观察和还原IFUs: INTEGRAL和pmas - HH 202电离气体的性质

摘要

减少积分场光谱（IFS）数据需要若干阶段和许多重复操作来将原始数据转换为大量频谱。而是有几种半自动数据减少工具，并且在这里我们使用一些图像减少和分析设施（IRAF）任务来介绍该数据减少过程以减少光谱数据。在解释整个过程之后，我们说明了这种乐器技术的功率，对于Orion Nebula的对象HH202获得了一些结果（Mesa-Delgado等，2009）。

1.介绍

同时存储光谱和空间信息，3D光谱学（也称为2D光谱，光谱成像或积分场光谱）保证数据的同质性​​，提供了一种解决天体物理问题的完美方法，并开辟了新的研究线。自八十年代开始以来（万串[1在CFHT）和九十年代早期，这一领域的研究已经变得极大。三维光谱仪或整体场单元（IFU）为大量空间元素（“Spaxel”）提供了三维视野，而不是仅沿着传统的一维光谱仪狭缝的光谱。数字1显示如何将光谱信息收集到数据立方体中。IFS技术的大多数优点是记录空间和光谱信息时的同时性的直接结果，这保证了数据的很大的同质性。这些数据的复杂性使它比长缝光谱学更难降低它们;在下一节中，我们将简要介绍如何利用IRAK任务来实现这一目标。最后，我们将展示这一观测技术的科学应用:猎户座星云中HH光离物体的三维光谱分析- HH 202 - [2］．2012年4月18 - 20/04/18日，在格拉纳达举行的“金属在3D:积分场光谱学的新见解”会议上发表了部分研究成果。

2.用积分（wht）和pmas（caha）观察

我们将描述通过位于WHT4.2 m(洛斯穆乔天文台)和CAHA 3.5 m(卡拉阿尔托天文台)望远镜上的两个不同仪器获得的光谱来还原三维光谱数据的过程:INTEGRAL和PMAS。

不可缺少的 [3.，安装在位于拉帕尔马的Muchachos天文台的WHT的内史密斯焦点上。在其标准配置中，它有三个纤维束，同时进入WYFFOS纤维摄谱仪的入口。这三个束位于一个转轮上的焦平面上(见图)2）.

但是，目前四个捆绑安装在整体摆动板中：SB1，SB2，SB3和均衡。在焦平面上，纤维布置成两组，一个形成矩形，而另一个形成用于收集背景光（用于小尺寸对象）的环（除了均衡的束之外）。表格1显示了四个包的主要特征。

它们的倾斜角度可以改变，以选择一个特定的波长区域。对于任何特定的光栅，由于光纤尺寸不同，其光谱分辨率取决于光纤束。表格2显示了可用光栅的INTEGRAL束实现的光谱分辨率。

pma (5.[Potsdam多光圈分光光度计是在AIP上开发的整体场仪器。它目前在西班牙安装了Calar Alto Dealancatory 3.5 M望远镜。实际上，它是具有光纤耦合透镜阵列或光纤束IFU和光纤光谱仪的整体场光谱。

PMAS采用全折光光纤光谱仪，内置CaF₂光学，在整个标称波长范围内提供良好的传输和高图像质量。一套用户可选择的反射光栅提供了低到中等的光谱分辨率，根据沟槽密度(1200、600、300克/毫米)的不同，一级分辨率约为1.5、3.2和7 Å。

该仪器专门设计用于解决空间分辨、单个物体的三维分光光度法的科学案例，重点是在光学波长范围内的宽波长覆盖。表格3.列出PMAS光谱仪的主要特性。此外，PMAS光栅的特性列于表中4.以及可实现的光谱分辨率。

3.用伊拉克国际武装部队减少ifu

3.1。减少步骤与伊尔邦法律任务

虽然有一些3D压缩包(R3D [6.那7.]，p3d [8.]等)，我们将描述使用IRAF压缩包SPECRED的数据压缩。特定的压缩包可能是获取压缩数据的更快方法(一旦用户知道它是如何工作的)。使用单独的IRAF任务来减少可能需要大量的时间，主要是因为每个减少阶段都必须使用不同的任务，并且每个阶段的输出都必须得到验证;但另一方面，它可以检查，每一项任务正在产生令人满意的结果。

