Astronomija

Koks skirtumas tarp grizmo ir grotelių?

Koks skirtumas tarp grizmo ir grotelių?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Spektroskopinių stebėjimų metu kartais sutinkate grizmą, kartais grotas.

Abu jie gali sukelti šviesos sklaidą, bet koks skirtumas?


Atskiros perdavimo grotelės sukelia chromatinę aberaciją. Taip yra todėl, kad jie keičia faktinį židinio nuotolį ir tai daro kaip bangos ilgio funkcija. Chromatinę aberaciją galima pašalinti įvedus teisingos dispersijos prizmę. Žinomas kaip grizmas, grotelių / prizmių derinys be spektro suteikia nebraižytą vaizdą 0 eilės tvarka, nors spektro skiriamoji geba yra gana maža.


„Prism“ spektroskopai

Plyšinio tipo prizmės spektroskopo dizainas gali būti pagamintas daugumai anksčiau aptartų difrakcinių grotelių prietaisų, pakeičiant groteles prizme. Dažniausiai tokie projektai yra pagrindinis spektroskopas (8.14 pav.) Ir Littrow spektroskopas (8.15 pav.). „Littrow“ dizainui būtų naudojama 30 ° prizmė, galinis paviršius pašviestas. Todėl šviesa atsispindi ir du kartus praeina per prizmę, todėl ji prilygsta vienai 60 ° prizmei. Atspindėtas pluoštas grąžinamas beveik ta pačia kryptimi kaip ir įeinantis pluoštas, todėl jis praeina per sistemą panašiai kaip

8.23 pav. Objektyvus prizmės spektroskopas.

8.23 pav. Objektyvus prizmės spektroskopas.

kad parodyta 8.15 paveiksle. Nėra lygiaverčio išlenktoms grotoms, todėl Rowlando apskritimo ir Wadswortho dizainai neturi prizme pagrįstų atitikmenų.

Prizma gali turėti difrakcinę grotelę, pritvirtintą prie vieno iš jos paviršių, o tada derinys žinomas kaip „Grism“. Vienu pavidalu jis suteikia tiesioginio matymo spektroskopą saulės darbui, o prizmės nuokrypis yra lygus ir priešingas jo paviršiaus grotelių perdegimo grotelių nuokrypiui. Tada šviesa neturi jokio grynojo nuokrypio ir yra tik išsklaidyta, o tai supaprastina viso instrumento dizainą, pašalindama ne ašies komponentus.

Paprasčiausias spektroskopas yra objektyvioji prizmė. Pagal šį dizainą plona prizmė apima visą teleskopo objektą, todėl kiekvieną vaizde esantį objektą pakeičia jo spektras. Galima naudoti paprastą prizmę, tokiu atveju teleskopas turi būti nukreiptas dideliu kampu norima kryptimi dėl prizmės sukelto nukrypimo. Kitu atveju galima naudoti dvi skirtingų stiklų prizmes, kad nulinis nuokrypis būtų išlaikytas, tačiau išlaikant tam tikrą dispersiją (8.23 pav.). Tai yra tiksliai atvirkštinė achromatinio lęšio, kai dviejų skirtingų stiklų lęšiai yra derinami, kad būtų (beveik) nulinė dispersija, išlaikant fokusavimą (t. Y. Nukrypimą). Objektyvioji prizmė yra labai efektyvus dizainas, nes ji ne tik neatsiranda nuo plyšio ir taip labai pagerina pralaidumą (žr. Ankstesnę diskusiją), bet per vieną ekspoziciją galima gauti daugybę spektrų. Jei Schmidto kamerai pritaikoma objektyvi prizmė, tada vienoje plokštelėje galima gauti daugiau nei 105 spektrus.

Deja, objektyvusis prizmės spektroskopas taip pat turi rimtų trūkumų. Svarbiausia yra sunku rasti radialinius greičius iš spektrų, nes nėra palyginamojo spektro (9 skyrius). Įvairiai bandyta išspręsti šį sunkumą, iš kurių sėkmingiausia yra padaryti dvi ekspozicijas toje pačioje plokštelėje, šiek tiek nustumiant teleskopą ir prizmę pakeitus tarp ekspozicijų. Kiekvienas vaizdo objektas turi du gretimus spektrus (8.24 pav.). Spinduliniai objektų judesiai sukels Doplerio poslinkius, dėl to pasikeis tam tikros vienos spektro linijos atskyrimas nuo tos pačios linijos antrame spektre. Jei kai kurių objektų radialinis greitis jau yra žinomas, tą atstumo pokytį galima sukalibruoti, kad gautų visų plokštelėje esančių objektų greitį. Kita

Spektras iš spektro nuo antrosios apšvitos ekspozicijos su prizme

Spektras iš spektro nuo antrosios apšvitos ekspozicijos su prizme

8.24 pav. Dvigubai atidengta objektyvinės prizmės plokštė, rodanti identiškų linijų atskyrimo pokytį spektrų porose su besikeičiančiais objektų radialiniais greičiais.

Tos pačios spektro linijos poros, skirtos skirtingiems radialiniams greičiams kiekvienam regėjimo lauko objektui.

8.24 pav. Dvigubai atidengta objektyvinės prizmės plokštė, rodanti identiškų linijų atskyrimo pokytį spektrų porose su besikeičiančiais objektų radialiniais greičiais.

Trūkumai apima mažą spektrų sklaidą ir prizmės svorį bei kainą dideliam teleskopui.

8.7 KETURIEJI TRANSFORMOS SPEKTROSKOPAS (MICHELSON INTERFEROMETRAS)

Interferometras, kurį Michelsonas ir Morley (8.25 pav.) Naudojo atlikdami klasikinį 1887 m. Eksperimentą, bandydami aptikti Žemės judėjimą per eterį, gali būti tokio tipo spektroskopo, žinomo kaip Furjė transformacijos spektroskopas, pagrindas. Skirtingai nuo difrakcinės grotelės ar prizmės, spektras nėra gaminamas tiesiogiai. Tačiau veikimo principą galima suprasti iš kelių pavyzdžių.

Vienspalvio šaltinio šviesa instrumento židinyje aiškiai suformuos paprastą trukdžių modelį. Jei detektorius priima tik siaurą to modelio dalį, jo išvestis skirsis keičiantis judančio veidrodžio padėčiai ir skirtingoms modelio dalims. Jei juda

veidrodis skenuojamas sklandžiai, tada detektoriaus išvestis bus paprasta sinuso banga (8.26 pav.). Monochromatinė šiek tiek kitokio bangos ilgio šviesa duos panašią galią su šiek tiek kitokiu periodu. Viename šaltinyje, kuriame yra abu bangos ilgiai, šie du išėjimai bus derinami tiesiai pridedant, kad gautų išėjimą su ritmo dažniu (8.27 pav.).

Kalbant apie dažnį, monochromatinis šaltinis yra viena delta funkcija, o jo Furjė transformacija (lygtis (8.17)) yra sinusinė banga. Dviguba delta funkcija, atitinkanti bichromatinį šaltinį, turėtų Furjė transformaciją su ritmo dažniu. Todėl galime pastebėti, kad sudėtingesniems spektrams prietaiso išvestis bus susijusi su Furjė spektro transformacija. Atvirkščiai, spektrą galima rasti išėjimo per atvirkštinę Furjė transformaciją ((8.18 lygtis)). Taigi instrumentui suteiktas pavadinimas. Tikslus spektro ir išėjimo santykis gaunamas iš realiosios atvirkštinės transformacijos dalies:

kur / (A.) yra spektro intensyvumas bangos ilgiu, A, AP - kelio skirtumas tarp dviejų spindulių tam tikroje judančio veidrodžio padėtyje, o I (AP) yra prietaiso išvestis (intensyvumas) tam tikra A P. vertė

Kadangi nėra tiesiogiai gaminamo spektro, nėra lygiaverčio difrakcinės grotelės ar prizmės dispersijai. Furjė transformacinio spektroskopo spektrinė skiriamoji geba teoriškai yra begalinė. Tačiau praktiškai kelio skirtumo negalima išplėsti iki begalybės, kaip reikalaujama lygtyje (8.34), ir tai kartu su matavimais, kuriuos reikia atlikti diskretiškai, o ne nuolat, riboja spektrinę skiriamąją gebą. Taigi spektrinę skiriamąją gebą pateikia


Kodėl difrakcinė grotelė yra geresnė už prizmę?

Analizei prizmės gali skleisti šviesos spektrus į daugelį spalvų. Tai dažnai yra pakankamai gera. Difrakcinė grotelė daro tą patį. Tačiau difrakcinė grotelė yra mažiau jautri šviesos spalvai ir gali būti priversta skleisti spalvas didesniu kampu nei prizmė.

