इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोग्राफ: Difference between revisions

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{{Short description|Spectrograph equipped with an integral field unit}}
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'''इंटीग्रल फील्ड''' स्पेक्ट्रोग्राफ (आईएफएस) ऑप्टिकल या इन्फ्रारेड तरंगदैर्ध्य डोमेन (0.32 माइक्रोन - 24 माइक्रोन) में स्पेक्ट्रोग्राफिक और इमेजिंग क्षमताओं को एक द्वि-आयामी क्षेत्र में स्थानिक रूप से हल किए गए [[स्पेक्ट्रम]] से प्राप्त करने के लिए जोड़ती है। सबसे पहले खगोलीय पिंडों के अध्ययन के लिए विकसित, इस तकनीक का उपयोग अब कई अन्य क्षेत्रों में भी किया जाता है, जैसे बायो-मेडिकल साइंस और अर्थ [[रिमोट सेंसिंग]], आमतौर पर स्नैपशॉट [[हाइपरस्पेक्ट्रल इमेजिंग]] के नाम से।
'''इंटीग्रल फील्ड''' '''स्पेक्ट्रोग्राफ''' (आईएफएस) प्रकाशीय (ऑप्टिकल) या इंफ्रारेड तरंगदैर्ध्य डोमेन (0.32 माइक्रोन-24 माइक्रोन) में स्पेक्ट्रोग्राफिक और इमेजिंग क्षमताओं को द्वि-आयामी क्षेत्र में स्थानिक रूप से समाधान किए गए [[स्पेक्ट्रम|स्पेक्ट्रा]] से प्राप्त करने के लिए जोड़ती है। सबसे पहले खगोलीय पिंडों के अध्ययन के लिए विकसित, इस तकनीक का उपयोग अब कई अन्य क्षेत्रों में भी किया जाता है, जैसे बायो-मेडिकल साइंस और अर्थ [[रिमोट सेंसिंग]], सामान्यतः स्नैपशॉट [[हाइपरस्पेक्ट्रल इमेजिंग]] के नाम से प्रसिद्ध है।


== औचित्य ==
== औचित्य ==
अलग-अलग तारों के उल्लेखनीय अपवाद के साथ, अधिकांश खगोलीय पिंडों को बड़ी दूरबीनों द्वारा स्थानिक रूप से सुलझाया जाता है [चित्र JWST मध्यम रूप से गहरा जोखिम]। स्पेक्ट्रोस्कोपिक अध्ययन के लिए, प्रत्येक लक्ष्य पर पूरी जानकारी प्राप्त करने के लिए, प्रत्येक स्थानिक पिक्सेल (अक्सर IFS शब्दजाल में एक स्पैक्सेल कहा जाता है) के लिए एक स्पेक्ट्रम प्राप्त करना इष्टतम होगा। इसके दो स्थानिक और एक वर्णक्रमीय आयामों से इसे मोटे तौर पर [[डेटा क्यूब]] कहा जाता है।
भिन्न-भिन्न तारों के उल्लेखनीय अपवाद के साथ, अधिकांश खगोलीय पिंडों को बड़ी दूरबीनों द्वारा स्थानिक रूप से अध्ययन किया जाता है। स्पेक्ट्रोस्कोपिक अध्ययन के लिए, प्रत्येक लक्ष्य पर पूर्ण जानकारी प्राप्त करने के लिए, प्रत्येक स्थानिक पिक्सेल (प्रायः आईएफएस शब्द को स्पैक्सेल कहा जाता है) के लिए स्पेक्ट्रम प्राप्त करना इष्टतम होगा। इसके दो स्थानिक और वर्णक्रमीय आयामों से इसे सामान्यतः [[डेटा क्यूब]] कहा जाता है। चूंकि खगोलीय उपकरणों के लिए उपयोग किए जाने वाले दृश्यमान चार्ज-युग्मित डिवाइस (सीसीडी) और इंफ्रारेड डिटेक्टर एरे (स्टारिंग एरेज़) दोनों ही द्वि-आयामी हैं, यह स्पेक्ट्रोग्राफिक प्रणाली विकसित करने के लिए गैर-तुच्छ उपलब्धि है जो 3 डी डेटा क्यूब्स को आउटपुट से वितरित करने में सक्षम है। 2 डी डिटेक्टर ऐसे उपकरणों को सामान्यतः खगोलीय क्षेत्र में 3डी स्पेक्ट्रोग्राफ और गैर-खगोलीय क्षेत्र में हाइपरस्पेक्ट्रल इमेजर्स नाम दिया जाता है। 3डी स्पेक्ट्रोग्राफ (जैसे फैब्री-पेरोट स्कैनिंग, [[फूरियर-रूपांतरण स्पेक्ट्रोस्कोपी]]) प्रायः समय का उपयोग तीसरे आयाम के रूप में करते हैं, अपने डेटा क्यूब्स बनाने के लिए स्पेक्ट्रल या स्थानिक स्कैनिंग करते हैं। इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोग्राफी (आईएफएस) 3डी स्पेक्ट्रोग्राफ के सबसेट को संदर्भित करता है जो इसके अतिरिक्त एकल एक्सपोजर से डेटा क्यूब प्रदान करता है।
चूंकि दोनों दृश्यमान चार्ज-युग्मित डिवाइस | चार्ज-युग्मित डिवाइस (सीसीडी) और इन्फ्रारेड डिटेक्टर एरे (उर्फ स्टारिंग एरेज़) खगोलीय उपकरणों के लिए उपयोग किए जाते हैं, केवल द्वि-आयामी हैं, यह 3 डी डेटा देने में सक्षम स्पेक्ट्रोग्राफिक सिस्टम विकसित करने के लिए एक गैर-तुच्छ उपलब्धि है। 2डी डिटेक्टरों के आउटपुट से क्यूब्स। ऐसे उपकरणों को आमतौर पर खगोलीय क्षेत्र में 3डी स्पेक्ट्रोग्राफ और गैर-खगोलीय क्षेत्र में हाइपरस्पेक्ट्रल इमेजिंग नाम दिया जाता है। 3डी स्पेक्ट्रोग्राफ (उदाहरण के लिए फैब्री-पेरोट इंटरफेरोमीटर स्कैनिंग। फैब्री-पेरोट, [[फूरियर-रूपांतरण स्पेक्ट्रोस्कोपी]]) अक्सर समय का उपयोग तीसरे आयाम के रूप में करते हैं, अपने डेटा क्यूब्स बनाने के लिए स्पेक्ट्रल या स्थानिक स्कैनिंग करते हैं। इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोग्राफी (आईएफएस) 3डी स्पेक्ट्रोग्राफ के सबसेट को संदर्भित करता है जो इसके बजाय एकल एक्सपोजर से डेटा क्यूब प्रदान करता है।


भू-आधारित टेलीस्कोपिक प्रेक्षणों के लिए IFS दृष्टिकोण का एक प्रमुख लाभ यह है कि यह पृथ्वी के वायुमंडलीय संचरण, वर्णक्रमीय उत्सर्जन और जोखिम के दौरान छवि धुंधला होने की अपरिहार्य परिवर्तनशीलता के बावजूद स्वचालित रूप से समरूप डेटा सेट प्रदान करता है। स्कैन किए गए सिस्टम के लिए यह मामला नहीं है जिसके लिए डेटा 'क्यूब्स' लगातार एक्सपोजर के सेट द्वारा बनाए जाते हैं। आईएफएस, चाहे जमीन या अंतरिक्ष आधारित हो, स्कैनिंग सिस्टम की तुलना में किसी दिए गए एक्सपोजर में बहुत कम आकाश क्षेत्र क्षेत्र की कीमत पर, बहुत कम वस्तुओं का पता लगाने का बड़ा फायदा होता है।
भू-आधारित टेलीस्कोपिक प्रेक्षणों के लिए आईएफएस दृष्टिकोण का प्रमुख लाभ यह है कि यह पृथ्वी के वायुमंडलीय संचरण, वर्णक्रमीय उत्सर्जन और संकट के समय छवि धुंधला होने की अपरिहार्य परिवर्तनशीलता के अतिरिक्त स्वचालित रूप से समरूप डेटा सेट प्रदान करता है। स्कैन किए गए प्रणाली के लिए यह स्तिथि नहीं है जिसके लिए डेटा 'क्यूब्स' निरंतर एक्सपोजर के सेट द्वारा बनाए जाते हैं। आईएफएस, अंतरिक्ष आधारित हो, स्कैनिंग प्रणाली की तुलना में किसी दिए गए एक्सपोजर में अधिक कम आकाश क्षेत्र के व्यय पर, अधिक कम वस्तुओं को ज्ञात करने का लाभ होता है।


1980 के दशक के उत्तरार्ध से धीमी शुरुआत के बाद, इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोस्कोपी ऑप्टिकल से लेकर मध्य-अवरक्त क्षेत्रों में एक मुख्यधारा का खगोलीय उपकरण बन गया है, जो खगोलीय स्रोतों के एक पूरे सरगम ​​​​को संबोधित करता है, अनिवार्य रूप से सौर मंडल के क्षुद्रग्रहों से लेकर विशाल दूर की आकाशगंगाओं तक कोई भी छोटी वस्तु।
1980 दशक के उत्तरार्ध से धीमी प्रारंभ के पश्चात, इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोस्कोपी प्रकाशीय से लेकर मध्य-इंफ्रारेड क्षेत्रों में मुख्यधारा का खगोलीय उपकरण बन गया है, जो खगोलीय स्रोतों को संबोधित करता है, अनिवार्य रूप से सौर मंडल के क्षुद्रग्रहों से लेकर विशाल दूर की आकाशगंगाओं तक कोई भी छोटी वस्तु होती है।


== तरीके ==
== विधि ==
Integral field spectrographs use so-called Integral Field Units (IFUs) to reformat the small square field of view into a more suitable shape, which is then spectrally dispersed by a grating spectrograph and recorded by a detector array. There are currently three different IFU flavors, using respectively a lenslet array, a fiber array or a mirror array.[[File:Qfitsview ngc7421.gif|thumb|[[मल्टी-यूनिट स्पेक्ट्रोस्कोपिक एक्सप्लोरर]] डेटा के साथ आकाशगंगा [[NGC 7421]] को दिखाने वाला एनिमेशन। एनीमेशन स्टार फॉर्मेशन # तारकीय नर्सरी | स्टार बनाने वाले क्षेत्रों द्वारा उत्सर्जित नाइट्रोजन लाइन के बाद के स्लाइस दिखाता है। एनीमेशन अधिक नीली तरंग दैर्ध्य पर एक छवि के साथ शुरू होता है और अधिक लाल तरंग दैर्ध्य के साथ जारी रहता है। आकाशगंगा के गैलेक्सी घूर्णन वक्र के कारण उत्सर्जन रेखाएँ बाईं ओर कम [[ लाल शिफ्ट ]] होती हैं।]]
इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोग्राफ तथाकथित इंटीग्रल फील्ड यूनिट्स (आईएफयूs) का उपयोग छोटे स्क्वायर फील्ड ऑफ व्यू को अधिक उपयुक्त आकार में पुन: स्वरूपित करने के लिए करते हैं, जिसे पश्चात में ग्रेटिंग स्पेक्ट्रोग्राफ द्वारा वर्णक्रमीय रूप से विस्तारित किया जाता है और डिटेक्टर सरणी द्वारा रिकॉर्ड किया जाता है। वर्तमान में तीन भिन्न-भिन्न आईएफयू हैं, क्रमशः लेंसलेट सरणी, फाइबर सरणी या दर्पण सरणी का उपयोग करते है।[[File:Qfitsview ngc7421.gif|thumb| स्टार बनाने वाले क्षेत्रों द्वारा उत्सर्जित नाइट्रोजन लाइन के पश्चात के स्लाइस दिखाता है। एनीमेशन अधिक नीली तरंग दैर्ध्य पर छवि के साथ शुरू होता है और अधिक लाल तरंग दैर्ध्य के साथ जारी रहता है। आकाशगंगा के गैलेक्सी घूर्णन वक्र के कारण उत्सर्जन रेखाएँ बाईं ओर कम [[ लाल शिफ्ट ]] होती हैं।]]


