Спектрографы интегрального поля (IFS) сочетают в себе возможности спектрографии и визуализации в оптической или инфракрасной области длин волн (0,32–24 мкм) для получения за одну экспозицию спектров с пространственным разрешением в двумерной области. Название происходит от того факта, что измерения являются результатом интеграции света в нескольких субобластях поля . Разработанный сначала для изучения астрономических объектов, этот метод теперь также используется во многих других областях, таких как биомедицинская наука и дистанционное зондирование Земли . Интегральная полевая спектрография является частью более широкой категории методов моментальной гиперспектральной визуализации , которая сама по себе является частью гиперспектральной визуализации .
За заметным исключением отдельных звезд, большинство астрономических объектов пространственно разрешаются с помощью больших телескопов . Тогда для спектроскопических исследований оптимальным было бы получить спектр для каждого пространственного пикселя в поле зрения прибора , получая полную информацию о каждой цели. Это условно называется кубом данных из-за его двух пространственных и одного спектрального измерений. Поскольку как видимые устройства с зарядовой связью (ПЗС), так и матрицы инфракрасных детекторов ( смотрящие матрицы ), используемые в астрономических инструментах, являются только двумерными, разработка спектрографических систем, способных доставлять кубы трехмерных данных из выходных данных двухмерных изображений, является нетривиальной задачей. детекторы. Такие инструменты обычно называют 3D-спектрографами в астрономической области и гиперспектральными формирователями изображений в неастрономических областях.
Гиперспектральные изображения можно разделить на две группы: сканирующие и несканирующие. Первый содержит инструменты, которые создают куб данных путем объединения нескольких экспозиций, сканирования вдоль оси пространства, оси длины волны или по диагонали. Примеры включают системы сканирования с метлой , сканирующие спектрометры Фабри-Перо и преобразования Фурье . Вторая группа включает в себя методы, позволяющие получить весь куб данных за один раз, а также спектрометры моментальных изображений . Методы интегральной полевой спектрографии (IFS) были первыми разработанными методами моментальной гиперспектральной визуализации. С тех пор были разработаны другие методы гиперспектральной визуализации снимков, основанные, например, на томографической реконструкции [1] или сжатом зондировании с использованием кодированной апертуры [ 2] . [3]
Одним из основных преимуществ метода моментальных снимков для наземных телескопических наблюдений является то, что он автоматически предоставляет однородные наборы данных, несмотря на неизбежную изменчивость атмосферного пропускания Земли , спектрального излучения и размытия изображения во время экспозиций. Это не относится к сканируемым системам, для которых кубы данных создаются путем набора последовательных экспозиций. IFS, как наземные, так и космические, также имеют огромное преимущество в обнаружении гораздо более слабых объектов при заданной экспозиции, чем сканирующие системы, хотя и за счет гораздо меньшей площади поля неба.
После медленного старта с конца 1980-х годов интегральная полевая спектроскопия стала основным астрофизическим инструментом в оптической и средней инфракрасной областях, охватывая весь спектр астрономических источников, по сути, любой небольшой отдельный объект от астероидов Солнечной системы до очень далеких галактик .
Спектрографы интегрального поля используют так называемые блоки интегрального поля (IFU) для переформатирования небольшого квадратного поля зрения в более подходящую форму, которая затем спектрально рассеивается решеточным спектрографом и регистрируется матрицей детекторов. В настоящее время существует три различных варианта IFU, использующих соответственно решетку линз , решетку волокон или решетку зеркал . [3]
Увеличенное изображение неба подается на матрицу мини-линз, обычно состоящую из нескольких тысяч одинаковых линз, каждая диаметром около 1 мм. Выходные данные массива линз представляют собой регулярную сетку из множества небольших зеркальных изображений телескопа, которая служит входными данными для многощелевого спектрографа [4] , который доставляет кубы данных. Этот подход был предложен [5] в начале 1980-х годов, когда были проведены первые наблюдения IFS [6] [7] в 1987 году с помощью оптического телескопа TIGER на основе линз [9] .
Плюсами являются 100% пространственное заполнение неба при использовании линз квадратной или шестиугольной формы, высокая пропускная способность, точная фотометрия и простота сборки IFU. Существенным недостатком является неоптимальное использование драгоценных пикселей детектора (потеря как минимум ~ 50%) во избежание загрязнения соседних спектров.