Stiklas, esantis prizmėje, yra aiškus matomai šviesai, tačiau jis sugeria ir blokuoja šviesą infraraudonojoje ir ultravioletinėje spektro dalyse. Cheminė analizė dažnai priklauso nuo tam tikrų spalvų nustatymo iš mėginio spektro, kurie yra už matomo diapazono ribų.

Pirmos eilės įlinkio kampą (# theta #) galima apibūdinti atsižvelgiant į atstumą tarp linijų (# d #) ir bangos ilgį (# lambda #).
# tan (teta) = (lambda) / d #
Difrakcinė grotelė su keliais šimtais linijų colyje gali nukreipti šviesą matomo spektro viduryje mažiausiai 20 laipsnių. Stiklo prizmės įlinkio kampas paprastai yra daug mažesnis.


Difrakcijos grotelės ir prizmė

Difrakcinė grotelė yra tikslus optinis spektroskopų ir įvairių matavimo mašinų komponentas. Naudojamas kaip prizmė, skirianti šviesą į sudedamąsias bangos ilgius, ji gali susidaryti iš paviršiaus, valdomo tūkstančiais tiksliai išdėstytų, lygiagrečių plyšių, kurių kiekvienas plyšys yra tik apie vieną šviesos bangos ilgio. Tai vadinamos perdavimo grotelėmis. Kai kurios grotelės susideda iš panašiai išdėstytų lygiagrečiai atspindinčių paviršių (atspindinčių grotelių). Matomose ir ultravioletinių spindulių zonose naudojamose grotelėse infraraudonųjų spindulių regione yra ne mažiau kaip 6 000–18 000 eilučių viename centimetre. Sukurtos grotelės, turinčios net 50 000 linijų centimetre, skirtos naudoti didelės skiriamosios gebos instrumentuose.

Šviesos atskyrimas į sudėtinius bangos ilgius su grotelėmis yra konstruktyvių ir destruktyvių bangų trukdžių rezultatas po to, kai šviesą difrakcionuoja grotelės (žr. Difrakciją). Kita vertus, prizmė išskiria šviesą pagal skirtingus lūžio rodiklius. Kai tinklelis yra tinkamu kampu prieš krintantį šviesos pluoštą, šviesos pluoštas bus išsklaidytas - tai yra, jis bus padalytas į jo sudedamąsias bangos ilgius. Rezultatas yra įeinančios šviesos spektras.

Matavimo mašinose difrakcinės grotelės naudojamos poromis, nes santykinis dviejų grotelių judėjimas sukuria optinius modelius (muaro modelius) arba pakraščius. Šiuos modelius aptinka fotoelementai, o jų išvestys yra tiekiamos į kompiuterį, kad būtų užtikrintas skaitmeninis judesio nuskaitymas, kurio skiriamoji geba yra apie 0,00127 cm (0,0005 colio).

Optikoje prizmė reiškia bet kokią skaidrią terpę, turinčią du ar daugiau plokščių paviršių. Žinomas pavyzdys yra trikampė prizmė, paprastai pagaminta iš stiklo, naudojama baltos šviesos pluoštą padalinti į komponentines spalvas. Prizmės sugebėjimas tai padaryti kyla iš to, kad bet kurios optinės terpės lūžio rodiklis priklauso nuo šviesos bangos ilgio (spalvos), savybės, vadinamos dispersija. Visose įprastose terpėse - stikluose, vandenyje ir pan. - lūžio rodiklis didėja, kai bangos ilgis trumpėja. Taigi spinduliai violetiniame matomo spektro gale (atitinkantys trumpesnius bangos ilgius) yra labiau prizmės lūžę nei ilgesnių bangos ilgių raudoname spektro gale.

Kitas įprastas prizmės tipas yra stačiojo kampo, visiškai atspindinti prizmė. Ši prizmė neišsklaido šviesos į savo spalvas, ji atspindi šviesą, vadinamą visišku vidiniu atspindžiu (žr. Lūžis). Šviesą atspindinčios prizmės naudojamos gaminant žiūronus ir kitus optinius prietaisus.


Turinys

Įrenginys, galintis gaminti monochromatinę šviesą, yra daug naudojamas moksle ir optikoje, nes daugelis medžiagos optinių charakteristikų priklauso nuo bangos ilgio. Nors yra keletas naudingų būdų, kaip pasirinkti siaurą bangos ilgių juostą (kuri matomame diapazone suvokiama kaip gryna spalva), nėra tiek daug kitų būdų, kaip lengvai pasirinkti bet kurią bangos ilgio juostą iš plataus diapazono. Kai kuriuos monochromatorių naudojimo būdus aptarsite žemiau.

Kietojoje rentgeno ir neutronų optikoje kristalų monochromatoriai naudojami apibrėžiant bangų sąlygas instrumentuose.

Monochromatorius gali naudoti arba optinės sklaidos prizmėje reiškinį, arba difrakcijos, naudojant difrakcinę grotelę, šviesos spalvas erdviškai atskirti. Paprastai jis turi pasirinktos spalvos nukreipimo į išėjimo angą mechanizmą. Paprastai grotelės arba prizmė naudojamos atspindinčiu režimu. Atspindinanti prizmė yra padaryta stačiakampio prizmės (paprastai pusė lygiakraščio prizmės), kurios viena pusė yra veidrodinė. Šviesa patenka per hipotenuzinį veidą ir atsispindi per jį du kartus lūždama tame pačiame paviršiuje. Bendras lūžis ir visa dispersija yra tokie patys kaip ir tada, jei perdavimo režime būtų naudojama lygiakraštis prizmė.

Collimation Edit

Sklaidą ar difrakciją galima valdyti tik tuo atveju, jei šviesa yra kolimatuojama, tai yra, jei visi šviesos spinduliai yra lygiagretūs, arba praktiškai taip. Šaltinis, kaip ir saulė, yra labai toli, teikia kolimuotą šviesą. Niutonas naudojo saulės šviesą savo garsiuose eksperimentuose. Tačiau praktiškame monochromatoriuje šviesos šaltinis yra arti, o monochromatoriaus optinė sistema konvertuoja skirtingą šaltinio šviesą į kolimuotą šviesą. Nors kai kuriuose monochromatorių projektuose naudojamos fokusavimo grotelės, kurioms nereikia atskirų kolimatorių, dauguma naudoja kolimuojančius veidrodžius. Pageidautina, kad būtų naudojama šviesą atspindinti optika, nes ji neįneša savo dispersiško poveikio.

Czerny – Turnerio monochromatorius Redaguoti

Pagal bendrą Czerny – Turnerio dizainą [1] plačiajuosčio apšvietimo šaltinis (A) skirta įėjimo angai (B). Galimas naudoti šviesos energijos kiekis priklauso nuo šaltinio intensyvumo plyšio apibrėžtoje erdvėje (plotis × aukštis) ir optinės sistemos priėmimo kampo. Plyšys yra nukreiptas į išlenkto veidrodžio efektyvųjį fokusą (kolimatorius, C), kad iš veidrodžio atsispindinti plyšio šviesa būtų kolimatuojama (sutelkta į begalybę). Kolimuota šviesa išskiriama iš grotelių (D) ir tada surenkamas kitu veidrodžiu (E), kuris nukreipia dabar išsklaidytą šviesą ant išėjimo angos (F). Prizmės monochromatoriuje difrakcinės grotelės vietą užima atspindinti Littrow prizmė, tokiu atveju prizmė laužia šviesą.

Prie išėjimo plyšio išskleidžiamos šviesos spalvos (matomoje tai rodo vaivorykštės spalvas). Kadangi kiekviena spalva patenka į atskirą išėjimo-plyšio plokštumos tašką, yra įėjimo plokštumos vaizdų serija, orientuota į plokštumą. Kadangi įėjimo plyšys yra riboto pločio, netoliese esančių vaizdų dalys sutampa. Šviesa, paliekanti išėjimo angą (G) yra visas pasirinktos spalvos įėjimo angos vaizdas ir šalia esančių spalvų įėjimo angos vaizdų dalys. Dispersiško elemento pasukimas sukelia spalvų juostos judėjimą išėjimo angos atžvilgiu, todėl norimas įėjimo plyšio vaizdas bus sutelktas į išėjimo angą. Spalvų diapazonas, paliekantis išėjimo angą, yra plyšių pločio funkcija. Įėjimo ir išėjimo plyšių plotis sureguliuojamas kartu.

