マルチオブジェクト分光計

多物体分光計は、視野内にある複数の別々の物体のスペクトルを同時に取得できる光学分光計の一種です。^[1]天体分光法で使用され、長スリット分光法に関連しています。^[2]この技術は1980年代に利用可能になりました。^[3]

マルチオブジェクト分光器という用語は、フィールドの一部を画像化するためにファイバーの束を使用する分光器によく使用されます。ファイバーの入口は、画像化装置の焦点面にあります。その後、束は再形成され、個々のファイバーが分光計の入口スリットに整列され、検出器上で光を分散させます。^[1]

この技術は、積分場分光法(IFS)、より具体的にはファイバー IFSと密接に関連しています。これは、スナップショット ハイパースペクトル イメージングの一種であり、それ自体がイメージング分光法の一部です。

外観イメージ
MOSFIREの設定可能なスリットユニットの写真 左：画像撮影用の構成での全体写真。右：ナイフエッジスリットのクローズアップ。[4] [5]

通常、多天体分光器の開口部は、観測のニーズに合わせて変更することができます。^[6]

例えば、 WMケック天文台のMOSFIRE（赤外線探査用多天体分光計）^[7]には、対向するバーを動かすことで最大46個の18cmスリットを任意の位置に配置できる構成可能スリットユニット（CSU）^{[8]が搭載されています。 [5]}

LAMOST（大天域多天体ファイバー分光望遠鏡）などのファイバー給電式分光器の中には、ファイバーを希望の位置に移動できるものがあります。LAMOSTは、測定の要件に応じて指定された領域内で4000本のファイバーを個別に移動させ、位置誤差をリアルタイムで修正することができます。^[9]

ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は固定式のマイクロシャッターアセンブリ（MSA）を使用している。これは、約250,000個の5.1mm×11.7mmのシャッターの配列であり、独立して開閉することで、装置上の開いたスリットの位置を変えることができる。^[10]

多天体分光測定機能を備えた機器は、ほとんどの8～10メートル級地上観測所で利用可能です。^[6]例えば、大型双眼望遠鏡、^[11] WMケック天文台、^[12] カナリア大望遠鏡、^[13] ジェミニ天文台、^[14] 新技術望遠鏡、^[15] ウィリアム・ハーシェル望遠鏡、^[16] UKシュミット望遠鏡^[17]およびLAMOST ^[3]には、このようなシステムが含まれています。

超大型望遠鏡には、KMOS（Kバンド多天体分光器）^[18]とVIMOS（可視多天体分光器）^[19]を含む4つの機器があり、多天体分光機能を備えています。

ハッブル宇宙望遠鏡は1997年から1999年と2002年から2008年にかけて NICMOS（近赤外線カメラと多天体分光計）^[20]を運用してきました。

ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のNIRSpec（近赤外線分光器）は多天体分光計である。^[21]