Astronomi

Hvordan blev “mikroskodder” eller andre multipleksede eller flerobjektteknikker først anvendt i astronomisk spektroskopi?

Hvordan blev “mikroskodder” eller andre multipleksede eller flerobjektteknikker først anvendt i astronomisk spektroskopi?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Dette svar på Hvordan bruges mikrolukkerarrays i James Webb og fremtidige rumteleskoper? forklarer, hvordan flere objekter kan vælges, så et spektrometers gennemløb kan forbedres (med nogle kompromiser et eller andet sted) ved at optage spektre på mere end et objekt ad gangen. Svaret er værd at læse, hvis du ikke har læst det endnu.

En anden teknik til at få flere spektre fra et enkelt teleskop er at placere (og undertiden artikulere) optiske fibre af høj kvalitet på maj-steder i brændplanet. I disse dage kan antallet af fibre og genstande være tusindvis, så output fra flere fibre kan være opstillet langs spalten et spektrometer, og flere spektrometre kan også bruges.

Men her vil jeg gerne se tilbage i tiden for at forstå starten på denne teknologi.

Spørgsmål: Hvordan blev "mikroskodder" eller andre multipleksede teknikker eller flerobjektteknikker først anvendt i astronomisk spektroskopi?


Detektorer ved lav temperatur i røntgenastronomi

Den mest overbevisende natur af røntgenastronomi er dens rigdom og omfang. Næsten alle observerbare genstande på himlen udsender enten naturligt røntgenstråling eller kan observeres gennem røntgenabsorption. Nuværende røntgenobservatorier såsom Chandra og XMM-Newton har forbedret vores forståelse af mange af disse systemer betydeligt ved hjælp af røntgenkameraer og spredte røntgenspektrometre. Imidlertid er det kombinationen af ​​disse to teknikker til at tilvejebringe et ægte bredbånd, billedspektrometer med høj spektralopløsning, der vil drive den næste revolution inden for røntgenastronomi. Det er her, lavtemperaturdetektorer (LTD'er) kan spille en nøglerolle, men også hvor videnskaben konstant vil udfordre teknologien. I denne korte oversigt vil vi undersøge de begrænsninger, som både de videnskabelige mål og rummiljøet lægger på implementeringen af ​​LTD'er, hvordan nuværende missioner såsom XQC og Astro-E2 har mødt disse udfordringer, og hvor fremtidige missioner som f.eks Constellation-X, XEUSog Næste vil drive LTD-instrumenter i meget større målestok. Endelig vil vi behandle skaleringsproblemer i nuværende LTD-detektorer, og hvor LTD-samfundet skal fortsætte med at løse både de videnskabelige mål og forventningerne fra astrofysiksamfundet.


PRÆKLINISK ANVENDELSE AF MFSI

For at vurdere tumorvaskularisering og overvåge antiangiogen terapeutisk respons

Tidligere undersøgelser afbildede tumorangiogenese med fluorescerende proteiner (9,10). MSFI tilvejebringer et kraftigt, ikke-invasivt middel til at vurdere tumorvaskularitet og til at overvåge reaktionen på antiangiogen terapi. For eksempel blev mus, der blev behandlet med sunitinib, afbildet et nær-infrarødt farvestofmærket monoklonalt antistof (mAb) -baseret probe målrettet mod vaskulær endotelvækstfaktor-receptor-2 in vivo ved hjælp af et LCTF-baseret Maestro MSFI-system (CRI Inc.). Tumorfluorescensintensitet blev kvantificeret og normaliseret efter fjernelse af autofluorescens. Denne undersøgelse viser, at MSFI giver hurtig, ikke-invasiv og langsgående vurdering af effekten af ​​hidtil ukendte angiogenese-rettet behandling i prækliniske modeller for kræft (11). For at overvinde begrænsninger forbundet med eksogent administrerede vaskulære billeddannende prober, såsom høje omkostninger, toksicitet, inkonsekvent levering, differentieret biotilgængelighed blandt dyr og høj tumorakkumulering som følge af karlækage, var en hidtil ukendt metode til ikke-invasivt billede af tumorvaskularisering i fluorescerende tumorer uden eksogene billeddannende prober. introduceret. LCTF-baserede Maestro- og Nuance-systemer (CRI Inc.) blev brugt til in vivo MSFI til at studere biologien af ​​tumorangiogenese og til at overvåge virkningerne af antiangiogene behandlinger med bevacizumab. I en musemodel, der bærer tumorer, der udtrykker rødt fluorescerende protein, tillader de spektrale fluorescensunderskrifter af vaskulære og avaskulære komponenter, at tumorvaskulaturen kan afbildes og kvantificeres uden kontrastmidler (fig. 2). Denne teknik tilvejebringer realtidsbilleddannelse af tumorvaskularisering og overvågning af det antiangiogene terapeutiske respons hos mus uden de bekymringer, der er specifikke for en eksogent administreret probe (12).

Ikke-invasiv billeddannelse af tumorvaskulatur ved hjælp af multispektral blanding i fluorescerende tumorer. (A) Spektrale fluorescerende signaturer af vaskulære komponenter (emissionsbølgelængde maksimum eller peak emission [Emmaks] = 620 nm, røde spektre) og avaskulære komponenter (Emmaks = 610 nm, grønne spektre). (B) Billede af fluorescerende tumor taget ved hjælp af CRI Nuance-kamera. (C) Højstørrelsesbillede af samme tumorareal som B viser evne til at detektere kapillærer (5-10 um i diameter) inden i fluorescerende tumorer ved hjælp af multispektral un-blanding. (D) multispektral unmixing af makroskopisk helkropsbillede af mus med fluorescerende tumorer på begge bagflanker (venstre panel). Forstørret billede af venstre bageste flanketumor (højre panel). (E) Brugerdefineret tærskelområde af interesse oprettes i vaskulære og avaskulære komponentbilleder ved hjælp af CRI-software. Det vaskulære indeks beregnes derefter ved at dividere det samlede areal for den vaskulære komponent (mm 2) med det samlede areal for den vaskulære komponent (mm 2). Genoptrykt fra (12) © 2008 BioTechniques, brugt efter tilladelse.

At generere regionsselektive hjernekort over vaskulariseret hjerneparenkym

En fluorescein-isothiocyanat-derivatiseret tomat-lectin-baseret molekylær billeddannelsessonde blev kombineret med Maestro-systemet for at generere regionsselektive hjernekort over vaskulariseret hjerneparenkym ex vivo hos rotter og kaniner. Billeder blev ublandet for at slippe af med autofluorescens i hjernevæv og løse arterielt blod og specifikt billeddannende probe-fluorescenssignal. Efter yderligere forfining af billeddannende prober og målinger kan denne nye præoperative endovaskulære hjernekortlægningstilgang lette neurokirurgisk vejledning og derfor forbedre kliniske resultater efter neurokirurgiske resektioner (13).

Automatisk analyse af multipleksede immunomærkede prøver

Mere end 6 markører kan hurtigt differentieres fra hinanden og fra autofluorescens ved hjælp af MSFI, hvilket muliggør lokalisering af flere sonder og undgår behovet for serielle sektioner. For eksempel Mansfield et al. udførte 6-markøranalyser i 1 prøve med MSFI. Kvantitative og markørspecifikke billeddata blev præsenteret til integrative systembiologiske undersøgelser. Ulemperne ved denne tilgang er, at det er for meget arbejde at forberede en række kontroller af alle kombinationer af markører, og metoden er mindre optimal til membran- eller cytoplasmatiske markøranalyser (4).

At differentiere vævstype og give diagnosticeringsoplysninger på mobilniveau

Slit-scan konfokalt mikroendoskop bruger et kateter baseret på et fiberoptisk billeddannelsesbundt. Dette multispektrale system bruger et prisme som et dispersivt element til at samle et fuldt multispektralt billede med spektral opløsning på 2,9 nm ved 500 nm og 8,4 nm ved 750 nm. Humant æggestok og spiserør og peritoneal væg og lever fra mus farvet med acridinorange og rotte tarm mærket med 4- (4- (dihexadecylamino) styryl) -N-methylpyridiniumjod (Invitrogen) blev afbildet ex vivo. Denne metode til MSFI kan skelne vævstyper og erhverve billeder af høj kvalitet, det er minimalt invasivt og har potentialet til at give mobilniveau in vivo diagnostisk information som et klinisk diagnostisk instrument (14).

Kombination af MSFI med Quantum Dots (MSFI-QD'er)

Kvanteprikker (QD'er) er hidtil ukendte nanokrystalfluoroforer med konstant bred excitationsspektre, skarpe og symmetriske afstemningsbare emissionsspektre, forbedret lysstyrke, overlegen fotostabilitet og samtidig excitation af flere fluorescensfarver. QD'er er blevet anvendt med succes i forskellige billedbehandlingsapplikationer til in vitro diagnostik og in vivo billeddannelse på grund af disse unikke optiske egenskaber. MSFI-QD'er kan effektivt fjerne baggrund og præcist afgrænse svage spektrale signaturer for at præsentere ultrafølsom og multiplekset billeddannelse af molekylære mål in vivo (15,16). Fuld gennemgang af MSFI-QD'er i multiplekset immunhistokemi og in situ hybridisering (ISH) er tilgængelige (17,18). En anden anvendelse af MSFI-QD'er er som en mulig erstatning for mikroarray-analyse. I dette tilfælde kan multipleksede QD-mærkede oligonukleotidprober anvendes til ISH i humane biopsier. Denne teknik blev testet i en undersøgelse, hvor enkelt og multiplekset QD-ISH blev udført i prøver med akut leukæmi og follikulært lymfom. Spektral unmixing muliggør adskillelse af rumligt colokaliserede signaler. MSFI-QD'er tillader den kvantitative karakterisering af multiple-genekspression, hvilket gør dem nyttige til analyse af behandlede humane kliniske væv (19). MSFI-QD'er blev også testet ved hjælp af streptavidin-konjugerede QD'er til at detektere op til 7 signaler i mandel- og lymfoidvæv. Objektglassene blev analyseret ved hjælp af konfokal laserscanningsmikroskopi. Fem streptavidin-konjugerede QD'er blev anvendt på den samme vævssektion og kunne analyseres samtidigt på rutinemæssigt behandlede sektioner (fig. 3). Denne multiplekseringsmetode har potentialet til at afdække de klinisk relevante flerdimensionelle cellulære interaktioner, der ligger til grund for sygdomme (20).