Klaidžioji šviesa Redaguoti

Ideali tokio monochromatoriaus perdavimo funkcija yra trikampio formos. Trikampio smailė yra pasirinkto vardinio bangos ilgio. Tada netoliese esančių spalvų intensyvumas mažėja tiesiai bet kurioje šios smailės pusėje, kol pasiekiama tam tikra ribinė vertė, kur intensyvumas nustoja mažėti. Tai vadinama pasiklydusi šviesa lygiu. Ribinis lygis paprastai yra maždaug viena tūkstantoji didžiausios vertės arba 0,1%.

Spektrinis pralaidumo redagavimas

Spektrinis pralaidumas apibrėžiamas kaip trikampio plotis taškuose, kur šviesa pasiekė pusę didžiausios vertės (visas plotis - per pusę didžiausio, sutrumpintai kaip FWHM). Tipinis spektrinis pralaidumas gali būti vienas nanometras, tačiau analizės poreikiui patenkinti galima pasirinkti skirtingas vertes. Siauresnis pralaidumas pagerina skiriamąją gebą, tačiau taip pat sumažina signalo ir triukšmo santykį. [2]

Dispersinis redagavimas

Monochromatoriaus dispersija apibūdinama kaip spalvų juostos plotis plyšio pločio vienetui, pavyzdžiui, 1 nm spektro 1 mm plyšio pločio vienetui. Šis grotelės koeficientas yra pastovus, tačiau priklauso nuo prizmės bangos ilgio. Jei nuskaitymo prizmės monochromatorius naudojamas pastovaus pralaidumo režime, plyšio plotis turi keistis keičiantis bangos ilgiui. Dispersija priklauso nuo židinio nuotolio, grotelių tvarkos ir grotelių skiriamosios galios.

Bangos ilgio diapazonas Redaguoti

Monochromatoriaus reguliavimo diapazonas gali apimti matomą spektrą ir tam tikrą abiejų arba bet kurio iš netoliese esančių ultravioletinių (UV) ir infraraudonųjų spindulių (IR) spektrų dalį, nors monochromatoriai yra sukurti labai įvairiems optiniams diapazonams ir labai daug.

Dvigubi monochromatoriai Redaguoti

Įprasta, kad du monochromatoriai yra sujungti nuosekliai, o jų mechaninės sistemos veikia tandemoje, todėl jie abu parenka tą pačią spalvą. Šis susitarimas nėra skirtas spektro siaurumui pagerinti, o sumažinti ribinį lygį. Dvigubo monochromatoriaus riba gali būti maždaug viena milijonoji didžiausios vertės - dviejų atskirų sekcijų ribų sandauga. Kitų spalvų šviesos intensyvumas išeinančiame pluošte vadinamas klaidžiojančiu šviesos lygiu ir yra svarbiausia monochromatoriaus specifikacija daugeliui naudojimo būdų. Pasiekti silpną šviesą yra didelė praktinio monochromatoriaus gamybos dalis.

Difrakcinės grotelės ir deginamos grotelės Redaguoti

Grotelės monochromatoriai išsklaido ultravioletinę, matomą ir infraraudonąją spinduliuotę, paprastai naudodami grotelių kopijas, kurios gaminamos iš pagrindinės grotelės. Pagrindinę grotelę sudaro kietas, optiškai plokščias paviršius, turintis daug lygiagrečių ir glaudžiai išdėstytų griovelių. Pagrindinės grotelės konstrukcija yra ilgas, brangus procesas, nes grioveliai turi būti vienodo dydžio, tiksliai lygiagrečiai ir vienodai išdėstyti per grotelės ilgį (3–10 cm). Ultravioletinės ir matomos srities grotelės paprastai turi 300–2000 griovelių / mm, tačiau dažniausiai būna 1200–1400 griovelių / mm. Infraraudonųjų spindulių srityje grotelės paprastai turi 10–200 griovelių / mm. [3] Kai naudojama difrakcinė grotelė, reikia būti atsargiems projektuojant plačiajuosčio ryšio monochromatorius, nes difrakcijos schema sutampa. Kartais plačiajuosčio ryšio išankstinio pasirinkimo filtrai įterpiami į optinį kelią, siekiant apriboti difrakcijos eilių plotį, kad jie nesutaptų. Kartais tai daroma naudojant prizmę kaip vieną iš dvigubo monochromatoriaus dizaino monochromatorių.

Buvo nustatytos originalios didelės skiriamosios gebos difrakcinės grotelės. Aukštos kokybės valdančių variklių gamyba buvo didelė užduotis (be to, pastaraisiais dešimtmečiais buvo be galo sunku), o geros grotelės buvo labai brangios. Trikampio griovelio nuolydis reguliuojamoje grotelėje paprastai koreguojamas tam, kad padidėtų tam tikros difrakcijos eilės ryškumas. Tai vadinama grotelių deginimu. Reguliuojamose grotelėse yra trūkumų, dėl kurių susidaro silpnos „vaiduoklio“ difrakcijos eilės, kurios gali pakelti monochromatoriaus klaidžiojantį šviesos lygį. Vėlesnė fotolitografijos technika leidžia kurti groteles pagal holografinį trukdžių modelį. Holografinės grotelės turi sinusoidinius griovelius, todėl nėra tokios ryškios, tačiau išsklaidytos šviesos lygis yra mažesnis nei apšviestos grotelės. Beveik visos grotelės, iš tikrųjų naudojamos monochromatoriuose, yra kruopščiai padarytos valdomų ar holografinių grotelių kopijos.

Prizmės Redaguoti

Prizmės turi didesnę dispersiją UV srityje. Kai kuriuose instrumentuose, kurie daugiausia skirti veikti tolimoje UV srityje, pirmenybė teikiama prizmės monochromatoriams. Tačiau dauguma monochromatorių naudoja groteles. Kai kurie monochromatoriai turi keletą grotelių, kurias galima pasirinkti naudoti skirtinguose spektriniuose regionuose. Dvigubam monochromatoriui, pagamintam nuosekliai uždėjus prizmę, ir grotelių monochromatoriui paprastai nereikia papildomų juostos filtrų, kad būtų galima izoliuoti vieną grotelių tvarką.

Židinio nuotolis Redaguoti

Spalvų, kurias gali sukurti monochromatorius, siaurumas yra susijęs su monochromatorių kolimatorių židinio nuotoliu. Didesnio židinio nuotolio optinės sistemos naudojimas taip pat, deja, sumažina šviesos kiekį, kurį galima priimti iš šaltinio. Labai didelės raiškos monochromatorių židinio nuotolis gali būti 2 metrai. Tokių monochromatorių statybai reikia išskirtinio dėmesio mechaniniam ir šiluminiam stabilumui. Laikoma, kad daugelio programų atveju apie 0,4 metro židinio nuotolio monochromatorius pasižymi puikia skiriamąja geba. Daugelio monochromatorių židinio nuotolis yra mažesnis nei 0,1 metro.

Plyšio aukštis Redaguoti

Dažniausiai optinėje sistemoje naudojami sferiniai kolimatoriai, todėl joje yra optinių nukrypimų, kreivaujančių lauką, kuriame susidaro plyšio vaizdai, todėl plyšiai kartais yra išlenkti, o ne tiesiog tiesūs, kad būtų galima apytiksliai įvertinti vaizdo kreivumą. Tai leidžia naudoti aukštesnius plyšius, surinkti daugiau šviesos ir vis tiek pasiekti aukštą spektrinę skiriamąją gebą. Kai kurie dizainai naudojasi kitu požiūriu ir naudoja toroidinius kolimuojančius veidrodžius, kad ištaisytų kreivumą, leisdami aukštesnius tiesius plyšius, neprarandant raiškos.

Bangos ilgis ir energija Redaguoti

Monochromatoriai dažnai kalibruojami bangos ilgio vienetais. Tolygus grotelės sukimas sukelia sinusinį bangos ilgio pokytį, kuris yra maždaug tiesinis mažiems grotelių kampams, todėl tokį instrumentą lengva pastatyti. Daugelis tiriamų fizinių reiškinių yra tiesinės energijos atžvilgiu, o kadangi bangos ilgis ir energija turi abipusį ryšį, spektriniai modeliai, kurie yra paprasti ir nuspėjami, kai atvaizduojami kaip energijos funkcija, iškraipomi, kai braižomi kaip bangos ilgio funkcija. Kai kurie monochromatoriai kalibruojami abipusių centimetrų vienetais arba kai kuriais kitais energijos vienetais, tačiau skalė gali būti netiesinė.

Dinaminis diapazonas Redaguoti

Spektrofotometras, pastatytas naudojant aukštos kokybės dvigubą monochromatorių, gali sukelti pakankamo grynumo ir intensyvumo šviesą, kad prietaisas galėtų išmatuoti siaurą optinio slopinimo juostą, maždaug milijoną kartų (6 AU, absorbcijos vienetai).

