Спектрограф космического происхождения
Спектрограф космического происхождения (COS) — это научный инструмент, который был установлен на космическом телескопе Хаббл во время миссии обслуживания 4 ( STS-125 ) в мае 2009 года. Он предназначен для ультрафиолетовой (90–320 нм) спектроскопии слабых точечных источников с разрешающая способность ≈1550–24000. Научные цели включают изучение происхождения крупномасштабной структуры во Вселенной, формирования и эволюции галактик, а также происхождения звездных и планетных систем, а также холодной межзвездной среды. COS был разработан и построен Центром астрофизики и космической астрономии (CASA-ARL) Университета Колорадо в Боулдере и корпорацией Ball Aerospace and Technologies в Боулдере, штат Колорадо .
COS устанавливается в отсек для осевых инструментов, ранее занимаемый прибором для замены осевой замены космического телескопа с корректирующей оптикой ( COSTAR ), и предназначен для дополнения спектрографа визуализации космического телескопа ( STIS ), который был отремонтирован во время той же миссии. В то время как STIS работает в более широком диапазоне длин волн, COS во много раз более чувствителен к УФ-излучению. [1] [2]
Обзор инструмента
[ редактировать ]
Спектрограф Cosmic Origins — это ультрафиолетовый спектрограф , оптимизированный для обеспечения высокой чувствительности и умеренного спектрального разрешения компактных (точечных) объектов (звезд, квазаров и т. д.). COS имеет два основных канала: один для спектроскопии дальнего ультрафиолета (FUV), охватывающий 90–205 нм, и один для спектроскопии ближнего ультрафиолета (NUV), охватывающий 170–320 нм. Канал ФУФ может работать с одной из трех дифракционных решеток , НУФ – с одной из четырех, обеспечивая спектры как низкого, так и среднего разрешения (табл. 1). Кроме того, COS имеет режим визуализации NUV с узким полем зрения, предназначенный для захвата цели. [2]
Одним из ключевых методов достижения высокой чувствительности FUV является минимизация количества оптики. Это делается потому, что эффективность отражения и передачи FUV обычно довольно низка по сравнению с тем, что характерно для видимых длин волн. При этом канал COS FUV использует одну (выбираемую) оптику для дифракции света от HST, коррекции сферической аберрации Хаббла , фокусировки дифрагированного света на детекторе FUV и коррекции астигматизма, типичного для приборов такого типа. Поскольку коррекция аберраций выполняется после прохождения света в инструмент, вход в спектрограф должен представлять собой расширенную апертуру, а не традиционную узкую входную щель, чтобы все аберрированное изображение HST от точечного источника могло попасть в инструмент. Входная апертура диаметром 2,5 угловых секунды позволяет ≈ 95% света от компактных источников проникать в COS, обеспечивая высокую чувствительность при проектном разрешении для компактных источников.
| Решетка (Канал) | Приблизительный полезный длин волн диапазон | Разрешающая способность (л/л) |
|---|---|---|
| Г130М (ФУВ) | 90–145 нм | 16,000–21,000 |
| Г160М (ФУВ) | 141–178 нм | 16,000–21,000 |
| Г140Л (ФУВ) | <90–205 нм | 1,500–4,000 |
| Г185М (НУВ) | 170–210 нм | 22,000–28,000 |
| Г225М (НУВ) | 210–250 нм | 28,000–38,000 |
| Г285М (НУВ) | 250–320 нм | 30,000–41,000 |
| G230L (НУВ) | 170–320 нм | 2,100–3,900 |
| TA1 (сканер захвата цели) | 170–320 нм | ~0,05 угловой секунды. угловое разрешение |
Результаты после запуска полностью соответствовали ожиданиям. Чувствительность прибора близка к значениям предстартовой калибровки, а фон детектора исключительно низкий (0,16 отсчетов на элемент разрешения за 1000 секунд для детектора FUV и 1,7 отсчетов на элемент разрешения за 100 секунд для детектора NUV). Разрешение FUV немного ниже, чем прогнозировалось перед запуском, из-за ошибок полировки средних частот на главном зеркале HST, в то время как разрешение NUV превышает предпусковые значения во всех режимах. Благодаря минимальному количеству отражений режим G140L и настройки центральной длины волны G130M, добавленные после 2010 года, позволяют наблюдать свет на длинах волн до ~90 нм и короче, несмотря на очень низкую отражательную способность оптики с покрытием MgF 2 на этих длинах волн.
