成像FTS:不同积分场光谱方法

文摘

图像傅里叶变换光谱学(ift)是一种很有前途的,虽然技术上极具挑战性,选择广角高光谱图像。我们提出本文介绍界面张力的概念和它的优点和缺点,以及获得的例子数据原型界面张力,SpIOMM,附在天文台的1.6米望远镜du Mont-Megantic:发射谱线比率的螺旋星系NGC 628和巨型椭圆M87吸收线指数。我们得出结论通过引入SpIOMM的继任者SITELLE, 2014年在加拿大-法国-夏威夷望远镜安装。

1。介绍

绝大多数的天文成像光谱仪(或积分场光谱仪)是基于分散方法。我们提出本文的最新技术进展和一些科学结果基于另一种方法,图像傅里叶变换光谱学(ift),已给予有力推动在过去的十年中,主要是因为巨大的数码影像功能的改善,计算机能力,和伺服控制系统。大量的研究项目肯定会受益于乐器能够同时获取空间解决光谱扩展区域(10角分)填充系数为100%,的空间分辨率,和灵活的光谱分辨率在这方面,界面张力是很有前途的。单像素FTS一直在经常使用在商业应用,遥感地球大气层,和天文学,主要在红外和sub-mm域。然而,通过使用适当的光学配置,快速读出CCD探测器,特别是提高计量和伺服系统,可以改变传统的一个像素红外FTS为一个真正积分场光谱仪的可见范围。

最引人注目的科学结果从天文学FTS的使用方法是精确测量宇宙微波背景辐射的光谱分布,由FIRAS文书COBE卫星(1)和眼镜蛇火箭实验(2]。在一个完全不同的领域,高分辨率光谱晚型恒星定期得到罚球的基特峰的梅奥尔望远镜(3,4]。高分辨率FTS的第一个工具是附着在加拿大-法国-夏威夷望远镜和被广泛使用在各种各样的行星和恒星项目(5,6]。结合一个成像系统在1990年代早期,它被命名为熊(7)和积分场光谱提供的各种对象,如行星状星云,在24-arcsecond星团和恒星形成区域的视野(8]。最近的例子包括SPIRE-FTS、三种乐器乘坐ESA的赫歇尔空间天文台9),日本卫星AKARI远红外FTS,不仅一个中罚球(cir)在卡西尼号太空船,在火星上,近红外,PFS表达与金星快车一个副本。成像FTS在天文学的发展有强烈的动机的定义阶段早期NGST(现在被称为詹姆斯韦伯太空望远镜):天文学家三参与空间支持的机构(NASA、ESA和加拿大航天局)提出研究成像FTS NGST仪表会议于1999年在海恩尼斯(10- - - - - -12]。这些概念不过是包含在最终的工具套件的望远镜。我们参与这次会议的ift奋进号是一个直接后果。最近,面包师et al。13]提出的设计1.2太空望远镜,H2EX,装备有大视场成像FTS专门针对研究宇宙中氢分子。成像罚球技术的优点和缺点,以及不同方法的相对价值3 d图像,讨论了班尼特(14]。本文的早期版本,更完整的技术解释,提出了Drissen et al。15]。最近的成像FTS理念,与一些历史的角度来看,详细比较了各种成像光谱的概念和本文中没有讨论技术细节,提出了美拉德et al。16]。

2。界面张力的概念

一个天文图像傅里叶变换光谱仪基本上是一个迈克耳孙干涉仪插入平行束一个天文的摄像系统,配备两个探测器。迈克耳孙干涉仪由分光镜用于单独的光束分成两个相等的部分,两个镜子的半原始光束被反射回来,一个移动的机制来调整一个镜子的位置和姿态(其他的镜子是固定的),和一个计量系统(红外激光器和探测器)监控镜子对准。所有波长的领域也同时传送到一个或两个干涉仪阵列探测器的输出坐下。通过移动的两个镜子,因此配置的干涉仪从而调节现场强度之间的两个输出而不是幽灵似地过滤。这个配置的结果在一个大光收集力量因为没有丢失除常见的任何光学设计:通过项目衬底传播,涂层效率和探测器的量子效率。光子从源能因此被记录在每个接触提供这两个互补的干涉仪的输出记录。这需要修改的“标准”迈克尔逊配置一半的光可以追溯到来源:入射光进入干涉仪的角度允许两个输出光束的物理分离。CCD探测器连接的两个输出光学收集的光干涉仪(参见图6 (15])。

