Los espectrógrafos de campo integral (IFS) combinan capacidades espectrográficas y de imagen en los dominios de longitud de onda óptica o infrarroja (0,32 μm – 24 μm) para obtener a partir de una única exposición espectros resueltos espacialmente en una región bidimensional. El nombre se origina del hecho de que las mediciones resultan de la integración de la luz en múltiples subregiones del campo . Desarrollada en un principio para el estudio de objetos astronómicos, esta técnica se utiliza ahora también en muchos otros campos, como la ciencia biomédica y la teledetección terrestre . La espectrografía de campo integral forma parte de la categoría más amplia de técnicas de obtención de imágenes hiperespectrales instantáneas , que a su vez forman parte de las imágenes hiperespectrales .
Con la notable excepción de las estrellas individuales, la mayoría de los objetos astronómicos se resuelven espacialmente mediante grandes telescopios . Para los estudios espectroscópicos, lo óptimo sería obtener un espectro para cada píxel espacial en el campo de visión del instrumento , obteniendo información completa sobre cada objetivo. Esto se llama vagamente un cubo de datos por sus dos dimensiones espaciales y una espectral. Dado que tanto los dispositivos acoplados a carga visible (CCD) como los conjuntos de detectores infrarrojos ( conjuntos de observación ) utilizados para los instrumentos astronómicos son solo bidimensionales, es una hazaña nada trivial desarrollar sistemas espectrográficos capaces de proporcionar cubos de datos 3D a partir de la salida de detectores 2D. Estos instrumentos suelen denominarse espectrógrafos 3D en el campo astronómico y generadores de imágenes hiperespectrales en el no astronómico.
Los generadores de imágenes hiperespectrales se pueden clasificar en dos grupos: de escaneo y sin escaneo. El primero contiene los instrumentos que construyen el cubo de datos combinando múltiples exposiciones, escaneando a lo largo de un eje espacial, un eje de longitud de onda o en diagonal a través de él. Los ejemplos incluyen sistemas de escaneo de barrido de empuje , espectrómetros de transformación de Fourier y Fabry-Perot de escaneo . El segundo grupo incluye las técnicas que adquieren todo el cubo de datos en una sola toma, espectrómetros de imágenes instantáneas . Las técnicas de espectrografía de campo integral (IFS) fueron las primeras técnicas de imágenes hiperespectrales instantáneas que se desarrollaron. Desde entonces, se han desarrollado otras técnicas de imágenes hiperespectrales instantáneas, basadas, por ejemplo, en la reconstrucción tomográfica [1] o la detección comprimida utilizando una apertura codificada [2] . [ 3]
Una de las principales ventajas del método de instantáneas para las observaciones telescópicas terrestres es que proporciona automáticamente conjuntos de datos homogéneos a pesar de la inevitable variabilidad de la transmisión atmosférica de la Tierra , la emisión espectral y la borrosidad de la imagen durante las exposiciones. Este no es el caso de los sistemas escaneados para los cuales los cubos de datos se construyen mediante un conjunto de exposiciones sucesivas. Los sistemas de imágenes por satélite, ya sean terrestres o espaciales, también tienen la enorme ventaja de detectar objetos mucho más débiles en una exposición dada que los sistemas de escaneo, aunque a costa de un área de campo del cielo mucho más pequeña.
Después de un comienzo lento a partir de finales de la década de 1980, la espectroscopia de campo integral se ha convertido en una herramienta astrofísica convencional en las regiones óptica e infrarroja media, abordando una amplia gama de fuentes astronómicas, esencialmente cualquier objeto individual pequeño, desde asteroides del Sistema Solar hasta galaxias enormemente distantes .
Los espectrógrafos de campo integral utilizan las llamadas unidades de campo integral (IFU) para reformatear el pequeño campo de visión cuadrado en una forma más adecuada, que luego se dispersa espectralmente mediante un espectrógrafo de rejilla y se registra mediante un conjunto de detectores. Actualmente existen tres tipos diferentes de IFU, que utilizan respectivamente un conjunto de lentillas , un conjunto de fibras o un conjunto de espejos . [3]
Una imagen ampliada del cielo alimenta un conjunto de minilentes, normalmente unos miles de lentes idénticas de aproximadamente 1 mm de diámetro cada una. La salida del conjunto de lentes es una cuadrícula regular de tantas imágenes de espejos de telescopios pequeños, que sirve como entrada para un espectrógrafo de múltiples rendijas [4] que proporciona los cubos de datos. Este enfoque fue promovido [5] a principios de la década de 1980, con las primeras observaciones de IFS [6] [7] en 1987 con el TIGER óptico basado en lentes [9] .