=== लेंसलेट सरणी ===
=== लेंसलेट सरणी ===


एक विस्तृत आकाश छवि एक मिनी-लेंस सरणी को खिलाती है, आमतौर पर कुछ हज़ार समान लेंस प्रत्येक ~ 1 मिमी व्यास। लेंसलेट सरणी आउटपुट कई छोटे टेलीस्कोप दर्पण छवियों का एक नियमित ग्रिड है, जो मल्टी-स्लिट स्पेक्ट्रोग्राफ के लिए इनपुट के रूप में कार्य करता है।<ref>{{Cite journal |last=Butcher |first=Harvey |date=1982-11-16 |editor-last=Crawford |editor-first=David L. |title=किट पीक पर मल्टी-एपर्चर स्पेक्ट्रोस्कोपी|url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?articleid=1233094 |location=Tucson |pages=296–300 |doi=10.1117/12.933469|s2cid=120182897 }}</ref> जो डेटा क्यूब्स डिलीवर करता है। इस दृष्टिकोण की वकालत की गई थी<ref>{{Cite book |last=Courtes |first=Georges |url=http://link.springer.com/10.1007/978-94-009-7787-7 |title=Instrumentation for Astronomy with Large Optical Telescopes: Proceedings of IAU Colloquium No. 67, Held at Zelenchukskaya, U.S.S.R., 8–10 September, 1981 |date=1982 |publisher=Springer Netherlands |isbn=978-94-009-7789-1 |editor-last=Humphries |editor-first=Colin M. |series=Astrophysics and Space Science Library |volume=92 |location=Dordrecht |language=en |doi=10.1007/978-94-009-7787-7|s2cid=124085276 }}</ref> 1980 के दशक की शुरुआत में, पहला लेंसलेट-आधारित ऑप्टिकल TIGER IFS अवलोकन के साथ<ref>{{Cite journal |last1=Bacon |first1=R. |last2=Adam |first2=G. |last3=Baranne |first3=A. |last4=Courtes |first4=G. |last5=Dubet |first5=D. |last6=Dubois |first6=J. P. |last7=Emsellem |first7=E. |last8=Ferruit |first8=P. |last9=Georgelin |first9=Y. |last10=Monnet |first10=G. |last11=Pecontal |first11=E. |last12=Rousset |first12=A. |last13=Say |first13=F. |date=1995-10-01 |title=3D spectrography at high spatial resolution. I. Concept and realization of the integral field spectrograph TIGER. |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995A&AS..113..347B |journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series |volume=113 |pages=347 |bibcode=1995A&AS..113..347B |issn=0365-0138}}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Adam |first1=G. |last2=Bacon |first2=R. |last3=Courtes |first3=G. |last4=Georgelin |first4=Y. |last5=Monnet |first5=G. |last6=Pecontal |first6=E. |date=1989-01-01 |title=Observations of the Einstein Cross 2237+030 with the TIGER integral field spectrograph. |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1989A&A...208L..15A |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=208 |pages=L15–L18 |bibcode=1989A&A...208L..15A |issn=0004-6361}}</ref> 1987 में।
विस्तृत आकाश छवि मिनी-लेंस सरणी का उपयोग होता है, सामान्यतः कुछ हज़ार समान लेंस प्रत्येक ~ 1 मिमी व्यास लेंसलेट सरणी आउटपुट कई छोटे टेलीस्कोप दर्पण छवियों का नियमित ग्रिड है, जो डेटा क्यूब्स वितरित करने वाले मल्टी-स्लिट स्पेक्ट्रोग्राफ<ref>{{Cite journal |last=Butcher |first=Harvey |date=1982-11-16 |editor-last=Crawford |editor-first=David L. |title=किट पीक पर मल्टी-एपर्चर स्पेक्ट्रोस्कोपी|url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?articleid=1233094 |location=Tucson |pages=296–300 |doi=10.1117/12.933469|s2cid=120182897 }}</ref>के लिए इनपुट के रूप में कार्य करता है। 1980 के दशक की प्रारंभ में इस दृष्टिकोण की वकालत की गई।<ref>{{Cite book |last=Courtes |first=Georges |url=http://link.springer.com/10.1007/978-94-009-7787-7 |title=Instrumentation for Astronomy with Large Optical Telescopes: Proceedings of IAU Colloquium No. 67, Held at Zelenchukskaya, U.S.S.R., 8–10 September, 1981 |date=1982 |publisher=Springer Netherlands |isbn=978-94-009-7789-1 |editor-last=Humphries |editor-first=Colin M. |series=Astrophysics and Space Science Library |volume=92 |location=Dordrecht |language=en |doi=10.1007/978-94-009-7787-7|s2cid=124085276 }}</ref>1987 में पहले लेंसलेट-आधारित प्रकाशीय टाइगर आईएफएस अवलोकन<ref>{{Cite journal |last1=Bacon |first1=R. |last2=Adam |first2=G. |last3=Baranne |first3=A. |last4=Courtes |first4=G. |last5=Dubet |first5=D. |last6=Dubois |first6=J. P. |last7=Emsellem |first7=E. |last8=Ferruit |first8=P. |last9=Georgelin |first9=Y. |last10=Monnet |first10=G. |last11=Pecontal |first11=E. |last12=Rousset |first12=A. |last13=Say |first13=F. |date=1995-10-01 |title=3D spectrography at high spatial resolution. I. Concept and realization of the integral field spectrograph TIGER. |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995A&AS..113..347B |journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series |volume=113 |pages=347 |bibcode=1995A&AS..113..347B |issn=0365-0138}}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Adam |first1=G. |last2=Bacon |first2=R. |last3=Courtes |first3=G. |last4=Georgelin |first4=Y. |last5=Monnet |first5=G. |last6=Pecontal |first6=E. |date=1989-01-01 |title=Observations of the Einstein Cross 2237+030 with the TIGER integral field spectrograph. |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1989A&A...208L..15A |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=208 |pages=L15–L18 |bibcode=1989A&A...208L..15A |issn=0004-6361}}</ref>किया जाता है।


स्क्वायर या हेक्सागोनल लेंसलेट आकार, उच्च थ्रूपुट, सटीक फोटोमेट्री और आईएफयू बनाने में आसान उपयोग करते समय पेशेवर 100% ऑन-स्काई स्थानिक भरने होते हैं। आसन्न स्पेक्ट्रा के बीच संदूषण से बचने के लिए कीमती डिटेक्टर पिक्सल (~ 50% कम से कम) का उप-इष्टतम उपयोग एक महत्वपूर्ण चोर है।
स्क्वायर या हेक्सागोनल लेंसलेट आकार, उच्च थ्रूपुट, त्रुटिहीन फोटोमेट्री और आईएफयू बनाने में सरल उपयोग करते समय व्यायास 100% ऑन-स्काई स्थानिक भरने होते हैं। आसन्न स्पेक्ट्रा के मध्य संदूषण से बचने के लिए बहुमूल्य डिटेक्टर पिक्सल (~ 50% कम से कम) का उप-इष्टतम उपयोग महत्वपूर्ण हैकर है।


साउरॉन जैसे उपकरण<ref>{{cite web |title=SAURON – Spectrographic Areal Unit for Research on Optical Nebulae |url=http://www.strw.leidenuniv.nl/sauron/ |accessdate=30 November 2012}}</ref> [[विलियम हर्शल टेलीस्कोप]] और [[स्पेक्ट्रो-पोलरिमेट्रिक हाई-कंट्रास्ट एक्सोप्लैनेट रिसर्च]] IFS पर<ref>{{cite conference |last1=Claudi |first1=R. U. |last2=Turatto |first2=M. |last3=Gratton |first3=R. G. |last4=Antichi |first4=J. |last5=Bonavita |first5=M. |last6=Bruno |first6=P. |last7=Cascone |first7=E. |last8=De Caprio |first8=V. |last9=Desidera |first9=S. |year=2008 |editor1-last=McLean |editor1-first=Ian S |editor2-last=Casali |editor2-first=Mark M |title=SPHERE IFS: the spectro differential imager of the VLT for exoplanets search |volume=7014 |page=70143E |bibcode=2008SPIE.7014E..3EC |doi=10.1117/12.788366 |book-title=Ground-based and Airborne Instrumentation for Astronomy II |last10=Giro |first10=E. |last11=Mesa |first11=D. |last12=Scuderi |first12=S. |last13=Dohlen |first13=K. |last14=Beuzit |first14=J. L. |last15=Puget |first15=P. |s2cid=56213827}}</ref> वीएलटी पर सबसिस्टम इस तकनीक का उपयोग करते हैं।
साउरॉन जैसे उपकरण<ref>{{cite web |title=SAURON – Spectrographic Areal Unit for Research on Optical Nebulae |url=http://www.strw.leidenuniv.nl/sauron/ |accessdate=30 November 2012}}</ref> [[विलियम हर्शल टेलीस्कोप]] पर सौरोन और वीएलटी पर [[स्पेक्ट्रो-पोलरिमेट्रिक हाई-कंट्रास्ट एक्सोप्लैनेट रिसर्च|वृत्त]] आईएफएस<ref>{{cite conference |last1=Claudi |first1=R. U. |last2=Turatto |first2=M. |last3=Gratton |first3=R. G. |last4=Antichi |first4=J. |last5=Bonavita |first5=M. |last6=Bruno |first6=P. |last7=Cascone |first7=E. |last8=De Caprio |first8=V. |last9=Desidera |first9=S. |year=2008 |editor1-last=McLean |editor1-first=Ian S |editor2-last=Casali |editor2-first=Mark M |title=SPHERE IFS: the spectro differential imager of the VLT for exoplanets search |volume=7014 |page=70143E |bibcode=2008SPIE.7014E..3EC |doi=10.1117/12.788366 |book-title=Ground-based and Airborne Instrumentation for Astronomy II |last10=Giro |first10=E. |last11=Mesa |first11=D. |last12=Scuderi |first12=S. |last13=Dohlen |first13=K. |last14=Beuzit |first14=J. L. |last15=Puget |first15=P. |s2cid=56213827}}</ref>सबप्रणाली जैसे उपकरण इस तकनीक का उपयोग करते हैं।