Такие инструменты, как спектрографический площадной блок для исследования оптических туманностей (SAURON) [10] на телескопе Уильяма Гершеля и подсистема спектро-поляриметрического высококонтрастного исследования экзопланет (SPHERE) IFS [11] на телескопе Very European Southern Observatory (ESO) Большой телескоп (VLT) использует эту технику.
Изображение неба, полученное телескопом, попадает на оптоволоконный слайсер изображений. Обычно он состоит из нескольких тысяч волокон каждое диаметром около 0,1 мм, при этом квадратное или круглое входное поле переформатируется в узкое прямоугольное (похожее на длинную щель) выходное поле. Выходной сигнал слайсера изображения затем передается на классический спектрограф с длинной щелью , который доставляет кубы данных. Демонстратор неба успешно провел первое наблюдение IFS на основе оптоволокна [12] в 1990 году. Примерно 5 лет спустя за ним последовал полноценный оптический прибор SILFID [13] . Соединение круглых волокон с квадратной или шестиугольной матрицей линз привело к лучшему проникновению света в волокно и почти 100% коэффициенту заполнения небесным светом.
Плюсами являются 100% пространственное заполнение неба, эффективное использование пикселей детектора и коммерчески доступных слайсеров изображений на основе оптоволокна. Минусы — значительные потери света в волокнах (~25%), их относительно низкая фотометрическая точность и неспособность работать в криогенной среде. Последнее ограничивает охват длины волны менее 1,6 мкм.
Этот метод используется инструментами во многих телескопах (таких как INTEGRAL [14] на телескопе Уильяма Гершеля ), и особенно в текущих крупных исследованиях галактик, таких как Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey (CALIFA) [15] в обсерватории Калар-Альто , многообъектного спектрографа интегрального поля Сиднея-AAO (SAMI) [16] в Австралийской астрономической обсерватории и картографирования близлежащих галактик в APO (MaNGA) [17], которое является одним из обзоров, составляющих следующий этап Слоановского цифрового обзора неба .
Изображение неба, полученное телескопом, попадает на зеркальный слайсер, обычно состоящий примерно из 30 прямоугольных зеркал шириной от 0,1 до 0,2 мм, при этом квадратное входное поле переформатируется в узкое прямоугольное (длиннощелевое) выходное поле. Затем слайсер соединяется с классическим спектрографом с длинной щелью , который доставляет кубы данных. Первый зеркальный слайсер IFS ближнего инфракрасного диапазона, Спектрометр для инфракрасной визуализации в слабом поле [18] (SPIFFI) [19], получил свой первый научный результат [20] в 2003 году. Ключевая система зеркального слайсера была быстро существенно улучшена в рамках Advanced Кодовое имя слайсера изображений [21] .
Плюсами являются высокая пропускная способность, 100% заполнение пространства неба, оптимальное использование пикселей детектора и возможность работы при криогенных температурах. С другой стороны, его сложно и дорого производить и выравнивать, особенно при работе в оптической области, учитывая более строгие спецификации оптических поверхностей.
В настоящее время IFS в том или ином виде развернуты на многих крупных наземных телескопах, в видимой [22] [23] или ближней инфракрасной [24] [25] областях, а также на некоторых [[космических телескопах]] в частности, на космическом телескопе Джеймса Уэбба (JWST) в ближнем и среднем инфракрасном диапазоне. [26] Поскольку пространственное разрешение телескопов в космосе (а также наземных телескопов за счет адаптивной оптики , основанной на поправках за турбулентность воздуха) значительно улучшилось за последние десятилетия, потребность в средствах IFS становится все более и более насущной. Спектральное разрешение обычно составляет несколько тысяч, а охват длины волны — около одной октавы (т. е. в два раза больше длины волны). Обратите внимание, что для каждой IFS требуется точно настроенный пакет программного обеспечения для преобразования необработанных данных подсчетов в физические единицы (интенсивность света в зависимости от длины волны в точных местах неба).
