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Tema 11: espectroscopía IFU
Publicada porHumberto Talamantes Modificado hace 4 años
Presentación del tema: "Tema 11: espectroscopía IFU"— Transcripción de la presentación:
1 Tema 11: espectroscopía IFU
sábado, 01 de abril de 2017sábado, 01 de abril de 2017sábado, 01 de abril de 2017sábado, 01 de abril de 2017 Tema 11: espectroscopía IFU 1 Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Telescopios ópticos Astrofísica Extragaláctica y Cosmología. Tema 1-Introducción.
2 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de grismas
Se emplean como cámaras directas para obtener imágenes del campo al que apunta el telescopio o como espectrógrafos de resolución baja. Se pueden usar como espectrógrafo simple o multiobjeto usando una placa con múltiples rendijas. Las placas de rendijas (o aperturas) se construyen a medida de cada observación con anterioridad y son intercambiables. Son espectrógrafos pensados para objetos débiles (cúmulos de galaxias, por ejemplo) ya que son sistemas muy luminosos. Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
3 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de máscaras
El campo de visión del espectrógrafo se aprovecha al máximo mediante máscaras en las que se han construido varias rendijas (slitlets) que funcionan como rendijas independientes. Modos rendija larga y MOS Máscaras y rendijas intercambiables Espectrógrafos pensados para objetos débiles (cúmulos de galaxias, por ejemplo) ya que son sistemas muy luminosos. Pipeline compleja y automatizada Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
4 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de máscaras
Muy utilizado en “reshift surveys” DEIMOS (Keck II, 200 slitlets) LRIS (Keck I, 30 slitlets) 5000A rango longitud de onda 1A resolución espectral mosaico 2x4 CCDs de 2kx4k 81 sqr arcmin FOV Máscaras, 4 semanas antelación 11 máscaras por noche 30% throuput 150 Mb por imagen Cámaras azul y roja 6’x8’ FOV 2kx2k CCD + 2x 2kx4k CCDs R=300-5,000 81 sqr arcmin FOV 8 máscaras por noche Máscaras, 2 semanas antelación Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
5 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de máscaras
Muy utilizado en “reshift surveys” GMOS (Gemini, 600 slitlets) VIMOS (VLT-3, 700 slitlets) 4 brazos de 7’x8’ FOV 4x 2kx4k CCDs R=200-2,500 IFU con 6,500 fibras 5’x5’ FOV 3x 2kx4k CCDs 18 máscaras por noche 2A resolución espectral IFU Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
6 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de máscaras
Diseño de máscaras Astrometría precisa con antelación Catálogos Listas con diferentes prioridades Selección interactiva Varias aperturas de alineamiento Fichero de diseño “Punching machine” Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
7 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de máscaras
Alineamiento de máscaras Imagen previa a través de la máscara Cálculo de offsets y rotación Ejecución de offsets y PA Imagen de confirmación (directa u orden 0) Si necesario, nuevos offsets y PA Integración Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
8 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de fibras(1)
Es otro tipo de espectroscopía multiobjeto. La idea es transladar mediante fibras la luz de objetos a la rendija de un espectrógrafo único. Espectros en el plano focal del espectrógrafo fibras 1 1 1 4 4 4 rendija Imágenes en plano focal del telescopio Las fibras están colocadas justo en la posición del plano focal correspondiente a la imagen de cada objeto; por eso se necesita realizar astrometría de precisión con anterioridad. El número de fibras es mucho mayor que el mostrado en este esquema sencillo (varios cientos). Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
9 microlentes Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
10 Pérdidas en el array de lentes
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11 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de fibras(2)
Espectrógrafos de Máscara de aperturas: Placas a medida para cada campo con perforaciones donde se acoplan las fibras. Ejemplo: Espectrógrafos de SDSS: 640 perforaciones en un disco de aluminio. La luz se envía a dos espectrógrafos dobles (dos canales) Colocando las fibras SDSS astronomers drill 640 holes in an aluminum plate, with each hole corresponding to the position of a selected star, galaxy, or quasar. Scientists plug the holes with optical fiber cables (right). The fibers capture light from the 640 objects simultaneously and send it into the two spectrographs. The spectrographs split the light form each object into composite colors, and the resulting spectra are recorded using CCDs. Each spectrum is measured from 3800Å (blue) to 9200Å (near infrared) [One Å=10-10 meters] on 2048 x 2048 CCDs. To increase the resolution of the spectrographs' data, light from each object is split into a blue half and a red half and the spectrum from each is recorded on a separate CCD. Flat field, arco de comparación e imagen científica con múltiples espectros. Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
12 Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
13 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de fibras(3)
Espectrógrafos de fibras móviles. Las fibras se colocan a voluntad mediante sistemas robóticos. MEDUSA (ESO VLT, 132 fibras de 1”.2) Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
14 ESPECTROSCOPÍA: Espectrógrafos de fibras(4)
