Los espectrógrafos de campo integral (IFS) combinan capacidades espectrográficas y de imágenes en los dominios de longitud de onda óptica o infrarroja (0,32 μm – 24 μm) para obtener espectros resueltos espacialmente a partir de una sola exposición en una región bidimensional. El nombre proviene del hecho de que las mediciones resultan de la integración de la luz en múltiples subregiones del campo . Desarrollada inicialmente para el estudio de objetos astronómicos, esta técnica se utiliza actualmente también en muchos otros campos, como las ciencias biomédicas y la teledetección de la Tierra . La espectrografía de campo integral es parte de la categoría más amplia de técnicas de imágenes hiperespectrales instantáneas , que en sí mismas son 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 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 cubo de datos debido a sus dos dimensiones espaciales y una espectral. Dado que tanto los dispositivos de carga acoplada visible (CCD) como los conjuntos de detectores infrarrojos ( conjuntos de mirada ) utilizados para instrumentos astronómicos son únicamente bidimensionales, no es una hazaña trivial desarrollar sistemas espectrográficos capaces de entregar cubos de datos 3D a partir de la salida de 2D. detectores. Estos instrumentos suelen denominarse espectrógrafos 3D en el campo astronómico y generadores de imágenes hiperespectrales en el campo no astronómico.
Los generadores de imágenes hiperespectrales se pueden clasificar en términos generales 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 barrido con escoba y espectrómetros de barrido de Fabry-Perot y de transformada de Fourier . El segundo grupo incluye las técnicas que adquieren todo el cubo de datos en un solo disparo, los 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 obtención de imágenes hiperespectrales instantáneas, basadas, por ejemplo, en la reconstrucción tomográfica [1] o en la detección comprimida mediante una apertura codificada [ 2] . [3]
Una ventaja importante del enfoque 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 IFS, ya sean terrestres o espaciales, tienen también la enorme ventaja de detectar objetos mucho más débiles en una exposición determinada que los sistemas de escaneo, aunque a costa de un área de campo celeste mucho más pequeña.
Después de un comienzo lento desde finales de la década de 1980, la espectroscopía de campo integral se ha convertido en una herramienta astrofísica convencional en las regiones ópticas e infrarrojas medias, abordando toda una gama de fuentes astronómicas, esencialmente cualquier objeto individual pequeño, desde asteroides del Sistema Solar hasta galaxias muy 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 una matriz de detectores. Actualmente existen tres tipos diferentes de IFU, que utilizan respectivamente una matriz de lentes , una matriz de fibras o una matriz de espejos . [3]
Una imagen ampliada del cielo alimenta un conjunto de minilentes, normalmente unos pocos miles de lentes idénticas, cada una de aproximadamente 1 mm de diámetro. 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 entrega los cubos de datos. Este enfoque fue defendido [5] a principios de la década de 1980, con las primeras observaciones IFS [6] [7] en 1987 con el TIGER óptico basado en lentes [9] .
Las ventajas son el relleno espacial 100 % en el cielo cuando se utiliza una forma de lente cuadrada o hexagonal, un alto rendimiento, una fotometría precisa y unas instrucciones de uso fáciles de construir. Una desventaja importante es el uso subóptimo de preciosos píxeles del detector (~ 50% de pérdida al menos) 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 IFS [11] de Investigación Espectropolarimétrica de Exoplanetas de Alto Contraste (SPHERE) en el Observatorio Europeo Austral (ESO) El Gran Telescopio (VLT) utiliza esta técnica.
La imagen del cielo proporcionada por el telescopio cae en un cortador de imágenes basado en fibra. Por lo general, 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 (con forma de hendidura larga). Luego, la salida del cortador de imágenes se acopla a un espectrógrafo clásico de rendija larga que entrega los cubos de datos. Un demostrador del cielo llevó a cabo con éxito la primera observación IFS basada en fibra [12] en 1990. Le siguió el instrumento óptico completo SILFID [13] unos cinco años más tarde. 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 cortadores de imágenes basados en fibra disponibles comercialmente. Las desventajas son la considerable pérdida de luz en las fibras (~ 25%), su precisión fotométrica relativamente pobre y su incapacidad para trabajar en un entorno criogénico . Este 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 espectrógrafo de campo integral multiobjeto (SAMI) de Sydney-AAO [16] en el Observatorio Astronómico Australiano , y el Mapeo de galaxias cercanas en APO (MaNGA) [17], que es uno de los estudios que componen el "Próxima fase del Sloan Digital Sky Survey" .