Monochromatoriai naudojami daugelyje optinių matavimo prietaisų ir kitose srityse, kur norima derinti monochromatinę šviesą. Kartais monochromatinė šviesa nukreipiama į mėginį ir matuojama atspindėta arba perduodama šviesa. Kartais baltoji šviesa nukreipiama į mėginį, o monochromatorius naudojamas analizuoti atspindėtą ar perduodamą šviesą. Daugelyje fluorometrų naudojami du monochromatoriai: vienas monochromatorius naudojamas sužadinimo bangos ilgiui pasirinkti, o antrasis monochromatorius naudojamas analizuoti skleidžiamą šviesą.

Automatinis nuskaitymo spektrometras apima mechanizmą, kuris pakeičia monochromatoriaus pasirinktą bangos ilgį ir užfiksuoja gautus išmatuoto kiekio pokyčius kaip bangos ilgio funkciją.

Jei vaizdavimo įtaisas pakeičia išėjimo angą, gaunama pagrindinė spektrografo konfigūracija. Ši konfigūracija leidžia vienu metu analizuoti plačios spalvų juostos intensyvumą. Fotografinė plėvelė arba fotodetektorių rinkinys gali būti naudojami, pavyzdžiui, šviesai surinkti. Toks prietaisas gali įrašyti spektrinę funkciją be mechaninio nuskaitymo, nors, pavyzdžiui, skiriamoji geba ar jautrumas gali būti kompromisų.

Absorbcijos spektrofotometras matuoja šviesos absorbciją mėginyje kaip bangos ilgio funkciją. Kartais rezultatas išreiškiamas perdavimo procentais, o kartais - atvirkštiniu perdavimo logaritmu. „Beer – Lambert“ dėsnis sieja šviesos absorbciją su šviesą sugeriančios medžiagos koncentracija, optinio kelio ilgiu ir būdingąja medžiagos savybe, vadinama moliniu sugeriamumu. Pagal šį ryšį intensyvumo sumažėjimas yra eksponentinis koncentracijos ir kelio ilgio atžvilgiu. Šiais kiekiais sumažėjimas yra tiesinis, kai naudojamas atvirkštinis perdavimo logaritmas. Senoji šios vertės nomenklatūra buvo optinis tankis (OD), dabartinė nomenklatūra yra absorbcijos vienetai (AU). Vienas AU yra dešimteriopai sumažintas šviesos intensyvumas. Šeši AS yra milijoninis sumažinimas.

Absorbcijos spektrofotometruose dažnai yra monochromatorius, skirtas mėginiui tiekti šviesą. Kai kurie absorbcijos spektrofotometrai turi automatinės spektrinės analizės galimybes.

Absorbcijos spektrofotometrai yra labai naudojami kasdien chemijoje, biochemijoje ir biologijoje. Pavyzdžiui, jie naudojami daugeliui šviesą sugeriančių medžiagų koncentracijai ar koncentracijos pokyčiams matuoti. Kritinės daugelio biologinių medžiagų, pavyzdžiui, daugelio fermentų, savybės matuojamos pradedant cheminę reakciją, kurios metu pasikeičia spalva, priklausanti nuo tiriamos medžiagos buvimo ar aktyvumo. [4] Optiniai termometrai buvo sukurti kalibruojant medžiagos absorbcijos pokytį nuo temperatūros. Yra daugybė kitų pavyzdžių.

Spektrofotometrai naudojami veidrodžių atspindžiui atspindėti ir spalvotiems daiktams difuziniam atspindžiui matuoti. Jie naudojami apibūdinant saulės akinių, lazerinių apsauginių akinių ir kitų optinių filtrų veikimą. Yra daugybė kitų pavyzdžių.

UV, matomoje ir šalia IR esančioje absorbcijos ir atspindžio spektrofotometrai mėginį apšviečia monochromatine šviesa. Atitinkamuose IR prietaisuose monochromatorius paprastai naudojamas analizuoti iš mėginio sklindančią šviesą.

Monochromatoriai taip pat naudojami optiniuose prietaisuose, matuojančiuose kitus reiškinius, išskyrus paprastą absorbciją ar atspindį, visur, kur šviesos spalva yra reikšmingas kintamasis. Pavyzdžiui, žiediniuose dichroizmo spektrometruose yra monochromatorius.

Lazeriai gamina šviesą, kuri yra daug vienspalviškesnė nei čia aptariami optiniai monochromatoriai, tačiau tik kai kuriuos lazerius galima lengvai derinti, o šiuos lazerius naudoti nėra taip paprasta.


Difrakcijos grotelės

A. Procesas, kurio metu šviesos pluoštas ar kita bangų sistema pasiskirsto pereinant per siaurą angą arba per kraštą, paprastai lydintį interferencijos tarp gaminamų bangų formų.

A. Tai yra optiškai plokščia stiklo plokštė, ant kurios daugybę vienodų atstumų lygiagrečių linijų valdo plonas deimantinis rašiklis.

Q. Kas yra grotelės elementas?

A. Tai yra atstumas tarp bet kurių dviejų vienas po kito einančių linijų ar skaidrių juostų centrų.

Q. Koks skirtumas tarp prizmės ir grotelių spektro?

A. Grotelių spektre violetinė spalva mažiausiai nukrypsta, o raudona spalva - labiausiai, tačiau prizmėje yra atvirkščiai.

K. Kada išnyks tolygiai užsakyti spektrai?

A. Jie išnyks, jei nepermatomų linijų ir skaidrių juostų dydis bus lygus.

Q. Kodėl raudona spalva labiausiai skiriasi, jei grotelės?

A. Taip yra todėl, kad grotelių atveju sin θ = n λ / (e + d) y. difrakcijos kampas yra proporcingas bangos ilgiui, o raudonos spalvos bangos ilgis yra didžiausias.

Q. Kas suteikia intensyvesnį spektrą ir prizmę ar groteles?

A. Prizmė suteikia intensyvesnį spektrą, nes prizmėje visa šviesa yra sutelkta į vieną spektrą, o grotelių atveju šviesa pasiskirsto skirtingų eilių gardų spektruose.


Skirtumai tarp „Alpy 600“ ir „LHIRES III“ su skirtingomis grotelėmis

Kurį laiką naudoju „LHIRES III“ su pridedama 2400 eilučių / mm grotelėmis ir norėjau gauti didesnį spektrinį plotą.

Kokie būtų pagrindiniai „Alpy 600“ ir „LHIRES III“ su mažesnės skiriamosios gebos grotelėmis skirtumai, be to, kad „LHIRES III“ reikės daugiau priežiūros (ypač perjungiant groteles) ir f santykio skirtumo? Greičiausiai gaunu dar vieną „LHIRES“ grotelę, nes ji pigesnė, tačiau „LHIRES“ kenčia trumpesniais bangos ilgiais, o „Alpy“ atrodo geriau ištaisyta.

Redagavo naktis, 2019 m. Balandžio 8 d. - 19:29.

# 2 robin_astro

Manau, kad jūs gana gerai apibendrinote skirtumus. Aš turiu abu, manau, kad abu gerai papildo vienas kitą.

„LHIRES“ dirbs maža skiriamąja geba, tačiau ji tikrai buvo sukurta specialiai didelės raiškos darbams (vis dar yra didžiausia skiriamoji geba komerciniu požiūriu) siaurame bangos ilgio diapazone, todėl objektyvas yra paprastas achromatinis dubletas, kuris rodo daug chromatinės aberacijos ir todėl praranda raišką ypač mėlyname gale už

4000A, kai naudojama su mažos skiriamosios gebos grotelėmis ir net vidutinės skiriamosios gebos, tarkime, 600 l / mm grotelėmis dirbant šiame regione. Čia galite pamatyti mano 150 l / mm grotelių pavyzdį („Vega“ iki pusės)

ir tai yra reikalingas fokuso koregavimo planas, kuris atitinka tai, ko tikėtumėtės iš achromatinio dubleto

Tai yra našumo pavyzdys su 600l / mm grotelėmis šiame regione. Spektrografas buvo fokusuotas maždaug diapazono viduryje, o kraštuose galite pamatyti, kaip blogėja Balmero linijos, net ir šiame santykinai ribotame diapazone

Galite patikrinti šio efekto sunkumą naudodami „LHIRES“ ir didelės raiškos groteles, sutelkdami dėmesį į H beta karštoje milžiniškoje žvaigždėje su siauromis „Balmer“ linijomis ir palaipsniui judėdami žemyn „Balmer“ linijomis nekeisdami dėmesio.