Otro ejemplo de espectrógrafo de fibras móviles: AF2/WYFFOS (WHT 4.2m; ING, La Palma) (módulo de 150 fibras de 1”.6 o 90 micras) Configuración AutoFib WYFFOS en una plataforma Nasmyth AF2/WYFFOS is a multi-object, wide field, fibre spectrograph working at the Prime focus of the William Herschel Telescope. At the prime focus, the fibres are placed onto a field plate by the robot positioner Autofib at user-defined sky coordinates. Object light collected at prime is transmitted along fibres 26 metres in length to the Wide Field Fibre Optical Spectrograph (WYFFOS). The path from prime focus to the spectrograph consists of a prism, fibre button, 26 metres of fibre, finger, microlens and the facet block. The Small Fibre module contain 150 fibres with 1.6 arcsec diameter (90 micron), which run without connectors from AF2 to WYFFOS. The fibres are high-content OH fused silica made by Polymicro. Compared to the Large Fibre module, small fibres have the following main two advantages: no light loss is due to fibre connectors, providing a more homogeneous distribution of fibre relative throughput; the sky/background contribution in observations with the small fibres is 0.35 times smaller than with the large fibres. This means that, with the small fibres, the noise level in sky-limited observations is down by a factor of 0.6. Las fibras son colocadas por un robot (AutoFib) en las posiciones previamente seleccionadas (configuración, práctica 7) en el foco primario del WHT 4.2m. Tienen 26m y conducen la luz hasta WYFFOS (Field Fibre Optical Spectrograph ) en la plataforma Nasmyth. Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
15 Espectrógrafos de campo integral
Espectrógrafos de haces de fibras: - Una zona bidimensional del cielo (blanco) es muestreado en elementos espaciales discretos (SPAXELS) Espectros individuales de cada SPAXEL simultáneamente en todo el FOV Tras la reducción, los espectros individuales se reorganizan para formar un cubo en 3 dimensiones (2 espaciales y 1 en longitud de onda; espectroscopía 3D) Alternativamente, es posible crear imágenes monocromáticas o en bandas fotométricas concretas a partir de rebanadas del cubo Debido a la refracción atmosférica, el cubo se deforma en un somboide debido al desplazamiento espacial en función de la longitud de onda Figure 6. The inner region of the blue compact galaxy Mrk 370 shown by INTEGRAL. (a) Reconstructed continuum in the spectral range of the V filter passband; (b) [OIII] 5007 intensity map; (c) Velocity field of the ionised gas inferred from different emission lines. A white cross marks the optical nucleus. The kinematic centre is indicated by a white circle Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
16 Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
17 Espectrógrafos de campo integral
- Preóptica amplificadora - Mosaico de microlentes (lens-array) Set de fibras ópticas pseudo-rendija Juego de espectros individuales Reducción y tratamiento de datos complicado: Euro3D Estándar de NOAO UK 3D Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
18 Herramienta de visualización
RTN Euro3D nuevo formato librerías en C Herramienta de visualización Spaxels inspector Spectra inspector Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
19 Espectrógrafos de campo integral
- Campo rectangular central + anillo fibras de cielo - Fibras no contiguas (40% pérdida) - 3 mazos 0”45, 0”9 y 2”7 / fibra 200 fibras de 5.5m largo INTEGRAL (WHT 4.2m) Haces de fibras de INTEGRAL Figure 6. The inner region of the blue compact galaxy Mrk 370 shown by INTEGRAL. (a) Reconstructed continuum in the spectral range of the V filter passband; (b) [OIII] 5007 intensity map; (c) Velocity field of the ionised gas inferred from different emission lines. A white cross marks the optical nucleus. The kinematic centre is indicated by a white circle Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
20 Espectrógrafos de campo integral
Con ellos se pueden hacer mapas de intensidad, de velocidad, de índices espectrales ... mapa de velocidad Mrk370 en banda V y línea [OIII]5007 Figure 6. The inner region of the blue compact galaxy Mrk 370 shown by INTEGRAL. (a) Reconstructed continuum in the spectral range of the V filter passband; (b) [OIII] 5007 intensity map; (c) Velocity field of the ionised gas inferred from different emission lines. A white cross marks the optical nucleus. The kinematic centre is indicated by a white circle Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
21 Espectrógrafos de campo integral
Estándar FOV pequeño Alta resolución espacial PMAS (CAHA 3.5m) 16x16 lentes (elementos) Escalas de 0”5, 0”75 y 1”0 FOV de 8x8, 12x12 y 16x16 arcsec Diferentes redes de difracción para varias resoluciones espectrales 2 CCDs de 2kx4k, píxel 15µm Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
22 Espectrógrafos de campo integral
PPAK FOV grande Baja resolución espacial PMAS (CAHA 3.5m) - Reductor de focal - 2”7 / fibra - Mazo hexagonal 331 fibras de 150µm y 2m largo 18 Mb por fichero Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
23 Espectrógrafos rebanadores de imagen
24 Espectrógrafos rebanadores de imagen
IFU en el nIR 16”x33” FOV Baja resolución R1,300 22 rebanadas FISICA (KPNO 4m) FRIDA (GTC 10m) IFU en el nIR 25”x25” o 41”x41” FOV AO/IFU 1”x2” µm Baja resolución R500-5,000 18 rebanadas Hawaii-2 2kx2k Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
25 Espectrógrafo IFU / AO panorámico
Óptica adaptativa en el visible (0.02”/pixel) A Cubo de datos con 90,000 SPAXELS 1’x1’ FOV contiguoa 0”2 / pixel Resolución intermedia R3,000 24 espectrógrafos idénticos alimentados por 2 rebanadores de imagen (3 torres con 8 IFUs cada una) Optimizado para largas exposiciones de objetos débiles MUSE (VLT 8m) Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Espectroscopía
26 Astrofísica Extragaláctica y Cosmología. Tema 1-Introducción.
Resumen de contenidos sábado, 01 de abril de 2017sábado, 01 de abril de 2017sábado, 01 de abril de 2017sábado, 01 de abril de 2017 Astrofísica Extragaláctica y Cosmología. Tema 1-Introducción.
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