Cosmic Origins спектрограф (COS) является наукой инструмент , который был установлен на космическом телескопе Хаббл во время миссии обслуживания 4 ( STS-125 ) в мае 2009 г. Он предназначен для ультрафиолетовой (90-320 нм) спектроскопии слабых точечных источников с разрешающая способность ≈1,550–24,000. Цели науки включают изучение происхождения крупномасштабной структуры Вселенной, образования и эволюции галактик, а также происхождения звездных и планетных систем и холодной межзвездной среды. COS был разработан и построен Центром астрофизики и космической астрономии (CASA-ARL) при Университете Колорадо в Боулдере иBall Aerospace and Technologies Corporation в Боулдере, Колорадо .
COS устанавливается в аксиальный отсек для инструментов, ранее занимаемый прибором Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement ( COSTAR ), и предназначен для дополнения спектрографа визуализации космического телескопа ( STIS ), который был отремонтирован во время той же миссии. В то время как STIS работает в более широком диапазоне длин волн, COS во много раз более чувствителен к УФ. [1] [2]
Обзор инструмента [ править ]
Спектрограф Cosmic Origins - это ультрафиолетовый спектрограф , оптимизированный для высокой чувствительности и умеренного спектрального разрешения компактных (точечных) объектов (звезд, квазаров и т. Д.). COS имеет два основных канала: один для спектроскопии в дальнем ультрафиолете (FUV), охватывающий 90–205 нм, и один для спектроскопии в ближнем ультрафиолете (NUV), охватывающий 170–320 нм. Канал FUV может работать с одной из трех дифракционных решеток , NUV - с одной из четырех, обеспечивая спектры как низкого, так и среднего разрешения (таблица 1). Кроме того, COS имеет режим визуализации NUV с узким полем зрения, предназначенный для обнаружения цели. [2]
Одним из ключевых методов достижения высокой чувствительности в FUV является минимизация количества оптики. Это сделано потому, что эффективность отражения и передачи FUV обычно довольно низка по сравнению с тем, что является обычным для видимых длин волн. Для этого канал COS FUV использует единственную (выбираемую) оптику для дифракции света от HST с поправкой на сферическую аберрацию Хаббла.сфокусируйте дифрагированный свет на FUV-детектор и скорректируйте астигматизм, типичный для этого типа инструментов. Поскольку коррекция аберраций выполняется после того, как свет проходит в инструмент, вход в спектрограф должен быть расширенной апертурой, а не традиционной узкой входной щелью, чтобы позволить всему аберрированному изображению HST от точечного источника попасть в инструмент. Входная апертура диаметром 2,5 угловой секунды позволяет ≈ 95% света от компактных источников попадать в COS, обеспечивая высокую чувствительность при проектном разрешении для компактных источников.
| Решетка (канал) | Приблизительный полезный диапазон длин волн | Разрешающая способность (λ / Δλ) |
|---|---|---|
| G130M (FUV) | 90–145 нм | 16 000–21 000 |
| G160M (FUV) | 141–178 нм | 16 000–21 000 |
| G140L (FUV) | <90–205 нм | 1 500–4 000 |
| G185M (NUV) | 170–210 нм | 22 000–28 000 |
| G225M (NUV) | 210–250 нм | 28 000–38 000 |
| G285M (NUV) | 250–320 нм | 30 000–41 000 |
| G230L (NUV) | 170–320 нм | 2 100–3 900 |
| TA1 (имидж-сканер для захвата цели) | 170–320 нм | ~ 0,05 угл. Сек. угловое разрешение |
Результаты после запуска полностью соответствовали ожиданиям. Чувствительность прибора близка к значениям предварительной калибровки, а фон детектора исключительно низок (0,16 отсчета на элемент разрешения за 1000 секунд для детектора FUV и 1,7 отсчета на элемент разрешения за 100 секунд для детектора NUV). Разрешение FUV немного ниже, чем прогнозы до запуска, из-за ошибок полировки средней частоты на главном зеркале HST, в то время как разрешение NUV превышает значения до запуска во всех режимах. Благодаря минимальному количеству отражений режим G140L и настройки центральной длины волны G130M, добавленные после 2010 года, могут наблюдать свет на длинах волн до ~ 90 нм и короче, несмотря на очень низкий коэффициент отражения оптики с покрытием MgF2 на этих длинах волн.
Научные цели [ править ]
Спектрограф Cosmic Origins разработан для наблюдения за слабыми точечными УФ-целями с умеренным спектральным разрешением, позволяя COS наблюдать горячие звезды ( OB-звезды , белые карлики , катаклизмические переменные и двойные звезды ) в Млечном Пути и наблюдать особенности поглощения в спектрах активных ядер галактик . Планируются также наблюдения за протяженными объектами. Спектроскопия предоставляет массу информации об далеких астрономических объектах, которую невозможно получить с помощью изображений:
Спектроскопия лежит в основе астрофизических выводов. Наше понимание происхождения и эволюции космоса в решающей степени зависит от нашей способности проводить количественные измерения физических параметров, таких как общая масса, распределение, движения, температуры и состав вещества во Вселенной. Подробную информацию обо всех этих свойствах можно почерпнуть из высококачественных спектроскопических данных. Для удаленных объектов некоторые из этих свойств (например, движение и состав) могут быть измерены только с помощью спектроскопии.
Ультрафиолетовая (УФ) спектроскопия предоставляет одни из самых фундаментальных диагностических данных, необходимых для определения физических характеристик планет, звезд, галактик, а также межзвездного и межгалактического вещества. УФ предлагает доступ к спектральным характеристикам, которые предоставляют ключевую диагностическую информацию, которую невозможно получить на других длинах волн. [3]
Получение спектров поглощения межзвездного и межгалактического газа составляет основу многих научных программ COS. Эти спектры будут отвечать на вопросы, например, как образовалась Космическая паутина , какую массу можно найти в межзвездном и межгалактическом газе и каков состав, распределение и температура этого газа. Как правило, COS отвечает на такие вопросы, как: [4]
- Какова крупномасштабная структура материи во Вселенной?
