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前言

望遠鏡尺寸的增加得到了一系列的技術進步，這大大降低了成本和時間表。

這些包括計算機化設計、更快和改進的光學計算技術、使用高度方位配置來降低望遠鏡安裝的質量和成本，以及對小圓頂和建築的快速比。

發射源的重要特性

光在各種條件下都可以發生偏振，這可能揭示了發射源的重要特性，例如，極化伴隨著塵埃粒子的散射，如周圍的恆星或星際介質中發現的。

這種影響通常很小（只有百分之幾），而且難以衡量。

測量偏振最簡單的方法是將雙折射材料放置在入射光束中，並將其旋轉以確定最大強度，從而確定偏振的方向，但這種測量結果可能會受到儀器本身的光學特性所引起的偏振率的影響。

因此，更好的解決方案是在儀器中儘可能遠的光束中引入校準的相移（緩速器），然後使用固定的偏振器來測量偏振。

相移變化可以通過旋轉延遲板或使用安裝在車輪上的不同值的固定延遲板來獲得，這種系統可以集成在光度計、照相機或光譜儀前。

在望遠鏡內部塗層或非正常入射鏡而產生的偏振必須通過觀察標準源來校準。

必須注意避免由於光列中的非正常入射而引起的偏振效應，出於這個原因，偏振計沒有放置在內斯密斯或沙發的焦點，這兩者都涉及摺疊鏡子。

分散光譜儀

分散光譜儀依賴於白光通過稜鏡或衍射光柵色散到其組成波長。

衍射光柵一般為反射型，光柵是具有細的，平行的、等間隔的線性凹槽1的玻璃板，因此光只能在凹槽之間反射。

這些「楊氏狹縫」衍射入射光，產生破壞性的干擾，除了特定的方向是波長的函數，稜鏡通常用於低光譜色散，光柵用於高色散。

在這兩種情況下，分散的元件都必須來供給平行波束，以避免混合波長。

混合裝置是所謂的「光柵」（光柵+稜鏡的收縮），其中透射光柵被統治或粘在稜鏡表面；稜鏡的偏差補償了光柵的色散角，使輸出光束與輸入光束保持對齊，格柵通常被放置在成像系統的濾光輪中，以增加光譜能力。

在這兩種情況下，來自觀測源的光通過一個狹縫進入光譜儀，並被準直以照亮分散元件。

準直透鏡或反射鏡也用於在色散元件上形成真正的瞳孔，因此對於所有場角的色散都是相同的。

從色散元件中產生的光然後被一個透鏡或反射鏡捕獲，從而形成探測器上的狹縫的圖像，每個分散的波長對應一個，從而產生一個「光譜」。

這是光譜儀的最後一部分，它被稱為「照相機」。

選擇相機的焦距，使探測器上的狹縫圖像被適當地採樣（即，在天空中每個狹縫的角大小有兩個像素）。

有人注意到，在後一種情況下，光譜解析度是望遠鏡直徑的函數，隨著D的增加，光柵(W)的大小必須以相同的比例增加，以保持相同的解析度。

當λ相對於狹縫寬度不可忽略時，就像紅外光譜儀的通常情況一樣，衍射效應變得很重要。

由此產生的狹縫圖像的模糊引入了額外的背景，在熱紅外波長下，可以顯著降低儀器的性能。

因此，良好的紅外攝譜儀設計包括一個前光學系統，在狹縫前產生一個冷瞳孔圖像，這樣，狹縫看到低溫環境，額外的背景被最小化，中高解析度光譜儀產生長窄光譜。

當使用感光板時，這不是問題，因為它們可以生產任意長度，但這是光電探測器的問題，光電探測器通常有方形格式。

解決方案是使用「梯形光柵」，它允許光譜的一小部分一個堆疊在另一個之上。

階梯是一個有步驟的光柵，而不是用高階產生高分散的規則，這導致了順序的重疊和每個順序的光譜範圍的有限，但這些順序可以用低解析度的交叉分散器進行分離。

無論使用何種類型的光譜儀，人工「加寬」光譜以使光譜特徵更為可見，通常都是有利的，這是通過沿著狹縫移動圖像來實現的，要麼通過控制望遠鏡的指向，要麼通過在狹縫前面「擺動」一個玻璃板。

探測器通常也會添加一個比較光譜來校準天文源的光譜，這是由一盞充滿氣體的燈產生的，該氣體可以產生大量眾所周知的波長的線（如釷），紅外地面光譜儀只是簡單地使用空氣輝光線作為參考。