Las ventajas son el relleno espacial del cielo al 100 % cuando se utiliza una forma de lente cuadrada o hexagonal, alto rendimiento, fotometría precisa y una IFU fácil de construir. Una desventaja importante es el uso subóptimo de los valiosos píxeles del detector (pérdida de al menos ~ 50 %) para evitar la contaminación entre espectros adyacentes.
Instrumentos como la Unidad de Área Espectrográfica para la Investigación de Nebulosas Ópticas (SAURON) [10] en el Telescopio William Herschel y el subsistema de Investigación de Exoplanetas Espectropolarimétrico de Alto Contraste (SPHERE) IFS [11] en el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral (ESO ) utilizan esta técnica.
La imagen del cielo proporcionada por el telescopio cae sobre un cortador de imágenes basado en fibras. Normalmente está hecho de unos pocos miles de fibras, cada una de aproximadamente 0,1 mm de diámetro, con el campo de entrada cuadrado o circular reformateado en una salida rectangular estrecha (similar a una rendija larga). La salida del cortador de imágenes se acopla luego a un espectrógrafo de rendija larga clásico que proporciona los cubos de datos. Un demostrador del cielo realizó con éxito la primera observación IFS basada en fibra [12] en 1990. Fue seguida por el instrumento óptico SILFID [13] completo unos 5 años después. El acoplamiento de las fibras circulares a una matriz de lentes cuadradas o hexagonales condujo a una mejor inyección de luz en la fibra y a un factor de llenado de casi el 100% de la luz del cielo.
Las ventajas son el relleno espacial 100 % en el cielo, un uso eficiente de los píxeles del detector y los cortadores de imágenes basados en fibra disponibles comercialmente. Las desventajas son la pérdida considerable de luz en las fibras (~ 25 %), su precisión fotométrica relativamente pobre y su incapacidad para funcionar en un entorno criogénico . Esto último limita la cobertura de longitud de onda a menos de 1,6 μm.
Esta técnica es utilizada por instrumentos en muchos telescopios (como INTEGRAL [14] en el Telescopio William Herschel ), y particularmente en grandes estudios de galaxias actualmente en curso, como el Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey (CALIFA) [15] en el Observatorio de Calar Alto , el Sydney-AAO Multi-object Integral-field spectrograph (SAMI) [16] en el Observatorio Astronómico Australiano , y el Mapping Nearby Galaxies at APO (MaNGA) [17] que es uno de los estudios que conforman la siguiente fase del Sloan Digital Sky Survey .
La imagen del cielo proporcionada por el telescopio cae sobre un cortador basado en espejos, que generalmente está compuesto por aproximadamente 30 espejos rectangulares, de 0,1 a 0,2 mm de ancho, con el campo de entrada cuadrado reformateado en una salida rectangular estrecha (similar a una rendija larga). El cortador se acopla luego a un espectrógrafo clásico de rendija larga que entrega los cubos de datos. El primer cortador basado en espejos para imágenes de campo infrarrojo cercano, el Espectrómetro para imágenes de campo débil infrarrojo [18] (SPIFFI) [19], obtuvo su primer resultado científico [20] en 2003. El sistema cortador de espejos clave se mejoró rápidamente de manera sustancial bajo el nombre en código de Cortador de imágenes avanzado [21] .
Las ventajas son el alto rendimiento, el relleno espacial 100 % en el cielo, el uso óptimo de los píxeles del detector y la capacidad de trabajar a temperaturas criogénicas. Por otro lado, es difícil y costoso de fabricar y alinear, especialmente cuando se trabaja en el dominio óptico debido a las especificaciones más estrictas de las superficies ópticas.
En la actualidad, los IFS se utilizan de una forma u otra en muchos telescopios terrestres de gran tamaño, en los dominios visible [22] [23] o infrarrojo cercano [24] [25] , y también en algunos telescopios espaciales , en particular en el telescopio espacial James Webb (JWST) en los dominios infrarrojo cercano y medio. [26] Como la resolución espacial de los telescopios en el espacio (y también de los telescopios terrestres mediante correcciones de turbulencia de aire basadas en óptica adaptativa ) ha mejorado mucho en las últimas décadas, la necesidad de instalaciones IFS se ha vuelto cada vez más apremiante. La resolución espectral suele ser de unos pocos miles y la cobertura de longitud de onda de aproximadamente una octava (es decir, un factor 2 en longitud de onda). Tenga en cuenta que cada IFS requiere un paquete de software finamente ajustado para transformar los datos de recuentos brutos en unidades físicas (intensidad de luz versus longitud de onda en ubicaciones precisas del cielo).