Quintuplet streptavidin-konjugeret quantum dots multiplex og emission fingerprint af multiplexed quantum dots (germinal center skitseret med stiplet linje). (A) 4,6-diamino-2-phenylindol nuklear modfarve, 450 nm (hvid). (B) CD 20 streptavidin-konjugeret kvantepunkt 525 nm (rød). (C) IgD streptavidin-konjugeret kvanteprik, 565 nm (cyan). (D) MIB-1 streptavidin-konjugeret kvantepunkt, 605 nm (grøn). (E) CD 3 streptavidin-konjugeret kvanteprik, 655 nm (gul). (F) CD 68 streptavidin-konjugeret kvantepunkt, 705 nm (hvid). (G) Overlay af B-F inklusive IgD (cyan) og CD20 (rød) coekspression (magenta pile og indsats). (H) Emissionsprofil genereret fra λ-scanning fra 395 til 715 nm. Stiplede linjer er enkeltemissionsprofil fra 4,6-diamino-2-phenylindol alene eller hver af streptavidin-konjugerede kvanteprikker alene. Ensfarvede linjer er angivet emissionsprofiler fra kvintuplettemærket mandelsektion, og grå områder definerer anvendte båndpasfiltre. Profiler med samme farve angiver colokalisering. Skalalinjen er 50 mm. Genoptrykt fra (20) med tilladelse fra Macmillan Publishers Ltd: Modern Pathology copyright 2006.


Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)

En spektrograf spreder det lys, der samles af et teleskop, ud, så det kan analyseres for at bestemme sådanne egenskaber ved himmellegemer som kemisk sammensætning og overflod, temperatur, radial hastighed, rotationshastighed og magnetfelter. Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) kan studere disse objekter over et spektralområde fra UV (115 nanometer) gennem den synlige røde og næsten IR (1000 nanometer).

STIS bruger tre detektorer: en cæsiumiodid-fotokatode Multi-Anode Microchannel Array (MAMA) i 115 til 170 nm, en cæsium tellurid MAMA i 165 til 310 nm og en ladekoblet enhed (CCD) i 165 til 1000 nm. Alle tre detektorer har et format på 1024 x 1024 pixel. Synsfeltet for hver MAMA er 25 x 25 buesekunder, og synsfeltet for CCD er 52 X 52 buesekunder.

Det største fremskridt i STIS er dets evne til todimensionel snarere end endimensionel spektroskopi. For eksempel er det muligt at registrere spektret af mange placeringer i en galakse samtidigt, snarere end at observere et sted ad gangen. STIS kan også registrere et bredere span af bølgelængder i en stjernes spektrum ad gangen. Som et resultat er STIS meget mere effektiv til at indhente videnskabelige data end de tidligere HST-spektrografer.

En strømforsyning i STIS mislykkedes i august 2004, hvilket gjorde den ubrugelig. Under servicemissionen i 2009 reparerede astronauter med succes STIS ved at fjerne kredsløbskortet, der indeholdt den svigtede strømforsyning, og erstatte det med et nyt kort. Da STIS ikke var designet til at reparere intern elektronik i kredsløb, var denne opgave en væsentlig udfordring for astronautbesætningen.


2 VIDENSKABELIG BEGRUNDELSE

I dette afsnit skitserer vi de vigtigste videnskabelige drivere til et instrument som SAMI. Det grundlæggende spørgsmål i hjertet af dette arbejde er: hvordan opstod den galakse befolkning, vi ser omkring os i dag? Dette kræver, at vi forstår de fysiske processer, der opstår, når galakser dannes og udvikles. Galaksepopulationen, vi ser i dag, har nogle meget særpræg, der skal forklares.

Et af de mest grundlæggende punkter er adskillelsen af ​​galakser i en bimodal fordeling i henhold til farve (f.eks. Strateva et al. 2001 Baldry et al. 2004). En galakses farve er primært relateret til tilstedeværelsen af ​​vedvarende stjernedannelse. Den anden nøglefunktion, der adskiller galakser, er morfologi. Der er en stærk sammenhæng mellem farve og morfologi, hvor galakser ligger langs den 'røde sekvens' for det meste er passive systemer med elliptisk / sfærisk morfologi, mens galakser, der befinder sig i den 'blå sky', for det meste er domineret af skiver, selv om dette ikke altid er sag (f.eks. Schawinski et al. 2009 Masters et al. 2010). Mens de er beslægtede, er der ikke en streng en-til-en sammenhæng mellem morfologi og farve. En klarere forståelse af galakser kan opnås, hvis de anses for at bestå af forskellige morfologiske komponenter (skiver, buler og pseudo-buler), der skyldes forskellige dannelsesprocesser og evolutionære historier (Driver et al. 2007). De strukturelle komponenters iboende egenskaber er mere ensartede end de galakser, de sammensætter. Deres dannelsesveje er også meget forskellige, med ægte buler bygget op af voldelige fusioner, skiver fra gasudvikling og pseudo-buler fra verdslig udvikling (Kormendy & amp Kennicutt 2004). Adskillelse af disse forskellige tilstande er kompleks, men kan hjælpes væsentligt af det faktum, at de dannede strukturer har forskellige kinematiske egenskaber såvel som forskellige stjernedannelseshistorikker.

For at fastslå den involverede fysik er vi nødt til at bestemme svarene på et antal spørgsmål, der stort set falder ind i fire kategorier: (i) hvordan opbygges galaksmasse og vinkelmoment? (ii) hvornår, hvor og hvorfor forekommer stjernedannelse? (iii) hvornår, hvor og hvorfor forekommer tilvæksten af ​​sorte huller? (iv) hvordan styres galakser, og hvilken rolle har feedback? Vi vil diskutere hvert af disse spørgsmål igen, selv om der selvfølgelig er en betydelig overlapning mellem dem.

2.1 Opbygningen af ​​masse og vinkelmoment

Standardbilledet af galaksedannelse har gaskøling til dannelse af en rotationsunderstøttet skive i en kold mørk materie-glorie (White & amp Rees 1978). Mens dette billede bredt accepteres, giver feedback og interaktioner store komplikationer, som endnu ikke er fuldt forstået.

Skaleringsforholdet mellem cirkulær hastighed og stjernemasse (TFR Tully & amp Fisher 1977) for skivegalakser giver en tæt begrænsning for galakseformationsmodeller. Den cirkulære hastighed afhænger af forholdet mellem skivemasse og halogenmasse, den mørke stof halo-profil og den dimensionsløse centrifugeringsparameter, λ (Peebles 1969). De største TFR-prøver (fx Springob et al. 2007) indeholder i øjeblikket ~ 5000 galakser med enten langspaltet spektroskopi eller rumligt uopløste H i-hastigheder. Hvis IFU-observationer kan laves til store nok radier (typisk ~ 2,2 skivelængder), giver de væsentlige fordele ved at give et klarere billede af forvrænget kinematik og hældning. Cirkulære hastigheder kan sammenlignes med resultaterne af galakseobjektivering for at begrænse halo-profilens mørke stof og undersøge tegn på sammentrækning af glorie som reaktion på baryoner (Dutton et al. 2010 Reyes et al. 2011).

De kinematiske data fra stjernerne og emissionslinjerne, som SAMI kan levere, tillader dynamiske massestimater inden for den maksimale radius sonderet ved hjælp af teknikker som anisotropisk jeansmodellering (Cappellari 2008). Generelt er det ikke muligt at bestemme total masse på grund af usikkerheden ved mørke stof-halo-parametre. Selv for Mælkevejen, hvor mange halostjerner kan bruges til at sonde den ydre glorie, er den samlede galaksmasse usikker til en faktor 2 (Smith et al. 2007). Detaljerede dynamiske teknikker er i skarp kontrast til estimater af dynamisk masse, som simpelthen tager en enkelt hastighedsdispersion af galaksen (f.eks. Fra en enkelt fiberobservation fx Taylor et al. 2010).

Det er relativt let at udtrække en rotationskurve v(r) fra de observerede data, hvis kinematikken er ret ordnet (Staveley-Smith et al. 1990). Dette kan derefter bruges til at give dynamisk information om galaksen, især hvis baryonisk information bringes til udtryk. Men hvis de kinematiske akser er forkert justeret med de fotometriske akser, er dette ofte en signatur af streamingbevægelser på grund af en stang eller en oval forvrængning. En dynamisk masse kan stadig afledes, selvom det øgede antal gratis parametre gør dette mere usikkert (Staveley-Smith et al. 1990 Quillen, Frogel & amp Gonzalez 1994). Eventuelle afvigelser fra rotationssymmetri er vigtige i sig selv. Det er ofte meget vanskeligt at se tilstedeværelsen af ​​stænger, især i stærkt skrånende disksystemer. Men søjler forrådes ofte af isovelocity-konturernes indre vendinger. Kæder opdages lettere på store skalaer og næsten altid i H-kinematik (Briggs 1990), men de samme effekter kan nu ses i dybe observationer af den diffuse ioniserede gas i den ydre skive (Christlein, Zaritsky & amp Bland-Hawthorn 2010) . Den fysiske årsag til kinematisk forvrængning kan undersøges ved store IFU-undersøgelser, der undersøger en række forskellige galaksparametre. For eksempel er forvrængninger mere sandsynlige i regioner med høj densitet på grund af dynamisk interaktion.

Integreret feltspektroskopi muliggør også undersøgelser af stjernekinematik, der beskriver det observerede projicerede stjernevinkelmoment pr. Masseenhed af galakser, ikke muligt med andre teknikker (Emsellem et al. 2007, 2011 Brough et al. 2011). Denne måling muliggør adskillelse af tidlige galakser i hurtige og langsomme rotatorer, som menes at have meget forskellige dannelsesveje. En stor succes for SAURON- og ATLAS-3D-projekterne (Bacon et al. 2001 Cappellari et al. 2011a) har været opdagelsen af, at de fleste tidlige galakser har en betydelig rotation med kun ≃14 procent (overvejende ved høj masse) langsomme rotatorer. Cappellari et al. (2011b) har brugt ATLAS-3D til at demonstrere et kinematisk forhold mellem morfologi og densitet, som viser en jævn overgang af spiraler til tidlige typer hurtige rotatorer med øget tæthed og massive langsomme rotatorer, der kun befinder sig i regionerne med den højeste tæthed. SAMI tillader, at sådanne undersøgelser udvides til at undersøge større dynamisk område i miljøet og undersøge sådanne relationer som en funktion af stjernemasse.

