Elektronické detektory jsou jednořádkové (Reticon) nebo plošné (CCD). Práce s nimi se podstatně liší od práce se skleněnými fotografickými deskami.

Fotografickou desku bylo nutné po každé expozici vyjmout ze spektrografu a vyměnit za novou. Elektronický detektor zůstává na svém místě trvale, po celá léta. Už tím je zajištěna stabilita, která přispívá k vyšší přesnosti měření.

Tím je též zajištěno, že všechny charakteristiky detektoru zůstávají trvale zachovány. Tyto charakteristiky jsou však odlišné od těch, které se týkají fotografických desek.

Princip činnosti elektronického detektoru

Elektronický detektor je (na rozdíl od fotografické desky) lineárně citlivý, dokonce ve velkém rozsahu signálů: dvakrát intenzivnější osvětlení vyvolá dvojnásobnou celkovou odezvu.

Samozřejmě, i linearita elektronického detektoru se týká jen omezeného, byť širokého intervalu intenzity osvětlení. Avšak v tom okamžiku nastupuje umělé omezení rozsahu dovoleného signálu. Toto omezení je realizováno v řídící jednotce každého čipu (tzv. kontroleru). Řídící jednotka ohlásí saturaci čipu nikoliv v okamžiku, kdy již pixely nejsou schopny akumulovat další náboje, ale blízko hranice linearity čipu. Pozorovatel tedy má vždy garantováno, že jeho čip je lineární.

Interval osvětlení mezi saturací a nulovým signálem je v kontroleru rozdělen na určitý počet "hladin", kterým se říká ADU (analog digital unit). Jedna ADU je tedy nejmenší rozdíl osvětlení, který je možné zaregistrovat. Například jednořádkový detektor Reticon měl rozsah 4096ADU. Dnešní CCD čipy mají rozsah 65535ADU. Protože elektronika pracuje v binárním kódu, jsou i tyto dvě hodnoty mocninami 2. Platí, že 4096=2¹² a 65535=2¹⁶-1.

Reticon, přesněji Reticon 1872R, je elektronický detektor, podobně jako moderní CCD čipy. Reticon je však jednořádkový, tj. tvoří jej jediná řádka 1872 pixelů -- fotodiod. Každá z těchto fotodiod má rozměr výška x šířka 750 x 15 mikrometrů a jsou sestaveny tak, že výška celého čipu je těch 750 mikrometrů a celková délka necelé 3 cm. Když na některou z fotodiod dopadne foton, změní se její elektrický náboj. Po skončení expozice se všechny fotodiody vyčtou. Čip Reticonu je položený podél dopadajícího pásu spektra a tedy každému pixelu odpovídá nepatrně jiná vlnová délka. Vyčtou-li se tedy jednotlivé pixely, získá se závislost množství dopadlého světla na vlnové délce, tj. spektrum.

Schéma činnosti Reticonu. PR1, PR2, PR3, PR4 - přepínače, Z1, Z2, Z3, Z4 - zesilovače, AD převodník - analogově digitální převodník.

Fotodiody jsou na počátku expozice startovacím pulsem nabity na určitý náboj. Vlivem dopadajících fotonů se pak náboj postupně snižuje, a to přímo úměrně počtu dopadlých fotonů. Při samotném vyčtení se fotodiody znovu nabijí na standardní hodnotu a měří se velikost náboje, který je k tomu potřeba (ten je samozřejmě rovný předchozímu úbytku a tedy přímo úměrný počtu dopadlých fotonů. Tím je možné zjistit, kolik fotonů dopadlo v průběhu expozice do jednotlivých fotodiod). Dále jsou připojeny čtyři přepínače, za ně jsou zapojeny předzesilovače a potom jde signál do analogově - digitálního převodníku. Tato jednotka převádí signál, jak její název napovídá, z analogové do digitální formy. Po skončení expozice startovací puls způsobí vyčítání fotodiod. Každá fotodioda vyšle jeden puls, který je přímo úměrný počtu fotonů, které na ni dopadly. Celkem tedy 1872 pulsů. Přepínače přepínají mezi jednotlivými fotodiodami tak, že první z nich přepíná postupně na fotodiody 1, 5, 9 ..., druhý na fotodiody 2, 6, 10 ... třetí 3, 7, 11 ... a čtvrtý 4, 8, 12 ... Protože je 1872 fotodiod a čtyři přepínače, každým z nich projde v průběhu jednoho vyčtení 468 pulsů. Samozřejmě, že jak každá fotodioda, tak každý přepínač i předzesilovač mají (byť nepatrně) odlišnou citlivost, a tak je potřeba při každém pořízeném spektru kalibrovat, či lépe řečeno průměrovat, získané spektrum na zesílení jednotlivých předzesilovačů.

