積分フィールド分光器

積分フィールド分光器 (IFS) は、光学または赤外線波長領域 (0.32 μm – 24 μm) の分光機能とイメージング機能を組み合わせ、1 回の露出で 2 次元領域内の空間分解スペクトルを取得します。この名前は、測定結果がフィールドの複数のサブ領域で光を積分した結果であることに由来しています。この技術は、当初は天体の研究のために開発されましたが、現在では生物医学や地球リモートセンシングなど、他の多くの分野でも使用されています。積分フィールド分光器は、スナップショット ハイパースペクトル イメージング技術のより広いカテゴリの一部であり、それ自体がハイパースペクトル イメージングの一部です。

個々の星という顕著な例外はあるものの、ほとんどの天体は大型望遠鏡によって空間的に分解されます。分光研究では、機器の視野内の各空間ピクセルのスペクトルを取得し、各ターゲットの完全な情報を取得することが最適です。これは、2 つの空間次元と 1 つのスペクトル次元から、大まかにデータキューブと呼ばれます。天文機器に使用される可視電荷結合素子(CCD) と赤外線検出器アレイ (スターリングアレイ) はどちらも 2 次元のみであるため、2D 検出器の出力から 3D データキューブを提供できる分光システムを開発するのは簡単なことではありません。このような機器は通常、天文学の分野では 3D 分光器、非天文学の分野では ハイパースペクトルイメージャーと呼ばれます。

ハイパースペクトルイメージャーは、スキャン型と非スキャン型の2つのグループに大別できます。1つは、複数の露出を組み合わせたり、空間軸、波長軸、またはその対角線に沿ってスキャンしたりしてデータキューブを構築する機器です。例としては、プッシュブルームスキャンシステム、スキャンファブリペロー、フーリエ変換分光計などがあります。2つ目のグループには、データキューブ全体を1回のショットで取得する技術、スナップショットイメージング分光計が含まれます。積分場分光法（IFS）技術は、最初に開発されたスナップショットハイパースペクトルイメージング技術でした。それ以来、たとえばトモグラフィー再構成^[1]やコード化アパーチャを使用した圧縮センシング[ ^2]に基づく他のスナップショットハイパースペクトルイメージング技術が開発されました。^[3]

地上望遠鏡観測におけるスナップショット手法の大きな利点の 1 つは、地球の大気透過率、スペクトル放射、露出中の画像のぼやけなどの避けられない変動にもかかわらず、均質なデータセットを自動的に提供できることです。これは、データ キューブが一連の連続した露出によって構築されるスキャン システムには当てはまりません。地上ベースか宇宙ベースかに関係なく、IFS には、スキャン システムよりも、特定の露出ではるかに暗いオブジェクトを検出できるという大きな利点もありますが、その代償として、天空フィールド領域がはるかに小さくなります。

1980 年代後半からゆっくりとしたスタートを切った後、積分場分光法は、太陽系の 小惑星からはるか遠くの銀河まで、基本的にあらゆる小さな個々の天体を含む、天体源の全範囲を扱う、可視光線から中赤外線領域における主流の天体物理学的ツールになりました。

積分フィールド分光器は、いわゆる積分フィールドユニット（IFU）を使用して、小さな正方形の視野をより適切な形状に再フォーマットし、その後、格子分光器によってスペクトル分散され、検出器アレイによって記録されます。現在、レンズレットアレイ、ファイバーアレイ、ミラーアレイの3つの異なるIFUタイプがあります。^[3]

拡大された空の画像は、通常、直径約1mmの数千個の同一レンズで構成されるミニレンズアレイに送られます。レンズレットアレイの出力は、同じ数の小さな望遠鏡の鏡像の規則的なグリッドであり、データキューブを送信するマルチスリット分光器^[4]の入力として機能します。このアプローチは1980年代初頭に提唱され^{[5] 、1987年にはレンズレットベースの光学TIGER [9]}を使用した初のIFS観測^{[6] [7]}が行われました。