=== फाइबर सरणी ===
=== फाइबर सरणी ===


टेलीस्कोप द्वारा दी गई आकाश छवि फाइबर आधारित छवि स्लाइसर पर पड़ती है। यह आमतौर पर प्रत्येक ~ 0.1 मिमी व्यास के कुछ हज़ार फ़ाइबर से बना होता है, जिसमें चौकोर या गोलाकार इनपुट फ़ील्ड को एक संकीर्ण आयताकार (लंबे-स्लिट जैसे) आउटपुट में सुधारा जाता है। इसके बाद इमेज स्लाइसर आउटपुट को क्लासिकल [[लॉन्ग-स्लिट स्पेक्ट्रोस्कोपी]] | लॉन्ग-स्लिट स्पेक्ट्रोग्राफ से जोड़ा जाता है जो डेटाक्यूब डिलीवर करता है। एक आकाश प्रदर्शक ने पहली बार IFS अवलोकन सफलतापूर्वक किया<ref>{{Citation |last1=Angonin |first1=M. C. |title=Bidimensional spectrography of the "clover leaf" H1413+117 at sub-arcsec. Spatial resolution |date=1990 |url=http://link.springer.com/10.1007/BFb0009246 |work=Gravitational Lensing |volume=360 |pages=124–126 |editor-last=Mellier |editor-first=Yannick |place=Berlin/Heidelberg |publisher=Springer-Verlag |language=en |doi=10.1007/bfb0009246 |isbn=978-3-540-52648-3 |access-date=2022-12-19 |last2=Vanderriest |first2=C. |last3=Surdej |first3=J. |editor2-last=Fort |editor2-first=Bernard |editor3-last=Soucail |editor3-first=Geneviève}}</ref> 1980 में। इसके बाद पूर्णरूपेण SILFID आया<ref>{{Cite journal |last1=Malivoir |first1=C. |last2=Encrenaz |first2=Th. |last3=Vanderriest |first3=C. |last4=Lemonnier |first4=J.P. |last5=Kohl-Moreira |first5=J.L. |date=October 1990 |title=द्विआयामी स्पेक्ट्रोस्कोपी से धूमकेतु हैली में द्वितीयक उत्पादों का मानचित्रण|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/001910359090144X |journal=Icarus |language=en |volume=87 |issue=2 |pages=412–420 |doi=10.1016/0019-1035(90)90144-X}}</ref> ऑप्टिकल उपकरण कुछ 5 साल बाद। गोलाकार तंतुओं को एक वर्ग या हेक्सागोनल लेंसलेट सरणी में युग्मित करने से फाइबर में बेहतर प्रकाश इंजेक्शन और आकाश प्रकाश का लगभग 100% भरने वाला कारक बन गया।
टेलीस्कोप द्वारा दी गई आकाश छवि फाइबर आधारित छवि स्लाइसर पर पड़ती है। यह सामान्यतः प्रत्येक ~ 0.1 मिमी व्यास के कुछ हज़ार फ़ाइबर से बना होता है, जिसमें चौकोर या गोलाकार इनपुट फ़ील्ड को संकीर्ण आयताकार (लंबे-स्लिट जैसे) आउटपुट में सुधारा जाता है। इमेज स्लाइसर आउटपुट को तब क्लासिकल [[लॉन्ग-स्लिट स्पेक्ट्रोस्कोपी]] से जोड़ा जाता है जो डेटाक्यूब डिलीवर करता है। आकाश प्रदर्शक ने प्रथम बार आईएफएस अवलोकन सफलतापूर्वक परिणाम दिया।<ref>{{Citation |last1=Angonin |first1=M. C. |title=Bidimensional spectrography of the "clover leaf" H1413+117 at sub-arcsec. Spatial resolution |date=1990 |url=http://link.springer.com/10.1007/BFb0009246 |work=Gravitational Lensing |volume=360 |pages=124–126 |editor-last=Mellier |editor-first=Yannick |place=Berlin/Heidelberg |publisher=Springer-Verlag |language=en |doi=10.1007/bfb0009246 |isbn=978-3-540-52648-3 |access-date=2022-12-19 |last2=Vanderriest |first2=C. |last3=Surdej |first3=J. |editor2-last=Fort |editor2-first=Bernard |editor3-last=Soucail |editor3-first=Geneviève}}</ref>इसके पश्चात लगभग 5 वर्ष पश्चात पूर्ण रूप से सिलफिड प्रकाशीय उपकरण का उपयोग किया गया।<ref>{{Cite journal |last1=Malivoir |first1=C. |last2=Encrenaz |first2=Th. |last3=Vanderriest |first3=C. |last4=Lemonnier |first4=J.P. |last5=Kohl-Moreira |first5=J.L. |date=October 1990 |title=द्विआयामी स्पेक्ट्रोस्कोपी से धूमकेतु हैली में द्वितीयक उत्पादों का मानचित्रण|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/001910359090144X |journal=Icarus |language=en |volume=87 |issue=2 |pages=412–420 |doi=10.1016/0019-1035(90)90144-X}}</ref>गोलाकार तंतुओं को वर्ग या हेक्सागोनल लेंसलेट सरणी में युग्मित करने से फाइबर में उत्तम प्रकाश इंजेक्शन और आकाश प्रकाश का लगभग 100% भरने वाला कारक बन गया।


पेशेवरों में 100% ऑन-स्काई स्थानिक भरना, डिटेक्टर पिक्सेल का कुशल उपयोग और व्यावसायिक रूप से उपलब्ध फाइबर-आधारित छवि स्लाइसर हैं। विपक्ष फाइबर में बड़े आकार का प्रकाश नुकसान (~ 25%), उनकी अपेक्षाकृत खराब फोटोमेट्रिक सटीकता और क्रायोजेनिक वातावरण में काम करने में उनकी अक्षमता है। उत्तरार्द्ध तरंग दैर्ध्य कवरेज को <1.6 माइक्रोन तक सीमित करता है।
व्यायासों में 100% ऑन-स्काई स्थानिक भरना, डिटेक्टर पिक्सेल का कुशल उपयोग और व्यावसायिक रूप से उपलब्ध फाइबर-आधारित छवि स्लाइसर हैं। विपक्ष फाइबर में बड़े आकार का प्रकाश हानि (~ 25%), उनकी अपेक्षाकृत व्यर्थ फोटोमेट्रिक त्रुटिहीनता और क्रायोजेनिक वातावरण में कार्य करने में उनकी अक्षमता है। उत्तरार्द्ध तरंग दैर्ध्य कवरेज को <1.6 माइक्रोन तक सीमित करता है।


इस तकनीक का उपयोग कई दूरबीनों में उपकरणों द्वारा किया जाता है (जैसे इंटीग्रल<ref>
इस तकनीक का उपयोग कई दूरबीनों में उपकरणों द्वारा किया जाता है (जैसे कि इंटीग्रल<ref>
{{cite web |title=INTEGRAL: A Simple and Friendly Integral Field Unit Available at the WHT |url=http://www.ing.iac.es/PR/newsletter/news3/integral.html |accessdate=30 November 2012 |publisher=Isaac Newton Group of Telescopes}}</ref> विलियम हर्शल टेलीस्कोप पर), और विशेष रूप से वर्तमान में चल रहे आकाशगंगाओं के बड़े सर्वेक्षणों में, जैसे कि [[Calar Alto लिगेसी इंटीग्रल फील्ड एरिया सर्वे]]<ref>{{cite web |title=CALIFA: Calar Alto Legacy Integral Field Area survey |url=http://califa.caha.es |accessdate=10 October 2014 |publisher=CALIFA Survey}}</ref> कैलर अल्टो वेधशाला, सामी में<ref>{{cite web |title=SAMI: Overview of the SAMI Survey |url=http://sami-survey.org |accessdate=5 March 2014 |publisher=SAMI Survey}}</ref> [[ऑस्ट्रेलियाई खगोलीय वेधशाला]] और MaNGA में<ref>{{cite web |title=MaNGA: SDSS-III |url=http://www.sdss3.org/future/manga.php |accessdate=5 March 2014 |publisher=Sloan Digital Sky Survey}}</ref> जो [[स्लोन डिजिटल स्काई सर्वे]] के अगले चरण के सर्वेक्षणों में से एक है।
{{cite web |title=INTEGRAL: A Simple and Friendly Integral Field Unit Available at the WHT |url=http://www.ing.iac.es/PR/newsletter/news3/integral.html |accessdate=30 November 2012 |publisher=Isaac Newton Group of Telescopes}}</ref> विलियम हर्शल टेलीस्कोप में इंटेग्रल [9]), और विशेष रूप से वर्तमान में आकाशगंगाओं के चल रहे बड़े सर्वेक्षणों में, जैसे [[Calar Alto लिगेसी इंटीग्रल फील्ड एरिया सर्वे|कैलर अल्टो वेधशाला]],<ref>{{cite web |title=CALIFA: Calar Alto Legacy Integral Field Area survey |url=http://califa.caha.es |accessdate=10 October 2014 |publisher=CALIFA Survey}}</ref>सामी में<ref>{{cite web |title=SAMI: Overview of the SAMI Survey |url=http://sami-survey.org |accessdate=5 March 2014 |publisher=SAMI Survey}}</ref>CALIFA [[ऑस्ट्रेलियाई खगोलीय वेधशाला]] और MaNGA में<ref>{{cite web |title=MaNGA: SDSS-III |url=http://www.sdss3.org/future/manga.php |accessdate=5 March 2014 |publisher=Sloan Digital Sky Survey}}</ref>जो [[स्लोन डिजिटल स्काई सर्वे]] के अगले चरण के सर्वेक्षणों में से है।  


=== दर्पण सरणी ===
=== दर्पण सरणी ===
टेलिस्कोप द्वारा दी गई आकाश छवि एक दर्पण-आधारित स्लाइसर पर आती है, जो आमतौर पर ~30 आयताकार दर्पणों से बनी होती है, जो 0.1-0.2 मिमी चौड़ी होती है, जिसमें चौकोर इनपुट फ़ील्ड को एक संकीर्ण आयताकार (लंबे-स्लिट जैसे) आउटपुट में सुधारा जाता है। इसके बाद स्लाइसर को क्लासिकल [[ लंबी भट्ठा स्पेक्ट्रोग्राफ ]] से जोड़ा जाता है जो डेटा क्यूब्स डिलीवर करता है। इन्फ्रारेड IFS 3D/SPIFFI के पास पहला मिरर-आधारित स्लाइसर<ref>{{Cite journal |last1=Cameron |first1=M. |last2=Weitzel |first2=L. |last3=Krabbe |first3=A. |last4=Genzel |first4=R. |last5=Drapatz |first5=S. |date=1993-12-01 |title=3D: The New MPE Near-Infrared Field Imaging Spectrometer |journal=American Astronomical Society Meeting Abstracts |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993AAS...18311702C |volume=183 |pages=117.02|bibcode=1993AAS...18311702C }}</ref> मिला पहला विज्ञान परिणाम है<ref>{{Cite journal |last1=Eisenhauer |first1=F. |last2=Schdel |first2=R. |last3=Genzel |first3=R. |last4=Ott |first4=T. |last5=Tecza |first5=M. |last6=Abuter |first6=R. |last7=Eckart |first7=A. |last8=Alexander |first8=T. |date=2003-11-10 |title=गांगेय केंद्र की दूरी का एक ज्यामितीय निर्धारण|journal=The Astrophysical Journal |language=en |volume=597 |issue=2 |pages=L121–L124 |doi=10.1086/380188 |issn=0004-637X|doi-access=free }}</ref> 2003 में। उन्नत इमेजिंग स्लाइसर के तहत की मिरर स्लाइसर सिस्टम में तेजी से काफी सुधार किया गया था<ref>{{Cite book |last=Content |first=Robert |title=इन्फ्रारेड खगोलीय उपकरण|date=1998-08-21 |editor-last=Fowler |editor-first=Albert M. |chapter=Advanced image slicers for integral field spectroscopy with UKIRT and GEMINI |volume=3354 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.317262 |location=Kona, HI |pages=187 |doi=10.1117/12.317262|s2cid=173185841 }}</ref> कोड नाम।
टेलिस्कोप द्वारा दी गई आकाश छवि दर्पण-आधारित स्लाइसर पर आती है, जो सामान्यतः ~30 आयताकार दर्पणों से बनी होती है, जो 0.1-0.2 मिमी चौड़ी होती है, जिसमें चौकोर इनपुट फ़ील्ड को संकीर्ण आयताकार (लंबे-स्लिट जैसे) आउटपुट में सुधारा जाता है। इसके पश्चात स्लाइसर को क्लासिकल [[ लंबी भट्ठा स्पेक्ट्रोग्राफ |लॉन्ग-स्लिट]] स्पेक्ट्रोग्राफ से जोड़ा जाता है जो डेटा क्यूब्स डिलीवर करता है। इंफ्रारेड  आईएफएस 3D/SPIFFI के निकट प्रथम मिरर-आधारित स्लाइसर<ref>{{Cite journal |last1=Cameron |first1=M. |last2=Weitzel |first2=L. |last3=Krabbe |first3=A. |last4=Genzel |first4=R. |last5=Drapatz |first5=S. |date=1993-12-01 |title=3D: The New MPE Near-Infrared Field Imaging Spectrometer |journal=American Astronomical Society Meeting Abstracts |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993AAS...18311702C |volume=183 |pages=117.02|bibcode=1993AAS...18311702C }}</ref>2003 में प्रथम विज्ञान परिणाम<ref>{{Cite journal |last1=Eisenhauer |first1=F. |last2=Schdel |first2=R. |last3=Genzel |first3=R. |last4=Ott |first4=T. |last5=Tecza |first5=M. |last6=Abuter |first6=R. |last7=Eckart |first7=A. |last8=Alexander |first8=T. |date=2003-11-10 |title=गांगेय केंद्र की दूरी का एक ज्यामितीय निर्धारण|journal=The Astrophysical Journal |language=en |volume=597 |issue=2 |pages=L121–L124 |doi=10.1086/380188 |issn=0004-637X|doi-access=free }}</ref>प्राप्त हुआ। एडवांस्ड इमेजिंग स्लाइसर कोड नाम के अनुसार की मिरर स्लाइसर प्रणाली में तीव्रता से अधिक सुधार किया गया था।<ref>{{Cite book |last=Content |first=Robert |title=इन्फ्रारेड खगोलीय उपकरण|date=1998-08-21 |editor-last=Fowler |editor-first=Albert M. |chapter=Advanced image slicers for integral field spectroscopy with UKIRT and GEMINI |volume=3354 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.317262 |location=Kona, HI |pages=187 |doi=10.1117/12.317262|s2cid=173185841 }}</ref>