Detektor Reticon je potřeba chladit na nízkou teplotu, aby se zamezilo vzniku temného šumu, tj. samovolných nábojů v jednotlivých pixelech. Optimální teplota je asi -155°C. Proto je detektor umístěn v Dewarově nádobě , v níž se jako chladící kapaliny používá tekutý dusík, jehož teplota je však -195,8°C. Reticon je proto třeba nepatrně zahřívat, což se dělá odporovým drátkem, do něhož se pustí elektrický proud. Teplo z odporového drátku se přes tepelný most přenáší na detektor. Dusík je potřeba dolévat do Dewarovy nádoby jednou za den a spotřebuje se ho přitom asi 1,3 litru.

Co se výše zmíněné linearity týká, čip Reticonu dokáže rozlišit 3600 úrovní signálu (je to podíl maximální hodnoty signálu, při níž dojde k saturaci čipu a hodnoty čtecího šumu) a touto citlivostí je limitována rozlišovací schopnost celého detektoru. Rozsah analogově digitálního převodníku je 4096 ADU (Analog Digital Unit). Jeden ADU je nejmenší signál potřebný k tomu, aby analogově digitální převodník zaznamenal změnu o jednotku. Závislost zaregistrovaného a naexponovaného signálu je lineární, tj. grafem takové závislosti je přímka:

Graf citlivosti Reticonu (schematicky) ADU (analog - digital Unit) je jednotka signálu, který je Reticon schopen rozlišit. Úroveň šumu je v hodnotě 1.13ADU, numerická saturace je v hodnotě 4096ADU.

Sklon přímky, čili její směrnice pak závisí na citlivosti použitých předzesilovačů (předzesilovače jsou umístěny mezi čip detektoru a analogově digitální převodník; jejich účinnost je vhodné stanovit tak, aby se analogově digitální převodník saturoval, tj. registroval hodnotu 4096 ADU, dříve než dojde k saturaci čipu, tj. k zaregistrování nejvyšší 3600. úrovně signálu) a je pak možné pro danou konfiguraci zjistit, kolika elektronům, resp. fotonům odpovídá jeden ADU. Převodní vztah udávající počet elektronů na jeden ADU se volí tak, aby šum, který při konverzi vzniká, byl malý. Přirozený šum detektoru pak tvoří jenom vlastní šum detektoru a čtecí šum. Ondřejovský Reticon má převodní vztah 611 elektronů/ADU, přirozený šum se pohybuje kolem 690 elektronů, tj. 1.13 ADU (při zpracování dat však má smysl počítat pouze s celočíselnými hodnotami ADU). Po skončení expozice se zapisuje nejvyšší exponovaný signál. Má-li tedy hvězda ve spektru emisi, udává se signál na tomto "píku".

