傅里葉變換分光儀

在天文學中，對大行星的紅外觀測獲得許多重要的成果。與用紅外檢測器沿波長掃描的色散（稜鏡、光柵）分光儀相比，信噪比可提高(N/8)1/2倍。此處N是傅里葉變換分光儀同時測量的光譜單元數。

例如，在某些應用中,N可高達106，測量精度和靈敏度可以提高350倍。

與色散分光儀相比，傅里葉分光儀還有其他優點：能用相當大的口徑接收入射光，不象狹縫那樣嚴重限制視場，因而聚光能力得到很大提高。此外，它的分辨本領和測量精度較高，尺寸小，重量輕，結構緊湊，可以直接裝在望遠鏡上。

Fourier transfom spectrometer

式中σ 為波數,等於波長λ的倒數,F(0)為M1和M2之間光程差等於零時的出射光強度。[2F(x)-F(0)]稱為干涉圖，等於。這在數學上稱為B(σ)的傅里葉變換,這種分光儀名稱就是由此而來的。

邁克耳孫早在十九世紀末就提出這種分光儀的工作原理，但直到二十世紀六十年代，隨着計算機技術的發展，能快速地進行傅里葉變換數學運算以後，傅里葉分光儀才得以實現。在觀測過程中，探測器在平面鏡M2的有限個掃描位置上取樣,測得的信號輸給電子計算機,並依次存儲。M2完成一個掃描週期的運動後，計算機對干涉圖[2F(x)-F(0)]進行傅里葉逆變換的數學運算，輸出信號便正比於光譜的強度分佈B(σ)。

傅里葉變換分光儀還用於可見光譜區，測量太陽光譜的譜線輪廓。應用於可見光波段的，是一種精度極高的光學儀器。這種儀器要求採用多種措施保證平面鏡M2在長掃描距離（1～2米）內運動的平穩性，和取樣間距的高精度（幾埃），並需配備大容量、高速度電子計算機，才能完成傅里葉變換的數學運算。