光譜儀綜述一、光譜的概念光譜（spectrum）是復色光經過色散系統（如棱鏡、光柵）分光后，被色散開的單色光按波長（或頻率）大小而依次排列的圖案，全稱為光學頻譜。光譜中最大的一部分可見光譜是電磁波譜中人眼可見的一部分，在這個波長范圍內的電磁輻射被稱作可見光。光譜并沒有包含人類大腦視覺所能區別的所有顏色，譬如褐色和粉紅色。光波是由原子運動過程中的電子產生的。各種物質的原子內部電子的運動情況不同，所以它們發射的光波也不同。研究不同物質的發光和吸收光的情況，有重要的理論和實際意義，已成為一門專門的學科——光譜學。1666年，牛頓把通過玻璃棱鏡的太陽光分解成了從紅光到紫光的各種顏色的光譜，他發現白光是由各種顏色的光組成的。這可算是最早對光譜的研究。其后一直到1802年，渥拉斯頓觀察到了光譜線，其后在1814年夫瑯和費也獨立地發現它。牛頓之所以沒有能觀察到光譜線，是因為他使太陽光通過了圓孔而不是通過狹縫。在1814～1815年之間，夫瑯和費公布了太陽光譜中的許多條暗線，并以字母來命名，其中有些命名沿用至今。此后便把這些線稱為夫瑯和費暗線。實用光譜學是由基爾霍夫與本生在19世紀60年代發展起來的，他們證明光譜學可以用作定性化學分析的新方法，并利用這種方法發現了幾種當時還未知的元素，并且證明了太陽里也存在著多種已知的元素。從19世紀中葉起，氫原子光譜一直是光譜學研究的重要課題之一。在試圖說明氫原子光譜的過程中，所得到的各項成就對量子力學法則的建立起了很大促進作用。這些法則不僅能夠應用于氫原子，也能應用于其他原子、分子和凝聚態物質。氫原子光譜中最強的一條譜線是1853年由瑞典物理學家埃斯特朗探測出來的。此后的20年，在星體的光譜中觀測到了更多的氫原子譜線。1885年，從事天文測量的瑞士科學家巴耳末找到一個經驗公式來說明已知的氫原子譜線的位置，此后便把這一組線稱為巴耳末系。繼巴耳末的成就之后，1889年，瑞典光譜學家里德伯發現了許多元素的線狀光譜系，其中最為明顯的為堿金屬原子的光譜系，它們也都能滿足一個簡單的公式。盡管氫原子光譜線的波長的表示式十分簡單，不過當時對其起因卻茫然不知。一直到1913年，玻爾才對它作出了明確的解釋。但玻爾理論并不能解釋所觀測到的原子光譜的各種特征，即使對于氫原子光譜的進一步的解釋也遇到了困難。能夠滿意地解釋光譜線的成因的是20世紀發展起來的量子力學。電子不僅具有軌道角動量，而且還具有自旋角動量。這兩種角動量的結合便成功地解釋了光譜線的分裂現象。電子自旋的概念首先是在1925年由烏倫貝克和古茲密特作為假設而引入的，以便解釋堿金屬原子光譜的測量結果。在狄拉克的相對論性量子力學中，電子自旋(包括質子自旋與中子自旋)的概念有了牢固的理論基礎，它成了基本方程的自然結果而不是作為一種特別的假設了。1896年，塞曼把光源放在磁場中來觀察磁場對光三重線，發現這些譜線都是偏振的。這種現象稱為塞曼效應。次年，洛倫茲對于這個效應作了滿意的解釋。塞曼效應不僅在理論上具有重要意義，而且在應用中也是重要的。在復雜光譜的分類中，塞曼效應是一種很有用的方法，它有效地幫助了人們對于復雜光譜的理解。為了更加方便地檢測光譜信息，光譜儀應由而生。二、光譜儀的分類為了檢測光譜信息，光譜儀應由而生，它能將復雜光分離成光譜。光譜儀的種類很多，分類方法也很多，根據光譜儀所采用的分解光譜的原理，可以將其分成兩大類：經典光譜儀和新型光譜儀。經典光譜儀是建立在空間色散（分光）原理上的儀器；新型光譜儀是建立在調制原理上的儀器，故又稱為調制光譜儀。經典光譜儀依據其色散原理可將儀器分為：棱鏡光譜儀、衍射光柵光譜儀、干涉光譜儀。根據接收和記錄光譜的方法不同，光譜儀可分為：看譜儀、攝譜儀、光電光譜儀（光電直讀光譜儀、光電單色儀、分光光度計）。根據光譜儀器所能正常工作的光譜范圍，光譜儀可分為：真空紫外（遠紫外）光譜儀、紫外光譜儀、可見光光譜儀、近紅外光譜儀、紅外光譜儀、遠紅外光譜儀。