Naproti tomu CCD čip se vlivem dopadajícího světla skutečně nabíjí (tj. elektrický náboj v jednotlivých pixelech se zvětšuje z počáteční malé nebo nulové hodnoty) a rovněž i vyčítání čipu se provádí na základě naprosto odlišné technologie. Při vyčítání CCD čipu dochází ke stěhování nábojů. Princip jeho činnosti lze schematicky zobrazit takto:

CCD čip má (obecně) obdélníkový nebo čtvercový tvar, sestávající z mnoha řádků a sloupců pixelů (ondřejovský CCD čip má 800 krát 2030 pixelů). Před samotné čtecí zařízení je vložen posuvný registr. Obrázek, ať už spektrum nebo skutečný obraz hvězdného pole, se exponuje pouze na samotný čip, posuvný registr zůstává "v klidu". Svůj úkol začíná plnit teprve v okamžiku, kdy je žádaný obrázek naexponován a začíná proces samotného vyčítání pixelů a kdy dochází k tomu již zmíněnému stěhování nábojů. Všechny náboje v celé matici CCD čipu se posunou o jeden řádek dolů, takže první řádek (na obrázku ten nejspodnější) se přesune do posuvného registru, druhý řádek se přesune do prvního, třetí do druhého a tak dále. Poslední řádek zůstane "prázdný". V posuvném registru dochází k dalšímu stěhování nábojů směrem k detektoru (na obrázku se náboje stěhují směrem doleva), takže detektor vyčte nejprve náboj z pixelu s pořadovým číslem [1,1], potom [1,2], [1,3] a tak dále. Jakmile je vyčten celý řádek, matice všech nábojů opět "poposkočí" o jeden řádek dolů, takže nyní je v posuvném registru ten řádek pixelů, který byl v původní matici na CCD druhý odspodu. Nyní se vyčítají náboje z pixelů [2,1], [2,2], [2,3] atd. Máme--li kupříkladu čip o velikosti 500 x 500 pixelů, pak se pixel, který je 385. v pořadí na 151. řádku, bude vyčítat jako 75 385 -- tý v pořadí (vyčte se 150 celých řádků po 500 pixelech a potom ještě je náš pixel 385--tý v následujícím 151. řádku).

Schéma činnosti CCD. M,N - počet řádků a sloupců CCD čipu.

Vlastní stěhování nábojů se vyvolává pomocí elektrod připojených k pixelům. Ke každému pixelu je přitom připojeno několik elektrod. Pixel představuje jakousi past, či odborněji řečeno potenciálovou jámu, v níž se integrují fotoelektrony. Zapojením jednotlivých elektrod do elektrického obvodu se na nich mění potenciál a tím dochází k deformacím a "stěhování" celé potenciálové jámy. Tak se mohou fotoelektrony "přelévat" spolu s potenciálovými jámami z jednoho pixelu do druhého. Schematicky je to zobrazeno na obrázku:

Schéma přenosu náboje v pixelu. Na obrázku (a) je zobrazeno schema jednoho pixelu, k němuž jsou pro ilustraci připojeny dvě elektrody označené číslovkami 1 a 2. První elektroda vytváří potenciálovou jámu, zatímco druhá elektroda je "nabita". Proto se fotoelektrony drží v levé části pixelu (b). "Vybitím" elektrody číslo 2 se potenciálová jáma rozšíří do celého pixelu -- obr. (c) a exponovaný náboj se rovnoměrně "rozlije" -- obr. (d). Potom se "nabije" elektroda číslo 1 a zaplní se její potenciálová jáma, která se tím omezí pouze na elektrodu číslo 2. Lze v podstatě říci, že fotoelektrony, na počátku exponované v levé části pixelu, přestěhují i s potenciálovou do pravé části. To je zobrazeno na obrázcích (e) a (f).

Stěhování zachycené na obrázku se týká přenosu náboje v rámci jednoho pixelu, ale zcela obdobně je lze realizovat i mezi jednotlivými pixely. Tento proces je tak podstatou vyčítání čipu.

I přes chlazení na nízkou teplotu vznikají v každém detektoru slabé šumy a další efekty, které vyplývají ze samotné konstrukce a které nelze odstranit. Tyto efekty jsou podobné jevům, k nimž dochází ve fotografických emulzích. Je to především slabý temný šum. V každém čipu dochází k samovolnému generování náboje. Tomu se říká temný proud. Čím je teplota čipu nižší, tím je náboj tj. temný proud menší, ale nikdy není nulový. Navíc s časem lineárně narůstá.