利点は、正方形または六角形のレンズレット形状を使用した場合の 100% のオンスカイ空間充填、高スループット、正確な測光、および IFU の構築が容易なことです。重大な欠点は、隣接するスペクトル間の汚染を回避するために、貴重な検出器ピクセルを最適に使用できない (少なくとも約 50% の損失) ことです。

ウィリアム・ハーシェル望遠鏡の光学星雲研究用分光面ユニット（SAURON）^[10]や、ヨーロッパ南天天文台（ESO）の超大型望遠鏡（VLT）の分光偏光高コントラスト太陽系外惑星研究（SPHERE）IFS ^[11]サブシステムなどの機器はこの技術を使用しています。

望遠鏡によって撮影された空の画像は、ファイバーベースの画像スライサーに映し出されます。これは通常、直径約 0.1 mm の数千本のファイバーで構成され、正方形または円形の入力フィールドが狭い長方形 (長いスリット状) の出力に再フォーマットされます。画像スライサーの出力は、次にデータキューブを提供する従来の長いスリット分光器に結合されます。空のデモンストレーターは、1990 年に最初のファイバーベースの IFS 観測^[12]に成功しました。その約 5 年後には、本格的な SILFID ^[13]光学機器が続きました。円形ファイバーを正方形または六角形のレンズレット アレイに結合することで、ファイバーへの光注入が改善され、空の光の充填率がほぼ 100% になりました。

利点は、100% の天空空間充填、検出器ピクセルの効率的な使用、市販のファイバーベースの画像スライサーです。欠点は、ファイバーでの光損失がかなり大きい (約 25%)、測光精度が比較的低い、極低温環境で動作できないことです。後者は、波長範囲を 1.6 μm 未満に制限します。

この技術は、多くの望遠鏡（ウィリアム・ハーシェル望遠鏡のINTEGRAL ^[14]など）の機器で使用されており、特に、カラル・アルト天文台のカラル・アルト・レガシー積分場領域サーベイ（CALIFA）^{[15] 、}オーストラリア天文台のシドニー-AAO多天体積分場分光器（SAMI）^[16] 、スローン・デジタル・スカイ・サーベイの次のフェーズを構成する調査の1つであるAPO近傍銀河マッピング（MaNGA）^{[17]など、現在進行中の大規模}な銀河サーベイで使用されています。

望遠鏡によって撮影された空の画像は、ミラーベースのスライサーに照射されます。スライサーは通常、幅 0.1～0.2 mm の長方形のミラー約 30 枚で構成され、正方形の入力フィールドが狭い長方形 (長いスリット状) の出力に再フォーマットされます。次に、スライサーはデータ キューブを出力する従来の長いスリット分光器に結合されます。最初のミラーベースのスライサー近赤外線 IFS、赤外線微弱フィールド画像化用分光計^[18] (SPIFFI) ^{[19] は、} 2003 年に最初の科学的成果^[20]を得ました。主要なミラー スライサー システムは、Advanced Imaging Slicer ^{[21] という}コード名ですぐに大幅に改良されました。

利点としては、高スループット、100% オンスカイ空間充填、検出器ピクセルの最適使用、極低温での動作能力などが挙げられます。一方、特に光学面の仕様が厳しい光学領域で動作する場合、製造と調整が難しく、コストもかかります。

^{IFSは現在、可視領域[22] [23]}または近赤外線^{[24] [25]}の多くの大型地上望遠鏡、および一部の宇宙望遠鏡、特に近赤外線および中赤外線領域のジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）に何らかの形で導入されている。^{[26]宇宙の望遠鏡の空間解像度（および}適応光学に基づく空気乱流補正による地上望遠鏡の解像度）がここ数十年で大幅に向上したため、IFS施設の必要性がますます高まっている。スペクトル解像度は通常数千で、波長範囲は約1オクターブ（つまり波長の2倍）である。各IFSでは、生のカウントデータを物理単位（正確な天空位置における光強度と波長）に変換するために、細かく調整されたソフトウェアパッケージが必要であることに注意する。

