Kozmik Kökenler Spektrografı - Cosmic Origins Spectrograph

Goddard Uzay Uçuş Merkezindeki Uzay Aracı Sistemleri Geliştirme Tesisi temiz odasında bulunan taşıma arabasının üzerinde Kozmik Köken Spektrografı

Kozmik orijin spektrografisi (COS) yüklenmiş olan bir bilim alettir Hubble Uzay Teleskop servis Mission 4 boyunca ( STS-125 ) Bunun için tasarlanmıştır Mayıs 2009'da ultraviyole (90-320 nm) spektroskopisi a ile soluk nokta kaynakların ≈1,550–24,000 çözme gücü . Bilimin hedefleri, evrendeki büyük ölçekli yapının kökenleri, galaksilerin oluşumu ve evrimi ile yıldız ve gezegen sistemlerinin ve soğuk yıldızlararası ortamın kökenini incelemeyi içerir. COS geliştirilmiş ve Astrofizik Merkezi ve Uzay Astronomi (CASA-ARL) tarafından yaptırılmıştır Boulder Colorado Üniversitesi ve top Havacılık ve Teknoloji Corporation'ın içinde Boulder, Colorado .

COS, daha önce Düzeltici Optik Uzay Teleskobu Eksenel Değiştirme ( COSTAR ) cihazı tarafından kullanılan eksenel alet yuvasına monte edilmiştir ve aynı görev sırasında tamir edilen Uzay Teleskopu Görüntüleme Spektrografını ( STIS ) tamamlaması amaçlanmıştır . STIS daha geniş bir dalga boyu aralığında çalışırken, COS UV'de birçok kez daha hassastır.

Cihaza genel bakış

COS Optik Düzeni. FUV ve NUV kanalları başlangıçta ortak bir yolu paylaşır. İlk optik, ışığı FUV dedektörüne (kırmızı) yönlendiren içbükey, holografik olarak yönetilen bir kırınım ızgarası veya ışığı NUV ızgaralarına ve NUV dedektörüne (mor) yönlendiren içbükey bir aynadır. Yeşil renkli ışın paketleri, FUV optik yollarını temsil eder ve mavi renkli ışın paketleri, NUV optik yollarını temsil eder. Sol üstte (turuncu ışın paketleri) bir dalga boyu referansı ve düz alan iletim sistemi gösterilir ve bilim gözlemleri sırasında eşzamanlı dalga boyu referans spektrumları sağlayabilir.

Kozmik Köken Spektrografı, kompakt (nokta benzeri) nesnelerin (yıldızlar, kuasarlar, vb.) Yüksek duyarlılığı ve makul spektral çözünürlüğü için optimize edilmiş bir ultraviyole spektrograftır . COS, biri 90–205 nm'yi kapsayan Uzak Ultraviyole (FUV) spektroskopisi için ve diğeri 170–320 nm'yi kapsayan Yakın Ultraviyole (NUV) spektroskopisi için olmak üzere iki ana kanala sahiptir . FUV kanalı, üç kırınım ızgarasından biri ile çalışabilir , NUV dörtten biriyle hem düşük hem de orta çözünürlüklü spektrumlar sağlar (tablo 1). Ek olarak, COS, hedef edinimi amaçlayan dar bir görüş alanı NUV görüntüleme moduna sahiptir.

FUV'de yüksek hassasiyet elde etmenin temel tekniklerinden biri, optiklerin sayısını en aza indirmektir. Bu, FUV yansıma ve iletim verimliliklerinin, görünür dalga boylarında yaygın olanlara kıyasla tipik olarak oldukça düşük olduğu için yapılır. Bunu başarırken, COS FUV kanalı, ışığı HST'den kırmak, Hubble küresel sapmasını düzeltmek , kırılan ışığı FUV dedektörüne odaklamak ve bu tür bir alet için tipik olan astigmatizmayı düzeltmek için tek bir (seçilebilir) optik kullanır . Işık alete geçtikten sonra sapma düzeltmesi yapıldığından, bir nokta kaynağından tüm sapmış HST görüntüsünün alete girmesine izin vermek için spektrograf girişinin geleneksel dar giriş yarığından ziyade genişletilmiş bir açıklık olması gerekir. 2,5 ark saniye çaplı giriş açıklığı, kompakt kaynaklardan gelen ışığın ≈% 95'inin COS'a girmesine izin vererek kompakt kaynaklar için tasarım çözünürlüğünde yüksek hassasiyet sağlar.