Hastigheden af ​​sammensmeltning af mørkt stof-halo kan estimeres nøjagtigt ud fra simuleringer (Fakhouri & amp Ma 2008). Kinematisk information fra integreret feltspektroskopi kan bruges til at skelne mellem hvilende galakser og dem, der gennemgår en fusion (fx Shapiro et al. 2008) ved anvendelse af procedurer såsom kinemetri (Krajnović et al. 2006). Indtil nu har denne type analyse i vid udstrækning været begrænset til høj rødforskydning (hvor fusionshastigheden forventes at være højere), men med prøver på 103 eller flere galakser kan der foretages statistisk meningsfulde skøn over fusionshastigheder ved lav rødskift. Fakhouri & amp Ma (2008) forudsiger, at halo-fusionshastigheden ved z∼ 0 skal være ∼0,05 halo −1 Gyr −1 for større fusioner (med masseforhold & lt 3/1). Integrerede feltobservationer giver en supplerende tilgang til undersøgelser, der fokuserer på antallet af tætte par for at estimere fusionshastigheder (fx De Propris et al. 2007), da de undersøger meget forskellige faser af fusionsprocessen. Det er også muligt at se efter svagere dynamiske forstyrrelser på diske på grund af gentagne mindre fusioner / interaktioner (Zaritsky & amp Rix 1997). I dette tilfælde er det meget fordelagtigt at udvide undersøgelsen til stor radius, da effekten af ​​tidevandsforstyrrelser skalerer som ∼r 3. I dette tilfælde er udfordringen at opnå tilstrækkelig følsomhed ved stor radius (f.eks. .51,5-2 skalalængder).

Spinvinkelmoment fra galakekinematik kan direkte undersøge dannelsen af ​​universets store struktur og galaksedannelse. Galakseskivens centrifugering tilvejebringer en tilnærmelse af galaksenes mørke stofhalo (Sharma & amp Steinmetz 2005), som er koblet til den store struktur. Tidligt i et mørkt stofs glorie liv oplever det drejningsmomenter fra det omgivende tæthedslandskab. Spindene med mørke materiehaloer bevarer i dag noget af det landskab, så spin er iboende forbundet med den store struktur. Dette link kan undersøges i N-kropssimuleringer og observationer ved at måle fordelingen af ​​den afledte mørke materie-halo-spin-størrelse (Berta et al. 2008) og ved den relative orientering af galakse-spinretninger med hinanden og med den store struktur.

N-krops-simuleringer forudsiger ikke en stærk tilpasning mellem nabohalos spind, selvom der er opdaget en tilpasning mellem galakser i Tully-kataloget med 12122 nærliggende spiraler (Pen, Lee & amp Seljak 2000). Simuleringer og teori forudsiger en tilpasning mellem halospin og tidevandsfeltet (Lee & amp Pen 2000) og en tilpasning til træk i tidevandsfeltet som filamenter (Zhang et al. 2009), ark (Lee 2004) og hulrum (Brunino et al. 2007). Enhver form for tilpasning forudsiges at være meget svag, men kunne kun ses i store galakseundersøgelser. Der har været påvisninger af spinjusteringer i den store struktur rekonstrueret fra billedundersøgelser (Lee & amp Erdogdu 2007 Paz, Stasyszyn & amp Padilla 2008) ved hjælp af udledte galakse-spins fra diskformer. En foreløbig påvisning af spinjustering med filamenter blev fundet ved hjælp af den afledte spin af kun 201 galakser omkring hulrum (Trujillo, Carretero & amp Patiri 2006) og 70 galakser i filamenter (Jones, van de Weygaert & amp Aragón-Calvo 2010), valgt fra de store -struktur af Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Uoverensstemmelser mellem resultaterne fra simuleringer af mørkt stof og observationer indikerer en forskel i den måde, hvorpå galakser og mørke stofhaloer opnår og holder deres spin. En stor undersøgelse af direkte spin-målinger kunne afsløre, om galakser udviser samme spinadfærd som mørke stof-haloer og viser, hvordan galakse-spin er knyttet til den store struktur.

2.2 Hvornår, hvor og hvorfor opstår stjernedannelse?

Meget nyere observations- og teoretiske arbejde har fokuseret på, hvordan blå galakser kan få deres stjernedannelse standset og flytter dem videre til den røde sekvens. Røde sekvensgalakser findes fortrinsvis i tættere omgivelser (f.eks. Blanton et al. 2005), og stjernedannelse undertrykkes også tydeligt ved høj densitet (f.eks. Lewis et al. 2002). Dette antyder straks, at miljøfaktorer spiller en vigtig rolle. Når en galakse falder i en klynge, kan stempeltrykket fra det tætte intergalaktiske medium (Gunn & amp Gott 1972) udvise gassen fra skiven og fjerne det nødvendige brændstof til yderligere stjernedannelse. Der er flere observerede eksempler på dette i rige klynger (fx Sun, Donahue & amp Voit 2007 Randall et al. 2008). I moderat tætte områder, såsom galaksegrupper, kan det være, at stempeltrykket vil lade skiven være intakt, men kan stadig fjerne gas fra galakens glorie. Halogen tilvejebringer et reservoir med gas, som kan genopfylde skiven.

Uden halogas vil stjernedannelsen falde og derefter ophøre, når skivegassen forbruges, hvilket fører til en overgang til den røde sekvens i en proces kendt som strangulering (Larson, Tinsley & amp Caldwell 1980). Simuleringer antyder, at denne proces kan være effektiv til at fjerne halogas, selv i små og / eller kompakte grupper (Bekki 2009 McCarthy et al. 2008), men der er kun få direkte eksperimentelle beviser for, at dette er tilfældet. Indirekte beviser peger på en vis forbehandling af galakser i grupper, før de falder i klynger (Balogh & amp McGee 2010), men den fysiske proces, der driver dette, er ikke klar. Direkte galakse-galakse-interaktioner forventes også at spille en kritisk rolle, hvor større galakse-fusioner udløser stjernedannelse (f.eks. Ellison et al. 2008) og transformerer galaksernes morfologi, skønt den brøkdel af galakser, der gennemgår større fusioner (dvs. dem med masseforhold af 3: 1 eller mindre) i det lokale univers er lille (f.eks. Patton & amp Atfield 2008). På den anden side findes dværgstjernedannende galakser i det lokale univers ofte interagerende med objekter med lav lysstyrke eller diffuse Hi-skyer. Dette ser ud til at være den udløsende mekanisme for deres intense stjernedannelsesaktivitet (López-Sánchez & amp Esteban 2008, 2009), selvom kun detaljerede observationer med flere bølgelængder er i stand til at afsløre disse processer (López-Sánchez 2010 Lopez-Sanchez et al. 2011) .

Imidlertid er miljø kun en faktor. Feedback fra stjernedannelse og tilvækst til supermassive sorte huller giver en intern mekanisme til transformation. Denne feedback giver en løsning på misforholdet mellem den teoretiske mørke stof-halo-massefunktion og den observerede stjernemassefunktion (f.eks. Baldry, Glazebrook & amp Driver 2008) ved opvarmning og / eller udstødning af gas i både lav-masse (via stjernedannelse) og høj -masse (via sort hul tilvækst) haloer (Cattaneo et al. 2006 Baldry et al. 2008). Ekstreme udbrud af stjernedannelse eller sort hultilvækst kan udløses af fusioner eller interaktioner (fx Hopkins et al. 2008), hvilket danner en forbindelse mellem interne og miljømæssige effekter. Når burst er forbi, er der brug for en anden mekanisme til at undertrykke fortsat stjernedannelse. Det bedste forslag til dette er mekanisk feedback fra jetfly udsendt af supermassive sorte huller (fx Croton et al. 2006), men dette ser kun ud til at være effektivt i massive galakser.

Ud over disse aktive processer har miljøet en indirekte indflydelse via dannelsesalderen. Galakser i regioner med høj densitet dannes tidligere og har derfor haft mere tid til at udvikle sig (f.eks. Kaiser 1984 Bardeen et al. 1986 Thomas et al. 2005). I mangel af andre effekter, ville vi derefter forvente at se galakser i højdensitetsregioner med ældre stjernepopulationer.

Det er langt fra trivielt at fjerne disse forskellige påvirkninger på galaksedannelsen. Undersøgelser af den rumlige fordeling af øjeblikkelige stjernedannelseshastigheder, integreret stjernedannelse (via stjernernes befolkningsalder) og metallicitet (både gas og stjernernes) giver imidlertid betydelig indsigt. Det er vigtigt, at fjernelse af gas med stempeltryk indebærer, at trunkeringen af ​​stjernedannelse er en udenfor proces (f.eks. Bekki 2009 Kapferer et al. 2009). Gas fjernes fortrinsvis i de ydre dele af galakser, som er mindre tyngdekraftigt bundet. Dette kan være et kortvarigt træk ved galakserne i tætte omgivelser, hvis gassen til sidst fjernes fuldstændigt. Alternativt kan stripping forekomme i løbet af en galakse, hvis gassen pustes op af den interne stjernedannelse i dette tilfælde, selv et sjældent eksternt medium kan fjerne gas fra galaksen (Nichols & amp Bland-Hawthorn 2011). Globalt ville forventningen være, at galakser dannes indefra og ud, og dette indebærer alders- og metallicitetsgradienter, der observeres (f.eks. Shaver et al. 1983 Vila-Costas & amp Edmunds 1992 Steinmetz & amp Mueller 1994 Chiappini, Matteucci & amp Gratton 1997).

En tilgang, der er blevet undersøgt i detaljer som et alternativ til rumligt løst spektroskopi, er den såkaldte 'pixel-z'Teknik (Conti et al. 2003 Welikala et al. 2009, 2008). Denne tilgang, analog med fotometriske rødforskydninger ('foto-z'), Bruger et bibliotek med skabelon-SED'er til at passe de observerede optiske og næsten infrarøde farver på individuelle pixels i opløste galakse-billeder. Denne teknik er blevet brugt med en vis succes til at udforske den miljømæssige afhængighed af stjernedannelse i galakser. Welikala et al. (2008) finder ud af, at undertrykkelse af stjernedannelse i miljøer med høj tæthed globalt (f.eks. Lewis et al. 2002 Gómez et al. 2003) synes at forekomme primært i den stærkest stjernedannende befolkning og kan godtgøres af en undertrykkelse i indre områder af galakser. Welikala et al. (2009) demonstrerer, at denne effekt synes at være uafhængig af både tidlige og sene galaksepopulationer, og at undertrykkelsen i stjernedannelse ikke kun kan forklares med den velkendte forhold mellem densitet og morfologi (fx Dressler 1980). Der er dog betydelige begrænsninger for 'pixel-z' nærme sig. Disse er relateret til implicitte antagelser fra teknikken, såsom at hver pixel er repræsenteret af en isoleret enkelt stjernepopulation med en simpel eksponentiel stjernedannelseshistorie (Conti et al. 2003 Welikala et al. 2008). Som et resultat kan metoden ikke effektivt måle den øjeblikkelige stjernedannelseshastighed, som kan spores spektroskopisk (f.eks. Ved H-emission).

IFU-spektroskopi giver os adgang til både nuværende stjernedannelse (via emissionslinjer) og integreret stjernedannelse (via stjernealder og metallicitet). Undersøgelse af den radiale afhængighed af den gennemsnitlige stjernealder og metallicitetsgradienter fortæller os, hvornår og hvor stjernerne dannedes i disse galakser sammen med en fossil oversigt over fusionshistorien i galaksen. Den gennemsnitlige stjernealder er effektivt en lysstyrkevægtet integral af stjernedannelseshistorien, mens stjernemetallicitetsgradienten giver en indikation af dens fusionerende historie (f.eks. Kobayashi 2004). Hvis miljøeffekter er ansvarlige for ophør af stjernedannelse, ville vi forvente, at røde sekvensgalakser har yngre centrale aldre med tidligere større fusioner, der er underskrevet af lave negative metallicitetsgradienter (dvs. lavere metalliciteter i udkanten Kobayashi 2004 Brough et al. 2007 Spolaor et al. 2009).

2.3 Hvornår, hvor og hvorfor forekommer tilvæksten af ​​sorte huller?

Et fuldstændigt billede af de fysiske processer, der er involveret i fremdrivning af tilvækst til supermassive sorte huller, hvilket resulterer i fænomenet med en aktiv galaktisk kerne (AGN), er stadig undvigende. Det er nu kendt, at de fleste galakser indeholder supermassive sorte huller, med typiske masser en million til en milliard gange solens (fx Gebhardt et al. 2000 Ferrarese & amp Merritt 2000). Massen af ​​det sorte hul korrelerer godt med massen (eller hastighedsdispersionen) af den udbulede eller sfæriske komponent (Tremaine et al. 2002) i en galakse. Dette indebærer en intim forbindelse mellem opbygningen af ​​stjernemasse i galakser og deres supermassive sorte huller.

Forbindelsen mellem stjernedannelse og AGN har længe været debatteret (fx Sanders et al. 1988), selvom en opløsning fortsat er undvigende. Den mest lysende AGN (dvs. lyse kvasarer) kræver ~ 9 9 solmasser af gas deponeret i deres centrale regioner på tidsskalaer på ∼10 7 –10 8 år (f.eks. Croom et al. 2005), hvilket kræver større forstyrrelser i galaksen ( Hopkins & amp Hernquist 2009), og uden tvivl udløser betydelig stjernedannelse. I modsætning hertil kræver AGN med lav lysstyrke relativt små mængder gas, som kan tilføres ved interne stokastiske processer, såsom tilvækst af kolde molekylære skyer (Hopkins & amp Hernquist 2009).

AGN-befolkningen udvikler sig stærkt med kosmisk tid. Dette ses tydeligst i udviklingen af ​​lysende kvasarer fra z= 0 til z≃ 6 (Richards et al. 2006 Croom et al. 2009), som har en stærk top i rumtæthed ved z– 2–3. AGN med lavere lysstyrke viser mindre alvorlig udvikling og peak i rumtæthed ved lavere rødforskydning (fx Hasinger, Miyaji & amp Schmidt 2005 Croom et al. 2009). Denne nedskæring synes kvalitativt at være den, der ses i dannelsen af ​​galakser (Cowie et al. 1996). I det lokale univers domineres tilvækst på sorte huller af systemer med lave sorte hulmasser, & lt10 8 M, men som typisk tiltrækker sig inden for en størrelsesorden af ​​Eddington-grænsen (Heckman et al. 2004). I modsætning hertil tiltrækker sorte huller med højere masse i det lokale univers en karakteristisk tidsskala, der er væsentligt længere end en Hubble-tid.

Lysende AGN (målt ved deres [O iii] λ5007 lysstyrke) viser sig at have yngre stjernepopulationer (Kauffmann et al. 2003) målt ved deres Dn(4000) og Hδ-linieindeks fra SDSS-spektre. Det er ikke klart, om denne yngre stjernepopulation er centralt koncentreret eller er mere bredt fordelt over værtsgalaksen, da SDSS-fibrene understreger en fysisk skala på ~ 5 kpc ved z= 0,1. IFS-data har evnen til eksplicit at undersøge fordelingen af ​​stjernedannelse og alderspopulationer på tværs af galakser og undersøge, om disse er relateret til tilvæksthastighed.

AGN med lavere lysstyrke har tendens til at have spektre, der er typiske for regioner med lav ionisering af atomemissioner (LINERs Heckman 1980). Mens der er beviser for, at disse danner en kontinuerlig sekvens med Seyferts (Kewley et al. 2006), er der væsentlige beviser for, at LINER-lignende emission udvides og kan drives af ionisering fra asymptotiske kæmpe grenstjerner (Yan & amp Blanton 2011). En stor galakseundersøgelse med rumligt løst spektroskopi kunne løse dette problem. Hvis LINER-emission i de fleste tilfælde ikke skyldes en central AGN, ville dette kræve en væsentlig fortolkning af det seneste arbejde med AGN med lav rødskift. På et endnu mere grundlæggende niveau er fraktionen af ​​galakser, der er vært for AGN, kun veldefineret lokalt (dvs. snesevis af Mpc Ho 2008). Cirka 40 procent af disse meget lokale galakser er vært for AGN. På større afstande reducerer forurening fra nuklear emission i stigende grad følsomheden over for svage nukleare emissionslinjer. En stor IFS-undersøgelse gør det muligt at definere blænder med fast metrisk størrelse, hvilket gør det muligt at bestemme robuste AGN-hastigheder som en funktion af rødforskydning.

Mens der er et godt teoretisk grundlag for galakse-fusioner, der udløser lysende AGN (f.eks. Hopkins & amp Hernquist 2009), er beviset for dette blandet. En alternativ vej er via voldelig disk ustabilitet i selvgraviterende diske (f.eks. Bower et al. 2006 Bournaud et al. 2011). Diskinstabilitet vil i det mindste sandsynligvis spille en rolle ved høj rødskift, hvor kolde strømme kan dominere massetilvæksten til diske (Dekel et al. 2009). Faktisk ser det ud til, at en stor del af stjernedannende galakser med højt rødt skifte er skiver (fx Genzel et al. 2008 Wisnioski et al. 2011) snarere end fusioner. I prøver med lav rødskift forbedres AGN-aktivitet ikke ved tilstedeværelsen af ​​en nærliggende ledsager (Li et al. 2008b), mens stjernedannelse er (Li et al. 2008a). Dette er et noget overraskende resultat og kan pege på en forskel i tidsskala mellem stjernedannelsens begyndelse og AGN, hvor AGN forekommer senere, efter at fusionen har fundet sted. Faktisk viser IFS-observationer af lokale galakser med observerede udstrømninger, at AGN-tidsskalaen er signifikant længere end stjerneskudstidsskalaen (Sharp & amp Bland-Hawthorn 2010). IFS-observationer i stor skala kan direkte adressere spørgsmålet om AGN-brændstof ved at undersøge de kinematiske egenskaber for AGN-værter og søge efter bevis for diskinstabilitet og / eller fletning. I denne henseende vil det være særligt vigtigt at spænde over en række tilvækstlysstyrker for at undersøge, om der er en ændring fra verdslig udvikling ved lav tilvækst til fusioner ved høj tilvækst.

2.4 Fodring og feedback

Tilvækst af gas til galakser er fortsat et stort set uløst problem. Om gas kommer ind i galakspotentialet i en varm fase og derefter afkøles (Binney, Nipoti & amp Fraternali 2009), som en varm regn (Bland-Hawthorn et al. 2007) eller som et H i-kompleks som skyerne med høj hastighed i den galaktiske halo (Sancisi et al. 2008) eller alt det ovenstående er uklar. Efter en gennemgang af beviserne konkluderede Binney (1992), at de ydre kæde af H i-diske var noget af det bedste bevis for igangværende disktilvækst. Når gassen først er kommet ned i galaksen, er de udestående problemer, hvordan gassen strømmer ind i kerneregionerne og især videre til et centralt sort hul.

I en undersøgelse af 10 3 –10 4 galakser tilbyder SAMI muligheden for at studere nuklear aktivitet (AGN, starburst, LINER) og stjernedannelse inden for den udvidede galakse. De kinematiske underskrifter af ydre kæder og indre barstreaming er relativt lette at vælge i H i (Staveley-Smith et al. 1990) eller i ioniseret gas (Christlein et al. 2010). Således kan vi nu direkte knytte denne aktivitet til storskala diskforstyrrelser, forudsat at disse findes. Traditionelt i store galakseundersøgelser foretages sammenhængen mellem aktivitet og dynamiske forstyrrelser fra galaksernes nærhed i position og rødforskydningsrum (fx Nikolic, Cullen & amp Alexander 2004 Li et al. 2008a). Med fuld kinematisk information vil en meget mere direkte bestemmelse af udløsningen af ​​aktivitet være mulig.

En alternativ tilgang er at undersøge virkningen af ​​den indre disk på galaksernes udvidede egenskaber (fx Martin 1998 King & amp Pounds 2003). Stråler bærer energi, og vinde bærer gas og metaller langt fra kernen. I en nylig integreret feltundersøgelse af 10 AGN- og starburst-galakser finder Sharp & amp Bland-Hawthorn (2010), at starburst-vinde stort set er chokioniserede, mens AGN-vinde viser kendetegn for fotoionisering ved optagelsesskiven, hvilket tydeligt indikerer, at starburst-fænomenet er meget kort. For et af de objekter, der er observeret ved SAMI-idriftsættelseskørslen, ser vi ioniseringsegenskaberne, der er typiske for nuklear aktivitet for gas fra planet for en skrå skive (se afsnit 5.4 og Fogarty et al., Under forberedelse). En stor vind bekræftes af de brede emissionslinjeprofiler langs den mindre akse. Dette er et bemærkelsesværdigt bevis på kraften i rumligt løst kinematisk information og ioniseringsinformation. I den fulde undersøgelse vil SAMI sandsynligvis afdække hundreder af nye udstrømningskilder, der er forbundet med enten atomaktivitet eller indre skivestjernedannelse.Der er en endnu sjældnere klasse af galakser med skivebrede vinde, som SAMI også uundgåeligt vil føje til (Strickland 2007).

Et antal kant-på-spiral-skive galakser har lodret udstrakt ioniseret gas i deres glorier (Rand 1996 Dettmar 1992). Reynolds Layer in our Galaxy, for nylig kortlagt af Wisconsin Hα Mapper (Madsen, Haffner & amp Reynolds 2006), er et godt eksempel på dette fænomen (se også Gaensler et al. 2008). Ioniseringsegenskaberne for denne gas ser ikke ud til at være i overensstemmelse med nogen kendt mekanisme (dvs. UV-fotoionisering af varme unge stjerner, stråling fra gamle supernovabobler, stød fra supernovaer, kosmisk stråleopvarmning eller strålingstryk på støvkorn i skiven). Gassen kan stamme fra en eller anden form for skiveomspændende interaktion mellem skiven og den varme glorie, formodentlig drevet af processer relateret til stjernedannelse i skiven (Cox 2005). Men der er også udsigten til, at noget af denne gas er relateret til tilførsel af varm gas til skiven (Bland-Hawthorn 2009) eller involveret i en storstilet cirkulation eller genanvendelse af gas gennem glorie (Marinacci et al. 2011).

Som med undersøgelsen af ​​galaksevind har en stor SAMI-undersøgelse potentialet til i høj grad at øge prøven af ​​kendte galakser med lodret udstrakte varme diske. Med en større prøve vil det være muligt at korrelere tilstedeværelsen af ​​disse skiver med skivens stjernedannelseshastighed, nukleare aktivitet og galakse masse.

2.5 Begrænsninger af aktuelle spektroskopiske undersøgelser

Historisk set blev teleskoper brugt til at observere en kilde ad gangen. Men med tekniske fremskridt inden for optiske fibre blev det indså i begyndelsen af ​​1980'erne, at mange kilder kunne observeres samtidigt på tværs af teleskopets fokalplan ved præcist at placere fibre i marken (Barden, Ramsey & amp Truax 1981 Grey 1983). Dette førte til en eksplosion i vidvinklede spektroskopiske undersøgelser, herunder især 2-graders feltgalaxy Redshift Survey (2dFGRS Colless et al. 2001), 2-graders felt QSO-undersøgelse (2QZ Croom et al. 2004a), 6-graders felt Galaxy Survey (6dFGS Jones et al. 2009) og SDSS (York et al. 2000) blandt flere andre. Mellem dem har sådanne undersøgelser opnået spektre for ca. 1,5 millioner ekstragalaktiske mål. Nye instrumenter, der for nylig blev bestilt Large Sky Area Multi-object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST) Su et al. 1998] eller i konstruktion (fx Visible Integral-field Replicable Unit Spectrograph (VIRUS) Hill et al. 2004) er i stand til at observere tusinder af kilder ad gangen.

Der er gjort betydelige fremskridt med 2dFGRS og SDSS, der bruger en enkelt optisk fiber pr. Galakse. Imidlertid, med fiberdiametre på henholdsvis 2 og 3 buesek, prøver disse projekter mindre end halvdelen af ​​lyset fra en galakse ved medianafstanden af ​​undersøgelserne. Disse enkelte åbninger begrænser undersøgelserne på to måder.

For det første er det umuligt for enkeltfiberundersøgelser at måle rumligt varierende spektrale egenskaber, hvilket forbyder undersøgelse af vigtige observerbare, såsom kinematiske fusionshastigheder, galakserotation og dynamisk masse, stjernedannelsesgradienter, metallicitetsgradienter, aldersgradienter og påvisning af galaksevind. og / eller udstrømning.

Den anden begrænsning er, at med enkeltfiberspektroskopi afhænger det målte signal af mange ting: (i) iboende egenskaber, som kilde lysstyrke, størrelse og afstand (ii) atmosfæriske forhold, især set (iii) instrumentelle egenskaber, som størrelse på fiberblænde og positioneringsnøjagtighed og optisk fokus over feltets (iv) teleskopegenskaber, såsom peger og styrer præcision og måske andre effekter. Mange offentliggjorte papirer begår den fejl at antage, at undersøgelserne giver spektrobolometri (dvs. spektret af det samlede lysudbytte fra kilden) snarere end spektret fra en (ofte dårligt defineret) rumlig prøve af kilden. De iboende farer ved blændeeffekter har længe været kendt i astronomi, men har ofte været undervurderet eller ignoreret. Ellis et al. (2005, se deres fig. 8) viser tydeligt, at fiber-spektrene med en blænde fra en typisk galakseundersøgelse kun kan svagt korrelere med den fotometriske klassifikation.

Aperture biases kan manifestere sig på to måder. Fibrene undertrykker en stigende lineær størrelse med stigende afstand fra galaksen, hvilket potentielt forårsager falske evolutionære effekter (og falske lysstyrkeafhængige effekter i en fluxbegrænset prøve). For det andet kan vigtige galakseegenskaber, såsom stjernedannelseshastighed og metallicitet, have betydelige gradienter, hvilket betyder, at observationer af kun de centrale regioner ikke er repræsentative for globale værdier (fx Kewley & amp Ellison 2008).

2.6 Hvorfor multipleksede IFU'er?

Integreret feltspektroskopi giver os mulighed for at indsamle data om vigtige observerbare, der simpelthen er utilgængelige for enkelte åbninger. IFU'er er normalt et enkelt monolitisk array af linser, hvor lyset tilføres til en spektrograf via optiske fibre (eller alternativt en optisk billedskærer). Som en konsekvens kan de kun målrette mod et objekt ad gangen, og derfor har IFU-undersøgelser typisk kun målrettet mod nogle få snesevis af galakser i bestemte klasser (f.eks. Emsellem et al. 2007 Pracy et al. 2009).

Processen med dannelse og udvikling af galakse er iboende kompleks med de observerede galakseegenskaber afhængigt af et stort antal parametre, såsom værtshalogenmasse, stjernemasse, fusionshistorie osv. Såvel som galakseegenskabers multidimensionelle natur, der er iboende stokasticitet i processen. Dette skyldes i det mindste delvis vores manglende evne til nøjagtigt at spore dannelseshistorikken for individuelle objekter, men stammer også fra iboende ikke-lineær fysik som den, der er involveret i sammenbruddet af molekylære skyer til dannelse af stjerner.

Galaksepopulationens multidimensionelle natur kombineret med denne stokasticitet (som på et eller andet niveau kan betragtes som ekstra skjulte parametre) betyder, at der kræves store undersøgelser for at udtrække nøglerelationer mellem fysiske egenskaber. Succesen med undersøgelser som 2dFGRS og SDSS har i vid udstrækning været på grund af deres evne til at 'skære og skære' galaksefordelingen og stadig have statistisk meningsfulde prøver i hver bin i parameterrummet.

Behovet for at udvide integrerede feltobservationer til store prøver forstås i ovenstående sammenhæng og har drevet nylige projekter såsom ATLAS-3D (Cappellari et al. 2011a) og CALIFA (Sánchez et al. 2011). Disse imponerende projekter er begrænset af deres brug af monolitiske IFU'er, hvilket betyder, at målretning mod mere end et par hundrede objekter er uoverkommeligt dyrt med hensyn til teleskoptid. Denne begrænsning driver os naturligvis til multi-objekt integreret felt spektroskopi (dvs. multipleksede IFU'er), emnet for dette papir.

2.7 Størrelse og overfladens lysstyrke

En nøgleudfordring for multi-objekt integreret felt spektroskopi er at opnå tilstrækkeligt signal / støj-forhold (S / N) ved lave overfladelysniveauer for alle de mål, der observeres samtidigt i en given pege. I dette afsnit præsenterer vi nogle indledende undersøgelser af egenskaberne af potentielle SAMI-mål. Vi vil bruge den nylige Sérsic-tilpasning og udbrydning af disknedbrydning udført af Simard et al. (2011) om SDSS fotometri.

Først betragter vi en simpel tilsyneladende størrelsesbegrænset prøve med rser & lt 16.5 (udryddelse korrigeret, hvor rser er galaksen SDSS r-båndsstørrelse afledt af en Sérsic-model, der passer til fotometrien). Denne grænse blev valgt, da galakseoverfladetætheden omtrent matcher densiteten af ​​IFU'er i SAMI. Fordelingen af ​​halvlysradius, Reog overfladens lysstyrke ved Re er vist i fig. 1. For en sådan prøve når SAMI-hexabundle-IFU'erne til 1Re for alle undtagen de største 10 procent af galakser (blå stiplet linje), mens 1Re samples af mindst tre IFU-elementer for alle undtagen de mindste 10 procent af galakser. Med andre ord, for de centrale 80 procent af denne prøve kan SAMI give rumopløst spektroskopi ud til mindst 1Re. Den mediane overfladelysstyrke ved 1Re er μe≃ 22 mag buesek 2.

Fordelingen af ​​størrelse - overfladens lysstyrke for en r-båndsprøve af SDSS-galakser begrænset til rser & lt 16.5 (udryddelse korrigeret). Størrelse er defineret som halvlysradius, Reog overfladens lysstyrke, μe, er også angivet i denne radius. De marginale fordelinger af størrelse og overfladens lysstyrke vises nedenfor og til højre for hovedpanelet. Røde stiplede linjer viser medianen for hver parameter, mens de stiplede røde linjer viser 10. og 90. percentilen af ​​distributionerne. Den blå faste linje markerer radien af ​​en enkelt fiberkerne i SAMI, og den blå stiplede linje er radius af den 61-kerne sekskantede bund.