पेशेवरों में उच्च थ्रूपुट, 100% ऑन-स्काई स्पेसियल फिलिंग, डिटेक्टर पिक्सल का इष्टतम उपयोग और क्रायोजेनिक तापमान पर काम करने की क्षमता है। दूसरी ओर, निर्माण करना और संरेखित करना कठिन और महंगा है, विशेष रूप से ऑप्टिकल डोमेन में काम करते समय अधिक कठोर ऑप्टिकल सतहों के विनिर्देशों को देखते हुए।
व्यायासों में उच्च थ्रूपुट, 100% ऑन-स्काई स्पेसियल फिलिंग, डिटेक्टर पिक्सल का इष्टतम उपयोग और क्रायोजेनिक तापमान पर कार्य करने की क्षमता है। दूसरी ओर, निर्माण करना और संरेखित करना कठिन और बहुमूल्य है, विशेष रूप से प्रकाशीय डोमेन में कार्य करते समय अधिक कठोर प्रकाशीय सतहों के विनिर्देशों को देखते है।


== स्थिति ==
== स्थिति ==
IFS वर्तमान में दृश्य में कई बड़े ग्राउंड-आधारित टेलीस्कोप पर एक स्वाद या दूसरे में तैनात हैं<ref>{{Cite web |title=आईटी - सरस्वती|url=https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/muse.html |access-date=2022-12-19 |website=www.eso.org}}</ref><ref>{{Cite book |last1=Matuszewski |first1=Mateusz |last2=Chang |first2=Daphne |last3=Crabill |first3=Robert M. |last4=Martin |first4=D. Christopher |last5=Moore |first5=Anna M. |last6=Morrissey |first6=Patrick |last7=Rahman |first7=Shahinur |title=खगोल विज्ञान III के लिए ग्राउंड-आधारित और एयरबोर्न इंस्ट्रूमेंटेशन|date=2010-07-16 |editor-last=McLean |editor-first=Ian S. |editor2-last=Ramsay |editor2-first=Suzanne K. |editor3-last=Takami |editor3-first=Hideki |chapter=The Cosmic Web Imager: an integral field spectrograph for the Hale Telescope at Palomar Observatory: instrument design and first results |volume=7735 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.856644 |location=San Diego, California, USA |pages=77350P |doi=10.1117/12.856644|s2cid=122825396 |url=https://authors.library.caltech.edu/23147/ }}</ref> या निकट अवरक्त<ref>{{Cite web |url=https://www2.keck.hawaii.edu/inst/osiris/ |access-date=2022-12-19 |website=www2.keck.hawaii.edu}}</ref><ref>{{Cite web |title=ईएसओ - केएमओएस|url=https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/kmos.html |access-date=2022-12-19 |website=www.eso.org}}</ref> डोमेन, और कुछ अंतरिक्ष दूरबीनों पर भी, विशेष रूप से निकट और मध्य अवरक्त डोमेन में [[जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप]] पर। हाल के दशकों में अंतरिक्ष में दूरबीनों के स्थानिक विभेदन (और [[अनुकूली प्रकाशिकी]] आधारित वायु विक्षोभ सुधारों के माध्यम से भू-आधारित दूरबीनों के भी) में बहुत सुधार हुआ है, आईएफएस सुविधाओं की आवश्यकता अधिक से अधिक दबाव बन गई है। स्पेक्ट्रल रिज़ॉल्यूशन आमतौर पर कुछ हज़ार और तरंग दैर्ध्य कवरेज लगभग एक सप्तक (यानी तरंग दैर्ध्य में एक कारक 2) होता है। ध्यान दें कि प्रत्येक IFS को भौतिक इकाइयों (प्रकाश की तीव्रता बनाम सटीक आकाश स्थानों पर तरंग दैर्ध्य) में अपरिष्कृत गणना डेटा को बदलने के लिए सूक्ष्म रूप से ट्यून किए गए सॉफ़्टवेयर पैकेज की आवश्यकता होती है।
आईएफएस वर्तमान में दृश्यमान या निकट अवरक्त डोमेन में, और विशेष रूप से JWST पर कुछ अंतरिक्ष दूरबीनों पर, कई बड़े ग्राउंड-आधारित [[जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप|टेलीस्कोप]] का उपयोग किया जाता हैं।<ref>{{Cite web |title=आईटी - सरस्वती|url=https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/muse.html |access-date=2022-12-19 |website=www.eso.org}}</ref><ref>{{Cite book |last1=Matuszewski |first1=Mateusz |last2=Chang |first2=Daphne |last3=Crabill |first3=Robert M. |last4=Martin |first4=D. Christopher |last5=Moore |first5=Anna M. |last6=Morrissey |first6=Patrick |last7=Rahman |first7=Shahinur |title=खगोल विज्ञान III के लिए ग्राउंड-आधारित और एयरबोर्न इंस्ट्रूमेंटेशन|date=2010-07-16 |editor-last=McLean |editor-first=Ian S. |editor2-last=Ramsay |editor2-first=Suzanne K. |editor3-last=Takami |editor3-first=Hideki |chapter=The Cosmic Web Imager: an integral field spectrograph for the Hale Telescope at Palomar Observatory: instrument design and first results |volume=7735 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.856644 |location=San Diego, California, USA |pages=77350P |doi=10.1117/12.856644|s2cid=122825396 |url=https://authors.library.caltech.edu/23147/ }}</ref> <ref>{{Cite web |url=https://www2.keck.hawaii.edu/inst/osiris/ |access-date=2022-12-19 |website=www2.keck.hawaii.edu}}</ref><ref>{{Cite web |title=ईएसओ - केएमओएस|url=https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/kmos.html |access-date=2022-12-19 |website=www.eso.org}}</ref>निकट और मध्य अवरक्त डोमेन में वर्तमान के दशकों में अंतरिक्ष में दूरबीनों के स्थानिक विभेदन (और [[अनुकूली प्रकाशिकी]] आधारित वायु विक्षोभ सुधारों के माध्यम से भू-आधारित दूरबीनों के भी) में अधिक सुधार हुआ है, आईएफएस सुविधाओं की आवश्यकता अधिक से अधिक दबाव बन गई है। स्पेक्ट्रल रिज़ॉल्यूशन सामान्यतः कुछ हज़ार और तरंग दैर्ध्य कवरेज लगभग सप्तक (अर्थात तरंग दैर्ध्य में कारक 2) होता है। ध्यान दें कि प्रत्येक आईएफएस को भौतिक इकाइयों (प्रकाश की तीव्रता के प्रति त्रुटिहीन आकाश स्थानों पर तरंग दैर्ध्य) में अपरिष्कृत गणना डेटा को परिवर्तित के लिए सूक्ष्म रूप से ट्यून किए गए सॉफ़्टवेयर पैकेज की आवश्यकता होती है।


== नयनाभिराम आईएफएस ==
== पैनोरमिक आईएफएस ==
अत्याधुनिक 4096 x 4096 पिक्सेल डिटेक्टर पर 4096 वर्णक्रमीय पिक्सेल पर फैले प्रत्येक स्थानिक पिक्सेल के साथ, देखने के IFS क्षेत्र गंभीर रूप से सीमित हैं, 8-10 मीटर वर्ग के टेलीस्कोप द्वारा फीड किए जाने पर ~10 चाप सेकंड। यह बदले में मुख्य रूप से IFS-आधारित खगोल भौतिकी विज्ञान को एकल छोटे लक्ष्यों तक सीमित करता है। देखने का एक बहुत बड़ा क्षेत्र -1 चाप मिनट भर में या एक आकाश क्षेत्र 36 गुना बड़ा- सैकड़ों अत्यधिक दूर की आकाशगंगाओं को कवर करने के लिए आवश्यक है, यदि बहुत लंबा (100 घंटे तक), एक्सपोजर। बदले में इसके लिए कम से कम ~ आधा बिलियन डिटेक्टर पिक्सेल वाले IFS सिस्टम विकसित करने की आवश्यकता है।
अत्याधुनिक 4096 x 4096 पिक्सेल डिटेक्टर पर 4096 वर्णक्रमीय पिक्सेल पर विस्तारित प्रत्येक स्थानिक पिक्सेल के साथ, देखने के आईएफएस क्षेत्र गंभीर रूप से सीमित हैं, 8-10 मीटर वर्ग के टेलीस्कोप द्वारा फीड किए जाने पर ~10 चाप सेकंड है। यह परिवर्तन में मुख्य रूप से आईएफएस-आधारित खगोल भौतिकी विज्ञान को एकल छोटे लक्ष्यों तक सीमित करता है। देखने का अधिक बड़ा क्षेत्र -1 चाप मिनट भर में या आकाश क्षेत्र 36 गुना बड़ा- सैकड़ों अत्यधिक दूर की आकाशगंगाओं को कवर करने के लिए आवश्यक है, यदि अधिक लंबा (100 घंटे तक), एक्सपोजर विपरीत में इसके लिए कम से कम ~ आधा बिलियन डिटेक्टर पिक्सेल वाले आईएफएस प्रणाली विकसित करने की आवश्यकता है।