Tablo 1. Temel COS Spektrografik ve Hedef Alma Modları
Izgara (Kanal) Yaklaşık Kullanışlı Dalgaboyu Aralığı Çözme gücü (λ / Δλ)
G130M (FUV) 90–145 nm 16.000–21.000
G160M (FUV) 141–178 nm 16.000–21.000
G140L (FUV) <90–205 nm 1.500–4.000
G185M (NUV) 170–210 nm 22.000–28.000
G225M (NUV) 210–250 nm 28.000–38.000
G285M (NUV) 250–320 nm 30.000–41.000
G230L (NUV) 170–320 nm 2.100–3.900
TA1 (hedef edinme görüntüleyici) 170–320 nm ~ 0.05 ark sn. açısal çözünürlük

Lansman sonrası performans beklentileri yakından karşıladı. Cihaz hassasiyeti başlatma öncesi kalibrasyon değerlerine yakındır ve dedektör arka planı son derece düşüktür (FUV dedektörü için 1000 saniyede çözünürlük öğesi başına 0.16 sayı ve NUV dedektörü için 100 saniyede çözünürlük öğesi başına 1.7 sayı). FUV çözünürlüğü, HST birincil aynasındaki orta frekanslı parlatma hataları nedeniyle başlatma öncesi tahminlerden biraz daha düşükken, NUV çözünürlüğü tüm modlarda başlatma öncesi değerleri aşıyor. Minimum yansıma sayısı sayesinde, G140L modu ve 2010'dan sonra eklenen G130M merkezi dalga boyu ayarları, bu dalga boylarında MgF2 kaplı optiklerin çok düşük yansıtma özelliğine rağmen ~ 90 nm'ye kadar ve daha kısa dalga boylarında ışığı gözlemleyebilir.

Bilim Hedefleri

Kozmik Köken Spektrografı , COS'un Samanyolu'ndaki sıcak yıldızları ( OB yıldızları , beyaz cüceler , felaket değişkenleri ve ikili yıldızlar ) gözlemlemesine ve Samanyolu'nun gözlemlemesine izin vererek, orta derecede spektral çözünürlükte soluk, nokta benzeri UV hedeflerinin gözlemlenmesini sağlamak için tasarlanmıştır . aktif galaktik çekirdeklerin spektrumlarındaki absorpsiyon özellikleri . Gözlemler ayrıca genişletilmiş nesneler için planlanmıştır. Spektroskopi, görüntüleme yoluyla elde edilemeyen uzak astronomik nesneler hakkında zengin bilgi sağlar:

Spektroskopi, astrofiziksel çıkarımın merkezinde yer alır. Kozmosun kökeni ve evrimi konusundaki anlayışımız, önemli ölçüde, Evrendeki maddenin toplam kütlesi, dağılımı, hareketleri, sıcaklıkları ve bileşimi gibi fiziksel parametrelerin nicel ölçümlerini yapma yeteneğimize bağlıdır. Tüm bu özelliklerle ilgili ayrıntılı bilgiler, yüksek kaliteli spektroskopik verilerden elde edilebilir. Uzak nesneler için, bu özelliklerden bazıları (örneğin, hareketler ve kompozisyon) yalnızca spektroskopi yoluyla ölçülebilir.

Ultraviyole (UV) spektroskopisi, gezegenlerin, yıldızların, galaksilerin ve yıldızlararası ve galaksiler arası maddenin fiziksel özelliklerini ayırt etmek için gerekli olan en temel tanısal verilerden bazılarını sağlar. UV, diğer dalga boylarında elde edilemeyen temel teşhis bilgileri sağlayan spektral özelliklere erişim sağlar.

Yıldızlararası ve galaksiler arası gazın absorpsiyon spektrumlarının elde edilmesi , COS bilim programlarının çoğunun temelini oluşturur. Bu spektrumlar, Kozmik Ağ'ın nasıl oluştuğu, yıldızlararası ve galaksiler arası gazda ne kadar kütle bulunabileceği ve bu gazın bileşimi, dağılımı ve sıcaklığı gibi soruları ele alacak . Genel olarak, COS aşağıdaki gibi soruları ele alır:

Bazı özel programlar şunları içerir:

Baryonik Maddenin Büyük Ölçekli Yapısı : Yüksek FUV spektroskopik duyarlılığı ile COS, Lyman-alfa ormanını keşfetmek için benzersiz şekilde uygundur . Bu, evrendeki baryonik maddenin çoğunu içerebilen, galaksiler arası gaz bulutlarının neden olduğu uzak galaksilerin ve kuasarların spektrumlarında görülen absorpsiyon spektrumlarının ' ormanı'dır. Bu gözlemler için en yararlı soğurma çizgileri uzak ultraviyole olduğundan ve kaynaklar soluk olduğundan, bu gözlemleri gerçekleştirmek için geniş dalga boyu kapsamına sahip yüksek hassasiyetli bir FUV spektrografına ihtiyaç vardır. Araya giren soğurucuların kırmızıya kaymasını ve çizgi genişliğini belirleyerek , COS , Kozmik Ağdaki karanlık baryonik maddenin sıcaklığını, yoğunluğunu ve bileşimini haritalayabilecek .

