इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोग्राफ: Difference between revisions

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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) 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।


== औचित्य ==
== औचित्य ==

Revision as of 23:28, 19 June 2023

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।

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। 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।

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।

तरीके

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.

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।

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।[1] जो डेटा क्यूब्स डिलीवर करता है। इस दृष्टिकोण की वकालत की गई थी[2] 1980 के दशक की शुरुआत में, पहला लेंसलेट-आधारित ऑप्टिकल TIGER IFS अवलोकन के साथ[3][4] 1987 में।

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।

साउरॉन जैसे उपकरण[5] विलियम हर्शल टेलीस्कोप और स्पेक्ट्रो-पोलरिमेट्रिक हाई-कंट्रास्ट एक्सोप्लैनेट रिसर्च IFS पर[6] वीएलटी पर सबसिस्टम इस तकनीक का उपयोग करते हैं।

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[7] 1980 में। इसके बाद पूर्णरूपेण SILFID आया[8] 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।

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।

इस तकनीक का उपयोग कई दूरबीनों में उपकरणों द्वारा किया जाता है (जैसे इंटीग्रल[9] 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[10] कैलर अल्टो वेधशाला, सामी में[11] ऑस्ट्रेलियाई खगोलीय वेधशाला और MaNGA में[12] जो स्लोन डिजिटल स्काई सर्वे के अगले चरण के सर्वेक्षणों में से एक है।

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[13] मिला पहला विज्ञान परिणाम है[14] 2003 में। उन्नत इमेजिंग स्लाइसर के तहत की मिरर स्लाइसर सिस्टम में तेजी से काफी सुधार किया गया था[15] कोड नाम।

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।

स्थिति

IFS वर्तमान में दृश्य में कई बड़े ग्राउंड-आधारित टेलीस्कोप पर एक स्वाद या दूसरे में तैनात हैं[16][17] या निकट अवरक्त[18][19] 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।

नयनाभिराम 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।

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,[20] 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।

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,[21] 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[22][23][24] और निकट अवरक्त।[25][26] 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[27] (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[28] और फोटोनिक स्विचयार्ड।[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] बड़ी आवृत्ति कवरेज और विशाल वर्णक्रमीय संकल्प की विशेषता।

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।

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[31] हेल ​​​​200 ”टेलीस्कोप पर कैमरा। इसके विपरीत, 'शास्त्रीय' IFS में आमतौर पर कुछ हज़ारों के वर्णक्रमीय रिज़ॉल्यूशन होते हैं।

संदर्भ

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बाहरी संबंध

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