क्रूर बल दृष्टिकोण विशाल डिटेक्टर एरे को खिलाने वाले विशाल स्पेक्ट्रोग्राफ बनाने के लिए होता। इसके बजाय, 2022 तक दो पैनोरामिक IFS, मल्टी-यूनिट स्पेक्ट्रोस्कोपिक एक्सप्लोरर और वायरस,<ref>{{Cite journal |last1=Hill |first1=Gary J. |last2=Lee |first2=Hanshin |last3=MacQueen |first3=Phillip J. |last4=Kelz |first4=Andreas |last5=Drory |first5=Niv |last6=Vattiat |first6=Brian L. |last7=Good |first7=John M. |last8=Ramsey |first8=Jason |last9=Kriel |first9=Herman |last10=Peterson |first10=Trent |last11=DePoy |first11=D. L. |last12=Gebhardt |first12=Karl |last13=Marshall |first13=J. L. |last14=Tuttle |first14=Sarah E. |last15=Bauer |first15=Svend M. |date=2021-12-01 |title=The HETDEX Instrumentation: Hobby-Eberly Telescope Wide Field Upgrade and VIRUS |journal=The Astronomical Journal |volume=162 |issue=6 |pages=298 |doi=10.3847/1538-3881/ac2c02 |arxiv=2110.03843 |issn=0004-6256|doi-access=free }}</ref> क्रमशः 24 और 120 धारावाहिक निर्मित ऑप्टिकल IFS से बने हैं। इसका परिणाम काफी छोटे और सस्ते उपकरणों में होता है। मिरर स्लाइसर आधारित MUSE इंस्ट्रूमेंट ने 2014 में [[ बहुत बड़ा टेलीस्कोप ]] में ऑपरेशन शुरू किया और 2021 में हॉबी-एबर्ली टेलीस्कोप | हॉबी-एबर्ली टेलीस्कोप पर आधारित फाइबर स्लाइस आधारित वायरस।
क्रूर बल दृष्टिकोण विशाल डिटेक्टर एरे का उपयोग करने वाले विशाल स्पेक्ट्रोग्राफ बनाने के लिए होता है। इसके अतिरिक्त, 2022 तक दो पैनोरामिक आईएफएस, मल्टी-यूनिट स्पेक्ट्रोस्कोपिक एक्सप्लोरर और वायरस,<ref>{{Cite journal |last1=Hill |first1=Gary J. |last2=Lee |first2=Hanshin |last3=MacQueen |first3=Phillip J. |last4=Kelz |first4=Andreas |last5=Drory |first5=Niv |last6=Vattiat |first6=Brian L. |last7=Good |first7=John M. |last8=Ramsey |first8=Jason |last9=Kriel |first9=Herman |last10=Peterson |first10=Trent |last11=DePoy |first11=D. L. |last12=Gebhardt |first12=Karl |last13=Marshall |first13=J. L. |last14=Tuttle |first14=Sarah E. |last15=Bauer |first15=Svend M. |date=2021-12-01 |title=The HETDEX Instrumentation: Hobby-Eberly Telescope Wide Field Upgrade and VIRUS |journal=The Astronomical Journal |volume=162 |issue=6 |pages=298 |doi=10.3847/1538-3881/ac2c02 |arxiv=2110.03843 |issn=0004-6256|doi-access=free }}</ref> क्रमशः 24 और 120 सीरियल-निर्मित प्रकाशीय आईएफएस से बने हैं। इसका परिणाम अधिक छोटे और निम्न मूल्य उपकरणों में होता है। मिरर स्लाइसर आधारित एमयूएसई इंस्ट्रूमेंट ने 2014 में [[ बहुत बड़ा टेलीस्कोप |ईएसओ]] वेरी लार्ज टेलीस्कोप और 2021 में हॉबी-एबर्ली टेलीस्कोप पर फाइबर स्लाइस आधारित वायरस का संचालन प्रारंभ किया।
 
== मल्टी-ऑब्जेक्ट आईएफएस ==
इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोस्कोपी और मल्टी-ऑब्जेक्ट स्पेक्ट्रोस्कोपी की क्षमताओं को ही उपकरण में जोड़ना वैचारिक रूप से सरल है। बड़े आकाश क्षेत्र में कई छोटे आईएफयू को नियुक्त किया जाता है, संभवतः डिग्री या उससे अधिक इस प्रकार, अधिक विस्तृत जानकारी उदा: एक बार में कई चयनित आकाशगंगाएँ प्राप्त की जा सकती हैं। निश्चित रूप से प्रत्येक लक्ष्य पर स्थानिक कवरेज और लक्ष्यों की कुल संख्या के मध्य सम्बन्ध है। फ्लेम्स,<ref>{{Cite book |last1=Pasquini |first1=Luca |last2=Castillo |first2=Roberto |last3=Dekker |first3=Hans |last4=Hanuschik |first4=Reinhard |last5=Kaufer |first5=Andreas |last6=Modigliani |first6=Andrea |last7=Palsa |first7=Ralf |last8=Primas |first8=Francesca |last9=Scarpa |first9=Riccardo |last10=Smoker |first10=Jonathan |last11=Wolff |first11=Burkhard |title=खगोल विज्ञान के लिए ग्राउंड-आधारित इंस्ट्रुमेंटेशन|date=2004-09-30 |chapter=Performance of FLAMES at the VLT: one year of operation |volume=5492 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.550437 |location=USA |pages=136 |doi=10.1117/12.550437|s2cid=121131874 }}</ref> इस क्षमता की विशेषता वाला प्रथम उपकरण, 2002 में ईएसओ वेरी लार्ज टेलीस्कोप में इस मोड में प्रथम प्रकाश था। इस प्रकार की कई सुविधाएं अब विज़िबल में चल रही हैं।<ref>{{Cite book |last1=Pasquini |first1=Luca |last2=Alonso |first2=Jaime |last3=Avila |first3=Gerardo |last4=Barriga |first4=Pablo |last5=Biereichel |first5=Peter |last6=Buzzoni |first6=Bernard |last7=Cavadore |first7=Cyril |last8=Cumani |first8=Claudio |last9=Dekker |first9=Hans |last10=Delabre |first10=Bernard |last11=Kaufer |first11=Andreas |last12=Kotzlowski |first12=Heinz |last13=Hill |first13=Vanessa |last14=Lizon |first14=Jean-Luis |last15=Nees |first15=Walter |title=Instrument Design and Performance for Optical/Infrared Ground-based Telescopes |date=2003-03-07 |editor-last=Iye |editor-first=Masanori |editor2-last=Moorwood |editor2-first=Alan F. M. |chapter=Installation and first results of FLAMES, the VLT multifibre facility |volume=4841 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.458915 |location=Waikoloa, Hawai'i, United States |pages=1682 |doi=10.1117/12.458915|s2cid=120202757 }}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Croom |first1=Scott M. |last2=Lawrence |first2=Jon S. |last3=Bland-Hawthorn |first3=Joss |last4=Bryant |first4=Julia J. |last5=Fogarty |first5=Lisa |last6=Richards |first6=Samuel |last7=Goodwin |first7=Michael |last8=Farrell |first8=Tony |last9=Miziarski |first9=Stan |last10=Heald |first10=Ron |last11=Jones |first11=D. Heath |last12=Lee |first12=Steve |last13=Colless |first13=Matthew |last14=Brough |first14=Sarah |last15=Hopkins |first15=Andrew M. |date=February 2012 |title=The Sydney-AAO Multi-object Integral field spectrograph: The Sydney-AAO Multi-object IFS |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |language=en |pages=no |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.20365.x|doi-access=free }}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Bundy |first1=Kevin |last2=Bershady |first2=Matthew A. |last3=Law |first3=David R. |last4=Yan |first4=Renbin |last5=Drory |first5=Niv |last6=MacDonald |first6=Nicholas |last7=Wake |first7=David A. |last8=Cherinka |first8=Brian |last9=Sánchez-Gallego |first9=José R. |last10=Weijmans |first10=Anne-Marie |last11=Thomas |first11=Daniel |last12=Tremonti |first12=Christy |last13=Masters |first13=Karen |last14=Coccato |first14=Lodovico |last15=Diamond-Stanic |first15=Aleksandar M. |date=2014-12-10 |title=OVERVIEW OF THE SDSS-IV MaNGA SURVEY: MAPPING NEARBY GALAXIES AT APACHE POINT OBSERVATORY |journal=The Astrophysical Journal |volume=798 |issue=1 |pages=7 |doi=10.1088/0004-637X/798/1/7 |issn=1538-4357|doi-access=free }}</ref><ref>{{Cite book |last1=Sharples |first1=Ray |last2=Bender |first2=Ralf |last3=Agudo Berbel |first3=Alex |last4=Bennett |first4=Richard |last5=Bezawada |first5=Naidu |last6=Castillo |first6=Roberto |last7=Cirasuolo |first7=Michele |last8=Clark |first8=Paul |last9=Davidson |first9=George |last10=Davies |first10=Richard |last11=Davies |first11=Roger |last12=Dubbeldam |first12=Marc |last13=Fairley |first13=Alasdair |last14=Finger |first14=Gert |last15=Schreiber |first15=Natascha F. |title=खगोल विज्ञान वी के लिए ग्राउंड-आधारित और एयरबोर्न इंस्ट्रुमेंटेशन|date=2014-07-08 |editor-last=Ramsay |editor-first=Suzanne K. |editor2-last=McLean |editor2-first=Ian S. |editor3-last=Takami |editor3-first=Hideki |chapter=Performance of the K-band multi-object spectrograph (KMOS) on the ESO VLT |volume=9147 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.2055496 |location=Montréal, Quebec, Canada |pages=91470W |doi=10.1117/12.2055496|s2cid=120225246 }}</ref><ref>{{Cite book |last1=Eikenberry |first1=S. S. |last2=Bennett |first2=J. G. |last3=Chinn |first3=B. |last4=Donoso |first4=H. V. |last5=Eikenberry |first5=S. A. |last6=Ettedgui |first6=E. |last7=Fletcher |first7=A. |last8=Frommeyer |first8=Raymond |last9=Garner |first9=A. |last10=Herlevich |first10=M. |last11=Lasso |first11=N. |last12=Miller |first12=P. |last13=Mullin |first13=S. |last14=Murphey |first14=C. |last15=Raines |first15=S. N. |title=खगोल विज्ञान IV के लिए भू-आधारित और वायुवाहित यंत्रीकरण|date=2012-09-24 |editor-last=McLean |editor-first=Ian S. |editor2-last=Ramsay |editor2-first=Suzanne K. |editor3-last=Takami |editor3-first=Hideki |chapter=MIRADAS for the Gran Telescopio Canarias: system overview |volume=8446 |chapter-url=https://eprints.ucm.es/27826/1/cardiel03.PDF |location=Amsterdam, Netherlands |pages=844657 |doi=10.1117/12.925686|s2cid=121061992 }}</ref>
 
विविध क्षेत्र स्पेक्ट्रोस्कोपी के नाम के अनुसार क्षेत्र के कवरेज के विकल्प में भी बड़ा अक्षांश प्रस्तावित किया गया है<ref>{{Cite journal |last1=Murray |first1=G. J. |last2=Allington-Smith |first2=J. R. |date=2009-10-11 |title=अत्यधिक बड़े टेलीस्कोपों ​​पर स्पेक्ट्रोस्कोपी के लिए रणनीतियाँ - II। विविध-क्षेत्र स्पेक्ट्रोस्कोपी|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |language=en |volume=399 |issue=1 |pages=209–218 |doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15170.x|doi-access=free }}</ref>जो पर्यवेक्षक को अवलोकन दक्षता और वैज्ञानिक रिटर्न को अधिकतम करने के लिए आकाश क्षेत्रों के संयोजनों का चयन करने की अनुमति देगा। इसके लिए तकनीकी विकास की आवश्यकता है, विशेष रूप से बहुमुखी रोबोटिक लक्ष्य पिकअप<ref>{{Cite book |last1=Lawrence |first1=Jon S. |last2=Brown |first2=David M. |last3=Brzeski |first3=Jurek |last4=Case |first4=Scott |last5=Colless |first5=Matthew |last6=Farrell |first6=Tony |last7=Gers |first7=Luke |last8=Gilbert |first8=James |last9=Goodwin |first9=Michael |last10=Jacoby |first10=George |last11=Hopkins |first11=Andrew M. |last12=Ireland |first12=Michael |last13=Kuehn |first13=Kyler |last14=Lorente |first14=Nuria P. F. |last15=Miziarski |first15=Stan |title=खगोल विज्ञान वी के लिए ग्राउंड-आधारित और एयरबोर्न इंस्ट्रुमेंटेशन|date=2014-07-08 |editor-last=Ramsay |editor-first=Suzanne K. |editor2-last=McLean |editor2-first=Ian S. |editor3-last=Takami |editor3-first=Hideki |chapter=The MANIFEST fibre positioning system for the Giant Magellan Telescope |volume=9147 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.2055742 |location=Montréal, Quebec, Canada |pages=914794 |doi=10.1117/12.2055742|hdl=1885/19263 |s2cid=67812742 |hdl-access=free }}</ref> और फोटोनिक स्विचयार्ड है।<ref>{{Cite book |last1=Lee |first1=David |last2=Taylor |first2=Keith |title=ऑप्टिकल और IR टेलीस्कोप इंस्ट्रूमेंटेशन और डिटेक्टर|date=2000-08-16 |editor-last=Iye |editor-first=Masanori |editor2-last=Moorwood |editor2-first=Alan F. M. |chapter=Fiber developments at the Anglo-Australian Observatory for SPIRAL and AUSTRALIS |volume=4008 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.395481 |location=Munich, Germany |pages=268 |doi=10.1117/12.395481|s2cid=120707645 }}</ref>