La imagen del cielo proporcionada por el telescopio cae sobre un cortador basado en espejos, típicamente hecho de 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 (en forma de rendija larga). Luego, el cortador se acopla a un espectrógrafo clásico de rendija larga que entrega los cubos de datos. El primer IFS de corte basado en espejos en el infrarrojo cercano, el espectrómetro para imágenes infrarrojas de campo débil [18] (SPIFFI) [19] obtuvo su primer resultado científico [20] en 2003. El sistema clave de corte de espejos se mejoró rápidamente y sustancialmente con el programa Advanced Nombre del código de la cortadora de imágenes [21] .
Las ventajas son el alto rendimiento, el 100 % de relleno espacial 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, dadas las especificaciones de superficies ópticas más estrictas.
Los IFS se utilizan actualmente de una forma u otra en muchos grandes telescopios terrestres, en el dominio visible [22] [23] o en el infrarrojo cercano [24] [25] , y también en algunos telescopios espaciales , en particular en el James Telescopio Espacial Webb (JWST) en los dominios del infrarrojo cercano y medio. [26] Dado que la resolución espacial de los telescopios en el espacio (y también de los telescopios terrestres a través de correcciones de turbulencia del 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 es de aproximadamente una octava (es decir, un factor de 2 en longitud de onda). Tenga en cuenta que cada IFS requiere un paquete de software finamente ajustado para transformar los datos de conteos sin procesar en unidades físicas (intensidad de la 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 IFS están muy limitados, ~10 segundos de arco de ancho cuando se alimentan con un telescopio de clase de 8 a 10 m. Esto, a su vez, limita principalmente la ciencia astrofísica basada en IFS a objetivos pequeños y únicos. Se necesita un campo de visión mucho mayor, de 1 minuto de arco de diámetro, o un área de cielo 36 veces mayor, para cubrir cientos de galaxias muy distantes, en una exposición única, 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 consistido en construir enormes espectrógrafos que alimentaran gigantescos conjuntos de detectores. En cambio, los dos IFS panorámicos que estarán en funcionamiento en 2022, el explorador espectroscópico de unidades múltiples (MUSE) y el espectrógrafo unitario replicable de campo integral visible (VIRUS), [27] están hechos de 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 corte de espejos, comenzó a funcionar en el VLT en 2014 y el VIRUS, basado en cortes 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 solo instrumento. Esto se hace desplegando una serie de pequeñas instrucciones de uso en un gran campo de patrulla aérea, posiblemente de un grado o más de ancho. De este modo se puede obtener de una vez información bastante detallada, por ejemplo, sobre varias galaxias seleccionadas. 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, tuvo su primera luz en este modo en el VLT en 2002. Varias instalaciones de este tipo están actualmente en funcionamiento en el Visible [29] [30 ] [31] y el infrarrojo cercano. [32] [33]
Se ha propuesto una latitud aún mayor en la elección de la cobertura del campo de patrulla bajo el nombre de Espectroscopia de Campo Diverso [34] (DFS), lo que permitiría al observador seleccionar combinaciones arbitrarias de regiones del cielo para maximizar la eficiencia de la observación y el rendimiento científico. Esto requiere desarrollos 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 gran cobertura de frecuencia y una enorme resolución espectral.
En el dominio de los rayos X , debido a la alta energía de los fotones individuales , los detectores de conteo de fotones 3D, acertadamente llamados, no sólo miden sobre la marcha la posición 2D de los fotones entrantes, sino también su energía y, por tanto, su longitud de onda. Sin embargo, tenga en cuenta que la información espectral es muy burda, con resoluciones espectrales de ~10 únicamente. Un ejemplo es el espectrómetro de imágenes CCD avanzado (ACIS) del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA .
En el infrarrojo cercano visible, este proceso es mucho más difícil con fotones menos energéticos. Sin embargo, se han desarrollado y utilizado con éxito detectores superconductores de pequeño formato , con resolución espectral limitada ~ 30 y enfriados por debajo de 0,1 K, como por ejemplo la cámara de matriz de 32x32 píxeles para espectrofotometría óptica a infrarroja cercana [38] (ARCONS) en el Telescopio Hale de 200”. Por el contrario, los IFS "clásicos" suelen presentar resoluciones espectrales de unos pocos miles.
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