数据还原过程有几个步骤，我们可以这样总结:偏差减除后，在每次科学曝光前获得的连续灯曝光上跟踪光谱，并使用Hg-Ne弧光灯校准波长。连续灯和平顶灯被用来确定仪器对每种纤维和波长的响应。最后，对于标准恒星，我们编码了中心纤维的光谱，并将其与表列的一维光谱进行了比较。由于这些数据的复杂性，我们将一步一步详细描述这个过程。在图3.我们提出了这个过程的方案，在每个步骤后我们可以看到产品。

3.2。偏差减法

偏差水平的减除是数据简化的第一步。这个偏置电平被引入到CCD芯片上，以确保芯片在线性状态下工作。

这个基座水平(偏差)可以根据下列程序之一从图像中删除:得到每一帧的扫描区域的平均值，并从帧的其余部分中减去这个常数，或者逐像素平均一个样本(大约10个)的偏差帧，以得到一个平均偏差帧，并从每幅图像中减去这一帧。

在这些数据中，我们使用偏差以第二种方式减去im和伊玛丽丝伊拉夫法的任务。

3.3。光谱提取

来自二维图像的一维光谱的提取是多级过程。首先，我们必须使用连续灯作为参考从图像中找到光谱。此连续灯迹线散布CCD图像上的光谱。任务apall只仔细查看此图像并提取将找到光谱的地方（参见图4.）.此任务生成最终的MultiSpectra图像（使用A.ms扩展文件）。

3．4．波长校准

现在，我们希望看到波长校准光谱。为此，我们需要确定色散解决方案，以便将像素转换为波长级。这可以在一个校准灯参考频谱（识别任务）中首次交互方式，并且该解决方案用作确定频谱其余部分的分散解决方案（Reidentify任务）。

在图5（a）我们可以通过数据库看到一个波长校准的光谱来识别灯线。这种识别给出了一个初始色散溶液，可以应用于其余光谱(图)5（b））.在图6.我们可以看到应用波长校准得到的图像。

3．5．仪器响应

光谱一旦经过波长校准，就必须根据仪器响应进行校正。这种响应因像素而异，不仅是因为对入射光强度的灵敏度不同，而且还因为响应波长不同。

对于两个反应，我们必须使用在每个对象暴露之前获得的连续灯和天空光谱。使用msresp1d.我们可以在IRAF任务中获得该功能(见图)7.）.

3.6。通量校正

对于某些用户，在集成数量的数量方面留下波长校准光谱就足够了。对于其余的，有必要观察合适的分光光度法标准恒星，以便在磁通单元中转换数据。

首先，我们必须使用分光光度明星光谱找到灵敏度函数标准和Sensfunc.任务。然后，我们需要将此函数应用于物体光谱(校准的任务)。这样，我们就可以得到以计数为单位的光谱。在这一点上，有必要知道多少通量单位对应一个计数;为了做到这一点，我们将所有的分光光度光谱相加，并将它们与表列的通量值进行比较。在图8(一个)我们可以看到响应函数是如何随波长变化的;一旦这个函数被应用，我们得到一个非通量校准谱(图8 (b)），最后，如果我们将其与列表磁通值进行比较，我们获得了磁通校准光谱（图8 (c)）.

4.三维光谱学在HH 202中的应用

也许3D光谱学最有趣的特点是，可以为观测领域中的每个spaxel提供光谱(在光纤馈电摄谱仪中，通常是INTEGRAL和PMAS的光纤)。这意味着我们的光谱中所包含的感兴趣的光谱特征可以在整个观测视野中测量，因此，只要在二维空间中适当地安排光谱，就可以重建这些特征的二维图像。

与只允许进行一维分析的经典长缝光谱相比，这种能力是一个重要的改进。我们在这里提到的两个例子表明，通过使用一个复杂的观测装置，在相邻位置采集多个长缝光谱，使狭缝的位置角垂直于望远镜的空间位移，将望远镜的指向移动一小段距离(按所需空间分辨率的顺序)[9.那10］．该技术的结果令人满意，尽管它们不能与真实的三维光谱技术相比，主要的差异在于二维重建图像的形态细节。

