Спектрограф Cosmic Origins - Cosmic Origins Spectrograph

Спектрограф Cosmic Origins на своей тележке в Центре разработки систем космических аппаратов чистая комната на Центр космических полетов Годдарда

В Спектрограф Cosmic Origins (COS) - это научный инструмент, установленный на Космический телескоп Хаббла во время обслуживающей миссии 4 (СТС-125 ) в мае 2009 года. Он предназначен для ультрафиолетовый (90–320 нм) спектроскопия слабых точечных источников с разрешающая способность ≈1,550–24,000. Цели науки включают изучение происхождения крупномасштабной структуры Вселенной, образования и эволюции галактик, а также происхождения звездных и планетных систем и холодной межзвездной среды. COS был разработан и построен Центром астрофизики и космической астрономии (CASA-ARL) в Колорадский университет в Боулдере и Ball Aerospace and Technologies Corporation в Боулдер, Колорадо.

COS устанавливается в аксиальный приборный отсек, который ранее занимал модуль Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement (COSTAR ) и предназначен для дополнения спектрографа для получения изображений космического телескопа (STIS ), который был отремонтирован во время той же миссии. Хотя STIS работает в более широком диапазоне длин волн, COS во много раз более чувствителен к УФ.[1][2]

Обзор инструмента

Оптическая схема COS. Каналы FUV и NUV изначально имеют общий путь. Первая оптика представляет собой либо вогнутую дифракционную решетку с голографической линией, которая направляет свет на детектор FUV (красный), либо вогнутое зеркало, направляющее свет на решетки NUV и детектор NUV (фиолетовый). Пакеты лучей зеленого цвета представляют оптические пути FUV, а пакеты лучей синего цвета представляют оптические пути NUV. Система определения длины волны и плоского поля показана в верхнем левом углу (пакеты оранжевых лучей) и может обеспечивать одновременное получение эталонных спектров длин волн во время научных наблюдений.

Спектрограф Cosmic Origins - это ультрафиолетовый спектрограф который оптимизирован для высокой чувствительности и умеренного спектральное разрешение компактных (точечных) объектов (звезд, квазаров и т. д.). COS имеет два основных канала, один для Дальний ультрафиолет (FUV) спектроскопия в диапазоне 90–205 нм и одна для Ближний ультрафиолет (NUV) спектроскопия в диапазоне 170–320 нм. Канал FUV может работать с одним из трех дифракционные решетки, NUV с одним из четырех, обеспечивая спектры как низкого, так и среднего разрешения (таблица 1). Кроме того, COS имеет режим визуализации NUV с узким полем зрения, предназначенный для захвата цели.[2]

Одним из ключевых методов достижения высокой чувствительности в FUV является минимизация количества оптики. Это сделано потому, что эффективность отражения и передачи FUV обычно довольно низка по сравнению с тем, что является обычным для видимых длин волн. При этом канал COS FUV использует одну (выбираемую) оптику для дифракции света от HST, с поправкой на Сферическая аберрация Хаббла, сфокусируйте дифрагированный свет на FUV-детектор и скорректируйте астигматизм, типичный для этого типа инструментов. Поскольку коррекция аберраций выполняется после того, как свет проходит в инструмент, вход в спектрограф должен быть расширенной апертурой, а не традиционной узкой входной щелью, чтобы все аберрированное изображение HST от точечного источника могло попасть в инструмент. Входная апертура диаметром 2,5 угловой секунды позволяет ≈ 95% света от компактных источников попадать в COS, обеспечивая высокую чувствительность при проектном разрешении для компактных источников.

Таблица 1. Основные спектральные режимы COS и режимы захвата цели[2]
Решетка (канал)Примерно полезный Длина волны КлассифицироватьРазрешающая способность (λ / Δλ)
G130M (FUV)90–145 нм16,000–21,000
G160M (FUV)141–178 нм16,000–21,000
G140L (FUV)<90–205 нм1,500–4,000
G185M (NUV)170–210 нм22,000–28,000
G225M (NUV)210–250 нм28,000–38,000
G285M (NUV)250–320 нм30,000–41,000
G230L (NUV)170–320 нм2,100–3,900
TA1 (имидж-сканер для захвата цели)170–320 нм~ 0,05 угл. Сек. угловое разрешение

Результаты после запуска полностью соответствовали ожиданиям. Чувствительность прибора близка к значениям предварительной калибровки, а фон детектора исключительно низок (0,16 отсчета на элемент разрешения за 1000 секунд для детектора FUV и 1,7 отсчета на элемент разрешения за 100 секунд для детектора NUV). Разрешение FUV немного ниже, чем прогнозы до запуска, из-за ошибок полировки средней частоты на главном зеркале HST, в то время как разрешение NUV превышает значения до запуска во всех режимах. Благодаря минимальному количеству отражений режим G140L и настройки центральной длины волны G130M, добавленные после 2010 года, могут наблюдать свет на длинах волн до ~ 90 нм и короче, несмотря на очень низкий коэффициент отражения оптики с покрытием MgF2 на этих длинах волн.