虽然在大多数fts目标非常聪明的来源在常规干涉仪的镜子,从天文来源伺服速度,微弱信号需要step-scan方法。干涉图数据集是通过收购获得的一系列短曝光图像的两个ccd。在每个步骤中,干涉仪的两个镜子是感动非常短的距离(175纳米之间5μ米,根据光谱分辨率和波段选择)。每个像素的信号调制,作为镜子的位置函数,通过模式取决于光谱源的内容;每个探测器'pixels记录每一步补充相应的像素信号检测器。这样一个像素组成的向量记录称为干涉图和独特取决于入射光的光谱内容。两张图片的和获得的每一步两个探测器是相同的单个图像获得的“正常”相机。每个像素的光谱信息恢复是通过离散傅里叶变换(DFT或FFT)通过干涉图数据集可以在任何时候在收购变为光谱立方体因为每个图像包含覆盖整个波段的信息。加入更多的暴露一个立方体干涉图简单的改进的啮合输出光谱(光谱分辨率)。因此,界面张力,光谱分辨率总光程差成正比(门诊部当)之间的扫描干涉仪两臂之间的第一个和最后一个数据立方体的形象;这个门诊部当需要正确采样通过一系列的镜子displacementsat预先确定的顺序干扰的位置。一旦取得数据立方体和其个人图像校正仪器构件(Flatfield偏见,像任何成像仪),每个像素的傅里叶变换的干涉图生成一个wavelength-calibrated数据立方体。 A by-product of the spectral data cubes is therefore a deep panchromatic image (within the limits of the filter used—see below) of the targets. Figure1总结了数据采集界面张力和图2显示了一个实实在在的例子。

2.1。技术挑战

像每个成像仪,ift必须包括高传播光学生产高质量的全色图像在整个波段覆盖的乐器。但这并不单独转化为良好的光谱性能。为了在这方面表现良好,一个好的调制效率也是必需的。FTS的性能特点,因此调制效率(我),也就是说,干涉仪的功能调节入射光: 调制效率可以被视为一个模拟光栅色散光谱仪的效率。在最坏的情况下,调制效率为零,探测器上的光从源记录但干涉图是一条直线,没有从模型中提取光谱信息。

这个效率取决于多种因素,以下最具技术挑战性的。(1)表面质量的光学组件的干涉仪(镜子和分光镜):在给定波长,我是降低表面质量下降;因此越来越多的很难获得一个好的我从红外到紫外(大多数fts可用红外线和sub-mm波长的今天确实工作);反射在干涉仪的数量在全球扮演着重要的角色。镜子的表面质量(peak-to-valley)商用一个合理的价格,但大镜子必须定制,因此昂贵得多。在平面镜的情况下设计如SpIOMM(见下文),我在350 nm双打(从35%到70%),镜子和分光镜表面质量提高来;在800 nm,改进并不大(从85%到92%)。此外,即使镜子底物质量足够高,涂层沉积中的任何错误或任何紧张造成的机械部件用于维护中的镜干涉仪可以毁掉初始表面图,显著减少调制效率,尤其是在蓝色光谱范围的一部分。(2)镜子校准和门诊部当稳定的在一个曝光:关键取决于质量的计量和伺服系统,代表最高技术挑战可见频带ift面孔。为了使两臂的光束干涉,两个镜子需要很好地一致。最小的偏差,在任何方向,从正确的角度这两个镜子之间减少了两束光的空间相干(干扰)重组。同样,这短的波长的效果更明显。偏差仅1.5 microradian完美对齐可以减少我在350 nm高达25%。DFT假定所有数据点的干涉图向量得到等距门诊部当间隔。偏离这一假设导致噪音水平增加或构件产生的光谱。即使镜子步骤完全等距,抖动的门诊部当曝光期间,标准偏差低至10 nm(造成的,例如,通过望远镜振动通过仪器的结构和无报酬的传播由伺服系统)也能减少大量的我,尤其是在不久的紫外线。因此,监测两镜片之间的距离以及他们对齐许多每秒几千次,加上任何偏差的快速调整,需要确保一个常数,调制效率高。

