителски спектрографи;

http://www.oocities.org/rlaude2000/spectra1.htm - звездни спектри през обективна призма;

http://www.oocities.org/rlaude2000/slines.htm - слънчев спектър, описание на линиите и хим. елементи;

http://www.oocities.org/rlaude2000/brightstar.htm - спектрални класове, величини и координати на някои звезди;

http://www.astrogeo.va.it/astronom/spettri/spettrien.htm - спектри на галактиките М31 и М87, на планетарната М57, на Юпитер и др.;

http://www.regulusastro.com/regulus/papers/spectroscopy/index.html - CCD-спектроскопия;

http://www.astrosurf.com/buil/us/book2.htm - страница с линкове към сайтове, посветени на астроспектроскопията - професионални, любителски и теоретични.