[拼音]：hengxing shepuyi

[外文]：stellar spectrograph

将来自恒星的光线展开成光谱，并将光谱拍摄在天文底片上的光学仪器。它可用来研究天体的化学组成、物理性质和运动规律，是天体物理学的重要研究工具之一。图1为一种平面光栅摄谱仪的光学系统:狭缝置于望远镜焦面上。穿过狭缝的光，经准直镜变成平行光射到光栅上。不同波长的光被光栅衍射到不同方向，经照相镜会聚成光谱，再由焦面处的照相底片拍摄下来。选择狭缝宽度应使它在光谱面上的像宽相当于底片分辨率（约0.02毫米）。狭缝后面安置滤光片，用来隔离级次重迭的光谱。准直镜和照相镜大多采用反射或折、反射系统。在小型摄谱仪中，也有采用棱镜作为色散元件的。在观测角直径很小的天体（如恒星）时，光谱成沿色散方向的一条线，难于分辨和测量，须借助适当机构，使星像沿狭缝长度方向来回移动，从而将光谱展成带状。天体光线通常照亮狭缝中部，狭缝两端被比较光源照亮。在天体光谱两侧拍摄出比较光谱，借以精确测定天体谱线的波长。图2是牧夫座ξ的光谱照片。此外，为了测定光谱上各点的相对强度，常用发射连续光谱的光源，通过阶梯减光片和相应色散系统，在底片上拍摄出一系列强度定标光谱。

恒星摄谱仪观测的对象都比较暗弱，所以需要大口径望远镜收集足够的光，并采取各种措施提高摄谱仪的聚光能力，例如尽可能减少光学元件数目，采用多层膜技术，以提高光学透射和反射率，设计强光力照相机，使用底片敏化技术等。此外，应采用大面积闪耀(定向)光栅。目前已能刻划出面积达400×600毫米2的大光栅。在色散度较高的光谱观测中，狭缝宽度比星像直径小得多，使用像切分器可将星像切成若干窄条送入摄谱仪，从而提高仪器的集光能力。

摄谱仪的色散度，视天体亮度和研究目的而定。亮星可用高色散（可达1埃/毫米）作详细研究。暗星或星系一般只能用低色散（如200埃/毫米）。高色散摄谱仪大而重，通常固定在折轴焦点位置，光学元件一般置于折轴焦点摄谱仪室内的水泥基墩上。中等或低色散摄谱仪小而轻，置于卡塞格林焦点或主焦点位置，随望远镜的运转不断改变其空间位置。它们的结构应异常牢固，将自身的重力变形减小到较低程度。二十世纪六十年代以来，有的卡塞格林焦点摄谱仪采用中阶梯光栅作为色散元件，获得相当于折轴焦点摄谱仪的线色散。为避免长时间曝光过程中环境温度变化的影响，摄谱仪应采取隔热保温措施（见折轴望远镜、卡塞格林望远镜、主焦点系统）。

现代摄谱仪还采用单级或多级像增强器或其他光电成像器件作为光谱探测器，这就成为像管摄谱仪。它能以比照片高得多的速度或色散度（每毫米几埃甚至零点几埃）记录暗弱天体光谱。除有缝摄谱仪外，还经常采用无缝摄谱仪、物端棱镜和非物端光栅来拍摄低色散恒星光谱。

参考书目

W. A. Hiltner， Astronomical Technique， Univ.of Chicago Press，Chicago，1960.

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