== मल्टी-ऑब्जेक्ट IFS ==
इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोस्कोपी और मल्टी-ऑब्जेक्ट स्पेक्ट्रोस्कोपी की क्षमताओं को एक ही उपकरण में जोड़ना वैचारिक रूप से सीधा है। यह एक बड़े आकाश गश्ती क्षेत्र में कई छोटे IFU को तैनात करके किया जाता है, संभवतः एक डिग्री या उससे अधिक। इस तरह, काफी विस्तृत जानकारी उदा। एक बार में कई चयनित आकाशगंगाएँ प्राप्त की जा सकती हैं। निश्चित रूप से प्रत्येक लक्ष्य पर स्थानिक कवरेज और लक्ष्यों की कुल संख्या के बीच एक समझौता है। लपटें,<ref>{{Cite book |last1=Pasquini |first1=Luca |last2=Castillo |first2=Roberto |last3=Dekker |first3=Hans |last4=Hanuschik |first4=Reinhard |last5=Kaufer |first5=Andreas |last6=Modigliani |first6=Andrea |last7=Palsa |first7=Ralf |last8=Primas |first8=Francesca |last9=Scarpa |first9=Riccardo |last10=Smoker |first10=Jonathan |last11=Wolff |first11=Burkhard |title=खगोल विज्ञान के लिए ग्राउंड-आधारित इंस्ट्रुमेंटेशन|date=2004-09-30 |chapter=Performance of FLAMES at the VLT: one year of operation |volume=5492 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.550437 |location=USA |pages=136 |doi=10.1117/12.550437|s2cid=121131874 }}</ref> इस क्षमता की विशेषता वाला पहला उपकरण, 2002 में ESO वेरी लार्ज टेलीस्कोप में इस मोड में पहला प्रकाश था। इस तरह की कई सुविधाएं अब विज़िबल में चल रही हैं<ref>{{Cite book |last1=Pasquini |first1=Luca |last2=Alonso |first2=Jaime |last3=Avila |first3=Gerardo |last4=Barriga |first4=Pablo |last5=Biereichel |first5=Peter |last6=Buzzoni |first6=Bernard |last7=Cavadore |first7=Cyril |last8=Cumani |first8=Claudio |last9=Dekker |first9=Hans |last10=Delabre |first10=Bernard |last11=Kaufer |first11=Andreas |last12=Kotzlowski |first12=Heinz |last13=Hill |first13=Vanessa |last14=Lizon |first14=Jean-Luis |last15=Nees |first15=Walter |title=Instrument Design and Performance for Optical/Infrared Ground-based Telescopes |date=2003-03-07 |editor-last=Iye |editor-first=Masanori |editor2-last=Moorwood |editor2-first=Alan F. M. |chapter=Installation and first results of FLAMES, the VLT multifibre facility |volume=4841 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.458915 |location=Waikoloa, Hawai'i, United States |pages=1682 |doi=10.1117/12.458915|s2cid=120202757 }}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Croom |first1=Scott M. |last2=Lawrence |first2=Jon S. |last3=Bland-Hawthorn |first3=Joss |last4=Bryant |first4=Julia J. |last5=Fogarty |first5=Lisa |last6=Richards |first6=Samuel |last7=Goodwin |first7=Michael |last8=Farrell |first8=Tony |last9=Miziarski |first9=Stan |last10=Heald |first10=Ron |last11=Jones |first11=D. Heath |last12=Lee |first12=Steve |last13=Colless |first13=Matthew |last14=Brough |first14=Sarah |last15=Hopkins |first15=Andrew M. |date=February 2012 |title=The Sydney-AAO Multi-object Integral field spectrograph: The Sydney-AAO Multi-object IFS |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |language=en |pages=no |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.20365.x|doi-access=free }}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Bundy |first1=Kevin |last2=Bershady |first2=Matthew A. |last3=Law |first3=David R. |last4=Yan |first4=Renbin |last5=Drory |first5=Niv |last6=MacDonald |first6=Nicholas |last7=Wake |first7=David A. |last8=Cherinka |first8=Brian |last9=Sánchez-Gallego |first9=José R. |last10=Weijmans |first10=Anne-Marie |last11=Thomas |first11=Daniel |last12=Tremonti |first12=Christy |last13=Masters |first13=Karen |last14=Coccato |first14=Lodovico |last15=Diamond-Stanic |first15=Aleksandar M. |date=2014-12-10 |title=OVERVIEW OF THE SDSS-IV MaNGA SURVEY: MAPPING NEARBY GALAXIES AT APACHE POINT OBSERVATORY |journal=The Astrophysical Journal |volume=798 |issue=1 |pages=7 |doi=10.1088/0004-637X/798/1/7 |issn=1538-4357|doi-access=free }}</ref> और निकट अवरक्त।<ref>{{Cite book |last1=Sharples |first1=Ray |last2=Bender |first2=Ralf |last3=Agudo Berbel |first3=Alex |last4=Bennett |first4=Richard |last5=Bezawada |first5=Naidu |last6=Castillo |first6=Roberto |last7=Cirasuolo |first7=Michele |last8=Clark |first8=Paul |last9=Davidson |first9=George |last10=Davies |first10=Richard |last11=Davies |first11=Roger |last12=Dubbeldam |first12=Marc |last13=Fairley |first13=Alasdair |last14=Finger |first14=Gert |last15=Schreiber |first15=Natascha F. |title=खगोल विज्ञान वी के लिए ग्राउंड-आधारित और एयरबोर्न इंस्ट्रुमेंटेशन|date=2014-07-08 |editor-last=Ramsay |editor-first=Suzanne K. |editor2-last=McLean |editor2-first=Ian S. |editor3-last=Takami |editor3-first=Hideki |chapter=Performance of the K-band multi-object spectrograph (KMOS) on the ESO VLT |volume=9147 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.2055496 |location=Montréal, Quebec, Canada |pages=91470W |doi=10.1117/12.2055496|s2cid=120225246 }}</ref><ref>{{Cite book |last1=Eikenberry |first1=S. 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File:FLAMES_multi_IFUs.tif|thumb|FAMES/ESO में इंटीग्रल फील्ड यूनिट के साथ टिप्पणियों का एक उदाहरण
विविध क्षेत्र स्पेक्ट्रोस्कोपी के नाम के तहत गश्ती क्षेत्र के कवरेज के विकल्प में भी बड़ा अक्षांश प्रस्तावित किया गया है<ref>{{Cite journal |last1=Murray |first1=G. J. |last2=Allington-Smith |first2=J. R. |date=2009-10-11 |title=अत्यधिक बड़े टेलीस्कोपों ​​पर स्पेक्ट्रोस्कोपी के लिए रणनीतियाँ - II। विविध-क्षेत्र स्पेक्ट्रोस्कोपी|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |language=en |volume=399 |issue=1 |pages=209–218 |doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15170.x|doi-access=free }}</ref> (डीएफएस) जो प्रेक्षक को दक्षता और वैज्ञानिक प्रतिफल को अधिकतम करने के लिए आकाश क्षेत्रों के मनमाने संयोजनों का चयन करने की अनुमति देगा। इसके लिए तकनीकी विकास की आवश्यकता है, विशेष रूप से बहुमुखी रोबोट लक्ष्य पिकअप में<ref>{{Cite book |last1=Lawrence |first1=Jon S. |last2=Brown |first2=David M. |last3=Brzeski |first3=Jurek |last4=Case |first4=Scott |last5=Colless |first5=Matthew |last6=Farrell |first6=Tony |last7=Gers |first7=Luke |last8=Gilbert |first8=James |last9=Goodwin |first9=Michael |last10=Jacoby |first10=George |last11=Hopkins |first11=Andrew M. |last12=Ireland |first12=Michael |last13=Kuehn |first13=Kyler |last14=Lorente |first14=Nuria P. F. |last15=Miziarski |first15=Stan |title=खगोल विज्ञान वी के लिए ग्राउंड-आधारित और एयरबोर्न इंस्ट्रुमेंटेशन|date=2014-07-08 |editor-last=Ramsay |editor-first=Suzanne K. |editor2-last=McLean |editor2-first=Ian S. |editor3-last=Takami |editor3-first=Hideki |chapter=The MANIFEST fibre positioning system for the Giant Magellan Telescope |volume=9147 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.2055742 |location=Montréal, Quebec, Canada |pages=914794 |doi=10.1117/12.2055742|hdl=1885/19263 |s2cid=67812742 |hdl-access=free }}</ref> और फोटोनिक स्विचयार्ड।<ref>{{Cite book |last1=Lee |first1=David |last2=Taylor |first2=Keith |title=ऑप्टिकल और IR टेलीस्कोप इंस्ट्रूमेंटेशन और डिटेक्टर|date=2000-08-16 |editor-last=Iye |editor-first=Masanori |editor2-last=Moorwood |editor2-first=Alan F. M. |chapter=Fiber developments at the Anglo-Australian Observatory for SPIRAL and AUSTRALIS |volume=4008 |chapter-url=http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?doi=10.1117/12.395481 |location=Munich, Germany |pages=268 |doi=10.1117/12.395481|s2cid=120707645 }}</ref>




== त्रि-आयामी डिटेक्टर ==
== त्रि-आयामी डिटेक्टर ==
अन्य तकनीकें विभिन्न तरंग दैर्ध्यों पर समान सिरों को प्राप्त कर सकती हैं। विशेष रूप से, रेडियो तरंग दैर्ध्य पर, एक साथ वर्णक्रमीय जानकारी हेटरोडाइन रिसीवर के साथ प्राप्त की जाती है,<ref>{{Cite journal |last1=Carter |first1=M. |last2=Lazareff |first2=B. |last3=Maier |first3=D. |last4=Chenu |first4=J.-Y. |last5=Fontana |first5=A.-L. |last6=Bortolotti |first6=Y. |last7=Boucher |first7=C. |last8=Navarrini |first8=A. |last9=Blanchet |first9=S. |last10=Greve |first10=A. |last11=John |first11=D. |last12=Kramer |first12=C. |last13=Morel |first13=F. |last14=Navarro |first14=S. |last15=Peñalver |first15=J. |date=February 2012 |title=The EMIR multi-band mm-wave receiver for the IRAM 30-m telescope |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=538 |pages=A89 |doi=10.1051/0004-6361/201118452 |issn=0004-6361|doi-access=free }}</ref> बड़ी आवृत्ति कवरेज और विशाल वर्णक्रमीय संकल्प की विशेषता।
अन्य तकनीकें विभिन्न तरंग दैर्ध्यों पर समान सिरों को प्राप्त कर सकती हैं। विशेष रूप से, रेडियो तरंग दैर्ध्य पर, एक साथ वर्णक्रमीय जानकारी हेटरोडाइन रिसीवर के साथ प्राप्त की जाती है,<ref>{{Cite journal |last1=Carter |first1=M. |last2=Lazareff |first2=B. |last3=Maier |first3=D. |last4=Chenu |first4=J.-Y. |last5=Fontana |first5=A.-L. |last6=Bortolotti |first6=Y. |last7=Boucher |first7=C. |last8=Navarrini |first8=A. |last9=Blanchet |first9=S. |last10=Greve |first10=A. |last11=John |first11=D. |last12=Kramer |first12=C. |last13=Morel |first13=F. |last14=Navarro |first14=S. |last15=Peñalver |first15=J. |date=February 2012 |title=The EMIR multi-band mm-wave receiver for the IRAM 30-m telescope |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=538 |pages=A89 |doi=10.1051/0004-6361/201118452 |issn=0004-6361|doi-access=free }}</ref> जिसमें बड़ी आवृत्ति कवरेज और विशाल वर्णक्रमीय रिज़ॉल्यूशन होता है।


