同时存储空间信息和光谱、三维光谱(也称为2 d光谱,光谱成像,或积分场光谱)保证数据的同质性,提供了一个完美的方式解决天体物理问题,开辟了新的研究。自成立以来的年代(Vanderriest [ 1昌)和早期的年代,在这个领域的研究已经很大。三维光谱仪、积分场单元(IFUs)提供了大量的空间元素的光谱(“spaxel”)在一个二维的视野,而不是只在一个传统的一维摄谱仪狭缝。图 1表明该分光镜的信息收集到数据立方体。大多数IFS技术的优点是直接影响的同时记录空间和光谱信息,保证了数据的均匀性。这些数据的复杂性使其更难以降低比长狭缝光谱学;在接下来的部分我们将简要描述如何可以减少使用伊拉克的任务。完成,我们将展示一个科学观测技术的应用:3 d光谱的星群HH猎户座星云中的对象的HH 202 - ( 2]。这部分工作是在会议上贡献”金属3 d:新见解从积分光谱学领域,“在格拉纳达18-20/04/2012举行。

我们将描述的过程中减少三维光谱数据的光谱得到两个不同的仪器位于WHT4.2 m (Observatorio del罗克de los muchacho)和CAHA 3.5米(里约州甲基砷酸钙Alto)望远镜:积分和pma。

积分( 3),安装的Nasmyth专注什么罗克de los muchacho天文台在拉帕尔码肆虐。在其标准配置,它有三个纤维束,同时饲料WYFFOS光纤光谱仪的入口。这三个包位于焦平面旋转轮(见图 2)。

但目前的四个包都安装在积分摆动板:SB1, SB2, SB3和平衡的。在焦平面纤维排列在两组中,形成一个矩形,而其他形式环(除了平衡的包),这是用于收集背景光(小型对象)。表 1显示了四个包的主要特征。

他们的倾斜角度可以变化为了选择一个特定的波长区域。对于任何特定的光栅光谱分辨率取决于纤维束由于不同的纤维尺寸。表 2显示了光谱分辨率实现光栅的积分包可用。

pma ( 5),波茨坦多孔的分光光度计,是仪器研制的AIP不可或缺的领域。目前安装在甲基砷酸钙Alto天文台3.5米望远镜在西班牙。实际上,它是一个积分场光谱与光纤耦合透镜阵列或纤维束IFU和光纤光谱仪。

pma雇佣一个all-refractive光纤光谱仪,用CaF建造的₂光学、提供良好的传输和高图像质量在整个名义波长范围。一系列的游览器反射光栅提供了低到中等的一阶光谱分辨率大约1.5,3.2,和7Å,这取决于沟密度(1200、600、300 gr /毫米)。

仪器是专门设计用于解决科学3 d空间的分光光度法解决的情况下,单个对象,强调宽的波长范围的光波长政权。表 3列出了pma摄谱仪的主要属性。此外,光栅用于pma的属性表中列出 4,可实现的光谱分辨率。

3 d光谱的也许最有趣的特性是有光谱的可能性为每个spaxel观察领域(通常是纤维的fiber-fed光谱仪作为积分和pma)。这意味着我们的光谱中包含的光谱特性感兴趣的可以测量在整个观察的视野,因此,二维的图像可以重建这些特性就安排正确的光谱二维空间。

这种能力是一个重要的改进经典细长裂缝光谱相比只允许执行一维分析。我们提到这两个例子表明,二维的细长裂缝摄谱仪光谱也是可能的,通过使用组成的一个复杂的观察设置若干细长裂缝光谱在相邻位置,将望远镜的指向小的距离(空间分辨率要求的顺序)的位置角缝垂直于望远镜的空间转移( 9, 10]。这种方法的结果是令人满意的,尽管他们并不与那些真正的3 d光谱和形态的主要差异被发现在二维的重建图像的细节。

在本节中,我们应用的结果数据还原和校准过程特定科学案例:赫比格-阿罗的研究对象HH202猎户座星云(见图 9)。这个对象的详细研究,完成这项工作的结果可以在Mesa-Delgado et al。 2]。

