Спектроскопія з довгою щілиною передбачає спостереження небесного об'єкта за допомогою спектроскопа, в якому вхідний отвір є видовженою вузькою щілиною. Світло, що потрапляє в щілину, потім заломлюється за допомогою призми, дифракційної ґратки або гризми. Заломлене світло зазвичай реєструють ПЗЗ-детектором.
Профілі швидкості
Цю методику можна використовувати для спостереження кривої обертання галактики, оскільки зорі, що рухаються до спостерігача, зазнають синього зсуву, а зорі, що віддаляються, — червоного зсуву.
Спектроскопія з довгою щілиною також дає змогу досліджувати розширення оптично тонких туманностей. Якщо щілина спектрографа проходить через діаметр туманності, лінії профілю швидкості сходяться на її краях. У центральній частині туманності спектральна лінія розщеплюється на дві складові: одна зазнає червоного зсуву, а друга — синього. Компонент із синім зсувом виглядає яскравішим, оскільки походить із ближнього боку туманності й тому зазнає меншого послаблення світла, ніж випромінювання з її дальнього боку. Звуження профілю швидкості на краях пояснюється тим, що речовина на периферії туманності рухається перпендикулярно до променя зору, тому її променева швидкість відносно решти туманності дорівнює нулю.
Переваги Спектроскопія з довгою щілиною дає змогу зменшити проблеми, пов'язані з контрастом, під час спостереження структур поблизу дуже яскравого джерела. Досліджувану структуру можна спостерігати крізь щілину, яка не проходить через яскраве джерело, завдяки чому підвищується співвідношення сигнал/шум. Одним із прикладів такого застосування є дослідження кінематики об'єктів Гербіга — Аро поблизу їхньої батьківської зорі.
Примітки
Посилання
Інструкції з виготовлення простого спектроскопа з довгою щілиною