Fordelingen af ​​størrelse – overfladens lysstyrke for en r-båndsprøve af SDSS-galakser begrænset til rser & lt 16.5 (udryddelse korrigeret). Størrelse er defineret som halvlysradius, Reog overfladens lysstyrke, μe, er også angivet i denne radius. De marginale fordelinger af størrelse og overfladens lysstyrke vises nedenfor og til højre for hovedpanelet. Røde stiplede linjer viser medianen for hver parameter, mens de stiplede røde linjer viser 10. og 90. percentilen af ​​distributionerne. Den blå faste linje markerer radien af ​​en enkelt fiberkerne i SAMI, og den blå stiplede linje er radius af den 61-kerne hexabundle.

Vi viser, hvordan størrelse og overfladens lysstyrke varierer med rød forskydning for denne prøve i figur 2 (a) og (b). De typiske størrelser i buesek i galakserne forbliver relativt konstante med rød forskydning, hovedsageligt fordi r-båndsgrænse vælger mere massive (og derfor større) galakser ved højere rødskift. Et naturligt alternativ er at vælge en volumenbegrænset prøve, som er vist i fig. 2 (c) og (d). I dette tilfælde vælger vi Mr & lt −19.5 og z & lt 0,075, hvilket giver samme antal mål (dvs. lignende overfladetæthed) til r-båndskåret brugt ovenfor. I dette tilfælde ser vi ikke overraskende, at galakserne er mindre ved høj rødskift, men at medianen Re er mere end dobbelt så stor som en fiberkerns radius (og mere end tre fiberkerner ud til z≃ 0.06).

Størrelse og overfladelysstyrke som funktioner til rød forskydning for en størrelsesbegrænset galakseeksempel med rser & lt 16.5 (panel a og b) og til en volumenbegrænset prøve med Mr & lt −19.5 og z & lt 0,075 (paneler c og d). Den sorte faste linje er medianen, og de sorte stiplede linjer er 10. og 90. percentilen. Den blå faste linje er radius af en enkelt fiberkerne i SAMI, og den blå stiplede linje er radius af en 61-kerne hexabundle.

Størrelse og overfladelysstyrke som funktioner til rød forskydning for en størrelsesbegrænset galakseeksempel med rser & lt 16.5 (panel a og b) og til en volumenbegrænset prøve med Mr & lt −19.5 og z & lt 0,075 (paneler c og d). Den sorte faste linje er medianen, og de sorte stiplede linjer er 10. og 90. percentilen. Den blå faste linje er radius af en enkelt fiberkerne i SAMI, og den blå stiplede linje er radius af en 61-kerne hexabundle.

En tilsyneladende størrelsesbegrænset prøve kan betragtes som et sæt volumenbegrænsede prøver med små rødskiftintervaller og absolutte størrelsesgrænser, der varierer med rødskift. Det er højst sandsynligt, at den optimale løsning til målretning af galakser til et IFU-instrument med flere objekter involverer at tage flere volumenbegrænsede prøver, hvilket muliggør optimal brug af IFU FoV, mens bredt udfylder fordelingen af ​​galakse stjernemasse. Et spørgsmål, der skal overvejes, er at i en tilsyneladende størrelsesbegrænset prøve ophobes objekter uundgåeligt omkring L*, så det kan være nødvendigt at implementere en passende prøveudtagning for effektivt at dække et bredt spektrum i stjernemasse.

Sidste overvejelser ved målvalg inkluderer, om alle galakser skal prøves i et givet volumen, eller om der skal vælges feltplaceringer, der ensartet prøver fordelingen af ​​galaksmiljøet. Udfordringen med sidstnævnte tilgang er, at der findes en række forskellige lokale densitetsestimatorer, og forholdet mellem dem er ikke trivielt (se Brough et al., Under forberedelse). Der er også en udfordring at afveje kravene til at opretholde tilstrækkelig rumlig opløsning under 1Re, såvel som at nå & GT2Re hvilket er et krav for at nå omdrejningen i skivegalaksernes rotationskurver (f.eks. til Tully – Fisher-analysen). Separate prøver inden for det samme undersøgelsesområde, der kan observeres samtidigt, kan være den mest naturlige løsning på dette problem. Yderligere diskussion af det detaljerede stikprøvevalg til en stor SAMI-galakseundersøgelse udsættes til et fremtidigt papir.


Abstrakt

Fiberforbindelsen mellem et teleskop og et spektrografi er en attraktiv løsning til at forbedre ydelsen af ​​astronomiske instrumenter. Observationssystemets kapacitet er hovedsageligt berørt af astronomen. Gennemstrømningen af ​​fiberlink-systemet er begrænset af fibrenes transmissionseffektivitet (TE) og nedbrydning af brændvidde (FRD).

Det hurtige målesystem til transmissionskarakteristika for astronomiske fibre (RMSTCAF) er et instrument til at måle output focal ratio (OFR), TE, gennemstrømningen af ​​fiberen i et bestemt focal ratio og fiber endface kvalitet. Antallet af optiske fibre, der anvendes i multi-object spectroscopy (MOS) og integral field spectroscopy (IFS) stiger. Det vil være en tidskrævende og enorm byrde at måle disse fibres FRD og TE, især de dynamiske egenskaber ved optiske kabler med høj densitet. Vi har designet dette instrument til at løse dette problem.

Systemet bruger fiberens outputenergi (EE) til at bestemme brændforholdet mellem den optiske fiber. Med to målearme giver RMSTCAF feedback-kompensation for at reducere indflydelsen af ​​indfaldende lyskildesvingninger og realiserer den lukkede sløjfe realtidsmåling af de optiske fibertransmissionsegenskaber. Pulvermålere med dobbelte sonder blev brugt til at undertrykke det omgivende omstrejfende lys for at forbedre systemets målepræcision med forskellig bølgelængde. Brugt dette system, vi målte det kritiske brændstofforhold for den optiske fiber med Numerisk blænde (NA) 0,128, OFR-gennemsnitsværdien inden for EE95 er F/3.83, sammenlignet med teoretisk F-kritisk /3.87, er fejlen 1,1%. Vi forbandt fiberen gentagne gange med NA0.124 til systemet og målte TE og OFR inden for EE90 og EE95. Standardafvigelsen for dem er 0,002, 0,03 og 0,02.

Som en universel måleplatform kan RMSTCAF opfylde målekravene til minimum kernediameter på 30 um, minimum indfaldende brændvidde F/2,6 og bølgelængdeområde 400-850 nm. Det har god repeterbarhed og miljøtilpasningsevne. Det ville give effektive data til design og evaluering af astronomiske instrumenter med fiberlink.


Titel: Fotoniske ringresonatorfiltre til astronomisk OH-undertrykkelse

Ringresonatorer tilvejebringer et middel til at filtrere specifikke bølgelængder fra en bølgeleder og eventuelt droppe de filtrerede bølgelængder i en anden bølgeleder. Begge disse funktioner er potentielt nyttige til astronomiske instrumenter. I dette papir fokuserer vi på deres anvendelse som hakfiltre til at fjerne signalet fra atmosfæriske OH-emissionslinjer fra astronomiske spektre. Vi udleder designkravene til ringresonatorer til OH-undertrykkelse fra teori og endelige tidsforskelle-domænesimuleringer. Vi finder ud af, at ringe med små radier (& lt 10 um) er nødvendige for at give et tilstrækkeligt frit spektralområde, hvilket fører til kontrastmaterialer med højt indeks som Si og Si3N4. Kritisk koblede ringe med høje selvkoblingskoefficienter skal give de nødvendige Q-faktorer, undertrykkelsesdybde og gennemstrømning for effektiv OH-undertrykkelse, men vil kræve indstilling efter kobling og resonansbølgelængder efter indskrivning. De overordnede udsigter for brug af ringresonatorer i astronomiske instrumenter er lovende, forudsat at effektiv fiber-chip-kobling kan opnås.


Ressourcer

Astronomer har fundet to tætte par kvasarer i det fjerne univers. Opfølgningsobservationer med Gemini North løste spektroskopisk et af de fjerne kvasarpar efter deres opdagelse med Hubble Space Telescope og Gaia-rumfartøjet. Disse kvasarer er tættere på hinanden end noget par kvasarer, der findes så langt væk, hvilket giver stærk dokumentation for eksistensen af ​​supermassive sorte hulpar samt afgørende indsigt i galakse-fusioner i det tidlige univers.

Kvasarerne i hvert af de to par er adskilt af lidt over 10.000 lysår, hvilket tyder på, at de tilhører to sammensmeltede galakser [1]. Dobbeltkvasarer er videnskabeligt interessante, men sjældne objekter og mdash især i de fjerneste strækninger af universet og mdash, og disse er de fjerneste kvasarer, der findes så tæt på hinanden. Vi ser disse kvasarpar, som de eksisterede for ca. 10 milliarder år siden [2].

& ldquoVi estimerer, at der i det fjerne univers for hver tusinde kvasarer er en dobbelt kvasar. Så at finde disse dobbeltkvasarer er som at finde en nål i en høstak, & rdquo kommenterede Yue Shen, en astronom ved University of Illinois og hovedforfatter af papiret, der annoncerede denne opdagelse.

Kvasarer er de intenst lyse kerner i fjerne galakser, der drives af de nærende vanvid af supermassive sorte huller [3]. Disse energiske genstande påvirker dybtgående dannelse og udvikling af galakse, hvilket gør observationer af kvasarpar i det tidlige univers til en unik måde for astronomer at undersøge udviklingen af ​​fusionerende galakser. Quasar-par giver også et naturligt laboratorium, hvor man kan studere de processer, der fører til dannelsen af ​​binære supermassive sorte huller.

& ldquo Dette er virkelig den første prøve af dobbelte kvasarer i højdepunktet af galakse dannelse, som vi kan bruge til at undersøge ideer om, hvordan supermassive sorte huller kommer sammen for til sidst at danne et binært, & rdquo udarbejdet teammedlem Nadia Zakamska fra Johns Hopkins University.

At finde de to kvasarpar var en skræmmende udfordring, der krævede en ny metode, der kombinerede data fra flere rum- og jordbaserede teleskoper, herunder det internationale Gemini Observatory, et program for NSF & rsquos NOIRLab. Kvasarpar på så store afstande kan kun løses med skarpe øjne som Hubble eller Gemini, men det er for værdifuldt at observere tid på disse teleskoper til at feje gennem store områder af nattehimlen på jagt efter sjældne astronomiske objekter.