Mimo temného šumu to je dále čtecí šum. Ten se vytváří vytváří na elektronických prvcích mezi detektorem a analogově - digitálním převodníkem. Uplatňuje se pouze při vyčítání čipu (odtud jeho název). Vzniká jednak jako pulsy při spojování a opětném rozdělování jednotlivých kanálů mezi pixely a analogově - digitálním převodníkem a jednak v samotném převodníku. Nutno vysvětlit, že analogově digitální převodníky rozlišují pouze kladné hodnoty signálu (z technického hlediska může na čip dopadnou světlo nějaké nebo žádné, ale nemůže dopadnout světlo "záporné"), ale výše uvedený náhodný šum může mít samozřejmě hodnoty jak kladné, tak záporné - jako by se naexponoval záporný náboj. Proto se uměle zvedá "hladina nulového signálu" do kladných hodnot. Například na CCD v ondřejovském jednořádovém spektrografu je tato hodnota nastavena na 600ADU, zatímco na CCD v ešeletu je nastavena na 110ADU. Možné jsou ovšem i jiné hodnoty.

Postup při pozorování

Zatímco na fotografických deskách se světelné zdroje potřebné pro kalibraci snímků, exponovaly vlastně současně s hvězdou, a pak se zpracovávaly postupně v následných krocích, v případě elektronických detektorů se jednotlivé zdroje exponují postupně jeden za druhým na totéž místo na čipu a pak se redukují naráz v jednom redukčním běhu.

Exponují se také jiné typy snímků než v případě fotografických desek, i když principy a cíle zůstávají stejné.

V různém pořadí se exponují tyto typy snímků:

zero - "prázdný snímek", též "nulový proud". Vyčte se čip se zavřenou závěrkou a s nulovou expoziční dobou. Tento typ snímku slouží k určení přesné aktuální "úrovně nulového signálu".

Exponuje se několik zero snímků, z nichž se složí zprůměrovaný "střední zero" už s vyhlazeným šumem, který určuje tu požadovanou hladinu nulového signálu. Pokud se elektronický detektor stabilní (což zpravidla je), stačí exponovat zero snímky jednou za několik dní. V Ondřejově exponujeme zpravidla 10 zero snímků, a to pro jistotu každou jasnou noc.

Doporučuje se exponovat zero snímky spíše zvečera nebo odpoledne, a to čistě z psychologického hlediska. Astronom přichází na pozorování s předstihem, má tedy čas exponovat potřebné kalibrační snímky. Naproti tomu po skončení pozorovací noci je vyčerpaný a chce jít co nejdříve domů.

dark - "temný snímek". Slouží k určení hodnoty temného proudu. Jsou podobné zero snímkům, neboť se též exponují se zavřenou závěrkou, ale nemají nulovou expoziční dobu. Vzhledem k tomu, že temný proud lineárně roste s časem, exponují se tak dlouho, jak dlouho (alespoň přibližně) se exponují ostatní snímky. Pro každou expoziční dobu se exponuje několik darků. Tyto se pak pro každou expoziční dobu zvlášť zprůměrují a dostane se "hodnota středního temného proudu pro danou expoziční dobu". Tento údaj se pak odečítá od každého příslušného snímku.

Příklad: Máme expozici hvězdy dlouhou 1h. Exponujeme tedy deset darků, každý po dobu 1h. Můžeme ve dne, abychom šetřili pozorovací čas. Zprůměrujeme tyto darky a odečteme od nich zprůměrovaný zero snímek (viz. předchozí bod). Tím dostaneme temný proud pro expoziční dobu 1h. Tento snímek pak odečteme od snímku hvězdy a dostaneme snímek hvězdy opravený o temný proud.