Научные цели

Спектрограф Cosmic Origins предназначен для наблюдения слабых точечных УФ-целей при умеренном спектральном разрешении, что позволяет COS наблюдать горячие звезды (OB звезды, белые карлики, катаклизмические переменные и двойные звезды ) в Млечный Путь и наблюдать особенности поглощения в спектрах активные галактические ядра. Планируются также наблюдения за протяженными объектами. Спектроскопия предоставляет массу информации об далеких астрономических объектах, которую невозможно получить с помощью изображений:

Спектроскопия лежит в основе астрофизических выводов. Наше понимание происхождения и эволюции космоса в значительной степени зависит от нашей способности проводить количественные измерения физических параметров, таких как общая масса, распределение, движения, температуры и состав вещества во Вселенной. Подробную информацию обо всех этих свойствах можно почерпнуть из высококачественных спектроскопических данных. Для далеких объектов некоторые из этих свойств (например, движение и состав) можно измерить только с помощью спектроскопии.

Ультрафиолетовая (УФ) спектроскопия предоставляет одни из самых фундаментальных диагностических данных, необходимых для определения физических характеристик планет, звезд, галактик, а также межзвездного и межгалактического вещества. УФ предлагает доступ к спектральным характеристикам, которые предоставляют ключевую диагностическую информацию, которую невозможно получить при использовании других длин волн.[3]

Получение спектры поглощения межзвездного и межгалактического газа составляет основу многих научных программ COS. Эти спектры будут отвечать на такие вопросы, как как Космическая паутина Какова масса межзвездного и межгалактического газа, каковы состав, распределение и температура этого газа. Как правило, COS отвечает на такие вопросы, как:[4]

Некоторые конкретные программы включают следующее:

Крупномасштабная структура Барионная материя: Благодаря своей высокой спектроскопической чувствительности FUV, COS уникально подходит для исследования Лиман-альфа лес. Это «лес» спектры поглощения видно в спектрах далеких галактики и квазары вызвано межгалактическими газовыми облаками, которые могут содержать большую часть барионной материи во Вселенной. Поскольку наиболее полезные линии поглощения для этих наблюдений находятся в далеком ультрафиолете, а источники слабые, для выполнения этих наблюдений необходим высокочувствительный FUV-спектрограф с широким диапазоном длин волн. Определив красное смещение и ширину линии промежуточных поглотителей, COS сможет отображать температуру, плотность и состав темных барионная материя в Космическая паутина.

Теплый горячий межгалактическая среда: Исследования линий поглощения высокоэффективных ионизированный (горячий) газ (О IV, N V и др.) И широкий Лайман-альфа исследует состояние ионизации и распределение горячего межгалактического газа.

Великая стена Структура: Фон активные галактические ядра будет 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.

He II Реионизация: Сильно красное смещение ионизированный гелий будет использован для изучения реионизация процесс на красное смещение (z) ≈ 3.

Дополнительные детали конструкции прибора

COS имеет два канала, Дальний ультрафиолет (FUV) покрывающий 90–205 нм и Ближний ультрафиолет (NUV) охват 170–320 нм. Вся оптика COS является отражающей (за исключением светосильного светофильтра и сортировщика порядка NUV), чтобы максимизировать эффективность и избежать Хроматическая аберрация. Основные режимы наблюдения COS приведены в таблице 1.

Свет от космического телескопа Хаббла попадает в инструмент либо через первичную научную апертуру (PSA), либо через апертуру ярких объектов (BOA). BOA представляет фильтр нейтральной плотности к оптическому пути, который ослабляет свет примерно в сто (пять астрономические величины ). Обе апертуры имеют увеличенный размер (чистая апертура 2,5 угловой секунды), что позволяет более 95% света от точечного источника попадать в спектрограф.

После прохождения через PSA или BOA свет проходит к одному из оптических элементов на первом из двух колес выбора оптики, либо к одной из трех дифракционных решеток FUV, либо к первому из коллимационных зеркал NUV (таблица 1), в зависимости от того, является ли FUV , NUV или целевой канал захвата. Вся оптика на первом колесе имеет асферический профиль, чтобы исправить Сферическая аберрация Хаббла.

Канал FUV имеет два режима спектроскопии среднего и один низкого разрешения. Каналы FUV изменены Rowland Circle спектрографы, в которых одиночный голографически линейный асферический вогнутый дифракционная решетка одновременно фокусирует и дифрагирует падающий свет и корректирует как сферическую аберрацию HST, так и аберрации, вызванные экстремальной компоновкой вне Роуленда. Дифрагированный свет фокусируется на поперечной линии задержки 170х10 мм. микроканальный пластинчатый детектор. Активная область FUV-детектора изогнута в соответствии с фокальной поверхностью спектрографа и разделена на два физически различных сегмента, разделенных небольшим зазором.

Канал NUV имеет три режима спектроскопии среднего и один низкого разрешения, а также режим визуализации с невиньетированным полем зрения приблизительно 1,0 угловая секунда. Каналы NUV используют модифицированный Черни-Тернер Конструкция, в которой коллимированный свет подается на выбранную решетку, за которой следуют три зеркала камеры, которые направляют дифрагированный свет на три отдельные полосы на детекторе с мультианодной микроканальной решеткой размером 25 × 25 мм (MAMA). Режим визуализации в первую очередь предназначен для захвата цели.[2]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ «ХабблСайт - Обслуживающая миссия 4». Архивировано из оригинал на 2007-12-13. Получено 2007-12-05.
  2. ^ а б c d Справочник по приборам COS
  3. ^ Веб-страница COS Университета Колорадо
  4. ^ Спектрограф Cosmic Origins и будущее ультрафиолетовой астрономии

внешняя ссылка