Kita vertus, ALPY naudoja specialius lęšius, sukurtus mažam chromatizmui, ir gali gerai patekti į UV spindulius, neprarandant skiriamosios gebos.

ALPY taip pat turi daug greitesnę optiką (nominaliai f5, bet gali nukristi iki f3,5 be vinjetavimo), o tai reiškia didesnį jautrumą išplėstiems objektams, pavyzdžiui, galaktikoms, ūkams ir pan., Jei naudojamas su atitinkamu greitu teleskopu. (Nors pridėjus židinio reduktorių, gali kilti chromatizmo problemų. Ne skiriamosios gebos praradimas, nes tai yra prieš plyšį, bet atrankinis bangos ilgio mėginių ėmimas plyšyje, kuris iškreipia kontinuumo formą, jei židinys nukrypsta tarp pamatinės žvaigždės ir taikinys)

ALPY taip pat yra daug šiluminiu ir mechaniniu požiūriu stabilesnė nei „LHIRES“, o ją sukūrus, ją retai reikia koreguoti


Koks skirtumas tarp grizmo ir grotelių? - Astronomija

Difrakcinės grotelės leidžia atlikti optinę spektroskopiją. Grotelės yra vienodai išdėstytų, siaurų, lygiagrečių šaltinių rinkinys. Grotelės išsklaido skirtingo bangos ilgio šviesą, kad bet kokio ilgio bangos ilgis būtų siauras. Tai leidžia atlikti tikslią spektroskopiją. Šis puslapis palaiko daugialypės terpės mokymo programą „Difrakcija“.

Du, trys, keturi ir daug plyšių

Difrakcijoje pamatėme, kad fazių skirtumas kampu & phi & teta tarp spindulių iš dviejų šaltinių atstumo a apart buvo & phi = 2 & pia nuodėmė & teta/& lambda. Su du plyšiai, kaip & phi kinta nuo 0 iki 2 & pi, fazės suma sukasi taip, kad jos amplitudė eitų nuo didžiausio iki nulio iki didžiausio. Su trys plyšiai turintys tą patį tarpą, tą patį & theta variantą ir taip & phi nuves mus nuo centrinio maksimumo iki nulio ties & phi = 2 & pi / 3, iki mažos dukterinės įmonės maksimalus & phi = 2 & pi / 2 = & pi, iki nulio ties & phi = 4 & pi / 3 ir vėl maksimaliai & phi = 2 & pi. Dėl keturi plyšiai, pirmasis nulis įvyksta & phi = & pi / 2 ir yra dvi mažos antrinės įmonės maksimumai.

Apsvarstykite didžiojo maksimumo plotį, t.y. atstumas tarp nulių abiejose pusėse. Dviejų plyšių & phi diapazonas yra 2 & pi = 4 & pi / 2 trims plyšiams yra 4 & pi / 3, keturiems plyšiams - 4 & pi / 4, o N plyšiai yra 4 & pi /N. Taip pat atkreipkite dėmesį, kad maksimalus aukštis padidėja, nes prie jo prisideda daugiau plyšių. Atminkite, kad intensyvumas eina kaip amplitudės kvadratas, taigi aukščiau pateiktose diagramose pateiktų ryškių pakraščių intensyvumas būtų lygus 2 2: 3 2: 4 2 = 4: 9: 16 = 1: 2.25: 4.

Difrakcinės grotelės

Žiūrint baltoje šviesoje, matome šių trijų grotelių skirtingo bangos ilgio išsisklaidymą.

Modeliai su vienspalviais ir plačiajuosčiais šaltiniais

Grotelės su skirtingais linijų atstumais, apšviestos monochromatine lazerio šviesa, o paskui - plataus dažnio šviesa iš kaitrinės lempos.

The three gratings shown above are first illuminated successively with monochromatic (red) laser light. Note the successively greater dispersion: the first order fringe of the grating with 300 lines/mm occurs at the same angle as the third order fringe of the grating with 100 lines/mm. Then the same three gratings are illuminated with an incandescent lamp, which emits a continuous spectrum of wavelengths.

Note the central bright fringe: for all wavelengths, this occurs at &theta = 0, so this fringe is white. For the other fringes, sin &thetam = nm&lambda, kur m is the order of the fringe and n is the number of fringers per unit length.

Emission spectra

Now let's illuminate the grating with more complicated light sources. The central line is the undeflected beam of undispersed light at angle zero. The first order diffraction pattern appears on either side. A pure gas, when heated, emits light with specific wavelength (and thus specific energy per photon). Sodium and Mercury vapour lamps are viewed here through a grating. The incandescent lamp emits light from a hot metal filament with a continuous spectrum.

Absorption spectra

A pure gas absorbs light with specific wavelength (and thus specific energy per photon). When light with a continuous spectrum of wavelengths passes through a gas, black lines on the transmitted spectrum show the wavelengths that have been absorbed: an absorption spectrum. The pictures show the absorption spectra for hydrogen and helium. These gasses are the principal components of the sun and its atmosphere, Helium (named for the Greek word for the sun) is the only element that was not discovered on Earth: the presence of helium in the solar atmosphere was deduced from the theoretical prediction of the absorption lines for the element with two protons in the nucleus and the observation of those absorption lines in the spectrum of light from the sun.

Atomic energies and spectra

Why does a gas emit or absorb only discrete wavelengths, corresponding to photons with discrete energies? According to quantum mechanics, an electron in an atom can have only discrete values of energies, each energy corresponding to one particular orbital, described by a wave function. The diagram depicts the first several of these for hydrogen (the chance of interacting with an electron roughly corresponds to values of the square of the wavefunction, which is coded here as the brightness).


Beginner Question - Star Diagonals and Erecting Prisms

I'm relatively new to amateur astronomy but understand some things. I have a couple of refractors and a newtownian and I've been at it long enough that I'm upgrading some items, e.g. I should have an upgraded focuser for my 90eq in a couple of days. I use my 90eq mostly for lunar and planetary targets.

I'd also like to upgrade the diagonal on my Celestron 90eq but I'm a little baffled by the options and the googlez hasn't helped much so far. About the only thing I understand is that dielectric coatings are better than standard.

1. Can anyone direct me to a resource that I can study. Happy to do my own research and I'm usually pretty good with search engines but not this time.

2. Does a diagonal and an erecting prism do the same thing but one is a mirror and the other, well, a prism?

3. Are there different kind of diagonals, e.g. is a star diagonal something different than a regular diagonal?

4. What other questions should I be asking but I don't know enough to ask?

#2 LanceRFerguson

Oh! I just found this. Finally!

#3 Mitrovarr

#4 SteveG

Is your 90 EQ a long focus achromat? Then a prism diagonal will suite you well. For that scope, I would look at a standard Celestron prism:

For erect image, first decide if you want a 45 deg or 90 deg diagonal (both are available). The erect-image diagonals are not great for stars though, mainly designed for terrestrial use.

#5 Mitrovarr

Edited by Mitrovarr, 25 November 2019 - 03:00 PM.

#6 LanceRFerguson

Is your 90 EQ a long focus achromat? Then a prism diagonal will suite you well. For that scope, I would look at a standard Celestron prism:

https://agenaastro.c. r-diagonal.html

For erect image, first decide if you want a 45 deg or 90 deg diagonal (both are available). The erect-image diagonals are not great for stars though, mainly designed for terrestrial use.

1000mm achromat indeed. I'll check that out, thanks!

#7 LanceRFerguson

Also, don't think you have to spend a fortune to get a decent diagonal. That article you found describes top end gear for extremely experienced astronomers who already have high end gear aside from their diagonal. It really, really isn't aimed at beginners.

Oh yeah, I hear you. I really didn't look at the comparison too much. It was one of the few articles that I could find that explained anything. Did eventually find one on CN that was helpful. Starting to make some sense.

The stock diagonal is all plastic and hasn't had a tight fit since I bought it used. Barely holds an eyepiece steady and definitely not a smartphone. So I figured a diagonal upgrade wouldn't hurt anything.

#8 Mitrovarr

#9 j.gardavsky

you can spend quite a lot of money on the diagonal zenith mirrors and on the prisms.

As above, I would choose a quality zenith prism, and look around at the classified.

Regarding the dielectric mirrors, I have one which has not been cheap, but it has got some scratches from cleaning the dew during the observing sessions, so right now I am mostly using a prism. The expensive BBHS mirror is waiting for its first light in reserve.

Enjoy the hobby, and clear skies,

#10 wrvond

If you are using 2" oculars, your prism star diagonal choices are pretty limited (and expensive), but if you are using strictly 1.25" oculars there are a lot of choices out there. Dielectric mirrors are readily available in either size and can run the gamut for prices.