在本节中，我们将数据精简和校准过程的结果应用于一个特定的科学案例:猎户座星云中Herbig-Haro HH202天体的研究(见图)9.）.Mesa-Delgado等人对该对象的详细研究和完整的结果可以找到[2］．

赫比格-哈罗天体是与高速电离气体云有关的星云。其中一些已经在猎户座星云中被探测到(例如HH202、HH203和HH204等)。这些物体的来源仍然不确定，但一些作者将它们与红外物体联系起来[11］．

特别是HH202是在卡拉阿尔托天文台用光纤馈电摄谱仪PMAS观测到的[5.在3.5米望远镜上使用透镜阵列配置，提供16”的视场16”，光谱分辨率3.6 Å，空间采样1”(见图)9.）.在红色端的蓝色末端到7200埃的总光谱覆盖范围为3500，在两个不同的设置中，在5100Å-5700Å的范围内重叠。这种光谱范围的选择可确保观察感兴趣的发光线。

在这项工作中，用不同目的选择两组发射线。

巴尔默线条（)来估计尘埃消光的校正值(根据[12]，并使用红色功能[13])。这些线用于校正大气差异折射(DAR [14])。

大气折射是光通过大气时由于空气密度随高度变化而产生的偏差。蓝色波长的折射比红色波长的折射更强烈，这意味着白点光源沿着仰角扩散成一个小光谱，产生所谓的大气差分折射。在没有DAR的情况下，恒星在所有波长的图像是一致的，从任何孔径获得的光谱基本相同，但在有DAR的情况下，恒星在不同波长的图像的位置不一致。IFS最有趣的方面之一是，可以使用后验程序(例如，[15])。为此，我们使用Balmer系列的行。BALMER系列是一组对应H的重组线⁺并且跨越很宽的波长范围(尽管总是在光学上)。在没有尘埃的情况下，这些线的相对强度是固定的，但这在真实的星云中是无法观测到的。此外，所有这些线应该在空间上重合。但是，如上所述，大气的影响改变了不同巴尔默线的发射取决于它们的波长。由于IFS提供了任何感兴趣的光谱特征的二维图，这一缺点可以得到解决。因此，对观测到的Balmer排放线图进行简单的空间匹配就可以解决这个问题。

校正DAR效果的第一步是确定在不同波长下产生的图像之间的偏移。在我们的情况下，我们已经注意到差分大气折射在不同波长的BALMER线上获得的HH 202的单色图像中的效果达到了达到的值〜1.3 arcsec在h之间α和H11。我们测量了所有Balmer线图像之间的偏移量，并对H进行了偏移α。

第二组发射谱线用于估算丰度，可分为两类:(A)用于估算物理性质的碰撞激发谱线([OIII]4363, 4959, 5007 Å， [SII]6717, 6731 Å， [NII]5755, 6548, 6583 Å)，如电子密度、温度和离子丰度;(b) CII和OII(及其他)的重组谱，以估算离子丰度。

为了说明3D光谱技术的威力，我们将重点放在Mesa-Delgado等人讨论的一个开放的天体物理问题上。2］．数字10用碰撞激发谱线(CELs)和复合谱线(RLs)显示了几种离子丰度的空间分布。数字10强调了丰度差异因子(ADF)的相关性，ADF定义为CELs和RLs测定的丰度之间的差异。特别是,数据10（a）和10（b）显示相同数量的明显差异（12 + log o^２＋/H⁺)取决于所使用的计算方法，在某些情况下，该方法大于0.2dex。有趣的是，这些差异不是恒定的，而是点与点之间的差异，这表明复杂性可能涉及几个物理变量。在HII区域和行星状星云的文献中，ADF问题已经被大量研究[16-20.]没有明确的结论结果对其起源。

3D光谱可以向该基本天体物理问题提供最相关的方面是，对于每个空间元件，可以获得与解决此问题的所有物理信息：电子密度和温度，红色，底层恒星群体等。这意味着可以执行完整的分析，这可能会导致每个Spaxel的特定解决方案。但甚至更多，整套解决方案必须保持内部一致性，必须与所采用的物理假设一致。此外，从3D光谱获得的竞争结果也必须对电离培养基中的辐射转移的物理激励理论模型进行限制。

利益冲突

作者宣布没有关于本文的出版物的利益冲突。

参考文献

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