Ilık-sıcak galaksiler arası ortam : Yüksek iyonize (sıcak) gazın ( O IV, N V, vb.) Ve geniş Lyman-alfa'nın soğurma hattı çalışmaları , sıcak galaksiler arası gazın iyonlaşma durumunu ve dağılımını araştıracaktır.

Çin Seddi Yapısı: Arka plandaki aktif galaktik çekirdekler , enine boyutlarını ve fiziksel yoğunluklarını tahmin etmek için galaksiler arası soğurucuları incelemek ve CFA2 Çin Seddi'ndeki yakın galaksi dağılımlarıyla malzeme dağılımının nasıl ilişkili olduğunu belirlemek için kullanılacak.

II Reiyonizasyon : Oldukça kırmızıya kaymış iyonize helyum, re 3 kırmızıya kayma (z) ile reiyonizasyon sürecini incelerken kullanılacak .

Ek cihaz tasarım ayrıntıları

COS, 90–205 nm'yi kapsayan Uzak Ultraviyole (FUV) ve 170–320 nm'yi kapsayan Yakın Ultraviyole (NUV) olmak üzere iki kanala sahiptir . Verimliliği en üst düzeye çıkarmak ve renk sapmasını önlemek için tüm COS optikleri yansıtıcıdır (parlak nesne açıklığı filtresi ve NUV düzen ayırıcılar hariç) . Temel COS gözlem modları tablo 1'de özetlenmiştir.

Hubble Uzay Teleskobundan gelen ışık, cihaza Birincil Bilim Açıklığı (PSA) veya Parlak Nesne Açıklığı (BOA) yoluyla girer. BOA , ışığı yaklaşık yüz kat (beş astronomik büyüklük ) azaltan optik yola bir nötr yoğunluk filtresi ekler . Her iki açıklık, bir nokta kaynağından gelen ışığın% 95'inden fazlasının spektrografa girmesine izin veren büyük boydadır (2,5 ark saniyelik açık açıklık) .

PSA veya BOA'dan geçtikten sonra, ışık, bir FUV olup olmadığına bağlı olarak, ya üç FUV kırınım ızgarasından biri ya da NUV kolimasyon aynalarından birincisi (tablo 1) olmak üzere iki optik seçme tekerlekten ilkindeki optiklerden birine gider. , NUV veya hedef edinme kanalı seçilir. İlk tekerlek üzerindeki tüm optikler , Hubble küresel sapmasını düzeltmek için asferik bir profile sahiptir .

FUV kanalının iki orta ve bir düşük çözünürlüklü spektroskopi modu vardır. FUV kanalları , tek holografik olarak yönetilen asferik içbükey kırınım ızgarasının eşzamanlı olarak gelen ışığı odaklayıp kırdığı ve hem HST küresel sapmaları hem de aşırı Rowland düzeninin getirdiği sapmaları düzelttiği değiştirilmiş Rowland Circle spektrograflarıdır . Kırınan ışık, 170x10 mm çapraz gecikme hattı mikrokanallı plaka dedektörüne odaklanır . FUV dedektörünün aktif alanı, spektrografın odak yüzeyine uyacak şekilde kavislidir ve küçük bir boşlukla ayrılmış fiziksel olarak farklı iki segmente bölünmüştür.

NUV kanalı, üç orta ve bir düşük çözünürlüklü spektroskopi moduna ve yaklaşık 1.0 ark saniyelik köşesiz görüş alanına sahip bir görüntüleme moduna sahiptir. NUV kanalları , seçilen ızgaraya paralelleştirilmiş ışığın beslendiği, ardından kırılan ışığı 25 × 25 mm Çoklu Anot Mikro Kanal Dizisi (MAMA) dedektöründe üç ayrı şerit üzerine yönlendiren üç kamera aynasının izlediği modifiye bir Czerny-Turner tasarımını kullanır . Görüntüleme modu, öncelikle hedef edinimi için tasarlanmıştır.

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar