Pratik bakımından spektroskoplar genellikle birbirlerinden gayet iyi ayrılmış bir veya birkaç optik prensibe dayanır. Bunlar interferans veya diferansiyel refraksiyondur. Girişimle ilgili aletler difraksiyon şebekeleri veya interferometreler olurken, diferansiyel refraksiyonla ilgili olanlar prizma tabanlı spektroskoplar olarak karşımıza çıkar. Keza birkaç melez tasarım daha vardır. Ancak, bunlar pek yaygın değildir. Spektroskop veya spektrograflar, bir veya birkaç prizma, bir yarık, bir kolimatör merceği ve bir teleskop merceğinden oluşur. Şayet, vizüel gözlemler için kullanılacaksa bir de öküleri vardır.
4.1.1 Prizmalar
Sabit sıcaklıkta iki izotropik geçirgen ortam arasındaki ortak yüzeyden monokromatik bir ışın geçirildiği zaman, gelen ve kırılan ışınlara iyi bilinen Snell kanununu uygulayabiliriz. Geliş açısı "i", kırılma açısı "r" ise,
olur. µ1 ve µ2 iki ortamın karakteristiğine bağlı sabitlerdir. µ1=1 tamamen vakum ortamda oluşur. Şayet ikinci ortamın refraksiyon indeksi µ2 ise bağıntı,
şeklini alır. Ancak, hava içindeki çoğu gazlar için de, bu yaklaşık olarak geçerlidir. Buradaki µ2 ikinci ortamın kırılma indeksidir. Kırılma indeksinin dalgaboyu ile değiştiğini biliyoruz (Bkz. 3.1.2 'de Tablo 3.1.2.1). Bu değişimin tarzı, belirli bir dalgaboyu aralığı için, Hartmann dispersiyon formülü ile belirlenebilir. A, B ve C, Hartmann sabitleri olmak üzere kırılma indeksinin dalgaboyuna bağlılığı,
denklemi ile verilir. Şayet üç farklı dalgaboyundaki kırınım indeksleri biliniyorsa, sabitler için üç denklem elde edilebilir. 4.1.1.3 denkleminden her bir sabit için aşağıdaki ifadeler çıkar.
Tipik optik camların optik bölge için, sabitlerin değerleri aşağıdaki gibidir.
| A | B | C | |
| Kravn camı | 1.477 | 3.20x10-8 | -2.10x10-7 |
| Yoğun flint camı | 1.603 | 2.08x10-8 | 1.43x10-7 |
Böylece prizma girişinde ve çıkışında kırılan beyaz ışık, uzun dalgaboyları kısa dalgaboylarından daha az kırılan bir spektrum oluşturacak şeklinde yayılır. Bu olay renk aberasyon konusunda karşımıza çıkmıştı. Orada, bu etkinin yok edilmesi veya minimuma indirilmesi söz konusu idi. Fakat şimdi spekroskopide dispersiyonu (yayılımı) daha iyi netice alabilmek için maksimum yapmaya çalışıyoruz.
Şekil 4.1.1.1 'de görülen a tepe açılı bir prizmaya, i açısı ile gelen bir ışını gözönüne alalım. l dalgaboylu ışın için q sapması,
şeklinde oluşur. 4.1.1.3 denklemini ve
Şekil 4.1.1.1 Bir prizmada optik yol
(4.1.1.8) ve (4.1.1.9) bağıntıları kullanılarak,
elde ederiz. Şimdi Dq/Dl'yı maksimum yapmak istiyoruz. Bu, 4.1.1.10 denkleminden elde edilebilir, fakat daha kolay bir yolu,
bağıntısından ifadeyi,
şeklinde yazmaktır. Gelen ışının açısı veya prizma açısının değişiminin etkisi şimdi çok daha kolay hesaplanır hale gelmiştir. Bir örnek olarak yoğun flint prizmasını gözönüne alalım.
verildiğinde,
(4.1.1.15) denklemi elde edilir. Birimi [º m-1] dir. Şekil 4.1.1.2, (4.1.1.15) denkleminde verilen çeşitli tepe açıları için ışığın i geliş açısına göre Dq/Dl 'nın değişimini vermektedir. Şekilden maksimum dispersiyonun 1.02×108 [º m-1] ile geliş açısı 90º ve tepe açısı 73º.8776 için oluştuğu görülür. Bu durum Şekil 4.1.1.3 'de resmedilmiştir. Prizmanın bir yüzüne, yüzeyi yalayarak gelen bir ışın prizmadan simetrik olarak çıkmaktadır.
Şekil 4.1.1.2 Çeşitli tepe açıları için gelen ışınla Dq /Dl 'nın değişimi
Şekil 4.1.1.3 Yoğun bir flint prizmada maksimum dispersiyonun optik yolu
Prizmadan
ışının simetrik geçmesi
Dq/Dl
maksimum için gerekli şart hariç tutulduğunda önemlidir. Ancak bu şart
uygulandığı zaman prizmanın oluşturduğu astigmatizm minimuma indirgenmiş
olur. Her hangi bir prizmadan geçen ışının simetriklik şartı genelde
minimum sapma durumu olarak isimlendirilir. Bunun neden böyle olduğunu hemen görelim.
Tepe açısı 30°
olan yoğun bir flint prizma ve 500 nm dalgaboyu için ışının geliş açısıyla
sapmanın değişimi Şekil 4.1.1.4 ‘de görülmektedir. q
'nın minimum değeri i1=25°.46
için oluşur, buradan hareketle r1=15°,
i2=15°,
ve r2=25°.46
bulunur.
Bu durum sapmanın minimum olduğu zaman ışınların prizmadan simetrik geçtiğini de göstermiş olur. Daha genel olarak q için,
Şekil 4.1.1.4 Tepe açısı 30° olan bir prizmada q ile i açısının değişimi
yazılabilir. Böylece,
olur. q ’nın en büyük değeri için
¶q/¶r1= 0 olması gerektiğinden, bu noktada bazı
matematik uygulamalardan sonra,
elde edilir.
ve
verilerek minimum sapma daima prizmadan simetrik geçen ışınlar için oluşur.
Beyaz ışıkla, aşikardır ki, bütün dalgaboyları için minimum sapmayı elde etmek mümkün değildir. Prizma genellikle ilgilenilen bölgenin merkezi dalgaboyu için bu şart koruyacak şekilde ayarlanır. Sapmanın dalgaboyu ile nasıl değiştiğini görmek için tepe açısı 60° olan bir prizmayı gözönüne alalım. Minimum sapmada
elde ederiz. Bu değeri (4.1.1.16) 'da yerine koyarak ve (4.1.1.3) denklemini kullanarak
şekline getirilir ve böylece,
elde edilir. Şimdi,
yazarak,
elde ederiz. Böylece,
çıkar.
(4.1.1.26) denkleminin sağ tarafındaki birinci terim l, A, B ve C nin tipik değerleri için ikinci terimden yaklaşık otuz kat daha büyüktür. Böylece,
ve
elde edilir. Bu durum bir prizmanın dispersiyonunun kısa dalgaboylarına doğru hızla arttığını gösterir. Örneğin burada yoğun bir flint prizma gözönüne aldığımızdan dispersiyon 400 nm 'de 700 nm 'dekinden yaklaşık beş kat daha büyüktür.
Spektrografın bir kısmını oluşturmak için prizma diğer elemanlarla birleştirilmelidir. Bir prizmalı spektrografın temel parçaları ve dizaynı Şekil 4.1.1.5 'de verilmektedir. Kolimatör merceği, odağına yerleştirilen bir yarıktan gelen ışını paralel hele getirerek prizmayı aydınlatır. Ancak kaynak çok uzaksa ışığın direk prizma üzerine gelmesi müsaade edilebilir
Şekil 4.1.1.5 Bir prizmalı spektroskobun tamel optik dizaynı
Işık prizmadan geçtikten sonra istenilen spektrumu oluşturmak için görüntü merceği (objektif) tarafından odaklanır. İstenirse fotoğrafı çekilir, veya okülerden gözlenebilir ya da bir ekran üzerine izdüşürülür. Kolimatör ve görüntü mercekleri görüldüğü gibi basit olabilir, ancak spektrum durumunda kromatik aberasyondan dolayı optik eksene göre bir miktar eğilmesi gerekebilir.
Bir prizmanın açısal dispersiyonu normalde spektroskopik sistemin bir parametresi olarak kullanılamaz. Bunun yerine, görüntü elemanının odak uzaklığı ya lineer dispersiyon ya da karşılıklı lineer dispersiyonu verecek şekilde prizmanın dispersiyonu ile birleştirilir. Şayet x spektrum üzerinde sabit bir referans noktadan itibaren lineer uzaklıksa o zaman f2 odak uzaklıklı akromat bir görüntü elemanı için
elde edilir. Burada q küçüktür ve radyan olarak ölçülür. (4.1.1.27) denkleminden,
olur. dl/dx ‘in pratik astronomik spektrometreler için değer aralığı genelde,
dir. Genel olarak spektrum üzerinde milimetre başına düşen dalgaboyunu şu ana kadar nanometre biriminde kullandığımızdan bu değer 0.1 ile 50 nm mm-1 aralığına düşer. Å mm-1 kullanımı astronomlar arasında daha genel olduğundan, elde edilen dispersiyonun büyüklüğü bu birime çevrilmesi için 10 ile çarpılmalıdır.
Bir spektrografın ayırmagücü onun optiği ve yarık genişliği tarafından sınırlandırılır. Spektrum, giriş yarığının sonsuz sayıda monokromatik görüntülerinden oluşmaktadır. Bu görüntülerden birinin genişliğini görmek kolaydır. W görüntü genişliği,
şeklinde verilir. Burada s yarık genişliği, f1 kolimatörün odak uzaklığı, f2 de görüntü elemanının odak uzaklığıdır. Dalgaboyu teriminde yarık genişliği, W(dl/dx) bazen spektroskobun spektrel saflığı olarak isimlendirilir. Şayet spektroskobun optiği iyi düzeltilmişse o zaman aberasyonlar ihmal edebilir ve sadece sistemin difraksiyon sınırı gözönüne alınır. Prizma tamamen aydınlatıldığı zaman görüntü elemanı bir dikdörtgen ışın hüzmesini kesecektir. Hüzmenin yüksekliği prizmanın yüksekliği demektir. Ve spektrel ayırmagücüne bir etkisi yok demektir. D hüzmenin genişliği,
ile verilir. L prizma yüzeyinin boyudur. Difraksiyon sınırı, tam D genişliğinde bir dikdörtgen yarıktır. Şöyleki, Şekil 3.1.1.3 den ayırmanın lineer Rayleigh sınırı,
şeklindedir. Şayet hüzme optik sistemin diğer bazı elemanları tarafından sınırlandırılırsa veya dairesel bir kesitse, o zaman D uygun şekilde değerlendirilmeli veya dikdörtgen açıklık yerine dairesel bir açıklıktaki ayırma için Rayleigh kriteri kullanılmalıdır. En iyi ayırmagücü,
ile verilir. Bir spektroskobun iki dalgaboyunu ayırma kabiliyeti spektrel ayırmagücü olarak isimlendirilir, Wl ile gösterilir. (4.1.1.29) ve (4.1.1.34) denklemlerinden bulunabilir.
Daha genel olarak ayırmagücü, gerçek spektrel ayırmagücü yerine şu şekilde ifade edilir.
Kenar uzunluğu 0.1 m ve tepe açısı 60° olan yoğun bir flint prizma için görünür
bölgede
elde edilir. Bu değer prizma tabanlı spektroskopların ayırması için nispeten tipik bir değerdir.
4.1.2 Difraksiyon Şebekeleri
Önce tek kaynak ve çift yarık durumunda görüntünün yapısına bakalım. Bu durumda merkezi maksimumdan birinci saçağın açısal uzaklığı l/d olur. d, iki açıklık arasındaki uzaklıktır. Böylece sadece birinci saçağın değil şüphesiz diğer bütün saçakların konumu dalgaboyunun bir fonksiyonu olduğu görülür. Şayet böyle bir çift açıklık beyaz ışıkla aydılatılırsa, merkezi maksimumum dışındaki bütün saçaklar merkezi maksimundan uzaklaştıkça uzun dalgaboylarında kısa bir spektrum oluşturur. Şekil 4.1.2.1 'daki görüntü verimli bir dispersiyon elde edilmeden saçaklar birbiri üzerine bindiğinden geniş olmakta ve istenildiği şekilde kullanılamamaktadır.
Şekil 4.1.2.1. Optik eksenden görüntü düzlemi boyunca uzaklık
Bununla birlikte ilk ikisiyle aynı hat üzerinde olmak şartıyla bir üçüncü açıklığı ilave edersek saçağın sabit kaldığını fakat daraldığını ve şiddetlendiğini görürüz. Zayıf ikinci maksimum keza ana saçaklar arasında görülür (Şekil 4.1.2.2). Şüphesiz şiddetlerin maksimumları büyük ölçekte bakıldığı zaman bir tek yarığın örnekleriyle modüle edilmektedir. Şayet ilave açıklıklar aralıklar aynı tutulmak şartıyla eklenirse ana saçaklar gittikçe daralır ve şiddetlenir. Sonuçta saçaklar arasında çok zayıf maksimumlar görülür (Şekil 4.1.2.3). Optik eksene göre q açısında saçak örneğinin şiddeti (3.1.1.1) denkleminden,
Şekil 4.1.2.2. Görüntü düzlemi boyunca açısal uzaklık
Şekil 4.1.2.3. Görüntü düzlemi boyunca açısal uzaklık
verilir. D yarıklar arasındaki mesafe, N yarık sayısıdır.
Terimi tek bir açıklığın görüntü oluşturmadaki katkısını temsil eder. Halbuki,
terimi N tane açıklığın girişiminin sonucunu temsil eder.
ve
yazarak, 4.1.1.47 denklemini,
haline getirebiliriz. m tam sayı olmak üzere d 'yı interferans bileşeni olarak mp ile ilişkilendirirsek,
yazabiliriz.
Birincil maksimumların açısal konumları,
ile verilir. m genellikle saçağın mertebesi olarak isimlendirilir. Saçak örneğindeki sıfır şiddetler,
m' burada bir tam sayıdır. Fakat birinci saçağın maksimumuna karşılık gelen m'=mN durumu hariç tutulmaktadır. Konumları,
şeklinde verilir. Birincil maksimumun açısal genişliği, W
dir. Görüldüğü gibi bir saçağın maksimum şiddeti (4.1.2.50) ve (4.1.2.56) denklemlerinden açıklık sayısının karesi ile orantılı iken, genişliği açıklık sayısıyla ters orantılıdır. Çok sayıda açıklıktan gözlenen iki renkli bir kaynak için görüntü yapısının tipi Şekil 4.1.2.4 'daki gibi elde edilir. Aynı mertebeye haiz iki dalgaboyu için saçakların açısal ayrıklığı, q 'nın küçük değerleri için, (4.1.2.57) denkleminden de görüleceği gibi dalgaboyu ve saçakların mertebesi ile doğru orantılıdır. Ancak, (4.1.2.60) 'dan saçağın genişliğinin mertebeden bağımsız olduğu görülür. Bir beyaz ışık kaynağı için, Şekil 4.1.2.4 'un uzunluğu boyunca, görüntünün beyaz merkezi görüntünün her iki tarafında bir seri spektrumdan oluştuğunu görebiliriz. Bu görüntü içindeki Rayleigh ayırmagücü (4.1.2.60) 'dan elde edilir,
ve saçak mertebesinden bağımsızdır. Bunun yanında spektrel ayırmagücü spektrumun artan dispersiyonundan dolayı direk olarak saçak mertebesiyle artar. Böylece,
yazılabilir, fakat (4.1.2.57) denkleminden,
şöyle ki,
ve sistemin ayırmagücü, R, bundan dolayı,
olur. Çok sayıda açıklık söz konusu olduğunda ayırmagücü, açıklık sayısının spektrumun mertebesinin çarpımıyla elde edilir. Ayırmagücü açıklıkların genişliği ve açıklıklar arasındaki boşluklardan bağımsızdır. Şekil 4.1.2.4 'dan yüksek mertebelerde spektrumun üst üste çakıştığını görürüz. Bu beyaz ışık kullanıldığı zaman bütün mertebelerde olur.
Şekil 4.1.2.4 Birkaç açıklıktan görülen tek bir bikromatik nokta kaynak için görüntü yapısının bir kısmı
Difraksiyonla spektrum oluşturmak için kullanılan pratik bir alet çok sayıda, dar birbirine paralel oluklardan oluşmuştur ve difraksiyon şebekesi olarak isimlendirilir. Astronomik amaçlı şebekeler milimetrede 100 ila 1000 oluğa sahiptir. Bu tür şebekelerde toplam oluk sayısı 1000 ila 50 000 arasındadır. Bir mertebeden 200 mertebeye kadar hatta hatta daha yüksek mertebeye kadar kullanırlar. Böylece ayırmagücü 103 ila 105 mertebesine kadar çıkar. Difraksiyon şebekeleri hem geçirgen hem de yansıtmalı kullanılabilir. Çoğu astronomik amaçlı spektroskop yansıtmalı şebeke kullanır. Yol farklarına ilave edilen d sin i gibi bir sabit terim vardır. Buradaki i gelen ışının şebekenin normali ile yaptığı açıdır. Şekil 4.1.2.4 'daki bütün görüntü, görüntü düzlemi boyunca bir i açısal uzaklığı kadar kaymıştır. Bu durumda (4.1.2.57) denklemi,
şeklini alır. Bu bağıntıya genellikle şebeke denklemi deriz.
Şebekeli bir spektroskobun optik dizaynı prizmalı spektroskobunkine benzer. Şebekeli durumda şebeke prizma ile yer değiştirir. Her bir spektrumdaki lineer dispersiyon,
bağıntısı ile verilir. q, bağımsız spektrumlar arasında çok az değiştiğinden,
yazabiliriz. Böylece şebekeli bir spektroskobun dispersiyonu dalgaboyuna kuvvetli bağlı olan prizmalı bir spektroskopla mukayese edildiğinde (4.1.1.30) nispeten değişmez.
4.2.1 Gözönüne Alınan Temel Tasarım
Bir spektroskobun özellikleri genellikle üç parametre ile başlar. Birincisi, kullanılacak spektroskopa bağlanacak teleskobun odak oranı, ikincisi arzu edilen spektrel ayırmagücü, üçüncüsü ise istenilen spektrel mertebedir. 4.1 'de kullanılan notasyonlardan f¢, Wl, ve l terimleri biliriz. f¢, spektroskobun giriş açıklığında teleskobun efektif odak oranıdır. f1, f2, s, R, dl /dq, L ve D 'nin değerlerine ihtiyaç duyulur. Dispersiyon elemanı için gerekli ayırmagücü,
dır. 4.1.1.43 denkleminden tepe açısı 60° olan bir prizma için 500 nm dalgaboyunda,
burada L, prizmanın bir kenarının metre cinsinden uzunluğudur. Dispersiyonu yapan eleman prizma olma durumunda bunu yaklaşık olarak,
şeklinde yazabiliriz. Şebeke durumunda ayırmagücü çizgi sayısına ve spektrumun mertebesine bağlıdır. Tipik bir astronomik şebeke üçüncü mertebeye kadar uzanır ve yaklaşık 500 çizgi mm-1 'ye sahiptir. Bu durumdaki bir şebekenin ayırmagücü için,
yazabiliriz. Burada L şebekenin kullanılan alanının metre cinsinden genişliğidir.
Dispersiyona uğrayan elemandan gelen ışığın çıkıştaki çapı tamamen aydınlattığını varsayarsak
şeklinde bulunur. j, çıkış hüzmesinin açısal sapmasıdır. j=60° olan bir prizma için, şayet gelen ve yansıyan açıları eşit ise ve şebekenin üçüncü mertebesi kullanılıyorsa bu açı 25° dir. Bu durumda
elde ederiz.
4.2.2 Prizma Tabanlı Spektroskoplar
Prizma tabanlı bir spektroskobun temel planı Şekil 4.1.1.5 'de verilmişti. Bir çok alet sadece küçük değişikliklerle bu dizayna göre kurulmuştur. En önemli fark genelde birden fazla prizma kullanılmasıdır. Minimum sapma şartı sağlanacak şekilde birkaç özdeş prizma kullanılırsa, toplam dispersiyon prizma sayısının çarpımı kadardır. Ayırmagücü bir tek prizma durumundaki gibi sabit kalır, değişmez. Böyle bir tasarım kullanıldığında sistemin ayırmagücünü prizmadan ziyade spektroskobun diğer elemanları belirler. Şekil 4.1.1.5 'den daha kompak bir sistem 60° lik prizmanın 30° 'lik prizma ile yer değiştirmesi sonucu elde edilir. Böylece, ışık prizmadan iki kez geçer ve etkiyi bir tek 60° 'lik prizmaya eşdeğer kılar
Şekil 4.2.2.1. Prizmalı spektroskop için kompak dizayn
(Bkz. Şekil 4.2.2.1). Bununla beraber, minimum sapma yolu daha fazla uzatılamamakta ve bir miktar astiğmatizm ortaya çıkmaktadır. Çok dikkatli bir dizaynla astiğmatizm sistemin tamamının ayırmagücünden daha düşük tutulabilir. Benzer bir diğer tasarım, laboratuvar ve güneş çalışmalarında uzun odaklı spektroskoplar için kullanılan Littrow spektroskobu veya otokollimating (autocollimating) spektroskoptur. Şekil 4.2.2.2 'de Littrow spektroskobu görülmektedir. Tek bir mercek veya genelde bir ayna, kollimatör ve görüntü elemanı olarak rol oynar. Bu durum sistemin boyutunu ve masrafını azaltır.
Şekil 4.2.2.2. Littrow spektroskobunda ışığın yolları
En basit spektroskop objektif prizmadır. Bu prizma teleskobun objektifini örtecek kadar büyük ince bir prizmadır. Objektifin hemen önüne konur. Yıldızların ışınları hemen hemen paralel olduğundan bir ilave bir kolimatör gerektirmez. Yarık da bir manada yıldızın sintilasyon diski ile yer değiştirmiştir. Teleskop aynı zamanda bir görüntü elemanı olarak rol oynar. Görüş alanındaki bütün yıldızların aynı anda spektrumları elde edilir. Teleskop bir Schmidt kamera ise bir tek poz ile 105 yıldızın spektrumu elde edilebilir. Bu doğaldır ki teleskobun görüş alanı ile doğrudan ilgilidir. Sistemin üç dezavantajı vardır. Birincisi, dispersiyon düşüktür, yani iyi değildir. İkincisi, yıldızlar bütün görüş alanına hemen hemen homojen dağıldıklarından, gözlenen yıldız alanı teleskobun optik ekseni ile belirli bir açı yapar. Üçüncüsü ise, en ciddi problemdir; dalgaboyu ölçümü için referans alınabilecek uygun bir nokta yoktur. Spektrumda referans nokta oluşturabilmek için büyük gayretler sarfedilmiştir. Sonuçlar yarıklı spektroskopbunkiyle mukayese edilirken birbirleriyle çakıştırılamaz. Bazı faydalı olabilecek sistemler tasarlanmıştır. En basit yöntem Arz atmosferine ait gazlardan ortaya çıkan absorsiyon çizgilerini kullanmaktır.
Şekil 4.2.2.3. Objektif prizmalı spektroskop
Ancak, bunlar kırmızı ve kırmızı ötesi bölgede kuvvetli çizgilerdir. Dispersiyonun düşük olması bu durumda spektrumu etkiler. Bunların dışında, tek prizma olması görüntüde ilave bozulmalar ortaya çıkarır. Dispersiyon düşük olsa da ilginç cisimlerin teşhisi için gene de kafidir.
4.2.3 Şebekeli Spektroskoplar
Birkaç istisna hariç astronomik amaçlı kullanılan bütün şebekeli spektroskoplar yansıtıcı türdendir. Nedeni, ışığın arzu edilen mertebede spektrum oluşturacak şekilde gayet kolayca hüzmelenerek belirli bir doğrultuda yoğunlaştırılabilmesinden ileri gelir. Geçirgen şebekelerde ışığı belirli bir doğrultuda yoğunlaştırmak çok zor ve pahalıdır. Gene de, iki istisna durum vardır. Bunlar "grism" ve "objektif şebekesi" dir. Grism bir prizma ve bir geçirgen şebekenin kombinasyonundan oluşur. Özellikle, güneş çalışmalarında kullanılır. Objektif şebekesi de, fotometre ve astrometrede yardımcı bir görüntü oluşturmak için kullanılır.
Şekil 4.2.3.1. Eagle spektroskobun optik dizaynı
Düzlem şebekeler astronomik amaçlı spektroskoplarda daha yaygın olarak kullanılmaktadır. Önceki bölümde tartışılan dizaynların bazıları şebekenin prizmayla yer değiştirmesinin dışında hemen hemen hiç değişikliğe uğramadan kulanılır. Bunlar Şekil 4.2.2.1 'de verilen kompak spektroskoplardır ve şebeke tabanlı kullanıldığı zaman bazen Czerny-Turner sistemi olarak isimlendirilir. Şekil 4.2.2.2 'de Littrow spektroskobu bir şebeke ve yansıtıcı opriğe dayalı çalıştığı zaman Ebert spektroskobu olarak isimlendirilir.
Eğri şebeke kullanan spektroskopların dizaynların çoğu Rowland dairesini temel alır. Paschen-Runge kurgusuda Rowland dairesine özdeş tiptedir. Genelde bunlar, geniş bir spektrel aralığı kapsadıklarından, boyutlarının ve şekillerinin hantallığından astronomik amaçlı değil de laboratuvar amaçlı kullanılmaktadırlar.
Rowland dairesini temel alan en kompak kurgu Eagle spektroskobudur (Şekil 4.2.3.1). Ancak, bu kurguda da yarık ve spektrumun düşey yer değiştirmesi bir miktar astiğmatizm ortaya çıkarır. Wadsworth kurgusu Rowland dairesi terk eder, fakat hala leke bir görüntü oluşturur. Şekil 4.2.3.2 'de Wadsworth spektroskobunun kurgusu görülmektedir. Bu kolimatörün kullanımından ileri gelmektedir. Odak yüzeyi parabolik yapılır fakat hala bazı küresel aberasyon ve koma işin içine girer. Wadsworth ve onun değişik tipteki kurgularının görüntü elemanı, hızlı bir fotografik sistemle yüksek kalitede görüntü elde edilebilmesi için Schmidt kamera sistemine benzer olmalıdır.
Şekil 4.2.3.2. Wadsworth kurgusu
Geçirgen şebekelerinin en genel astronomik kullanım alanı spektrumun kısa dalgaboyu bölgesinde oluşur. Bu durumda, bu tür şebekeler, basitçe geçirgen olmayan fakat araları tamamen temiz çubuklardan oluşur. Böylece, radyasyonu absorblayacak alt tabakalar yoktur. Düşük dispersiyonlu x-ışın spektroskopların oluşturulmasında kullanılırlar.