Научные цели
[ редактировать ]Спектрограф космического происхождения предназначен для наблюдения за слабыми точечными УФ-мишенями с умеренным спектральным разрешением, что позволяет COS наблюдать горячие звезды ( OB-звезды , белые карлики , катаклизмические переменные и двойные звезды ) в Млечном Пути , а также наблюдать за Особенности поглощения в спектрах активных ядер галактик . Планируются также наблюдения протяженных объектов. Спектроскопия предоставляет огромное количество информации об удаленных астрономических объектах, которую невозможно получить с помощью изображений:
Спектроскопия лежит в основе астрофизических выводов. Наше понимание происхождения и эволюции космоса критически зависит от нашей способности проводить количественные измерения физических параметров, таких как общая масса, распределение, движение, температура и состав материи во Вселенной. Подробную информацию обо всех этих свойствах можно получить из высококачественных спектроскопических данных. Для удаленных объектов некоторые из этих свойств (например, движение и состав) можно измерить только с помощью спектроскопии.
Ультрафиолетовая (УФ) спектроскопия предоставляет некоторые из наиболее фундаментальных диагностических данных, необходимых для определения физических характеристик планет, звезд, галактик, а также межзвездной и межгалактической материи. УФ-излучение открывает доступ к спектральным характеристикам, которые предоставляют ключевую диагностическую информацию, которую невозможно получить при других длинах волн. [3]
Получение спектров поглощения межзвездного и межгалактического газа составляет основу многих научных программ COS. Эти спектры ответят на такие вопросы, как образовалась Космическая паутина , какую массу можно найти в межзвездном и межгалактическом газе, а также каков состав, распределение и температура этого газа. В целом COS будет решать такие вопросы, как: [4]
- Какова крупномасштабная структура материи во Вселенной?
- Как галактики образовались из межгалактической среды?
- Какие типы галактических гало и исходящих ветров создают галактики, образующие звезды ?
- Как химические элементы для жизни были созданы в массивных звездах и сверхновых ?
- Как звезды и планетные системы формируются из пылинок в молекулярных облаках ?
- Каков состав планетных атмосфер и комет в нашей Солнечной системе (и за ее пределами)?
Некоторые конкретные программы включают в себя следующее:
Крупномасштабная структура барионной материи : благодаря высокой FUV-спектроскопической чувствительности COS идеально подходит для исследования леса Лайман-альфа . Это «лес» спектров поглощения, наблюдаемый в спектрах далеких галактик и квазаров, вызванный межгалактическими газовыми облаками, которые могут содержать большую часть барионной материи во Вселенной. Поскольку наиболее полезные линии поглощения для этих наблюдений находятся в дальнем ультрафиолете, а источники слабые, для выполнения этих наблюдений необходим высокочувствительный FUV-спектрограф с широким охватом длин волн. Определив красное смещение и ширину линий промежуточных поглотителей, COS сможет составить карту температуры, плотности и состава темной барионной материи в Космической Паутине .
Теплая-горячая межгалактическая среда : исследования линий поглощения сильно ионизированного (горячего) газа ( O IV, N V и т. д.) и широкого Лайман-альфа позволят изучить состояние ионизации и распределение горячего межгалактического газа.
Великой стены Структура : фоновые активные ядра галактик будут использоваться для изучения межгалактических поглотителей, чтобы оценить их поперечный размер и физическую плотность, а также определить, как распределение материала коррелирует с распределением близлежащих галактик в Великой стене CFA2.