Поскольку каждый пространственный пиксель распределен, скажем, по 4096 спектральным пикселям современного детектора с разрешением 4096 x 4096 пикселей, поля зрения IFS строго ограничены: ~10 угловых секунд в поперечнике при поступлении на телескоп класса 8–10 м. Это, в свою очередь, в основном ограничивает астрофизическую науку, основанную на IFS, отдельными небольшими целями. Чтобы охватить сотни очень далеких галактик за одну, хотя и очень длительную (до 100 часов), экспозицию, необходимо гораздо большее поле зрения, 1 угловая минута в поперечнике или площадь неба в 36 раз большую. Это, в свою очередь, требует разработки систем IFS, содержащих как минимум около полумиллиарда детекторных пикселей.
Грубая сила заключалась бы в создании огромных спектрографов, питающих гигантские матрицы детекторов. Вместо этого два Panoramic IFS, вступающие в эксплуатацию к 2022 году, Multi-unit Spectroscope Explorer (MUSE) и Visible Integral-field Replicable Unit Spectrograph (VIRUS), [27] состоят из соответственно 24 и 120 серийно выпускаемых оптических IFS. Это приводит к значительно меньшим и более дешевым инструментам. Прибор MUSE на основе зеркального слайсера начал работу на VLT в 2014 году, а прибор VIRUS на основе срезов волокон на телескопе Хобби-Эберли в 2021 году.
Концептуально легко объединить возможности интегральной полевой спектроскопии и многообъектной спектроскопии в одном приборе. Это достигается путем размещения нескольких небольших IFU в большом поле воздушного патрулирования, возможно, на градус или больше в поперечнике. Таким образом, за один раз можно получить достаточно подробную информацию, например, о ряде выбранных галактик. Конечно, существует компромисс между пространственным охватом каждой цели и общим количеством доступных целей. Многоэлементный оптоволоконный спектрограф с большой матрицей (FLAMES), [28] первый прибор с такой возможностью, впервые получил свет в этом режиме на VLT в 2002 году. Ряд таких установок сейчас работает в видимом диапазоне [29] [30] ] [31] и ближний инфракрасный диапазон. [32] [33]
Еще большая свобода в выборе зоны патрулирования была предложена под названием «Спектроскопия разнообразного поля» [34] (DFS), которая позволит наблюдателю выбирать произвольные комбинации областей неба для максимизации эффективности наблюдений и научной отдачи. Это требует технологических разработок, в частности универсальных роботизированных датчиков целей [35] и фотонных распределительных устройств. [36]
Другие методы могут достичь тех же целей на разных длинах волн. В частности, на радиоволнах одновременная спектральная информация получается с помощью гетеродинных приемников [37] , отличающихся большим частотным охватом и огромным спектральным разрешением.
В рентгеновской области из-за высокой энергии отдельных фотонов , метко названных детекторами трехмерного счета фотонов, не только измеряются на лету двумерное положение входящих фотонов, но также их энергия и, следовательно, их длина волны. Тем не менее обратите внимание, что спектральная информация очень грубая, со спектральным разрешением всего ~10. Одним из примеров является усовершенствованный спектрометр формирования изображений CCD (ACIS) в рентгеновской обсерватории НАСА «Чандра» .
В видимом и ближнем инфракрасном диапазоне этот подход намного сложнее, поскольку фотоны гораздо менее энергичны. Тем не менее , были разработаны и успешно используются сверхпроводящие детекторы малого формата с ограниченным спектральным разрешением ~ 30 и охлаждением ниже 0,1 К, такие как, например, камера с матрицей 32x32 пикселей для оптической и ближней инфракрасной спектрофотометрии [38] (ARCONS) в Телескоп Хейл 200”. Напротив, «классические» IFS обычно имеют спектральное разрешение в несколько тысяч.
{{cite journal}}
: CS1 maint: date and year (link){{cite book}}
: CS1 maint: location missing publisher (link){{cite book}}
: CS1 maint: location missing publisher (link){{cite book}}
: CS1 maint: location missing publisher (link){{cite book}}
: CS1 maint: location missing publisher (link){{cite book}}
: CS1 maint: location missing publisher (link){{cite book}}
: CS1 maint: location missing publisher (link){{cite book}}
: CS1 maint: location missing publisher (link){{cite book}}
: CS1 maint: location missing publisher (link)