For at fokusere deres søgning identificerede forskerne først 15 kvasarer til yderligere undersøgelse ved hjælp af Sloan Digital Sky Survey, et tredimensionelt kort over objekter på nattehimlen. Fra denne liste over 15 kvasarer brugte de derefter observationer fra Gaia-rumfartøjet til at identificere fire potentielle kvasarpar [4]. Endelig blev disse kandidater afbildet med Hubble Space Telescope, som visuelt løste to kvasarpar, hvilket gav denne nye metode en succesrate på 50%.

Holdet brugte derefter Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) på Gemini North (placeret på Maunakea i Hawaii og lsquoi) til at verificere opdagelsen og undersøge yderligere et af kvasarparene [5].Kombinationen af ​​følsomheden af ​​GMOS og fremragende observationsbetingelser gjorde det muligt for holdet at løse individuelle spektre fra begge kvasarer i parret [6]. Disse spektre forsynede holdet med uafhængige målinger af afstanden til kvasarer og deres sammensætning samt bekræftede, at de to kvasarer faktisk er et par snarere end en tilfældig tilpasning af en enkelt kvasar med en forgrundsstjerne.

& ldquo Gemini-observationer var kritisk vigtige for vores succes, fordi de leverede rumligt opløste spektre til at give rødforskydning og spektroskopiske bekræftelser samtidigt for begge kvasarer i en dobbelt, & rdquo forklarede Yu-Ching Chen, en kandidatstuderende ved University of Illinois, der er på opdagelsesteamet . & ldquo Denne metode afviste utvetydigt interlopers på grund af tilfældige superpositioner som fra ikke-tilknyttede stjerne-kvasarsystemer. & rdquo

Mens holdmedlemmerne er sikre på deres opdagelse, er der en lille mulighed for, at de rent faktisk har observeret dobbeltbilleder af enkelte kvasarer. Disse astronomiske dobbelt- og forstærkere kan dannes ved gravitationslinser, som opstår, når en mellemliggende massiv galakse forvrænger og deler lyset fra et fjernt objekt, hvilket ofte resulterer i flere billeder af det objekt. Forskerne er overbeviste om, at dette dog er meget usandsynligt, da de ikke kunne opdage nogen forgrundsgalakser i deres observationer.

Med deres metode med succes demonstreret planlægger forskerne nu at søge efter flere kvasarpar og opbygge en folketælling af dobbeltkvasarer i det tidlige univers.

& ldquo Dette bevis på konceptet viser virkelig, at vores målrettede søgning efter dobbelte kvasarer er meget effektiv, & rdquo konkluderede Hsiang-Chih Hwang, en kandidatstuderende ved John Hopkins University og hovedforsker af Hubble-observationer. & ldquoDet åbner en ny retning, hvor vi kan akkumulere meget mere interessante systemer til opfølgning, som astronomer ikke var i stand til at gøre med tidligere teknikker eller datasæt. & rdquo

& ldquo Denne spændende undersøgelse illustrerer endnu en gang opdagelsespotentialet ved at kombinere arkiverede undersøgelsesdata med nye, fokuserede observationer fra de nyeste faciliteter, & rdquo sagde Martin Still, Gemini Program Officer hos NSF. & ldquo Det internationale Gemini Observatory viste sig at være det ideelle instrument til at bekræfte identiteten af ​​disse sorte huller og karakterisere deres miljø. & rdquo

[1] Til sammenligning er vores hjemmegalakse, Mælkevejen, ca. 100.000 lysår bred.

[2] Afstand og tid er sammenflettet i astronomi. Jo længere væk astronomiske objekter er, jo længere tid tager det for deres lys at nå os på Jorden. I solsystemet tager det for eksempel sollys lidt over 8 minutter at nå jorden, hvilket betyder, at vi ser solen, som den var for 8 minutter siden. I langt større skala kan vi observere fjerne galakser, som de var for milliarder af år siden og mdash, der tilbyder astronomer et vindue til det tidlige univers. Et par kvasarer har en rød forskydning på 2,17, og det par, som Gemini spektroskopisk løste, har en rød forskydning på 2,95.

[3] Da disse sorte huller forbruger faldende stof fra deres omgivelser, frembringer de en intens stråling fra det elektromagnetiske spektrum. Mængden af ​​frigivet energi er enorm, nok til at overstrege hele galakser og gør kvasarer til lyse fyr på nattehimlen.

[4] Den Europæiske Rumorganisation & rsquos Gaia rumfartøj måler astronomiske objekters positioner og afstande med omhyggelig præcision. Gaia måler, hvordan stjernernes positioner subtilt skifter, når Jorden kredser om Solen, en effekt kendt som parallaks. Fjerntliggende kvasarer er alt for langt fra Jorden til at have målbare parallakser, men forskerne indså, at kvasarpar kunne efterligne bevægelsen fra nærliggende stjerner. Mens disse kvasarpar ser ud til at være enkelte punkter i Gaia-dataene, kan tilfældige udsving i lysstyrken på hver kvasar få parret til at ligne en nærliggende stjerne & ldquojiggling & rdquo fra side til side. Identificering af kvasarer med denne tilsyneladende fnugende bevægelse gav holdet en liste over kandidater til kvasarpar til yderligere undersøgelse med Hubble.

[5] Tvillingens observationer blev tildelt gennem Director & rsquos Discretionary Time (DDT), en lille del af observationstid, der er reserveret til at teste nye metoder eller reagere på uventede astronomiske begivenheder. DDT kan også bruges til observationer & mdash med høj risiko, høj belønning som dem i denne opdagelse.

[6] Emissionsspektret for et astronomisk objekt er et mål for, hvor intens objektet udsender lys ved forskellige bølgelængder. Dette kan give astronomer indsigt i et objekts egenskaber, såsom dets kemiske sammensætning, masse, temperatur og afstand.

Mere information

Denne undersøgelse blev præsenteret i papiret & ldquoEn skjult population af dobbeltrøstede kvasarer med høj rødskift afsløret af astrometri & rdquo i tidsskriftet Naturastronomi.

Holdet består af Yue Shen (Institut for Astronomi og National Center for Supercomputing Applications, University of Illinois at Urbana-Champaign), Yu-Ching Chen (Department of Astronomy, University of Illinois at Urbana-Champaign), Hsiang-Chih Hwang ( Institut for Fysik og Astronomi, Johns Hopkins University), Xin Liu (Institut for Astronomi og National Center for Supercomputing Applications, University of Illinois at Urbana-Champaign), Nadia Zakamska (Institut for Fysik og Astronomi, Johns Hopkins University), Masamune Oguri ( Research Center for the Early Universe, Department of Physics, and Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo), Jennifer I-Hsiu Li (Department of Astronomy, University of Illinois at Urbana-Champaign), Joseph Lazio ( Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology) og Peter Breiding (Institut for Fysik og Astronomi, West Virginia University).

Xin Liu
University of Illinois
E-mail: [email protected]

Yue Shen
University of Illinois
E-mail: [email protected]

Hsiang-Chih Hwang
Johns Hopkins University
E-mail: [email protected]

Nadia Zakamska
Johns Hopkins University
E-mail: [email protected]

Amanda Kocz
Presse og intern kommunikationsmedarbejder
NSF & rsquos NOIRLab
Celle: +1626524 5884
E-mail: [email protected]

Illustration af dobbeltkvasarer i sammensmeltende galakser. Astronomer har opdaget to par kvasarer i det fjerne univers, omkring 10 milliarder lysår fra Jorden. I hvert par adskilles de to kvasarer kun med omkring 10.000 lysår, hvilket gør dem tættere på hinanden end nogen anden dobbeltkvasar fundet så langt væk. Nærheden af ​​kvasarerne i hvert par antyder, at de er placeret i to sammensmeltede galakser. Kvasarer er de intenst lyse kerner i fjerne galakser, der drives af de nærende vanvid af supermassive sorte huller. En af de fjerne dobbeltkvasarer er afbildet i denne illustration. Kredit: International Gemini Observatory / NOIRLab / NSF / AURA / J. da Silva

Mærket illustration af dobbeltkvasarer i sammensmeltende galakser. Astronomer har opdaget to par kvasarer i det fjerne univers, omkring 10 milliarder lysår fra Jorden. I hvert par adskilles de to kvasarer kun med omkring 10.000 lysår, hvilket gør dem tættere på hinanden end nogen anden dobbeltkvasar fundet så langt væk. Nærheden af ​​kvasarerne i hvert par antyder, at de er placeret i to sammensmeltede galakser. Kvasarer er de intenst lyse kerner i fjerne galakser, der drives af fodrende vanvidd af supermassive sorte huller. En af de fjerne dobbeltkvasarer er afbildet i denne illustration. Mærker påpeger placeringen af ​​kvasarer, tilvænningsskiverne (ringe af materiale, der fodrer hvert sorte hul) og kvasarværtsgalakserne, som er i fusion. Kredit: International Gemini Observatory / NOIRLab / NSF / AURA / J. da Silva


Optimering af det amerikanske jordbaserede optiske og infrarøde astronomisystem (2015)

Transformative studier inden for vigtige videnskabelige områder, fra planeter og exoplaneter til stjernernes og galakseudvikling til mørk energi i stor skala kosmologi, vil kræve specialiseret instrumentering og teknologiudvikling samt væsentlige stigninger i indsamlingsområdet og / eller synsfeltet. Nye verdener, nye horisonter inden for astronomi og astrofysik 1 (NWNH), rapporten om porteføljevurderingsudvalget (PRC), 2 og Vision and Voyages for Planetary Science in the Decade 2013-2022 3 (VVPS) giver omfattende diskussioner af kritiske højt prioriterede spørgsmål og den nødvendige instrumentering til at besvare dem. Dette afsnit opsummerer nogle af de nøglefunktioner, der er nødvendige i de kommende år for at adressere forskellige forskningsområder, da Large Synoptic Survey Telescope (LSST) og Giant Segmented Mirror Telescopes (GSMTs) kommer online.

Bredfelt, moderat opløsning, højt multipleksede spektrografier blev fremhævet i NWNH som synergistiske instrumenter til LSST og Wide-Field Infrarød Sur-

1 National Research Council (NRC), 2010, Nye verdener, nye horisonter inden for astronomi og astrofysik, The National Academies Press, Washington, D.C., s. 79.

2 National Science Foundation (NSF), 2012, Fremme af astronomi i det kommende årti: Muligheder og udfordringer. Rapport fra National Science Foundation Division of Astronomical Sciences Portfolio Review Committee, http://www.nsf.gov/mps/ast/portfolioreview/reports/ast_portfolio_review_report.pdf.