必须考虑另一个因素是由于CCD读出死时间。因为一个干涉图是通过一系列的几百短曝光图像,读取CCD所需的时间(通常10年代SpIOMM)全球仪器的效率降低了。最近改善CCD技术减少了这死时间降到最低,2 s。典型的曝光时间15秒之间变化明亮星系目标在120年代红色在蓝色星系。CCD读出噪声(3 - 10 e)通常是不重要的从源或夜空背景光子噪声占主导地位。

2.2。使用过滤器界面张力

扩展源的频谱覆盖整个可见光范围(350 - 700 nm)可以获得与界面张力没有使用一个过滤器,唯一的限制是光学传输和探测器的量子效率(在这个波长范围,都是优秀的)。然而,这两个属性工具支持过滤器的使用:需要正确样品的干涉图所需的光谱分辨率,和分布式光子噪声。

正如上面提到的,数据立方体的光谱分辨率设定的最大行驶距离的移动镜干涉仪之间的第一个和最后一个立方体的形象。但我们不能简单地把一个图像在给定镜子的位置,然后移动镜子远离其初始位置,希望得到一个好的解决方案。总光程差需要正确取样,所确定的步长最短波长和总波长范围由立方体。使用过滤器来限制总波长范围和光谱折叠(或别名)技术使步长,从而增加了镜子镜子步骤的数目对于给定的光谱分辨率,以牺牲的波长范围。一个简单的例子可以帮助澄清:说我们想使用明亮的线条H,OIII 4959、5007 H(NII) 6548年,6584年和6717年[他们],6731描述HII区域。所需的最小光谱分辨率的红色是需要单独[他们]设定的紧身上衣和蓝色单独的H从[OIII]。得到= 1200的未经过滤的立方体覆盖整个范围所允许可见频带ift需要1500镜子的步骤,这将限制个人接触6秒4集成(考虑到CCD读出时间)。使用过滤器来隔离蓝色和红色线两组相同的光谱分辨率只需要120步,因此允许更深个人图像每一步的总时间相同的目标。

使用过滤器的第二个原因是为了减少光子噪声,FTS(著名的多路复用的缺点造成的16),在某些情况下,配重平衡其明显的多重优势。色散摄谱仪,在给定的波长光子噪声仅仅是由于光子总数(从源和天空)在这个特定的波长。但与界面张力(这也是对传统的情况下,单像素FTS),从整个光子波长范围所允许的光学检测每一步(波长不过滤,但调制)和平均分配在所有波长后,傅里叶变换。ift多维数据集的一个HII区域,光子噪声从明亮的(OI) 5577夜空行影响微弱得多的星云(NII) 5755或黑6678行,这不是对同一对象的光谱色散摄谱仪获得。这也解释了为什么一个界面张力是最好的目标发射谱线对象的连续体,而低而发射谱线的优势。在某些情况下(非常低的表面亮度特征,如星系团的电离剥离尾,遥远的供应星系),夜空连续设置检测极限。

范围内的光谱覆盖范围和分辨率之间的妥协,一旦一个过滤器被选择的用户可以选择其偏爱的光谱分辨率,(全色图像,这是所有数据立方体的副产品)最大限度地强加的干涉仪的结构(通常10几次⁴为每个对象),并调整它。

2.3。SpIOMM, ift原型

为了证明广角界面张力的能力在可见波段工作,我们的团队已经设计并建造SpIOMM (Spectrometre Imageur de l 'Observatoire杜蒙特Megantic)在大学拉瓦尔(18)与ABB-Analytical密切合作(原名Bomem),魁北克城公司和研究所国家d 'Optique(间接宾语)。任何天文仪器开发的主要目的是为了解决一个科学,SpIOMM进行优化的设计给我们的科学项目在星际介质中,恒星演化的晚期,形成恒星和星系演化和不能通过现有的仪器。这个乐器,连着du Mont-Megantic天文台的1.6米望远镜能够获得的,空间解决光谱扩展源filter-selected bandbases可见的(350 - 900 nm)光谱分辨率的视野。它提供了一个非常大的相邻的视野与填充系数100%,导致数以百万计的光谱数据立方体。在其最初几年的操作,只有一个输出端口被记录,0.55′′像素LN-cooled CCD,读出时间8秒。最近我们添加了一个2 k2 k CCD的第二个输出端口。

SpIOMM调制效率非常好(85%),红色,衡量的夜间观察氦氖激光数据立方体,也用于幽灵似地校准科学数据集。镜的光学质量和分光镜(peak-to-valley),以及计量系统原型实现,不允许我们获得精致的调制效率在不久的紫外线(25%),所以我们的大部分数据立方体中获得450 - 700 nm范围内。然而,一些数据集获得U波段,如图3。

在过去的几年中,我们已获得数据立方体HII区域(19,行星状星云20.),沃尔夫-拉叶星的泡沫,和独特的3 d视图的年轻超新星遗迹(21,22),以及一个示例附近的螺旋星系(下一节)。曝光时间从7秒每一步的观察明亮的星云红色过滤器90秒每一步星系的观测在蓝色的过滤器。一个典型的数据立方体因此需要一个总曝光时间一到五个小时。描述的技术和科学进步的SpIOMM在一系列学报论文的读者被称为更多细节(23- - - - - -26]。SpIOMM应用领域提出了附近的星系在接下来的部分。

3所示。附近的螺旋星系:发射谱线

提供的新的可能性ift观察银河系外的HII区域将大大提高我们对星系演化的理解。具有高空间分辨率,SpIOMM允许我们观察几百的恒星形成区同时对所有星系的结构组成。统计和系统的卓越特性实现HII区域将有助于获得的金属丰度梯度和获得知识驱动恒星形成的不同的机制。摘要NGC628数据立方体是用作SpIOMM功能的一个典型例子。

3.1。观察和数据简化

有两种过滤器,一个蓝色的过滤器包括从475年到515纳米波长域和一个红色一个从650年到680海里。它们包括几个有用的发射谱线:H,(OIII)4959年,5007年,[NIII]6548、6584 H,黑6678年,[他们]6717年,6731年。光谱分辨率数据的多维数据集700年的蓝色和1600年的红。装箱的像素进行实现像素大小为1.07′′。我们应用CCD的基本修正(偏见、暗色和公寓)数据立方体在纠正天空透明度的变化。用氦氖激光的波长校准。通量校正进行了使用标准的数据立方体明星HD74721过滤器。最后,夜空的平均光谱获得成千上万的像素周围的星系和星系光谱相减(见图4(一))。

3.2。光谱分析

电离气体发射谱线都装有两种不同的技术。一个是基于像素的高斯谱线的使用从IDL MAMDLIB fithi程序库,可以从以下网站:http://www.cita.utoronto.ca/ ~ mamd / mamdlib.html。图4 (b)显示了一个示例的一个像素的结果HII区域。

另一种方法就是使用HIIphot代码(27)定义HII区域轮廓,然后适应全球频谱(在同一地区的像素)每个HII区域使用fithi例程。图4 (c)显示了一个示例HII区域轮廓的识别与HIIphot H的形象。在HIIphot确保所有指定的参数H通量是包含在HII区域等值线图。

在写这篇文章的时候,没有修正已经应用巴尔莫吸收线。长狭缝沿着星系光谱获得的半径将被用于纠正对H吸收的影响和H行。对于NGC628,吸收H和H不是可以忽略的只有在星系的中心(内部1 kpc)。目前没有吸收校正,使用派生参数H线非常接近现实和使用H参数行,我们只考虑径向位置高于1 kpc的地区。检出限为一个像素HII区域内erg年代⁻¹厘米⁻²在H线。图4 (d)显示了一个示例的一个微弱的像素光谱。

3.3。结果

内部灰尘灭绝计算使用的理论比H/小时 2.87 HII区域在10000 K(银河系灭绝视线首先考虑)。内部NGC628如图的地图5(一个)使用像素分析。总H通量与SpIOMM NGC 628是派生的erg年代⁻¹厘米⁻²。这个值是在良好的协议与其他研究。例如,使用一个更小的视野,桑切斯et al。([28];)和Kennicutt et al。([29日];)发现的价值erg年代⁻¹厘米⁻²和erg年代⁻¹厘米⁻²分别和一个更大的视野,Hoopes et al。([30.];)获得的价值erg年代⁻¹厘米⁻²。

的dust-corrected像素H通量NGC628如图的地图5 (b)。其总dust-corrected H光度然后erg年代⁻¹(假设的距离9.7 Mpc)。全球NGC628恒星形成率,使用Kennicutt [31日(SFR [M]公式_⊙年⁻¹]= (erg年代⁻¹]),然后SFR = 2.8 M_⊙年⁻¹。这有点高于2.4米_⊙年⁻¹估计桑切斯et al。28),但不同的是解释为更多的SpIOMM HII区域显示的外部区域的星系。

使用氮气和O3N2金属丰度指标定义在[32)(PP04),我们得到的金属丰度HII区域认同HIIphot如上所述。如图6(一)线性适合使用N2指示器和HII区域确定了关系r (kpc)。一个非常类似的关系,r (kpc),获得使用N2指示器的子样品HII区域也具有O3N2指示器(4检测的OIII行已经成功只有134个地区)。如图6 (b)如果使用O3N2指标,我们找到一个陡峭的梯度,r (kpc)。相反O3N2指示器、N2指标有一个局部最大值的金属丰度分布(33),我们怀疑,可能会引入更多的分散和N2梯度的不确定性。

乐器的一大优势就像SpIOMM可能执行详细的发射谱线的空间分析。发射谱线研究了影响电离参数和电子温度的变化(33当我们远离HII区域。此外,一个组件发射可能来自银河系电离气体扩散(挖;(34])。挖的起源仍然是复杂的(背景电离从人口老年恒星,恒星风,AGN,冲击)。等,有助于挖掘低电离的物种,像NII,他们,HH,OII [35,36]。在NGC628,我们看到系统线比率变化的函数H的距离发射峰:在金属丰度相对较低的情况下(8.4)地区,我们发现越来越(NII)6584 /小时率和减少[OIII]5007 /小时比率(见图中的例子7NGC 628),而相对较高的金属丰度(8.8)地区,这些线率变化是反向(见图中的例子8NGC 628)。这些行为是要讨论的贡献和挖掘HII区域条件的变化,但他们显然指出这里空间分辨率的重要性在定义和描述HII区域和观察准确的金属丰度梯度。如图所示的逐像素O3N2金属丰度NGC 628(图的地图9),如果使用大光圈来研究HII区域,它将影响每个地区的丰度估计和星系的丰度梯度。挖掘影响银河系外的HII区域的特征会讨论未来的出版物。

4所示。椭圆星系:吸收线

4.1。吸收谱线提取

绝大多数的商用FTS使用这种技术来测量目标光谱的吸收谱线的强度。所以没有itf概念阻止它获得连续的光谱吸收特性来源。然而,上面讨论的多路复用劣势增加了噪音水平对于一个给定的元素光谱色散光谱。这种分布式noiserecorded干涉图(光子噪声从整个带通有助于记录信号在每个镜子步骤)是FFT后转移到频谱。

图10显示了一个简化的例子分布式噪声。给定的总通量相等的两个来源,一个发射和吸收,很明显,是完全不同的,即使均值的干涉图是一样的。发射谱线显示其干涉图的大幅度变化时吸收线很快就消退了。在这个例子中,只有一个应用光子噪声,由于平均通量是相同的两行,噪声的平均水平大约是相同的。这反过来产生的光谱的噪声水平也都差不多。是那么容易看到,如果要提取的轮廓线,噪音水平相比通量线会更高的吸收特性。相同的平均通量的带宽由过滤器、光谱主要由发射谱线将显示一个信噪比大于光谱吸收线的连续源。恒星光谱与SpIOMM然而定期获得;一些图所示11。事实上,所有SpIOMM数据立方体包括恒星光谱可以提取。

它是那么明显,界面张力并不是理想的仪器观察单个恒星。然而,提供的宽视场SpIOMM允许同时观察数以百计的恒星,以及延长吸收线源,多路进行补偿劣势。立方体的开放集群获得和开发的技术来优化提取恒星的干涉图,考虑看到变化在多维数据集收购;结果将于其他地方。

4.2。M87的情况下

量化SpIOMM提供科学有用的能力扩展源的吸收光谱,我们针对巨型椭圆星系M87使用SpIOMM V的自定义过滤器(538 - 649海里)。我们的主要目标是比较SpIOMM与获得的数据直接图像和细长裂缝光谱学。使用IRAF STSDAS包,我们首先提取光度概要文件和等照度线的全色图像通过结合所有片从光谱数据集(见图12(一个))。我们的数据与多波段图像在优秀的协议从刘et al。37),然后提取光谱isophotal沿线galactocentric半径不同,如图12 (b)。光谱显示许多有趣的特性,最重要的两个分子TiO带红边和钠双重线5900附近(NaD)的中心。

为了比较我们的数据与通过Davidge [17)和一个细长裂缝在3.6加拿大-法国-夏威夷望远镜摄谱仪,我们提取NaD Worthey定义的指数和Ottaviani [38)以及这条线的等效宽度确定符合高斯轮廓。这些值比较图13,它显示了一个明确的负梯度增加galactocentric半径。我们的舔NaD索引值略低于Davidge,平均,但这主要是由于我们的光谱分辨率较低(1.2比0.6 nm)。修正建议Vazdekis et al。39为了弥补这将增加约0.4我们的价值观,会让他们更接近Davidge但不会影响梯度的斜率是相似的。

科学数据的提取从吸收特性在一个扩展的物体如星系被证明是可行的。获得视觉和光谱数据在源成像FTS SpIOMM是在良好的协议与文学。稳定性的本质在观察,以确保最好的信噪比的吸收特性。这对于SITELLE尤为重要,使更详细和准确的吸收特性的研究由于其设计与SpIOMM相比更稳定。

5。下一个步骤:SITELLE和障碍

5.1。SITELLE

SpIOMM一直是一个美妙的原型一起工作和学习,特别感谢我们的特权访问装备精良的杜蒙特Megantic天文台的1.6米望远镜在观察条件可以苛刻,尤其是在冬天当气温可以下降到-30°C。但的全部优势ift技术只能达到一种更健壮的仪器安装在一个大型望远镜的天空条件。因此我们的团队设计并建造SITELLE, ift接受客人由加拿大-法国-夏威夷望远镜(昌)的仪器。所有的教训我们常规使用SpIOMM已经实现SITELLE[设计中40,41)和它的数据还原软件,orb (42]。SITELLE的视野和最大光谱分辨率(分别地。和SpIOMM)非常相似,但其性能将大大增强,尤其是在不久的紫外线,由于高质量光学干涉仪腔内(),更健壮的计量、伺服机构和结构刚度导致非常低的镜子抖动(10 nm RMS),以及高量化宽松和低噪音读2 k2 k e2v的ccd。由于四个CCD读出放大器,读出时间3 s,从而增加了仪器的整体效率。的整体吞吐量SITELLE,包括调制效率和探测器的量子效率,如图14。空间抽样也提高(0.32′′像素)来匹配提供的优秀看到昌。天空亮度在莫纳克亚山也非常低,显著提高微弱的源的检测能力。如果考虑到所有这些因素,我们估计SITELLE昌将在350 nm敏感的15倍和6倍在700 nm SpIOMM石。

在撰写本文时,SITELLE集成和测试的最后阶段,计划交付在2014年初在昌。第一个光,调试,和科学验证后不久也会发生。作为客人乐器,SITELLE昌的所有合作伙伴都是可访问的。长串的项目在车间组织在2013年5月(http://www.craq-astro.ca/sitelle/talk.php)已经证明昌社区的利益(及以后)这个乐器等众多领域的彗星,星团,附近的星系,红移莱曼-发射器。所展示的格雷厄姆et al。43)的一篇论文中描述的基本原理装备一个天基红外望远镜界面张力,这种仪器是一个非常强大的工具来研究遥远的星系在一个相对公正的方式。以非常低的通量水平,天空背景设置发射谱线的检测限制来源;可见频带在莫纳克亚山的天空背景非常相似的红外背景空间,SITELLE可以被视为地面版本格雷厄姆提出的界面张力。SITELLE的力量在这种类型的研究是将样品红移空间统一在一个广泛的领域,允许无偏光谱红移的决心和谱线轮廓分析几个星系每立方。为了跟进SpIOMM工作提出了本文下一节总结了计划调查附近的星系,障碍。

5.2。障碍

强大的约束模型的银河星系演化和动力学过程变换来自均匀的化学丰度决定个人气态星云,恒星的分布人口年龄和金属丰度、气体和恒星运动学。以其高效、通用的3 d光谱能力大视场,SITELLE进化提供了一个机会来研究这些约束在相当数量的大,附近的星系盘。最近的例子使用积分域功能来研究星系附近的磁盘显示这种技术的全部潜力评估星云的丰度和恒星金属丰度28]。我们正在计划进行的一项调查(障碍)的一个示例75年大,附近的螺旋SITELLE昌。我们的主要目标是:(1)确定星云丰度的空间分布在磁盘和评估径向,方位,和当地的变化在不同的星系组件(即。,bars, arm and interarm regions, and outer disk), (2) to reconstruct their star formation history through stellar populations, and (3) to map the gaseous and stellar kinematics and study the diverse dynamical processes governing large-scale star formation and mixing within their disks.