Con cada píxel espacial disperso en, digamos, 4096 píxeles espectrales en un detector de última generación de 4096 x 4096 píxeles, los campos de visión del IFS están severamente limitados, ~10 segundos de arco de ancho cuando se alimenta con un telescopio de clase 8-10 m. Esto, a su vez, limita principalmente la ciencia astrofísica basada en IFS a objetivos pequeños individuales. Se necesita un campo de visión mucho más grande, de 1 minuto de arco de ancho, o un área del cielo 36 veces más grande, para cubrir cientos de galaxias muy distantes, en una sola exposición, aunque muy larga (hasta 100 horas). Esto, a su vez, requiere desarrollar sistemas IFS que incluyan al menos alrededor de 500 millones de píxeles detectores.
El enfoque de fuerza bruta habría sido construir espectrógrafos enormes que alimentaran conjuntos de detectores gigantescos. En cambio, los dos IFS panorámicos que estarán en funcionamiento en 2022, el explorador espectroscópico de unidades múltiples (MUSE) y el espectrógrafo de unidad replicable de campo integral visible (VIRUS), [27] están compuestos por 24 y 120 IFS ópticos producidos en serie , respectivamente . Esto da como resultado instrumentos sustancialmente más pequeños y más baratos. El instrumento MUSE, basado en un cortador de espejo, comenzó a funcionar en el VLT en 2014 y el VIRUS, basado en un cortador de fibra, en el telescopio Hobby-Eberly en 2021.
Es conceptualmente sencillo combinar las capacidades de la espectroscopia de campo integral y la espectroscopia multiobjeto en un único instrumento. Esto se hace desplegando una serie de IFU pequeños en un gran campo de patrulla del cielo, posiblemente de un grado o más de ancho. De esa manera, se puede obtener información bastante detallada, por ejemplo, sobre un número de galaxias seleccionadas de una sola vez. Por supuesto, existe un equilibrio entre la cobertura espacial de cada objetivo y el número total de objetivos accesibles. El espectrógrafo multielemento de matriz grande de fibra (FLAMES), [28] el primer instrumento con esta capacidad, vio la luz por primera vez en este modo en el VLT en 2002. Varias instalaciones de este tipo están ahora en funcionamiento en el visible [29] [30] [31] y en el infrarrojo cercano. [32] [33]
Se ha propuesto una latitud aún mayor en la elección de la cobertura del campo de patrullaje bajo el nombre de Espectroscopia de Campo Diverso [34] (DFS), que permitiría al observador seleccionar combinaciones arbitrarias de regiones del cielo para maximizar la eficiencia de la observación y el rendimiento científico. Esto requiere avances tecnológicos, en particular captadores de objetivos robóticos versátiles [35] y estaciones de conmutación fotónicas. [36]
Otras técnicas pueden lograr los mismos fines en diferentes longitudes de onda. En particular, en longitudes de onda de radio, la información espectral simultánea se obtiene con receptores heterodinos [37] , que presentan una amplia cobertura de frecuencia y una enorme resolución espectral.
En el campo de los rayos X , debido a la alta energía de los fotones individuales , los detectores de conteo de fotones 3D, acertadamente llamados, no solo miden sobre la marcha la posición 2D de los fotones entrantes, sino también su energía, es decir, su longitud de onda. Sin embargo, hay que tener en cuenta que la información espectral es muy burda, con resoluciones espectrales de solo ~10. Un ejemplo es el Espectrómetro de Imágenes CCD Avanzado (ACIS) en el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA .
En el infrarrojo visible cercano, este enfoque es mucho más difícil con fotones mucho menos energéticos. Sin embargo, se han desarrollado y utilizado con éxito detectores superconductores de formato pequeño , con una resolución espectral limitada de ~ 30 y enfriados por debajo de 0,1 K, como por ejemplo la cámara de matriz de 32x32 píxeles para espectrofotometría óptica a infrarrojo cercano [38] (ARCONS) en el telescopio Hale de 200". En contraste, los IFS "clásicos" suelen presentar resoluciones espectrales de unos pocos miles.
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