根據儀器的功能及結構特點，光譜儀可分為下列類型：1、單色儀（平面光柵單色儀、凹面光柵單色儀、棱鏡單色儀、雙單色儀）2、發射光譜儀（火焰光度計、看譜儀攝譜儀、光電光譜儀、譜線測量光譜儀）3、吸收光譜儀（真空紫外分光光度計、可見分光光度計、紫外可見分光光度計、雙波長分光光度計、紅外分光光度計、原子吸收分光光度計）4、熒光光譜儀（原子熒光光度計、熒光光度計、熒光分光光度計、熒光檢測計）5、調制光譜儀（傅里葉變換光譜儀、阿達瑪變換光譜儀、柵欄調制光譜儀）6、其他光譜儀（激光拉曼光譜儀、快速掃描光譜儀、相關光譜儀、光聲光譜儀、成像光譜儀、多光譜掃描儀、色度儀、測色色差計、白度計）。三、經典光譜儀的基本原理[1]經典光譜儀是建立在空間色散原理上的儀器。一臺典型的光譜儀主要由一個光學平臺和一個檢測系統組成。包括以下幾個主要部分：1.入射狹縫:在入射光的照射下形成光譜儀成像系統的物點。2.準直元件:使狹縫發出的光線變為平行光。該準直元件可以是一獨立的透鏡、反射鏡、或直接集成在色散元件上，如凹面光柵光譜儀中的凹面光柵。3.色散元件:通常采用光柵，使光信號在空間上按波長分散成為多條光束。4.聚焦元件:聚焦色散后的光束，使其在焦平面上形成一系列入射狹縫的像，其中每一像點對應于一特定波長。5.探測器陣列：放置于焦平面，用于測量各波長像點的光強度。該探測器陣列可以是CCD陣列或其它種類的光探測器陣列。棱鏡色散、光柵色散和干涉色散是三種經典光譜儀的色散方式。原理圖如下所示：棱鏡色散的原理主要是不同波長的光具有不同的相對折射率，造成了復色光在折射過程中折射角的不同，從而產生了色散效應。出射的色散光經由成像鏡會聚于探測器，得到不同波長的色散光。光柵色散的原理主要是對于一定波長差δλ的兩條譜線，經光柵后分開的角間隔δβ和在光譜儀譜面上的距離δL，定義Dβ=δβδλ,DLD其結果表明，光柵的色散本領與光柵常數d成反比，與級次m成正比，DL還與焦距f成反比。但色散本領與光柵中刻線總數N無關。通常分光儀器的分辨本領定義為R=λ/δλ。δλ為可分辨的最小波長差，對于每個光柵，其可分辨的最小波長差δλ可由其角色散和最小分辨角來決定。從光柵衍射的光強公式I=I0sinαα2(此式表明,光柵的分辨本領正比于參與衍射的總刻線數N和光譜的級次m，與光柵常數d無關。實際的光路安排中,總是要盡量增加光柵的照亮面積,使N足夠大,得到極高的分辨本領。干涉光譜儀的主要原理是傅立葉變換。傅里葉變換光譜儀利用光譜像元干涉圖與光譜圖之間的傅里葉變換關系，通過測量干涉圖和對干涉圖進行傅里葉變換來獲得物體的光譜信息。獲取光譜像元干涉圖的方法與技術，是傅里葉變換光譜學研究的核心問題之一,決定了由其所形成的傅里葉變換光譜儀的使用范圍和能力。目前，遙感成像傅里葉變換光譜學中，用于獲取物面光譜像元干涉圖的方法主要有三種:邁克爾遜干涉法、三角共路干涉法和雙折射干涉法。邁克爾遜干涉法是建立在具有一個不動鏡和一個動鏡的邁克爾遜干涉儀基礎上，它可實現相當高精度的光譜測量，但對擾動比較敏感，對機械掃描精度要求也高，因此儀器結構龐大、成本高。法國太空空間與戰略系統分部和美國羅倫斯利物摩爾實驗室分別于1991年和1995年研制出了邁克爾遜干涉型時間調制空間成像傅里葉變換光譜儀樣機。三角共路干涉法通過空間調制產生物面采樣線的像和組成像元的干涉圖。1995年美國茶隼公司和佛羅里達技術研究所共同研制了一臺機載可見波段三角共路型成像傅里葉變換光譜儀。雙折射干涉法利用雙折射偏振干涉方法來獲取干涉圖。美國NASA利用該方法開發研制了數字陣列掃描干涉儀DASI。邁克爾遜型傅里葉變換成像光譜儀屬于時間調制型,只適用于空間和光譜隨時間變化較慢的目標光譜圖像測量,三角共路型和雙折射型屬于空間調制型，結構緊湊，對外界擾動和震動有良好的穩定性，既可用于空間又可用于時間光譜分辨，適合對地遙感觀測，是國外正大力發展的兩種傅里葉變換成像光譜儀。