Here is a listing on the CN classifieds by a vendor selling one of each kind (star and erecting), additionally, the star diagonal is a prism, and the prices are very reasonable.

#11 LanceRFerguson

If you are using 2" oculars, your prism star diagonal choices are pretty limited (and expensive), but if you are using strictly 1.25" oculars there are a lot of choices out there. Dielectric mirrors are readily available in either size and can run the gamut for prices.

Here is a listing on the CN classifieds by a vendor selling one of each kind (star and erecting), additionally, the star diagonal is a prism, and the prices are very reasonable.

https://www.cloudyni. to-choose-from/

That's excellent, thanks! Have sent a message to seller as to availability. I looked briefly at CN classifieds but hadn't pursued very far as I'm still sorting out the difference. Though I have that pretty well in hand thanks to this thread.

All oculars are 1.25" at this point (with the exception of some .965 stuff on my starter scope).

#12 clearwaterdave

William Optics makes a nice correct image prism diagonal if you want CI for nighttime use.,At least to me I saw no lack in the view.,It does restrict the widest fov eps at lowest power.,but not bad imho.,good luck with your choice.,

#13 SloMoe

Morning Lance, here's what I've learned for myself,

Mirror vs. prism, google it, and you'll find the article linked, don't breeze through it, read it.

I have a lot of diagonals and I do both terrestrial & celestial viewing.

I have and used both the 45° prisms the one you see Scopehead selling and the WO 45°, both are good up to about 125X then the aberration mentioned starts to set in in a refractor, in a Mak/SCT you can kick it to 200X and still have a sharp image,

The view starts to dim at about 175X .

Now that's with the correct image 45° diagonals, both types I've mentioned and own have the same fov, personally I couldn't tell any difference between the two, save your money and get the type Scopehead sells.

When you point your scope up the 90° becomes more comfortable to use, the dielectric's I've used are outstanding compared to the less expensive stock prism's, the view is brighter, if they dew or fog up, it's time to switch to another, don't clean them at night in the field, just like with eyepieces, they will scratch very easily, don't worry the stars will be out again the next night.

Prisms would be nice for some very deep sky stuff and when you're using line filters,

I have a Zeiss-Baader 34mm that I use on a 70mm finder, mainly because of it's helical focus eyepiece holder, now that's a sharp image, and a high price tag.

The infamous Celestron "94", Celestron give away price is a key to their success, with those it's hit or miss as far as the good ones go, a few more miss than hit, if they were a quality product Celestron wouldn't give them away so cheap, also there's a guy here that claims to be able to collimate them and fix them, and those he can't he dumps back into CN classifieds,

So if you want an inexpensive prism check our sites sponsor's selection or Agena, but buy them new, not from the Classifieds, too many dud's floating around there.

All of the more common brighter DSO's and planets the mirror just does a better job of the detail in the view.

I have had a couple of Orion Dielectrics, good mirrors, GSO and a few others just as good, depends on what drops into your lap when you go hunting for the bargain.

The correct image diagonals need a lot of light to work well for a crisp image and that's their downfall, at night there's not a lot of light so they don't preform, when you start bending light in every know direction it starts to loose clarity.

Layman's terms and to go into why is not what we need, the quick answer is they don't work well at high mag in low light conditions.

I found a while back a diagonal that has a 1.6X Barlow lens incorporated into it, it turned out to be a nice view, crisp with relatively no aberration up to about 185X, don't use it much but seems to be fairly rare, got a pile of Barlow's anyway, just something different.

I have both the W'O correct image diagonal's 45° & 90°, can't figure why they wouldn't put their helical focus eyepiece holder on the 45° so I did, it's the one I use for terrestrial high mag viewing.

If you're interested in the diagonal with the Barlow in it pm me.

EDIT: Scope's a good guy to deal with, if you have a problem with a product he'll work with you.

EDIT: #2. it's either this way or I start a second post.

So here's another thing, it's your eye that determines the view, sometimes we get lost in the numbers of what is what when it comes to light % transmission, 5% or even 10% difference you're going to have a hard time knowing which is which when you're staring through it.

Edited by SloMoe, 26 November 2019 - 08:16 AM.

#14 LanceRFerguson

Morning Lance, here's what I've learned for myself,

Mirror vs. prism, google it, and you'll find the article linked, don't breeze through it, read it.

I have a lot of diagonals and I do both terrestrial & celestial viewing.

I have and used both the 45° prisms the one you see Scopehead selling and the WO 45°, both are good up to about 125X then the aberration mentioned starts to set in in a refractor, in a Mak/SCT you can kick it to 200X and still have a sharp image,

The view starts to dim at about 175X .

Now that's with the correct image 45° diagonals, both types I've mentioned and own have the same fov, personally I couldn't tell any difference between the two, save your money and get the type Scopehead sells.

When you point your scope up the 90° becomes more comfortable to use, the dielectric's I've used are outstanding compared to the less expensive stock prism's, the view is brighter, if they dew or fog up, it's time to switch to another, don't clean them at night in the field, just like with eyepieces, they will scratch very easily, don't worry the stars will be out again the next night.

Prisms would be nice for some very deep sky stuff and when you're using line filters,

I have a Zeiss-Baader 34mm that I use on a 70mm finder, mainly because of it's helical focus eyepiece holder, now that's a sharp image, and a high price tag.

The infamous Celestron "94", Celestron give away price is a key to their success, with those it's hit or miss as far as the good ones go, a few more miss than hit, if they were a quality product Celestron wouldn't give them away so cheap, also there's a guy here that claims to be able to collimate them and fix them, and those he can't he dumps back into CN classifieds,

So if you want an inexpensive prism check our sites sponsor's selection or Agena, but buy them new, not from the Classifieds, too many dud's floating around there.

All of the more common brighter DSO's and planets the mirror just does a better job of the detail in the view.

I have had a couple of Orion Dielectrics, good mirrors, GSO and a few others just as good, depends on what drops into your lap when you go hunting for the bargain.

The correct image diagonals need a lot of light to work well for a crisp image and that's their downfall, at night there's not a lot of light so they don't preform, when you start bending light in every know direction it starts to loose clarity.

Layman's terms and to go into why is not what we need, the quick answer is they don't work well at high mag in low light conditions.

I found a while back a diagonal that has a 1.6X Barlow lens incorporated into it, it turned out to be a nice view, crisp with relatively no aberration up to about 185X, don't use it much but seems to be fairly rare, got a pile of Barlow's anyway, just something different.

I have both the W'O correct image diagonal's 45° & 90°, can't figure why they wouldn't put their helical focus eyepiece holder on the 45° so I did, it's the one I use for terrestrial high mag viewing.

The 90° I don't use at all,

If you're interested in the diagonal with the Barlow in it pm me.

Guess that covers $.02

EDIT: Scope's a good guy to deal with, if you have a problem with a product he'll work with you.

EDIT: #2. it's either this way or I start a second post.

So here's another thing, it's your eye that determines the view, sometimes we get lost in the numbers of what is what when it comes to light % transmission, 5% or even 10% difference you're going to have a hard time knowing which is which when you're staring through it.

This is extremely helpful, thanks for taking the time to write it up. I'll have to go through it a couple of times to catch everything but it answers a number of questions. It helps gives me a basis for judging what I'm looking at. I wanted another diagonal because the cheap, plastic stock one isn't very mechanically sound anymore. It's a Celestron 90eq so getting something pricey doesn't make sense. I like the scope but I'm realistic about it, too. I figure for $20 I'll roll the dice and see what the difference is between the existing mirror and a prism. I'll either have a nicer diagonal and/or I'll learn something. In this hobby learning something for $20 is pretty cheap!

Good to know on Scopehed as yesterday I ordered the 90 degree from him!

Thank you again for the details!

EDIT: Not to mention having the right search terms can make all the difference! This morning I'm reading some info that prisms are good in slow scope and they like long focal lengths. My 90eq is both so even better.


Should you buy or avoid BK-7 prism binoculars?

From the said above it becomes clear than BK-7 can’t beat quality of BAK-4 prism.

If you choose binoculars with padidinimas up to 8x then BK-7 still can be acceptable. Because magnification up to 8x has a wide field of view.

When magnification increases field of view becomes narrower. This means in how power binoculars with BK-7 prism image quality may not be acceptable at all.

This means if you are on a tight budget and plan to buy BK-7 binocular choose one with a small magnification, preferably up to 8x and exit pupil should be at least 4mm.

Generally speaking I recommend to buy BK-7 prism binoculars only if you are on a tight budget.