朦胧相关hh天体高速云的电离气体。其中一些已发现在猎户座星云(如HH202 HH203,上,等等)。这些对象的起源仍不确定,但一些作者把他们与红外对象( 11]。

特别是HH202观察甲基砷酸钙Alto天文台与fiber-fed摄谱仪pma ( 5)在3.5米望远镜使用透镜阵列配置,给视野16′′ × 16′′,3.6的光谱分辨率和空间采样1′′(见图 9)。总光谱覆盖范围从3500年在红蓝结束到7200年结束,在两个不同的设置重叠范围5100 - 5700。这个选择的发射谱线的光谱范围保证了观察的兴趣。

在这个工作中,两组发射谱线选择不同的目的。

巴尔末线( H α , H β , … , 他的 )被用来估计理论后的尘埃消光(校正线比率从[ 12由[],使用红化函数 13])。这些线是除了正确用于微分大气折射(DAR ( 14])。

大气折射的偏差,当光线穿过大气层,由于空气密度的变化作为一个高度的函数。蓝色波长比红波长折射更强烈,这意味着一个白色的点声源分散成小沿着仰角生产称为微分光谱大气折射。没有DAR恒星的图像在所有波长是重合的,从任何光圈和获得的光谱基本上是相同的,但当DAR存在恒星的图像在不同波长不在位置协议。IFS的最有趣的一个方面是它可以确定和纠正在光谱的影响这DAR使用后验过程(例如, 15])。为此,我们使用的巴尔莫系列。巴耳末系是一组复合线对应于H⁺和跨越广泛的波长(虽然总是在光学)。没有灰尘,这些线的相对强度是固定的,但这是从来没有观察到真正的星云。此外,所有这些线应该空间重合。但是,正如上面提到的,大气的影响变化的排放巴尔末线根据其波长不同。这个缺点可以解决由于IFS提供任何感兴趣的光谱特性的二维的地图。因此,一个简单的空间匹配观察巴尔莫发射谱线地图解决了这一问题。

DAR的校正效果的第一步是确定图像之间的变化产生不同的波长。在我们的例子中,我们已经注意到微分大气折射的影响在202年HH单色图像获得巴尔末线在不同波长达到的价值 ~1.3 " H之间 α和H11。我们所有巴尔末线之间测量补偿图像和转移对H α。

第二组发射谱线是用来估计丰度,可以分成两类:(A)碰撞兴奋线([OIII] 4363年、4959年、5007年、6717年[他们],6731,(NII) 5755年,6548年,6583年)来估算物理性质,如电子密度和温度和离子丰度;和(b)复合行CII OII(和其他人)估计离子丰度。

说明3 d光谱技术的力量我们专注于一个开放的天体物理问题中讨论Mesa-Delgado et al。 2]。图 10显示了几种离子的丰度的空间分布使用不同方法:碰撞兴奋线(塞尔)和复合线(RLs)。图 10强调了相关性的丰度差异因素(ADF)被定义为丰度决定从塞尔和RLs的区别。特别是,数据 10 ()和 10 (b)显示明显的差异同样的数量(12 +日志O^{2 +}/小时⁺)根据方法用于计算它,而在某些情况下大于0.2敏捷。有趣的是,这些差异不是常数而是从点对点的变化,表明复杂性,可能涉及多个物理变量。ADF的问题主要是研究在文献中对HII区域和行星状星云( 16- - - - - - 20.关于其起源的)没有明确结论的结果。

最相关的方面,3 d光谱可以提供基本的天体物理问题是所有物理相关的信息来解决这个问题是用于每个空间元素:电子密度和温度、充血、潜在的人口,等等。这意味着一个完整的分析可以执行,这可能会导致每个spaxel特定的解决方案。但更多的一整套解决方案必须保持内部一致性,必须采用符合物理假设。此外,二维的结果从3 d光谱也必须把身体约束动机在媒体电离辐射传输的理论模型。