除去上述成像光譜儀的介紹，還有采用可調諧、光楔濾光片的成像光譜儀。可調諧濾光片的種類較多:聲光可調諧濾光片(AOTF)、電光可調諧濾光片、雙折射濾光片、液晶可調諧濾光片、法布里-波羅(Fabry-Perot)可調諧濾光片等,應用在成像光譜儀上的主要有聲光可調諧濾光片(AOTF)和液晶可調諧濾光片。聲光可調諧濾光片(AOTF)利用聲光衍射原理，采用具有良好的光學性能、較高的聲光品質因數和較低聲、光衰減的光學材料所制作的器件。AOTF在國內外發展都很快,左圖為非共線TeO2聲光可調諧濾光片的結構[8]，根據聲光濾光器的原理,非共線聲光濾光器的調諧關系為λ0=νaΔn(sin22θi+sin4θi)1/2/fa。式中λ0—衍射光波長，νa—超聲聲速，θi—入射光與晶體光軸的夾角，fa—光楔成像光譜儀是另外的一種成像光譜儀，它包括一個安裝在靠近面陣探測器的楔形多層膜介質干涉濾光片，探測器的每一行探測像元接收與濾光片透過濾長對應的光譜帶的能量。所以用單個光楔光譜儀能夠覆蓋較寬的光譜范圍。當面陣探測器的各行與各光譜帶對應時，探測器的各列每次在不同的空間位置上采樣，所以該探測器陣列有一個空間光譜輪廓。這種幾何關系可以在推掃遙感器設計或擺掃遙感器設計中使用，不論在哪一種掃描方法中，每一個地面像元的光譜都是由不同時刻不同探測器像元的輸出信號組合得到的。層析成像光譜儀：層析成像光譜儀將成像光譜圖像數據立方體視為三維物體,利用特殊的成像光譜儀記錄圖像立方體的斷層投影，根據圖像立方體與其斷層投影間的關系,利用計算技術對所得的斷層投影進行數字解析，重構出物體的空間光譜圖。斷層光譜層析法通過繞光軸旋轉全視場色散成像光譜儀，產生圖像立方體的斷層投影，棱鏡光譜層析法基于全視場棱鏡色散型成像光譜儀,通過順序更換棱鏡，產生圖像立方體的斷層投影序列，光柵光譜層析法借助透射光柵的色散和衍射效應，產生圖像立方體的斷層投影序列。Descour利用計算全息圖構成的層析成像光譜儀與采用正弦相位光柵的層析成像光譜儀相比具有更均勻的衍射效率。顯著的優點是它的全視場性，不僅使光能得到充分的利用，而且能以高光譜分辨率提供物面的圖像立方體。斷層光譜層析法和棱鏡光譜層析法需旋轉系統或更換棱鏡，獲取圖像立方體的工作時間長，具有發展為凝視考察地面靜態或緩變目標的高空間和光譜分辨率儀器的能力；光柵光譜層析法結構固定，可同時獲取物體的影像和光譜信息，因此可用于遙感獲取光譜和空間強度迅變物體的光譜圖，但由于探測器格式及色散元件的衍射特性限制,工作光譜范圍較窄，譜段數較少，需進一步進行研究。采用二元光學元件的成像光譜儀：二元光學元件(即衍射光學元件)具有多種應用。美國光量子中心羅姆實驗室的DeniseLgons提出一種利用二元光學元件的成像光譜儀。二元光學元件既是成像元件又是色散元件，利用單色面陣CCD探測器沿光軸方向對所需波段的成像范圍進行掃描，每一位置對應相應波長的成像區。由CCD接受的輻射是準確聚焦所成的像與其它波長在不同離焦位置所成像的重疊。利用計算層析技術對圖像進行消卷積處理就可獲得物面的圖像立方體。二元光學元件同普通透鏡一樣會聚入射光線,但它不是根據折射，而是衍射原理。由于衍射產生色差的有效焦距與波長成反比：fλ=f0λ0λ。式中該成像光譜儀結構緊湊，衍射效率高，目前采用新型、低成本R0激光直接寫入技術制作的連續浮雕結構的二元光學元件的效率已經達到99%。太平洋高技術公司(PacificAdvancedTechnology)已經研制了多臺該類成像光譜儀，可在1秒內獲取高達400多個光普通道的超光譜圖像,光譜范圍覆蓋了NIR、SWIR、MWIR和TIR波段。三維成像光譜儀：三維成像光譜儀就是在一個積分時間內同時獲取二維影像和一維光譜信息數據立方體的儀器,它是在光柵(棱鏡)色散型成像光譜儀的基礎上改進而來的。