Zpravidla jsou elektronické čipy kvalitní a stačí exponovat určitou "síť darků" a mezi nimi interpolovat. Například stačí mít připravené průměrné darky pro expoziční doby 5m, 10m, 30m, 1h, 2h. Pokud máme expozici hvězdy dlouhou 75m, interpolujeme mezi průměrnými darky pro 1h a 2h.

V Ondřejově máme velmi kvalitní CCD čipy s minimálními temnými proudy, takže většinou dark snímky nepoužíváme. Výjimkou jsou některé projekty při hledání exoplanet, kde se dark snímky využívají.

flat field Každý elektronický detektor má jednotlivé pixely s odlišnou účinností. Nelze technologicky vyrobit takový detektor, aby všechny pixely měli stejnou účinnost. Kromě toho, na vstupním okně do dewarky s čipem, na filtrech či kdekoliv na optické cestě jsou drobné nečistoty a prach - tomu se nelze vyhnout, ačkoliv se astronomové snaží držet své přístroje v přísné čistotě. V Ondřejově máme spektrografy umístěné v uzavřených místnostech s filtrací vzduchu. Nicméně zcela se vyhnout nečistotám nelze.

Proto se do spektrografu posvítí bílým světlem bez spektrálních čar (stačí běžná wolframová žárovka, ale bez UV filtru, aby bylo možné pracovat i v krátkovlnné oblasti). Důležité je, aby světlo procházelo po stejné optické cestě jako světlo hvězdy.

Po průchodu spektrografem se zobrazí spektrum bez čar - vlastně planckovská křivka, ale modulovaná o vlastnoti optických členů spektrografu, tj. nejenom odrazivosti zrcadel a propustnosti skel, ale i o ty nečistoty. Nicméně spektrální čáry na flat fieldu nejsou. To, co se pak zobrazí na výsledném snímku, zobrazuje i účinnosti každého jednotlivého pixelu a celého detektoru. Pořídíme-li více flatů, abychom se zbavili šumu, dostaneme průměrný flat field. Tímto flat fieldem pak vydělíme snímek hvězdy a máme snímek hvězdy opravený o výše zmíněné efekty.

Existují v zásadě dva typy flatů. První je běžný flat field: světlo žárovky se do optické cesty pustí nějakým mechanickým elementem, třeba výklopným zrcátkem, které místo světla hvězdy pustí do optické cesty světlo flatu.

Druhou alternativou je tak zvaný dome flat. Na vnitřní stěně kopule je napnutá bílá plachta, na níž je namířena sada žárovek. Dalekohled se namíří na plachtu, žárovky se rozsvítí a exponuje se flat field (od anglického výrazu pro kopuli pochází ten technický termín dome flat) se zárukou, že světlo tohoto flatu prochází po stejné optické cestě jako světlo hvězdy, a to celým systémem dalekohledu a spektrografů od začátku do konce.

Na tomto místě je třeba zdůraznit, že tyto flat fieldy neodpovídají šedým klínům, které se exponovaly na fotografické desky. Ty totiž sloužily k určení grafu citlivosti emulze a pro každou fotografickou desku se graf musel určovat znovu. Avšak elektronický detektor má graf citlivosti předem určený. V rozsahu do numerické saturace je tato závislost lineární.

comp Je to stejné srovnávací spektrum jako v případě fotografických desek. Slouží k určení absolutních hodnot vlnových délek.

Na pořízeném snímku srovnávacího spektra se proměří polohy co nejvíce jednotlivých čar, jejichž laboratorní vlnové délky jsou přesně známy. Od toho okamžiku tedy známe závislost pozice na čipu v pixelech versus laboratorní vlnová délka v angstromech. Touto závislostí proložíme nějakou rozumnou matematickou funkci a dostaneme přepočet "pixel versus angstrom". Toto pak vztáhneme na spektrum hvězdy a ve výsledku máme spektrum hvězdy kalibrované v angstromech.

Ukázka srovnávacího spektra thorium/argonové výbojky z jednořádového coudé spektrografu. První obrázek ukazuje srovnávací spektrum tak, jak se zobrazí na CCD čip. Vpravo je schematicky zobrazena štěrbina. Je vidět, že výška spektra odpovídá výšce štěrbiny. Druhý obrázek pak ukazuje profil srovnávacího spektra, včetně identifikace některých čar. Vlnové délky jsou v angstromech.

objekt Na čip se zobrazí celá výška štěrbiny, a to tak, že výška štěrbiny je kolmo na disperzi. Zobrazeno to je na předchozím obrázku, kde to je vysvětleno na srovnávací spektru.

Při tomto zobrazení se hvězda zobrazí jako pruh uvnitř pásu představujícího štěrbinu. Je to tím, že obraz hvězdy, který se promítá na štěrbinu (a je pak štěrbinou zobrazován na čip) je menší než výška štěrbiny. Za ideálních podmínek by byl obraz nekonečně úzký, bodový, ale v reálním pozorování je obraz hvězdy rozmytý neklidem atmosféry a též vlastnostmi použité optiky (difrakční obrazec).

Spektrum hvězdy zobrazené na CCD čipu. Disperze (vlnové délky) jdou zleva doprava. Zhruba uprostřed snímku je vidět absorpční čára Halfa. Na pravém obrázku je příčný profil spektra hvězdy.

Při redukci spektra hvězdy se vyčte příčný profil spektra hvězdy - tj. kolmo na disperzi. Jde-li disperze vodorovně, tedy se vyčítá ve sloupcích. Přitom se ke snížení šumu vyčítá váhovaně: signál z okraje gaussovského profilu se vyčítá s nízkou statistickou váhou, kolem maxima (tedy kolem hřebene profilu) se vyčítá s velkou statistickou váhou. To vše postupně, jeden sloupec za druhým, od začátku do konce čipu. Výsledkem je jednorozměrný graf celkový signál versus pozice na čipu v pixelech. Fakticky to je již spektrum, ale vlnové délky jsou zatím jenom v jednotkách pixel na čipu. Na takto připravené jednorozměrné spektrum se přenese disperzní funkce určená na srovnávacím spektrum (comp, v Ondřejově Thorium/Argonová výbojka). Tím je dáno spektrum ve formě grafu intenzita versus vlnová délka v angstromech.

Poslední krok, který je vhodné udělat, je opravit spektrum o heliocentrickou korekci. Pozorování je prováděno z povrchu planety Země, která obíhá kolem Slunce. Do měření radiálních rychlostí by se tak nutně promítal i tento oběžný pohyb, což je nežádoucí. Známe-li přesný čas pozorování, zeměpisné souřadnice pozorovacího stanoviště a jeho nadmořskou výšku, můžeme pro každé pořízené spektrum spočítat opravu na střed Slunce a spektrum o příslušnou hodnotu posunout. Pro extrémně přesná měření se pak nestanovuje rychlost Země vůči Slunci, ale vůči těžišti sluneční soustavy - pak mluvíme o barycentrické korekci.

Tento krok nemusíme povinně dělat, ale musíme si vždy být vědomi, že jsme heliocentrickou (či barycentrickou) korekci neprovedli, a pro každé měření to vzít do úvahy. Je tedy pohodlnější tyto opravy dělat. V Ondřejově archivujeme data jak opravená, tak neopravená - pro případnou pozdější kontrolu.

Na takto připraveném spektru je již možné měřit například radiální rychlosti. Aby se však dalo spektrum využít lépe, ve skutečnosti se ještě normalizuje: kontinuum se vydělí vhodným polynomem tak, aby nové kontinuum procházelo hodnotou 1. Tato úprava se týká jen vertikální škály, vlnové délky se nemění.

Nenormalizované a normalizované spektrum.

Na takto normalizovaném spektru pak lze měřit například ekvivalentní šířky spektrálních čar, lze srovnávat změny ve tvaru čar mezi jednotlivými spektry (třeba lze měřit, jak se s časem mění spektrum téže hvězdy) atd.

Příklad 1: víme, jakou pozici má mít vodíková čára H_alfa. Laboratorní hodnota vlnové délky je 6562.76 angstromů. Změříme pozici čáry H_alfa na hvězdě a dostaneme hodnotu 6563.10angstromů, tedy větší. Dosadíme tyto hodnoty do vzorečku
300000*(6563.10-6562.76)/6562.76=15.45.
Zde 6563.1 je změřená pozice čáry H_alfa, 6562.76 je její laboratorní vlnová délka a 300000 je rychlost světla v km/s. Nyní víme tedy, že zdroj světla se od nás vzdaluje rychlostí 15.45km/s.

Kdyby změřená vlnová délka vodíkové čáry H_alfa byla menší než laboratorní, byl by výsledek záporný a znamenalo by to, že zdroj světla se k nám přibližuje.

Další efekty, které ovlivňují kvalitu pozorování

saturace

fringing (interference) K interferenci dochází na té části čipu, kam dopadá světlo o takové vlnové délce, která je srovnatelná s tloušťkou čipu, případně je násobkem malých čísel té tloušťky. Je to v zásadě úplně stejný princip, jako jsou barevné olejové skvrny na hladině vody: vrstva oleje má tloušťku srovnatelnou s malým násobkem vlnové délky světla a vytváří interferenční obrazec. Podle toho, jakým malým násobkem a jaké vlnové délky to je, podle toho vidíme skvrny a pruhy modré, červené atd.

Na CCD čipu tyto interferenční obrazce odstraníme flatováním (další důvod pro pořizování flatů).

Fringing na CCD čipu v ešeletovém spektrografu. Vlevo dole ve dvou řádech jsou telurické čáry. Fringing je vidět v horní části snímku (včetně tmavých "skvrn" v jednotlivých řádech).

Fringing na CCD čipu v ešeletovém spektrografu. Překresleny řády 20 a 45 (pořadí, nikoliv absolutní čísla řádů). Na řádu 45 je interference jasně vidět. Je také vidět, jak jsou oba řády vůči sobě posunuty - tzv. blaze.

Rozptýlené světlo Na CCD čip se nemusí nutně zobrazovat jenom požadované světlo. Může též přicházet nežádoucí parazitní světlo. Typickým příkladem je pozorování večer za soumraku či ráno při rozednění, kdy obloha je ještě (nebo už) světlá, či pozorování za měsíčního úplňku. Tohoto parazitního světla se ovšem chceme zbavit.

Jak jsme uvedli výše, na štěrbinu se zobrazuje obraz hvězdy jako pruh, který nepokrývá celou výšku štěrbiny. Na zbývající část štěrbiny se tedy zcela logicky promítá to, co je mimo obraz hvězdy - a to není nic jiného než právě obloha. Změří se tedy hodnota signálu na čipu mimo obraz hvězdy, a tato hodnota se odečte od signálu hvězdy. Dostaneme signál hvězdy opravený o parazitní světlo.

Rozptýlené světlo. Spektrum hvězdy pořízené za ranního rozbřesku dne 19.9.2018. Snímek pokrývá celou výšku CCD čipu (šířku ne). Uprostřed je stopa/pás spektrum hvězdy s výraznou emisí v čáře Halfa. Po stranách je vidět jasný pás oblohy - už se rozednívalo a obloha byla jasná. Výška toho pásu oblohy odpovídá štěrbině, která má jen omezenou výšku. Zbytek čipu (horní a dolní oblast na obrázku) není pokryt žádným signálem.

seeing - Kvalita seeingu také výrazně ovlivňuje pozorování. Při špatném seeingu se výrazně prodlužuje expoziční doba, protože rostou ztráty světla na štěrbině a klesá účinnost spektrografu. Spektra extrémně slabých objektů nelze vůbec pořídit, protože je pointační kamera nevidí.