Prism Spectrometer and Diffraction Grating: 787550

Dispersion of a beam of white light into its component colours by a glass prism is due to the variation in refractive index of the glass with the frequency (colour) of the light. This is a result of the variation in the speed of the light in the medium. Thus blue light (higher frequency) will be refracted more than red light (lower frequency) as it passes through the prism. The angle between the undeviated path of an incident ray and the final path of the ray as it exits the prism is called the deviation angle. When the ray passes symmetrically through the prism, (so that its path in the prism is parallel to the base), minimum deviation occurs.

Referring to the diagram, either increasing or decreasing θ will result in an increase in the deviation angle.

The refractive index of the prism is given by

Where A = prism angle D = angle of minimum deviation

The value of n is different for different wavelengths, and a relationship between n and l was given by Cauchy:

(2)where a and b are constants and λ is the free space wavelength.

Figure 2 Determination of Minimum Deviation Angle

  1. Turn on the sodium lamp and allow to warm up for at least 10 minutes.
  1. Position the prism on the prism table with the unpolished side flush with the prism holder and lock into place. (Note: Do not over tighten).
  1. Rotate the telescope to the straight through position.
  1. Open the slit adjust to give a wide yellow line through the telescope. Pastaba: You will have to physically move the spectrophotometer and the telescope to be able to see the line.
  1. Close the slit adjust to give a sharp narrow yellow line. Note: You will probably have to adjust the focus on (a) the collimator and (b) the telescope. While you are at it adjust the focus for the cross hairs, which is at the eyepiece end of the telescope.

Note: All focus controls pull in and out.

  1. Ensure that the prism table lock is released (anticlockwise) and rotate the prism table until it is in the position in the diagram. Lock the table in this position.
  1. Ensure the telescope lock is released (anticlockwise) and rotate the telescope until spectral lines are observed. Note: You may have to adjust both the prism table and the telescope to achieve this.

– 8 -The position of minimum deviation may be obtained by rotating the prism table in one direction – the spectral lines will appear to move across the field of view, stop and reverse their motion. Note: You will need to adjust both the prism table and the telescope to achieve this.

The point where a particular spectral line changes direction corresponds to the minimum deviation for that particular wavelength in the prism.

  1. Line the cross hairs of the telescope up on the red spectral line, release the prism table lock and rotate the prism table until that spectral line changes direction. Lock the prism table where this occurs. Note: Do not adjust the prism table until all the measurements have been obtained. (This is not technically correct but for this instrument it is far more accurate than attempting to find the minimum deviation angle for each spectral line).
  1. Position the telescope near the spectral line, lock it, and use the telescope fine adjust to line up the cross hairs on that line.
  2. When this is done, note the reading on the scale. This is angle A for that spectral line. (Note: It is a vernier scale and should be read to at least 0.1 o )
  3. Repeat parts 10-11 of the procedure for the other five (5) strong lines.
  1. Note the colour, and the wavelength of each of the lines you have measured.
  1. Repeat steps 9-13 and find the average value.

NOTE: To do the next section you will have to move the prism to Position B and the telescope to the ‘B’ angle position as per Figure 2

  1. Repeat Parts 3-14 of the procedure.
  1. Tabulate all results.
  1. Determine the angle of minimum deviation, D, for each line by subtracting the mean of the smaller angle from the mean of the larger angle and halving the result.
  1. Construct a calibration curve of minimum deviation angle versus wavelength.
  1. Use the prism spectrometer to examine the spectra of the other light sources available in the laboratory.

Dėl one other light source, determine the angular positions of at least three spectral lines at minimum deviation and using your graph of D vs λ obtained for the sodium lamp, calculate the wavelengths of these lines.

Compare the results with tabulated values.

Diffraction Grating

Diffraction of monochromatic light in a Young’s double slit experiment produces an intensity pattern which consists of a double slit “interference” pattern which is modulated by a single slit diffraction pattern.

The position of the maxima in the double slit interference pattern is given by

where d is the separation of the slits, θ is the angular position of a given maximum with respect to the x-axis, n is the order of a given maximum and λ is the wavelength of the light.

A diffraction grating consists of a system of many slits (in fact, grooves ruled on a transparent material) and equation (3) may be used to describe the position of the principal maxima produced by a diffraction grating. If non-monochromatic light is incident on the grating, the different wavelengths of light will be dispersed (ie occur at different values of θ) within each order of diffraction.

  1. Replace the prism with the transmission diffraction grating supplied. Fix the grating to the surface of the prism table using the clamp provided. You will have to remove the prism clamp and replace it with the diffraction grating clamp.
  1. With the grating aligned approximately perpendicular to the collimator, find (by eye) the sodium spectra produced on either side of the straight-through position.
  1. Rotate the telescope to the position of the first-order spectrum on one side and align the cross hairs with a spectral line. Note the angular setting of the telescope.
  • Comment on any differences between the sodium spectrum you observe with the diffraction grating and that observed with the prism.
  1. Repeat the procedure for as many lines as possible, for the first-order spectra.
  1. If the angle is increased past the first order spectral lines another set of spectra lines, known as the second order, will be observed. Note: You may need to increase the intensity of the light by opening the slit adjust. Note the angular setting of the telescope for as many lines as possible.

NOTE: To do the next section you will have to position the telescope in the ’B’ angle position.

  1. Repeat Parts 3-5 of the procedure.
  1. Draw up a table showing the angular settings for each line (wavelength) on the right and left of the straight through position. Determine θ for both first-order and second-order lines by subtracting the smaller angle from the larger angle and dividing by two.
  • Explain how, and why, the angular separation between the spectral lines varies between the first-order and second order spectra.
  1. Plot λ vs sin θ for both first-order and second-order spectra, and determine the slope of each line. Hence obtain an average value for the spacing, d, of the lines on the diffraction grating. Give an estimate of the error involved in the value you obtain.
  • Compare your values of d with the value printed on the diffraction grating.
  • 5 –
  • Simulation software

If time permits, use the simulation software provided to compare your value of the slit separation with that predicted by the program.

  1. Pasirinkite Applications of Interference and Diffraction from the menu.
  1. Pasirinkite Gratings from the menu at the top of the screen.
  1. Choose the Transmission Grating – Spectrum option from the pull-down menu.
  1. Enter the wavelengths of two of the lines you have measured, a slit width of 0.0001 mm and the slit separation you determined.
  1. Compare the predicted angular positions of the lines with the values you measured. Comment on the result.
  1. Investigate the effect of changing the slit width, slit separation or wavelength of the radiation.

Sodium Line Spectra Neon Line Spectra
λ (nm) Colour λ (nm) Colour
614.8 raudona 701 raudona
589.5 yellow 1 691 raudona
588.9 yellow 2 671 raudona
568.6 žalias 666 raudona
515.0 light blue green 658 raudona
498.0 blue green 652 raudona
466.6 light indigo 649 raudona
454.3 indigo 639 raudona
442.1 light purple 637 raudona
Helium Line Spectra 632 raudona
629 raudona
λ (nm) Colour 626 raudona
667.8 raudona 621 raudona
587.5 yellow 615 raudona
501.5 blue green 614 oranžinė
492.2 blue green 609 oranžinė
471.3 mėlyna 607 oranžinė
447.3 violetinė 602 oranžinė
438.9 purple (faint) 597 yellow
594 yellow
Cadmium Line Spectra 588 yellow
λ (nm) Colour 585 yellow
644 raudona 576 green (faint)
510 blue green 540 žalias
481 mėlyna 534 blue green
468 mėlyna
442 purple (faint)
Merkurijus Line Spectra
λ (nm) Colour
579.1 yellow
577.0 yellow
546.2 žalias
491.7 mėlyna
436.0 violetinė
407.9 violetinė
404.8 violetinė

Experimental Aim

This experiment aims at estimating the refractive index of a prism for different wavelengths of the Sodium Spectrum and then plotting calibration and dispersion curves through the use of Prism Spectrometer.

Įvadas

A spectrometer is an instrument used in the analyses of the spectra of radiations. The glass-prism spectrometer is ideal in taking measurements of ray deviations as well as refractive indices. At times, diffraction grating may be used instead of the prims in the study of optical spectra. A prism is capable of refracting light into one spectrum while diffraction grating spreads the available light in numerous spectra (Duarte 2015). Due to this, slit images that are formed using a prism are mostly brighter as compared to the ones formed through grating. The only challenge in this is that the enhanced brightness of the spectral lines is often offset through a decreased resolution as the prism cannot effectively separate the various lines as the case of grating. However, these brighter lines permit a slit width that is narrow in shape to be used which is partially able to compensate for the lowered resolution (Guanter et al., 2015).