法布里-珀羅分光計

法布里-珀羅光譜儀不像色散光譜儀那樣利用折射或衍射的色散，而是利用干涉來創建光譜，法布里-珀羅光譜儀的行為就像一個可調諧的窄帶濾波器。

兩個高度反射的、非常接近的板（稱為「金屬板」）被放置在一個準直的光束中。

在兩個板之間的間隙中產生多個反射，導致破壞性干涉，除了一個特定的波長，這是間隙寬度和入射光的入射角的函數。

這種光以圓形的圖案從金屬板中出現，並被成像到探測器上，通過改變金屬板的間隙寬度來探索光譜。

法布里-珀羅光譜儀適用於擴展源，具有極高的光譜解析度，為104或更高，它們的光譜覆蓋範圍非常狹窄，它們的使用一般僅限於發射線輪廓的研究。

傅立葉變換分光儀

就像在法布里-珀羅光譜儀中一樣，傅立葉變換光譜儀（FTS）使用干擾來創建光譜，來自光源的光被輸入到麥可遜干涉儀，輸出信號被記錄為掃描其中一個鏡子。

對於單色光，由於連續的構造和破壞性干涉，記錄的強度將作為掃描距離的餘弦定律而變化。

對於多色光束，記錄的強度是所有這些餘弦項的和，其光譜通過傅立葉反變換提取。

傅立葉變換光譜儀可以達到非常高的光譜解析度，並且由於其「多路傳輸」的優勢，仍然具有廣泛的光譜覆蓋範圍。

它們的主要缺點是信噪比受到全光譜範圍的光子噪聲的影響，而不僅僅是所分析的波段的光子噪聲。

它們依賴於鏡子的連續運動，這也是空間應用的一個障礙。

光學通過中紅外探測器

探測器的作用是儘可能無聲和有效地探測望遠鏡和儀器收集到的每一個珍貴的光子。

在光學中紅外範圍（∼0.3-30µm），大多數天文探測器是基於半導體的。

直到20世紀70年代末，光學天文學家基本上都是依靠感光板、光電陰極器件和紅外線上的單像素探測器。

照相板並不是特別有效，其量子效率（每個入射光子檢測到的光子數）最多只有幾個百分點。

它們本質上是嘈雜的，即使在沒有光的情況下，銀顆粒的自然形成也會受到霧的影響，並且僅在有限的暴露範圍內都是線性的。

此外，任何定量分析都需要對平板進行數位化（即用微密度計掃描），以將攝影記錄變成計算機數據，從而增加了該過程的持續時間和成本。

光電倍增管和電子束探測器（視頻型）中使用的光電陰極具有更好的量子效率，但仍被限制在20%左右，尺寸也很有限。

隨著接近理想器件的固態成像探測器的出現，所有這些都發生了巨大的變化：它們是線性的，本質上是數位化的，並且具有很高的量子效率。

這一突破首先發生在20世紀70年代中期的光學範圍內，當時電荷耦合器件（ccds）被開發用於天文應用。

半導體中的光子檢測

從量子力學中眾所周知，孤立原子中的電子占據離散的、明確的能級，但當原子聚集形成晶體時，外部能級會扭曲和重疊，混合形成譜帶。

每個帶內的混合能級的連續體可以允許電子在晶體中從一個原子移動到另一個原子，這種帶內電子的共享產生了將晶體結合在一起的共價鍵。

在半導體中，在絕對零度溫度下被完全填充的最低帶稱為價帶。

在價帶上方是一個禁止的能量範圍，稱為帶隙，例如在更高的能量下，部分填充的導帶可以被熱激發電子填充，在金屬中，價帶和導帶重疊，產生高導電率。

在半導體中，帶隙足夠窄，0<，例如< 3.5 eV，即使在室溫下，或通過單個光-紅外光子的吸收，大量的電子也可以被熱激發成傳導，因此，半導體是導體和絕緣體之間的導電性的中間體。

元素半導體是矽（製造ccd的來源）和鍺。

原則上，人們可以製造鍺CCDs，但作為，因為矽半導體技術更加成熟，迄今為止所有的天文CCDs都是矽，矽和鍺通過與四個相鄰原子共享電子而形成具有金剛石晶格結構的晶體。

通過中紅外探測器51這些元素出現在周期表的第四列，每個原子有四個價電子。包含相鄰柱元素的化合物也可以形成，這些合金也可以具有半導體特性。

常見的例子包括HgCdTe（汞-鎘-碲化物，也稱為汞-鎘-碲化物或MCT）和InSb（銦-銻化物），HgCdTe和InSb是當今近紅外（1-5µm）天文應用的主要探測器技術的基礎。

矽、鍺、HgCdTe和InSb都是「固有的光導體」，這意味著單個光-紅外光子有足夠的能量來促進它們的電子進入傳導狀態。

固有的光傳導對可見光和近紅外波長很有效，但在較長的波長下，必須使用其他一些過程。幸運的是，通過在半導體中加入少量的雜質（這一過程被稱為「摻雜」），就可以改變它的性質。

然後通過促進摻雜原子的電子進入傳導，而不是促進半導體原子的電子來產生載流子，這些器件被稱為外部光導體，用符號半導體：摻雜劑來描述。

例如，Si：以砷為主要雜質。Si：作為目前最成熟的中紅外（5-30µm）陣列技術，摻雜也可以用來以不那麼激進的方式改變半導體的性質。

例如，通過添加比半導體具有更多價電子的少量雜質，可以創建一個「n型」半導體，之所以命名是因為主要載流子是由摻雜劑提供給導帶的電子。

在這種情況下，這種材料被稱為「p型」，因為主要的載流子是帶正電荷的孔穴。

總結

當光進入二極體時，它被吸收並產生一個電子/空穴對。

因為這種電荷是可移動的，它可能會遷移到p/n結附近的耗盡區域，並在那裡從電容器中去除一個單位的電荷。

這種光激發電荷排出偏置的過程是電荷收集的物理機制。

參考文獻

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