एक्स-रे डोमेन में, अलग-अलग फोटॉनों की उच्च ऊर्जा के कारण, जिसे उपयुक्त रूप से 3डी फोटॉन काउंटिंग डिटेक्टर कहा जाता है, न केवल आने वाले फोटॉनों की 2डी स्थिति बल्कि उनकी ऊर्जा, इसलिए उनकी तरंग दैर्ध्य को भी मापता है। फिर भी ध्यान दें कि वर्णक्रमीय जानकारी बहुत मोटे हैं, केवल वर्णक्रमीय संकल्प ~ 10 के साथ। एक उदाहरण नासा के [[चंद्र एक्स-रे वेधशाला]] पर एसीआईएस [[उन्नत सीसीडी इमेजिंग स्पेक्ट्रोमीटर]] है।
एक्स-रे डोमेन में, भिन्न-भिन्न फोटॉनों की उच्च ऊर्जा के कारण, जिसे उपयुक्त रूप से 3डी फोटॉन काउंटिंग डिटेक्टर कहा जाता है, न केवल आने वाले फोटॉनों की 2डी स्थिति अन्यथा उनकी ऊर्जा, इसलिए उनकी तरंग दैर्ध्य को भी मापता है। फिर भी ध्यान दें कि वर्णक्रमीय जानकारी अधिक हैं, केवल वर्णक्रमीय संकल्प ~ 10 है। उदाहरण नासा के [[चंद्र एक्स-रे वेधशाला]] पर एसीआईएस [[उन्नत सीसीडी इमेजिंग स्पेक्ट्रोमीटर]] है।


विजिबल-नियर इन्फ्रारेड में, यह दृष्टिकोण बहुत कम ऊर्जावान फोटॉनों के साथ बहुत कठिन है। फिर भी सीमित वर्णक्रमीय विभेदन ~ 30 और 0.1 K से नीचे ठंडे किए गए छोटे प्रारूप वाले सुपरकंडक्टिंग डिटेक्टर विकसित किए गए हैं और सफलतापूर्वक उपयोग किए गए हैं, उदा। 32x32 पिक्सेल ARCONS<ref>{{Cite journal |last1=O'Brien |first1=Kieran |last2=Mazin |first2=Ben |last3=McHugh |first3=Sean |last4=Meeker |first4=Seth |last5=Bumble |first5=Bruce |date=September 2011 |title=ARCONS: a Highly Multiplexed Superconducting UV-to-Near-IR Camera |journal=Proceedings of the International Astronomical Union |language=en |volume=7 |issue=S285 |pages=385–388 |doi=10.1017/S1743921312001159 |issn=1743-9213|doi-access=free }}</ref> हेल ​​​​200 ”टेलीस्कोप पर कैमरा। इसके विपरीत, 'शास्त्रीय' IFS में आमतौर पर कुछ हज़ारों के वर्णक्रमीय रिज़ॉल्यूशन होते हैं।
विजिबल-नियर इंफ्रारेड में, यह दृष्टिकोण अधिक कम ऊर्जावान फोटॉनों के साथ अधिक कठिन है। फिर भी सीमित वर्णक्रमीय विभेदन ~ 30 और 0.1 K से नीचे ठंडे किए गए छोटे प्रारूप वाले सुपरकंडक्टिंग डिटेक्टर विकसित और सफलतापूर्वक उपयोग किए गए हैं, उदा: हेल ​​200” टेलीस्कोप में 32x32 पिक्सेल आर्कोन्स<ref>{{Cite journal |last1=O'Brien |first1=Kieran |last2=Mazin |first2=Ben |last3=McHugh |first3=Sean |last4=Meeker |first4=Seth |last5=Bumble |first5=Bruce |date=September 2011 |title=ARCONS: a Highly Multiplexed Superconducting UV-to-Near-IR Camera |journal=Proceedings of the International Astronomical Union |language=en |volume=7 |issue=S285 |pages=385–388 |doi=10.1017/S1743921312001159 |issn=1743-9213|doi-access=free }}</ref> कैमरा इसके विपरीत, 'शास्त्रीय' आईएफएस में सामान्यतः कुछ हज़ार वर्णक्रमीय रिज़ॉल्यूशन होते हैं।


==संदर्भ==
==संदर्भ==
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* [http://ifs.wikidot.com/ The Integral Field Spectroscopy wiki]
* [http://ifs.wikidot.com/ The Integral Field Spectroscopy wiki]
* [https://web.archive.org/web/20091221184258/http://star-www.dur.ac.uk/~jra/integral_field.html Integral field spectroscopy — A brief introduction] by Jeremy Allington-Smith of the Durham Astronomical Instrumentation Group
* [https://web.archive.org/web/20091221184258/http://star-www.dur.ac.uk/~jra/integral_field.html Integral field spectroscopy — A brief introduction] by Jeremy Allington-Smith of the Durham Astronomical Instrumentation Group
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Latest revision as of 12:36, 1 September 2023

इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोग्राफ (आईएफएस) प्रकाशीय (ऑप्टिकल) या इंफ्रारेड तरंगदैर्ध्य डोमेन (0.32 माइक्रोन-24 माइक्रोन) में स्पेक्ट्रोग्राफिक और इमेजिंग क्षमताओं को द्वि-आयामी क्षेत्र में स्थानिक रूप से समाधान किए गए स्पेक्ट्रा से प्राप्त करने के लिए जोड़ती है। सबसे पहले खगोलीय पिंडों के अध्ययन के लिए विकसित, इस तकनीक का उपयोग अब कई अन्य क्षेत्रों में भी किया जाता है, जैसे बायो-मेडिकल साइंस और अर्थ रिमोट सेंसिंग, सामान्यतः स्नैपशॉट हाइपरस्पेक्ट्रल इमेजिंग के नाम से प्रसिद्ध है।

औचित्य

भिन्न-भिन्न तारों के उल्लेखनीय अपवाद के साथ, अधिकांश खगोलीय पिंडों को बड़ी दूरबीनों द्वारा स्थानिक रूप से अध्ययन किया जाता है। स्पेक्ट्रोस्कोपिक अध्ययन के लिए, प्रत्येक लक्ष्य पर पूर्ण जानकारी प्राप्त करने के लिए, प्रत्येक स्थानिक पिक्सेल (प्रायः आईएफएस शब्द को स्पैक्सेल कहा जाता है) के लिए स्पेक्ट्रम प्राप्त करना इष्टतम होगा। इसके दो स्थानिक और वर्णक्रमीय आयामों से इसे सामान्यतः डेटा क्यूब कहा जाता है। चूंकि खगोलीय उपकरणों के लिए उपयोग किए जाने वाले दृश्यमान चार्ज-युग्मित डिवाइस (सीसीडी) और इंफ्रारेड डिटेक्टर एरे (स्टारिंग एरेज़) दोनों ही द्वि-आयामी हैं, यह स्पेक्ट्रोग्राफिक प्रणाली विकसित करने के लिए गैर-तुच्छ उपलब्धि है जो 3 डी डेटा क्यूब्स को आउटपुट से वितरित करने में सक्षम है। 2 डी डिटेक्टर ऐसे उपकरणों को सामान्यतः खगोलीय क्षेत्र में 3डी स्पेक्ट्रोग्राफ और गैर-खगोलीय क्षेत्र में हाइपरस्पेक्ट्रल इमेजर्स नाम दिया जाता है। 3डी स्पेक्ट्रोग्राफ (जैसे फैब्री-पेरोट स्कैनिंग, फूरियर-रूपांतरण स्पेक्ट्रोस्कोपी) प्रायः समय का उपयोग तीसरे आयाम के रूप में करते हैं, अपने डेटा क्यूब्स बनाने के लिए स्पेक्ट्रल या स्थानिक स्कैनिंग करते हैं। इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोग्राफी (आईएफएस) 3डी स्पेक्ट्रोग्राफ के सबसेट को संदर्भित करता है जो इसके अतिरिक्त एकल एक्सपोजर से डेटा क्यूब प्रदान करता है।

भू-आधारित टेलीस्कोपिक प्रेक्षणों के लिए आईएफएस दृष्टिकोण का प्रमुख लाभ यह है कि यह पृथ्वी के वायुमंडलीय संचरण, वर्णक्रमीय उत्सर्जन और संकट के समय छवि धुंधला होने की अपरिहार्य परिवर्तनशीलता के अतिरिक्त स्वचालित रूप से समरूप डेटा सेट प्रदान करता है। स्कैन किए गए प्रणाली के लिए यह स्तिथि नहीं है जिसके लिए डेटा 'क्यूब्स' निरंतर एक्सपोजर के सेट द्वारा बनाए जाते हैं। आईएफएस, अंतरिक्ष आधारित हो, स्कैनिंग प्रणाली की तुलना में किसी दिए गए एक्सपोजर में अधिक कम आकाश क्षेत्र के व्यय पर, अधिक कम वस्तुओं को ज्ञात करने का लाभ होता है।

1980 दशक के उत्तरार्ध से धीमी प्रारंभ के पश्चात, इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोस्कोपी प्रकाशीय से लेकर मध्य-इंफ्रारेड क्षेत्रों में मुख्यधारा का खगोलीय उपकरण बन गया है, जो खगोलीय स्रोतों को संबोधित करता है, अनिवार्य रूप से सौर मंडल के क्षुद्रग्रहों से लेकर विशाल दूर की आकाशगंगाओं तक कोई भी छोटी वस्तु होती है।

विधि

इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोग्राफ तथाकथित इंटीग्रल फील्ड यूनिट्स (आईएफयूs) का उपयोग छोटे स्क्वायर फील्ड ऑफ व्यू को अधिक उपयुक्त आकार में पुन: स्वरूपित करने के लिए करते हैं, जिसे पश्चात में ग्रेटिंग स्पेक्ट्रोग्राफ द्वारा वर्णक्रमीय रूप से विस्तारित किया जाता है और डिटेक्टर सरणी द्वारा रिकॉर्ड किया जाता है। वर्तमान में तीन भिन्न-भिन्न आईएफयू हैं, क्रमशः लेंसलेट सरणी, फाइबर सरणी या दर्पण सरणी का उपयोग करते है।

स्टार बनाने वाले क्षेत्रों द्वारा उत्सर्जित नाइट्रोजन लाइन के पश्चात के स्लाइस दिखाता है। एनीमेशन अधिक नीली तरंग दैर्ध्य पर छवि के साथ शुरू होता है और अधिक लाल तरंग दैर्ध्य के साथ जारी रहता है। आकाशगंगा के गैलेक्सी घूर्णन वक्र के कारण उत्सर्जन रेखाएँ बाईं ओर कम लाल शिफ्ट होती हैं।

लेंसलेट सरणी

विस्तृत आकाश छवि मिनी-लेंस सरणी का उपयोग होता है, सामान्यतः कुछ हज़ार समान लेंस प्रत्येक ~ 1 मिमी व्यास लेंसलेट सरणी आउटपुट कई छोटे टेलीस्कोप दर्पण छवियों का नियमित ग्रिड है, जो डेटा क्यूब्स वितरित करने वाले मल्टी-स्लिट स्पेक्ट्रोग्राफ[1]के लिए इनपुट के रूप में कार्य करता है। 1980 के दशक की प्रारंभ में इस दृष्टिकोण की वकालत की गई।[2]1987 में पहले लेंसलेट-आधारित प्रकाशीय टाइगर आईएफएस अवलोकन[3][4]किया जाता है।