Реионизация He II : гелий с сильным красным смещением ионизированный будет использоваться для изучения процесса реионизации при красном смещении (z) ≈ 3.
Дополнительные детали конструкции прибора
[ редактировать ]COS имеет два канала: дальний ультрафиолет (FUV), охватывающий 90–205 нм, и ближний ультрафиолет (NUV), охватывающий 170–320 нм. Вся оптика COS является отражающей (за исключением апертурного фильтра ярких объектов и сортировщиков порядка NUV), чтобы максимизировать эффективность и избежать хроматических аберраций . Основные режимы наблюдений COS сведены в таблицу 1.
Свет от космического телескопа Хаббл попадает в инструмент либо через первичную научную апертуру (PSA), либо через апертуру ярких объектов (BOA). BOA вводит в оптический путь фильтр нейтральной плотности , который ослабляет свет примерно в сто раз (пять астрономических величин ). Обе апертуры имеют увеличенный размер (световая апертура 2,5 угловых секунды), что позволяет более 95% света от точечного источника попасть в спектрограф .
После прохождения PSA или BOA свет попадает на одну из оптиок на первом из двух колесиков выбора оптики: либо на одну из трех дифракционных решеток FUV, либо на первое из коллимационных зеркал NUV (таблица 1), в зависимости от того, является ли FUV , NUV или целевой канал обнаружения. Вся оптика на первом колесе имеет асферический профиль для компенсации сферической аберрации Хаббла .
Канал FUV имеет два режима спектроскопии среднего и один режим низкого разрешения. Каналы FUV представляют собой модифицированные спектрографы круга Роуленда , в которых единственная с голографической линейкой асферическая вогнутая дифракционная решетка одновременно фокусирует и преломляет падающий свет, а также корректирует как сферическую аберрацию HST, так и аберрации, вносимые крайним отклонением от Роуленда. Дифрагированный свет фокусируется на микроканальном пластинчатом детекторе с поперечной линией задержки размером 170x10 мм . Активная область FUV-детектора изогнута, чтобы соответствовать фокальной поверхности спектрографа, и разделена на два физически различных сегмента, разделенных небольшим зазором.
Канал NUV имеет три режима спектроскопии среднего и один режим низкого разрешения, а также режим визуализации с невиньетированным полем зрения примерно 1,0 угловой секунды. В каналах NUV используется модифицированная конструкция Черни-Тернера , в которой коллимированный свет подается на выбранную решетку, а затем на три зеркала камеры, которые направляют дифрагированный свет на три отдельные полосы детектора с многоанодной микроканальной матрицей (MAMA) размером 25 × 25 мм. Режим визуализации в первую очередь предназначен для захвата цели. [2]
См. также
[ редактировать ]- Усовершенствованная камера для съемки
- Камера для слабых объектов
- Спектрограф слабых объектов
- Спектрограф высокого разрешения Годдарда
- Камера ближнего инфракрасного диапазона и многообъектный спектрометр
- Спектрограф изображений космического телескопа
- Широкоугольная и планетарная камера
- Широкоугольная и планетарная камера 2
- Широкоугольная камера 3
- Кризис недопроизводства фотонов
Ссылки
[ редактировать ]- ^ «ХабблСайт – Миссия по обслуживанию 4» . Архивировано из оригинала 13 декабря 2007 г. Проверено 5 декабря 2007 г.
- ^ Jump up to: а б с д Справочник по приборам COS
- ^ Веб-страница COS Университета Колорадо
- ^ Спектрограф космического происхождения и будущее ультрафиолетовой астрономии
Внешние ссылки
[ редактировать ]
СМИ, связанные со спектрографом космического происхождения, на Викискладе? - Веб-сайт спектрографа космического происхождения в Университете Колорадо
- веб -сайт COS в Научном институте космического телескопа (STScI)
| Текущие инструменты |   | |
|---|---|---|
| Предыдущие инструменты |
| |
| космического корабля "Шаттл" Миссии | ||
| Специальные поля и изображения |
| |
| Связанный |
| |