证明了其他文件在这个体积,困难并不是第一个项目针对积分场大样本的光谱附近的星系。最早的和最成功的是索伦的调查,主要专注于早型星系(44,45]。但是迄今为止最类似的计划是CALIFA [46- - - - - -48]和VENGA [49,50]。的科学目标的障碍将区别于其他两个项目的仪器设置的主要优点:更高的空间分辨率(有限只有昌卓越的图像质量和SITELLE像素大小的0.32′′)填充系数为100%;高光谱分辨率,再加上一个非常精确的波长校准固有界面张力的概念,将允许在非常小的尺度上详细的运动学研究;很宽的视野,结合SITELLE附近的高吞吐量的紫外可见范围和莫纳克亚山的黑暗的天空,将允许我们探测星系的最外层的地区。

我们的星系的初步样品包括对象不同的形态,质量,和环境。例如,一些与酒吧将观察到调查对象的潜在作用nonasymmetrical组件触发恒星形成/淬火和混合化学元素在星系盘。其他对象和恒星形成的外部磁盘(例如,从星系演化探测器观测确定)选择评价大规模减免径向丰度梯度和边缘的研究化学过程这些磁盘(51]。障碍将获得spectrophotometrically校准数据立方体在三光谱范围覆盖了强大的台词(OII)3727年[他们]6717年,6731年。星云的丰度将决定使用几种line-ratio方法和校准(如,R₂₃、N2Ha O3N2,看到Kewley Zahid [52)审查);补充大型望远镜观测星系将会获得一个更小的样本来推导出含量,通过“直接”极光线测量,以评估“间接”的方法。气体运动学小规模将使用中等分辨率研究为所有三个光谱范围。当前的研究到目前为止(例如,CALIFA和VENGA)集中在全局属性(丰度梯度)星系。障碍还将评估小规模的变化引起的多相恒星风,浓缩的亮光集群特有的进化阶段,和动力学过程。SITELLE专注于这些小规模的理想仪器(100个人电脑)和建立条件发生变化。将进行试点研究的障碍在科学验证阶段的仪器计划在2014年初,调查本身开始后在最后的调试。

6。结论

我们提出了逆积分场光谱作为一个可行的方法。SpIOMM的常规使用和初步测试执行与SITELLE证明了非常严格的要求强加的技术挑战的光学质量ift组件及其计量和伺服系统已被克服,现在他们让我们达到一个调制效率高的可见光和紫外线。

itf的科学细分方法必须考虑其主要优点(非常宽的视野,高吞吐量的图像质量,和灵活的光谱分辨率)和缺点(幽灵般分布噪声,需要折中光谱覆盖范围和分辨率)与标准积分场光谱仪。单像素FTS虽然原始,是经典而闻名的能力获得非常高的光谱分辨率(10⁵),“目的”的天文ift显然坐在扩展发射谱线的观察中度的价值来源。但是还能利用高光谱分辨率能力使用窄带滤光片和界面张力的用它来吸收线的研究。

SITELLE的到来在4 m类望远镜(昌)的天空下,它将被用于各种各样的科学项目,将更好地定义ift利基及其功能。

利益冲突

作者宣称没有利益冲突有关的出版。

确认

我们愿意承认从加拿大创新基金会捐款,加拿大太空署加拿大自然科学和工程研究理事会,昏聩的魁北克人de la矫揉造作的苏尔la自然技术,还有加拿大-法国-夏威夷望远镜,和拉瓦尔大学。我们还要感谢Ghislain Turcotte,伯纳德Malenfant Pierre-Luc几何为他们的帮助望远镜和昌Marc Baril领导的研究小组为他们精湛的工作SITELLE探测器系统及其实现的望远镜。

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