傳統的色散型成像光譜儀中，光譜儀系統的入射狹縫位于望遠系統的焦面上，而三維成像光譜儀在望遠系統的焦面上放置的是一個像分割器(ImageSlicer)，這也是三維成像光譜儀的核心，它的作用就是將二維圖像分割轉換為長帶狀圖像，像分割器由兩套平面反射鏡組成,第一套反射鏡將望遠系統所成的二維圖像分割成多個條帶,并將各條帶按不同方向發射成為一個階梯形長條帶，二組發射鏡接收每個單獨條帶的出射光，并將它們排成一個連續的長帶，以至于每個條帶的光瞳看起來是相互一致的，從幾何光學的角度來看，重新組合的長帶與一長狹縫幾乎沒有任何區別。利用這個像分割器作為棱鏡或光柵色散型光譜儀的入射狹縫就可以組成一臺三維成像光譜儀,同時獲取目標的二維影像加一維光譜信息,但這也是在損失儀器刈幅寬度的條件下得到的。結語，成像光譜儀已成為二十一世紀遙感技術發展的重點，分光技術選擇的成功與否關系著成像光譜儀研制的成敗。從目前的技術發展看，棱鏡或光柵色散型光譜儀由于技術成熟度高仍占據著主導地位,傅里葉變換光譜儀光通量大、光譜分辨率高，在弱輻射探測方面優勢明顯，而采用可調諧濾光片或漸變濾光片的成像光譜儀結構簡單具有較大的發展前途，在探測迅變物體方面，三維成像光譜儀將是最佳選擇,光柵層析成像光譜儀出現較晚,還處于原理實驗階段，短時間內難于實現實用化。四、結構實例及發展史長春光機所提出用于空間遙感的大視場高分辨力的全反射式星載成像光譜儀光學系統[2]。該系統由指向鏡、11.42°遠心離軸三反消像散(TMA)前置望遠系統和４個Offner凸面光柵光譜成像系統組成，通過恰當選擇４個光譜成像系統的變倍比來實現２種探測器的匹配。運用光學設計軟件CODEV對成像光譜儀調制系統進行了光線追跡和優化并對設計結果進行了分析。應對分析儀器小型化、輕量化的趨勢，又產生了微型光譜儀[3]。光譜儀的微小型化趨勢可以追溯到20世紀90年代初期，從那時起光譜儀器才逐漸擺脫了實驗室的局限。關于光譜儀的發展可以由下表表述得：NameDateClassηM(pixelused)IFS-M1938F1Nx(Ny+2s)(Nw+2s)IFS-F1958F1NxNy(Nw+s)(2s+1)IFS-L1960F1NxNy(Nw+s)(2s+1)MSBS1978A1(Nx+2s)(Ny+2s)NwCTIS1991A1/3~NMAFC1994P1(Nx+2s)(Ny+2s)NwTEI2000A+F1/Nw(Nx+2s)(Ny+2s)NwSRDA2001F1NxNyNwIRIS2003A1/2(Nx+2s)(Ny+2s)NwCASSI2007X1/2Ny(Nx+Nw-1)IMS2009F1Nx(Ny+2s)(Nw+2s)SHIFT2010P1/4(Nx+2s)(Ny+2s)NwMSI2010F1/4NxNy(2Nw+1)積分場光譜儀（integralfieldspectrometer）在1938年基于組合式反射鏡的設計下面世；1958年基于相干光纖光束的光譜儀（IFS-F）也成功面世；1960年，基于透鏡陣列的光譜儀（IFS-L）也成功面世。IFS-MIFS-FIFS-L光譜分束器（MultispectralBeamsplitting(MSBS)，1978）a)單片分光型Monolithicbeamsplitterblocksb)光譜濾光片（分光膜）序列Sequenceofspectralfilters/beamsplittersc)體全息光學元件分束器Volumehologramopticalelementsplitterd)光譜過濾器堆Stackoftitledspectralfilters(orfilterstackspectraldecomposition)計算層析成像光譜儀（ComputedTomographyImagingSpectrometry(CTIS),1991）,具體上文已經具體解釋過。多孔濾波相機(MultiapertureFilteredCamera(MAFC),1994)Shogenjidesign b.