There is no direct proportionality between the angle of refraction and the wavelength of light in a prism. For this reason, the measurement of the wavelengths using a prism is achieved through the construction a calibration graph of the deviation angle against the wavelength and using the source of light with a known spectrum. The wavelength of the unknown spectral lines can thus be interpolated from the obtained graph (Hadni 2016). Future determinations of wavelengths is validated upon the creation of a calibration graph for th prism and this is only possible if they are made from prism that is aligned precisely just the same it was at the time of production of the graph. To achieve the reproduction of such an alignment, all the measurements must be made when the prism is aligned to enable refracting the light at the angle of the lowest possible deviation.

The light that is studied is rendered parallel using a collimator that is composed of a tube that has a slit of adjustable width at an end and a convex lens at the other end. The collimator must be maintained in a highly focused through the adjustment of the position of the slit to the point at which it is at the focal point of the lens (Hartmann et al., 2014). The parallel beams that originate from the collimator are made to pass through a glass prism that is on a prism table which is rotatable, levelized, lowered or even raised. The prism then deviates the components colours of the released light through various amounts and spectrum so generated is examined through the use of a telescope that is mounted on a rotating arm and oscillates over the divided angular scale.

The theory of the prism spectrometer illustrates that a spectrum that has maximum definition is achieved when the light ray angular deviation of the light ray that goes through the prism is least. Under such conditions it can be demonstrated that they ray goes through the prism is a symmetrical manner. For a specific wavelength of light that is traversing a certain prism, that exists a characteristic incidence angle for which the deviation angle is least. This angle is dependent in the refractive index of the prism and the angle that is formed between the two sides of the prism that have been traversed by light (Hossain et al., 2015). The equation below is used in illustrating the relationship between the two variables

in which n is the refractive index of the prism, the angle formed between the two sides of the prism that has been traversed by light and A the angle of minimum deviation.

Figure 2: Determination of Minimum Deviation Angle

  1. The sodium lamp was turned on and allowed to warm up for more than 10 minutes
  2. The prism was positioned on the prism table having the unpolished side flush with the holder of the prism and then locked into place (Leedle et al., 2015)
  3. The telescopes was rotated to the straight through position
  4. The slit adjust was open to provide a wide yellow line through the telescope
  5. The slit adjust was then closed to provide a sharp narrow yellow line
  6. The prism table lock was ascertained to be released in an anticlockwise manner and then the prism table rotated until it was in the position as illustrated in the diagram.
  7. The telescope lock was ascertained to be released in an anticlockwise directed and then the telescope rotated until the spectral lines were noticed.
  8. The position of the minimum deviation was obtainable through the rotation of the prism table in one direction only where the spectral lines would seem to move across the field of view, stop and the move in a reverse direction (Mouroulis et al., 2014)
  9. The cross hairs of the telescope were lined up on the red spectral line and the prism table lock released and the prism table rotated until there was a change in position of the spectral line. The prism table was then locked when it occurred
  10. The telescope was position close to the spectral line and the telescope fine adjust was then used in lining up the cross hairs on the line
  11. The reading on the scale was noted which was the angle A of the spectral line
  12. The parts 10-11 of the procedure were repeated for the other five string lines
  13. The wavelength and the colour were noted for each of the lines measured
  14. Steps 9-13 were repeated to estimate the average value

Note: The prism has to be moved to position B and the telescope moved to the B angle position as illustrated in figure 2 in order to perform the next section

  1. Parts 3-14 of the method were repeated
  2. The results were tabulated
  3. The minimum angle of deviation, D, was then determined for every line through subtracting the mean of the smaller angle from the mean of the greater angle and then halving the result
  4. A calibration curve was constructed of the minimum deviation angle against the wavelength (Piascik et al., 2014)
  5. The prism spectrometer was used in the examination of the spectra of the other sources of light that were available in the laboratory. Comparison was made with the tabulated values

Diffraction Grating Procedure

  1. The prims were substituted with the transmission diffraction grating that was supplied in which the grating was fixed to the prism table surface with the clamp given.
  2. The sodium spectra generated on either side of the straight-through position was determined using the eye while the grating was aligned about perpendicular to the collimator
  3. The telescope was rotated to the position of the first order spectrum on one of the side and then the cross hairs aligned with the spectral line. The angular setting of the telescope was taken care of.
  4. The procedure was repeated for as numerous lines as possible for the first order spectra
  5. Another set of spectral lines known as second order would be observed upon an increase in the angle beyond the first order spectra lines

Note: Performing the next section of this experiment required moving the telescope to B angle position

  1. The Parts 3-5 of the method were repeated
  2. A table illustrating the angular setting for every line on the right as well as left of the straight line through position was then drawn. The Ɵ was determined for both the first order and second order lines through finding the difference between the smaller angle and the larger angle and the final answer divided by two (Squires, Constable & Lewis (2015)
  3. Graphs of λ versus sin Ɵ were plotted for both the first order and second order spectra and then the slope of each of the lines determined. The averaged value of the spacing, d, of each of the lines on the diffraction grating was then determined and an estimate of the error incurred determined.

Prism Spectrometer Experiment

colour Deviation angle (degree) Lemda (nm)
Red 133.9 614.8
oranžinė 133.5 589.5
žalias 133 568.6
Dark green 132 498
light blue 131.5 466.6
violet 130.4 442.1

Table 1: Sodium calibration results

Figure 3: Sodium calibration plot

Diffraction grating
colour deviation angle (sintheta) lemda (nm)
violet 0.282 442.1
light blue 0.3 466.6
Dark green 0.312 498
lime green 0.344 515
oranžinė 0.357 588.9
raudona 0.371 614.8

Table 2: Diffraction Grating results

Figure 3: Diffraction Grating plot

Discussion and Conclusion

The prism spectrum that was obtained for the sodium lamp that could be seen with the resolution of the prism was provided as shown in the table from top to bottom. The measured angles i.e. 2A= and thus the angle of the prismA= (Vaughan 2017). The behavior of the dispersion curve was observed that there is no rapid fall over the range of the wavelengths thus it can be concluded that there is no heavy sloping line meaning that the dispersion of the different spectral lines do not vary so much from each other which is illustrated by the closeness of the refractive index of the provided wavelength range.

For the calibration curve, it is almost a straight line illustrating that the impact of the wavelength of the Angle of Minimum Deviation tends to being linear (Vaughan 2017). This curve can be used in establishing the wavelength of the spectral line that has an unknown wavelength but the Angle of Minimum Deviation is determined using the very apparatus. The aims and objectives of this experiment were thus met with the results illustrating high correlation with the theoretical values as recorded in literature.

Duarte, F. J. (2015). Tunable laser optics. CRC Press

Guanter, L., Kaufmann, H., Segl, K., Foerster, S., Rogass, C., Chabrillat, S., … & Straif, C. (2015). The EnMAP spaceborne imaging spectroscopy mission for earth observation. Remote Sensing, 7(7), 8830-8857

Hadni, A. (2016). Essentials of Modern Physics Applied to the Study of the Infrared: International Series of Monographs in Infrared Science and Technology (Vol. 2). Elsevier

Hartmann, N., Helml, W., Galler, A., Bionta, M. R., Grünert, J., Molodtsov, S. L., … & Bostedt, C. (2014). Sub-femtosecond precision measurement of relative X-ray arrival time for free-electron lasers. Nature photonics, 8(9), 706

Hossain, M. A., Canning, J., Ast, S., Cook, K., Rutledge, P. J., & Jamalipour, A. (2015). Combined “dual” absorption and fluorescence smartphone spectrometers. Optics letters, 40(8), 1737-1740

Leedle, K. J., Pease, R. F., Byer, R. L., & Harris, J. S. (2015). Laser acceleration and deflection of 96.3 keV electrons with a silicon dielectric structure. Optica, 2(2), 158-161

Mouroulis, P., Van Gorp, B., Green, R. O., Dierssen, H., Wilson, D. W., Eastwood, M., … & Loya, F. (2014). Portable Remote Imaging Spectrometer coastal ocean sensor: design, characteristics, and first flight results. Applied optics, 53(7), 1363-1380

Piascik, A. S., Steele, I. A., Bates, S. D., Mottram, C. J., Smith, R. J., Barnsley, R. M., & Bolton, B. (2014, July). SPRAT: spectrograph for the rapid acquisition of transients. Į Ground-based and Airborne Instrumentation for Astronomy V(Vol. 9147, p. 91478H). International Society for Optics and Photonics

Squires, A. D., Constable, E., & Lewis, R. A. (2015). 3D printed terahertz diffraction gratings and lenses. Journal of Infrared, Millimeter, and Terahertz Waves, 36(1), 72-80

Vaughan, M. (2017). The Fabry-Perot interferometer: history, theory, practice and applications. Routledge