最先端の 4096 x 4096 ピクセル検出器では、各空間ピクセルが 4096 スペクトルピクセルに分散されるため、IFS の視野は、8～10 m クラスの望遠鏡からの入力の場合、約 10秒角と非常に限られています。そのため、IFS ベースの天体物理学は主に単一の小さなターゲットに限定されます。非常に長い (最大 100 時間) 露出で数百の遠方銀河をカバーするには、はるかに広い視野 (1 分角)、つまり 36 倍の広さの天空領域が必要です。これには、少なくとも約 5 億の検出器ピクセルを備えた IFS システムの開発が必要です。

強引なアプローチであれば、巨大な分光器を構築し、それを巨大な検出器アレイに供給することになります。しかし、2022年までに運用が開始される2つのパノラマIFS、マルチユニット分光探査機（MUSE）と可視積分場複製ユニット分光器（VIRUS）^{[27]は、それぞれ24台と120台の}連続生産された光学IFSで構成されています。これにより、大幅に小型化され、コストも削減されます。ミラースライサーベースのMUSE機器は2014年にVLTで運用を開始し、ファイバースライスベースのVIRUSは2021年に ホビー・エバリー望遠鏡で運用を開始しました。

積分フィールド分光法と多天体分光法の機能を1 つの装置に統合することは、概念的には簡単です。これは、おそらく 1 度以上の広い天空パトロール領域に多数の小型 IFU を配置することによって行われます。このようにして、たとえば、多数の選択された銀河に関する非常に詳細な情報を一度に取得できます。もちろん、各ターゲットの空間カバレッジとアクセス可能なターゲットの総数の間にはトレードオフがあります。この機能を備えた最初の装置であるファイバー大型アレイ多元素分光器 (FLAMES) ^{[28]は、2002 年に VLT でこのモードで最初の光を取得しました。現在、可視[29] [30] [31]}と近赤外線^{[32] [33]}で、このような施設がいくつか稼働しています。

巡視範囲の選択範囲をさらに広げる多様フィールド分光法^[34]（DFS）という名称で提案されており、観測者は任意の組み合わせの天空領域を選択して観測効率と科学的成果を最大化することができる。これには、特に多目的ロボットターゲットピックアップ^[35]と光子スイッチヤード^{[36]などの技術開発が必要である。}

他の技術でも、異なる波長で同じ目的を達成することができます。特に、無線波長では、広い周波数範囲と大きなスペクトル分解能を特徴とするヘテロダイン受信機^[37]で同時スペクトル情報が得られます。

X 線領域では、個々の光子のエネルギーが高いため、3D 光子計数検出器と呼ばれる検出器は、入射光子の 2D 位置をその場で測定するだけでなく、そのエネルギー、つまり波長も測定します。ただし、スペクトル情報は非常に粗く、スペクトル解像度はわずか 10 程度であることに注意してください。1 つの例は、NASA のチャンドラ X 線観測衛星の先進 CCD イメージング分光計(ACIS) です。

可視近赤外線では、このアプローチはエネルギーの低い光子に対してははるかに困難です。しかし、限られたスペクトル分解能が約30で0.1 K以下に冷却された小型の超伝導検出器が開発され、実際に使用されています。たとえば、ヘール200インチ望遠鏡の32x32ピクセルの光学近赤外線分光測光用アレイカメラ^[38] (ARCONS)カメラなどです。対照的に、「古典的な」IFSは通常、数千のスペクトル分解能を備えています。

• 天文学のための光学3D分光法、Roland BaconとGuy Monnet著、ISBN 978-3-527-41202-0 
• 積分場分光法 wiki
• 積分場分光法 — ダーラム天文計測グループのジェレミー・アリントン・スミスによる簡単な紹介