स्क्वायर या हेक्सागोनल लेंसलेट आकार, उच्च थ्रूपुट, त्रुटिहीन फोटोमेट्री और आईएफयू बनाने में सरल उपयोग करते समय व्यायास 100% ऑन-स्काई स्थानिक भरने होते हैं। आसन्न स्पेक्ट्रा के मध्य संदूषण से बचने के लिए बहुमूल्य डिटेक्टर पिक्सल (~ 50% कम से कम) का उप-इष्टतम उपयोग महत्वपूर्ण हैकर है।

साउरॉन जैसे उपकरण[5] विलियम हर्शल टेलीस्कोप पर सौरोन और वीएलटी पर वृत्त आईएफएस[6]सबप्रणाली जैसे उपकरण इस तकनीक का उपयोग करते हैं।

फाइबर सरणी

टेलीस्कोप द्वारा दी गई आकाश छवि फाइबर आधारित छवि स्लाइसर पर पड़ती है। यह सामान्यतः प्रत्येक ~ 0.1 मिमी व्यास के कुछ हज़ार फ़ाइबर से बना होता है, जिसमें चौकोर या गोलाकार इनपुट फ़ील्ड को संकीर्ण आयताकार (लंबे-स्लिट जैसे) आउटपुट में सुधारा जाता है। इमेज स्लाइसर आउटपुट को तब क्लासिकल लॉन्ग-स्लिट स्पेक्ट्रोस्कोपी से जोड़ा जाता है जो डेटाक्यूब डिलीवर करता है। आकाश प्रदर्शक ने प्रथम बार आईएफएस अवलोकन सफलतापूर्वक परिणाम दिया।[7]इसके पश्चात लगभग 5 वर्ष पश्चात पूर्ण रूप से सिलफिड प्रकाशीय उपकरण का उपयोग किया गया।[8]गोलाकार तंतुओं को वर्ग या हेक्सागोनल लेंसलेट सरणी में युग्मित करने से फाइबर में उत्तम प्रकाश इंजेक्शन और आकाश प्रकाश का लगभग 100% भरने वाला कारक बन गया।

व्यायासों में 100% ऑन-स्काई स्थानिक भरना, डिटेक्टर पिक्सेल का कुशल उपयोग और व्यावसायिक रूप से उपलब्ध फाइबर-आधारित छवि स्लाइसर हैं। विपक्ष फाइबर में बड़े आकार का प्रकाश हानि (~ 25%), उनकी अपेक्षाकृत व्यर्थ फोटोमेट्रिक त्रुटिहीनता और क्रायोजेनिक वातावरण में कार्य करने में उनकी अक्षमता है। उत्तरार्द्ध तरंग दैर्ध्य कवरेज को <1.6 माइक्रोन तक सीमित करता है।

इस तकनीक का उपयोग कई दूरबीनों में उपकरणों द्वारा किया जाता है (जैसे कि इंटीग्रल[9] विलियम हर्शल टेलीस्कोप में इंटेग्रल [9]), और विशेष रूप से वर्तमान में आकाशगंगाओं के चल रहे बड़े सर्वेक्षणों में, जैसे कैलर अल्टो वेधशाला,[10]सामी में[11]CALIFA ऑस्ट्रेलियाई खगोलीय वेधशाला और MaNGA में[12]जो स्लोन डिजिटल स्काई सर्वे के अगले चरण के सर्वेक्षणों में से है।

दर्पण सरणी

टेलिस्कोप द्वारा दी गई आकाश छवि दर्पण-आधारित स्लाइसर पर आती है, जो सामान्यतः ~30 आयताकार दर्पणों से बनी होती है, जो 0.1-0.2 मिमी चौड़ी होती है, जिसमें चौकोर इनपुट फ़ील्ड को संकीर्ण आयताकार (लंबे-स्लिट जैसे) आउटपुट में सुधारा जाता है। इसके पश्चात स्लाइसर को क्लासिकल लॉन्ग-स्लिट स्पेक्ट्रोग्राफ से जोड़ा जाता है जो डेटा क्यूब्स डिलीवर करता है। इंफ्रारेड आईएफएस 3D/SPIFFI के निकट प्रथम मिरर-आधारित स्लाइसर[13]2003 में प्रथम विज्ञान परिणाम[14]प्राप्त हुआ। एडवांस्ड इमेजिंग स्लाइसर कोड नाम के अनुसार की मिरर स्लाइसर प्रणाली में तीव्रता से अधिक सुधार किया गया था।[15]

व्यायासों में उच्च थ्रूपुट, 100% ऑन-स्काई स्पेसियल फिलिंग, डिटेक्टर पिक्सल का इष्टतम उपयोग और क्रायोजेनिक तापमान पर कार्य करने की क्षमता है। दूसरी ओर, निर्माण करना और संरेखित करना कठिन और बहुमूल्य है, विशेष रूप से प्रकाशीय डोमेन में कार्य करते समय अधिक कठोर प्रकाशीय सतहों के विनिर्देशों को देखते है।

स्थिति

आईएफएस वर्तमान में दृश्यमान या निकट अवरक्त डोमेन में, और विशेष रूप से JWST पर कुछ अंतरिक्ष दूरबीनों पर, कई बड़े ग्राउंड-आधारित टेलीस्कोप का उपयोग किया जाता हैं।[16][17] [18][19]निकट और मध्य अवरक्त डोमेन में वर्तमान के दशकों में अंतरिक्ष में दूरबीनों के स्थानिक विभेदन (और अनुकूली प्रकाशिकी आधारित वायु विक्षोभ सुधारों के माध्यम से भू-आधारित दूरबीनों के भी) में अधिक सुधार हुआ है, आईएफएस सुविधाओं की आवश्यकता अधिक से अधिक दबाव बन गई है। स्पेक्ट्रल रिज़ॉल्यूशन सामान्यतः कुछ हज़ार और तरंग दैर्ध्य कवरेज लगभग सप्तक (अर्थात तरंग दैर्ध्य में कारक 2) होता है। ध्यान दें कि प्रत्येक आईएफएस को भौतिक इकाइयों (प्रकाश की तीव्रता के प्रति त्रुटिहीन आकाश स्थानों पर तरंग दैर्ध्य) में अपरिष्कृत गणना डेटा को परिवर्तित के लिए सूक्ष्म रूप से ट्यून किए गए सॉफ़्टवेयर पैकेज की आवश्यकता होती है।

पैनोरमिक आईएफएस

अत्याधुनिक 4096 x 4096 पिक्सेल डिटेक्टर पर 4096 वर्णक्रमीय पिक्सेल पर विस्तारित प्रत्येक स्थानिक पिक्सेल के साथ, देखने के आईएफएस क्षेत्र गंभीर रूप से सीमित हैं, 8-10 मीटर वर्ग के टेलीस्कोप द्वारा फीड किए जाने पर ~10 चाप सेकंड है। यह परिवर्तन में मुख्य रूप से आईएफएस-आधारित खगोल भौतिकी विज्ञान को एकल छोटे लक्ष्यों तक सीमित करता है। देखने का अधिक बड़ा क्षेत्र -1 चाप मिनट भर में या आकाश क्षेत्र 36 गुना बड़ा- सैकड़ों अत्यधिक दूर की आकाशगंगाओं को कवर करने के लिए आवश्यक है, यदि अधिक लंबा (100 घंटे तक), एक्सपोजर विपरीत में इसके लिए कम से कम ~ आधा बिलियन डिटेक्टर पिक्सेल वाले आईएफएस प्रणाली विकसित करने की आवश्यकता है।

क्रूर बल दृष्टिकोण विशाल डिटेक्टर एरे का उपयोग करने वाले विशाल स्पेक्ट्रोग्राफ बनाने के लिए होता है। इसके अतिरिक्त, 2022 तक दो पैनोरामिक आईएफएस, मल्टी-यूनिट स्पेक्ट्रोस्कोपिक एक्सप्लोरर और वायरस,[20] क्रमशः 24 और 120 सीरियल-निर्मित प्रकाशीय आईएफएस से बने हैं। इसका परिणाम अधिक छोटे और निम्न मूल्य उपकरणों में होता है। मिरर स्लाइसर आधारित एमयूएसई इंस्ट्रूमेंट ने 2014 में ईएसओ वेरी लार्ज टेलीस्कोप और 2021 में हॉबी-एबर्ली टेलीस्कोप पर फाइबर स्लाइस आधारित वायरस का संचालन प्रारंभ किया।

मल्टी-ऑब्जेक्ट आईएफएस

इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोस्कोपी और मल्टी-ऑब्जेक्ट स्पेक्ट्रोस्कोपी की क्षमताओं को ही उपकरण में जोड़ना वैचारिक रूप से सरल है। बड़े आकाश क्षेत्र में कई छोटे आईएफयू को नियुक्त किया जाता है, संभवतः डिग्री या उससे अधिक इस प्रकार, अधिक विस्तृत जानकारी उदा: एक बार में कई चयनित आकाशगंगाएँ प्राप्त की जा सकती हैं। निश्चित रूप से प्रत्येक लक्ष्य पर स्थानिक कवरेज और लक्ष्यों की कुल संख्या के मध्य सम्बन्ध है। फ्लेम्स,[21] इस क्षमता की विशेषता वाला प्रथम उपकरण, 2002 में ईएसओ वेरी लार्ज टेलीस्कोप में इस मोड में प्रथम प्रकाश था। इस प्रकार की कई सुविधाएं अब विज़िबल में चल रही हैं।[22][23][24][25][26]

विविध क्षेत्र स्पेक्ट्रोस्कोपी के नाम के अनुसार क्षेत्र के कवरेज के विकल्प में भी बड़ा अक्षांश प्रस्तावित किया गया है[27]जो पर्यवेक्षक को अवलोकन दक्षता और वैज्ञानिक रिटर्न को अधिकतम करने के लिए आकाश क्षेत्रों के संयोजनों का चयन करने की अनुमति देगा। इसके लिए तकनीकी विकास की आवश्यकता है, विशेष रूप से बहुमुखी रोबोटिक लक्ष्य पिकअप[28] और फोटोनिक स्विचयार्ड है।[29]


त्रि-आयामी डिटेक्टर

अन्य तकनीकें विभिन्न तरंग दैर्ध्यों पर समान सिरों को प्राप्त कर सकती हैं। विशेष रूप से, रेडियो तरंग दैर्ध्य पर, एक साथ वर्णक्रमीय जानकारी हेटरोडाइन रिसीवर के साथ प्राप्त की जाती है,[30] जिसमें बड़ी आवृत्ति कवरेज और विशाल वर्णक्रमीय रिज़ॉल्यूशन होता है।

एक्स-रे डोमेन में, भिन्न-भिन्न फोटॉनों की उच्च ऊर्जा के कारण, जिसे उपयुक्त रूप से 3डी फोटॉन काउंटिंग डिटेक्टर कहा जाता है, न केवल आने वाले फोटॉनों की 2डी स्थिति अन्यथा उनकी ऊर्जा, इसलिए उनकी तरंग दैर्ध्य को भी मापता है। फिर भी ध्यान दें कि वर्णक्रमीय जानकारी अधिक हैं, केवल वर्णक्रमीय संकल्प ~ 10 है। उदाहरण नासा के चंद्र एक्स-रे वेधशाला पर एसीआईएस उन्नत सीसीडी इमेजिंग स्पेक्ट्रोमीटर है।

विजिबल-नियर इंफ्रारेड में, यह दृष्टिकोण अधिक कम ऊर्जावान फोटॉनों के साथ अधिक कठिन है। फिर भी सीमित वर्णक्रमीय विभेदन ~ 30 और 0.1 K से नीचे ठंडे किए गए छोटे प्रारूप वाले सुपरकंडक्टिंग डिटेक्टर विकसित और सफलतापूर्वक उपयोग किए गए हैं, उदा: हेल ​​200” टेलीस्कोप में 32x32 पिक्सेल आर्कोन्स[31] कैमरा इसके विपरीत, 'शास्त्रीय' आईएफएस में सामान्यतः कुछ हज़ार वर्णक्रमीय रिज़ॉल्यूशन होते हैं।

संदर्भ

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बाहरी संबंध

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