- Как галактики образовались из межгалактической среды?
- Какие типы галактических гало и истекающих ветров образуют галактики, образующие звезды ?
- Как были созданы химические элементы для жизни в массивных звездах и сверхновых ?
- Как звезды и планетные системы образуются из пылинок в молекулярных облаках ?
- Каков состав планетных атмосфер и комет в нашей Солнечной системе (и за ее пределами)?
Некоторые конкретные программы включают следующее:
Крупномасштабная структура барионной материи : благодаря своей высокой спектроскопической чувствительности FUV, COS уникально подходит для исследования леса Лайман-альфа . Это «лес» спектров поглощения, наблюдаемых в спектрах далеких галактик и квазаров, вызванных межгалактическими газовыми облаками, которые могут содержать большую часть барионной материи во Вселенной. Поскольку наиболее полезные линии поглощения для этих наблюдений находятся в далеком ультрафиолете, а источники слабые, для выполнения этих наблюдений необходим высокочувствительный FUV-спектрограф с широким диапазоном длин волн. Определив красное смещениеи ширину линии промежуточных поглотителей, COS сможет отобразить температуру, плотность и состав темной барионной материи в Космической паутине .
Тепло – горячая межгалактическая среда : исследования линий поглощения высокоионизированного (горячего) газа ( O IV, N V и т. Д.) И широкого Лайман-альфа исследуют состояние ионизации и распределение горячего межгалактического газа.
Структура Великой Китайской стены : фоновые активные ядра галактик будут использоваться для изучения межгалактических поглотителей, чтобы оценить их поперечный размер и физическую плотность, а также определить, как распределение материала коррелирует с распределением соседних галактик в Великой стене CFA2.
He II Реионизация : будет использоваться ионизированный гелий с сильным красным смещениемдля изученияпроцесса реионизации при красном смещении (z) ≈ 3.
Дополнительные детали конструкции прибора [ править ]
COS имеет два канала: дальний ультрафиолет (FUV), охватывающий 90–205 нм, и ближний ультрафиолет (NUV), охватывающий 170–320 нм. Вся оптика COS является отражающей (за исключением светосильного светофильтра и сортировщика порядка NUV) для максимальной эффективности и предотвращения хроматической аберрации . Основные режимы наблюдения COS приведены в таблице 1.
Свет от космического телескопа Хаббла попадает в инструмент либо через первичную научную апертуру (PSA), либо через апертуру ярких объектов (BOA). BOA вводит фильтр нейтральной плотности на оптический путь, который ослабляет свет примерно в сто раз (пять астрономических величин ). Обе апертуры имеют увеличенный размер (чистая апертура 2,5 угловой секунды), что позволяет более 95% света от точечного источника попадать в спектрограф .
После прохождения через PSA или BOA свет проходит к одной из оптических систем на первом из двух колес выбора оптики, либо на одной из трех дифракционных решеток FUV, либо на первом из коллимационных зеркал NUV (таблица 1), в зависимости от того, является ли FUV , NUV или целевой канал захвата. Вся оптика на первом колесе имеет асферический профиль для коррекции сферической аберрации Хаббла .
Канал FUV имеет два режима спектроскопии среднего и один низкого разрешения. Каналы FUV представляют собой модифицированные спектрографы Круга Роуленда, в которых одиночная голографически линейная асферическая вогнутая дифракционная решетка одновременно фокусирует и дифрагирует падающий свет и корректирует как сферическую аберрацию HST, так и аберрации, вносимые экстремальной компоновкой вне Роуленда. Дифрагированный свет фокусируется на пластинчатом микроканальном пластинчатом детекторе с поперечной линией задержки размером 170x10 мм . Активная область FUV-детектора изогнута в соответствии с фокальной поверхностью спектрографа и разделена на два физически различных сегмента, разделенных небольшим зазором.
Канал NUV имеет три режима спектроскопии среднего и один низкого разрешения, а также режим визуализации с невиньетированным полем зрения приблизительно 1,0 угловая секунда. Каналы NUV используют модифицированную конструкцию Черни-Тернера, в которой коллимированный свет подается на выбранную решетку, за которой следуют три зеркала камеры, которые направляют дифрагированный свет на три отдельные полосы на детекторе с мультианодной микроканальной решеткой размером 25 × 25 мм (MAMA). Режим визуализации в первую очередь предназначен для захвата цели. [2]
См. Также [ править ]
- Расширенная камера для обзоров
- Камера для слабых объектов
- Спектрограф слабых объектов
- Спектрограф высокого разрешения Годдарда
- Камера ближнего инфракрасного диапазона и многообъектный спектрометр
- Спектрограф изображения космического телескопа
- Широкоугольная и планетарная камера
- Широкоугольная и планетарная камера 2
- Широкоугольная камера 3
- Кризис недопроизводства фотонов
Ссылки [ править ]
- ^ «HubbleSite - Обслуживание миссии 4» . Архивировано из оригинала на 2007-12-13 . Проверено 5 декабря 2007 .
- ^ a b c d Справочник по приборам COS
- ^ Веб-страница COS Университета Колорадо
- ^ Спектрограф космического происхождения и будущее ультрафиолетовой астрономии
Внешние ссылки [ править ]
- СМИ, связанные со спектрографом Cosmic Origins, на Викискладе?
- Космические Происхождение спектрограф Веб - сайт в Университете Колорадо
- COS веб - сайт в Научном институте космического телескопа (STScI)