3 NRC, 2011, Vision and Voyages for Planetary Science in the Decade 2013-2022. The National Academies Press, Washington, D.C.

vey Telescope (WFIRST) målinger af kosmisk acceleration og i NWNH-rapporten fra panelet om optisk og infrarød astronomi fra jorden 4 som alsidige instrumenter på 4- til 8 meter teleskoper til en lang række videnskabsdrivere i fire af de fem videnskabelige frontpaneler (kosmologi og grundlæggende fysik, galaktisk kvarter, galakser over kosmisk tid og stjerner og stjernernes udvikling). I 2011 var National Optical Astronomical Observatory (NOAO) vært for en community-workshop for detaljeret at udforske den videnskab, der kunne opnås med BigBOSS, 5 nu kendt som DESI, 6, som er et massivt multiplexeret bredfelt (3-graders diameter) (op til 5.000 mål pr. felt) fiberfødt spektrograf. Der er en række andre højt multipleksede spektrografier under udvikling til 4- til 8-meter-teleskoper, som ikke er offentlig adgang eller ikke er USA, som beskrevet i afsnit 5.1. Sådanne spektrografer og relaterede integrerede feltenhedssystemer (IFU) tillader undersøgelser af millioner af galakser ved rødforskydning z & gt 1. Disse målinger vil være afgørende kosmologiske sonder, der giver indsigt i mørk energi og fordelingen af ​​mørkt stof samt studerer galakseudvikling og oprindelig stjernedannelse. Disse spektrografier er også kritiske til at undersøge store prøver af Mælkevejsstjerner for at forstå den kemiske udvikling i galaksen såvel som nærliggende galakser ved at give nøjagtige elementære overflader. De vil muliggøre studier af kinematikken og den dynamiske udvikling af Mælkevejen og nærliggende galakser. Gaia-resultater vil motivere yderligere videnskabelige sager. Fællesskabsadgang til en sådan spektrograf ville åbne flere muligheder for vigtig videnskab med stor effekt. 7 Yderligere diskussion og en anbefaling til et bredt felt, massivt multiplekset spektrograf på den sydlige halvkugle er givet i afsnit 5.1.

Højkapacitet, optiske og nær-IR-spektrografier og spektropolarmetre med moderat opløsning på store og gigantiske teleskoper vil være kritiske for en række observationer, herunder transienter (se diskussion af LSST-opfølgning i afsnit 5.1 og en anbefaling i afsnit 5.2), kvasarer , planetariske atmosfærer, individuelle objekter såsom stjerner, binærfiler og galakser målt i statistiske prøver og individuelle objekter undersøgt som en del af kampagner med flere bølgelængder.

Imaging og spektroskopi med høj kontrast på store teleskoper i GSMT-klasse vil være nødvendigt for at kortlægge strukturen og udviklingen af ​​protoplanetære diske.

4 NRC, 2011, Panelrapporter & mdashNye verdener, nye horisonter inden for astronomi og astrofysik, The National Academies Press, Washington, D.C., s. 353.

5 National Optical Astronomy Observatory (NOAO) og ldquoHighly Mutiplexed Spectroscopy with BigBOSS on the Mayall Telescope: An NOAO Community Workshop, & rdquo http://www.noao.edu/meetings/bigboss/, adgang til 1. februar 2015.

6 Akronymer, især dem, der betegner individuelle instrumenter og missioner, er defineret i tillæg C.

7 G. Rudnick, A. Myers, C. Badenes, T. Beers, S. Brittain, J. Carlin, D. Cinabro, M. Cooper, A. Connolly, E. Ellingson, X. Fan, et al., 2014 , & ldquo Behovet for fællesskabsadgang til højt multiplekset spektroskopi: DESI tilgængelighed i en alder af LSST, & rdquo hvidbog sendt til udvalget.

Disse muligheder giver også detaljer om overflader, atmosfærer og ringe på solsystemets planeter såvel som små kroppe i solsystemet. Fremkomsten af ​​gigantiske teleskoper sammen med adaptiv optik (AO) -koronagrafi giver det pirrende udsigten til direkte billeddannelse af Jupiter-analoger omkring nærliggende solstjerne. OIR-teleskoper med stor blænde hjælper med at begrænse parametre, der er involveret i de fleste stjerneprocesser, såsom dannelse og udvikling af stjerner, der karakteriserer den indledende massefunktion, effekten af ​​stjerneduplicitet, indflydelsen af ​​magnetfelter, massetab, rotation og fænomenet supernova og gammastråleudbrud. Yderligere gevinster opnås gennem højfølsomhed, billedbehandling med høj opløsning, spektroskopi og spektropolarimetri på AO-udstyrede 6-meter og større teleskoper, der kan sonde iboende svagere, mere fjerne og mere varierede mål. Undersøgelser af strukturen af ​​højrødskiftede galakser med nær-infrarøde (IR) AO-instrumenter på store teleskoper vil supplere ALMA-observationer af deres gasindhold for at give indsigt i galakseudvikling og stjernedannelsesprocesser. Se afsnit 4.2 for mere diskussion og en anbefaling om AO-teknologiudvikling.

Den næste generation af teleskoper udvider observationer til mere overfyldte miljøer og langt større afstande end nuværende faciliteter. Lysopsamlingskraften fra et 30 meter teleskop i lav baggrund, nær IR-bølgelængder er sådan, at en AO-assisteret spektroskopisk ydeevne ved moderat opløsning vil overstige betydningen af ​​James Webb Space Telescope (JWST), især til kompakte kilder, mens en AO-tilført IFU-spektrograf vil afsløre galakse-strukturer, kinematik og metalliciteter. Multi-objektspektroskopi med høj opløsning på store teleskoper vil forske videre inden for galaktisk arkæologi for at undersøge den kemiske sammensætning af disk-, bule- og halostjerner 8 og for at undersøge stjernedannende molekylære skyer i Mælkevejsgalaksen for at adressere faktorer der regulerer den indledende massefunktion og hastighederne og effektiviteten af ​​stjernedannelse. 9 Disse spektroskopiske evner muliggør undersøgelser af topologien, ioniseringstilstanden og den kemiske berigelse af det intergalaktiske medium og de første galakser i slutningen af ​​den kosmiske mørke tidsalder. Som et resultat vil nær-IR-spektroskopi på et AO-assisteret 30 meter-teleskop give en detaljeret historie om egenskaberne og indflydelsen af ​​de første stjerner og sorte huller på det intergalaktiske medium.

På galakse skalaer er grundlæggende spørgsmål centreret om feedbackmekanismer, der påvirker stjernedannelse, energitransport i det interstellare medium og metalberigelse samt forholdet mellem stjernedannelseshistorie, supermassiv sort hulvækst og mørke stofhaloer. Disse indbyrdes forbindelser vil hjælpe med at forstå dannelsen og udviklingen af ​​galakser. Sådanne undersøgelser aktiveres ved både lav og høj rødforskydning ved spektroskopiske observationer af hvilestel nær ultraviolet og optisk

8 M. Rich, 2014, hvidbog forelagt udvalget.

9 S.T. Megeath, 2014, & ldquoO / IR-kapaciteter og studiet af stjernedannelse i nærmeste 2 kpc, & rdquo hvidbog sendt til komitéen.

interstellære linjer, dynamiske målinger, billedbehandling med høj vinkelopløsning og OIR-fotometri.

Polarimetri på tværs af et bredt spektralområde er vigtigt for karakterisering af magnetfelter for at forstå deres rolle i aktive galaktiske kerner (AGN), proto-stjerneskiver, kosmisk stråleudbredelse, energitransport i stjernedannende regioner og storskala polariseret støvemission, der påvirker kosmisk mikrobølge baggrundsstråling. 10 Derudover vil udvikling af OIR-interferometri-teknikker fremme forståelsen af ​​exozodiacale og protoplanetære diske og effekten af ​​magnetfelter på stjerner. 11 Dopplerspektroskopi med ekstrem præcision til målinger af radialhastighed med instrumenter til specielle formål vil være kritisk for eksoplanetundersøgelser, se afsnit 4.2 for yderligere diskussion og en anbefaling i denne henseende.

OIR-astronomi vil også forblive kritisk vigtig i bestræbelserne på at bestemme kosmologiske startbetingelser over det bredest mulige dynamiske område gennem observationer af storstruktur (ved hjælp af galakser, intergalaktisk gas og tyngdekraftlinse) og af standardlys (primært Type Ia-supernovaer) . Store, jordbaserede optiske billedundersøgelser såsom LSST (beskrevet yderligere i afsnit 4.4) vil give høje signal-til-støj-data for milliarder galakser.

Nogle vigtige instrumenter til fremtidig videnskab er allerede i drift, såsom optiske vidvinkel- og IR-multi-objekt-spektrografier og billeddannere med højdispersionsspektrografier og AO-systemer på Gemini, LBT, MMT, Magellan, HET og Keck. Første generations instrumenter planlagt til TMT og GMT vil omfatte mange af disse dekadale prioritetsinstrumenter undtagen optiske høj-kontrast- og mid-IR AO-billeddannere 12 og wide-field multipleksede spektrografier. Disse muligheder kombineret med den betydelige stigning i indsamlingsområdet vil uden tvivl resultere i hidtil usete og utænkelige nye videnskabelige fremskridt. Offentlig adgang til store teleskoper med disse kritiske instrumentfunktioner (hvoraf nogle allerede findes, såsom echelle optiske spektrografier med høj opløsning) er og vil fortsat være vigtig for samfundet. 13

KONKLUSION: På grund af mangfoldigheden af ​​kritiske astronomiske studier i NWNH og VVPS vil en række instrumenter, nogle allerede tilgængelige, på store og mellemstore teleskoper være integreret i vellykkede fremskridt inden for


Appendiks A Diskrete Chebyshev-øjeblikke

Figurerne i dette appendiks viser alle diskrete Chebyshev-øjeblikke for alle arme og begge fibresæt. Målte øjeblikke, nedbrydning til en glat og fibermodel, og resterne vises.

Figur 15: Målt effekt af diskrete Chebyshev-øjeblikke for grøn arm og fibre fra plade 0. Hvert lille panel viser et andet øjeblik markeret med tallene til venstre og nederst. Hver målte fotoniske kamtop vises med et punkt, og øjeblikkets styrke er farvekodet. Farveområder normaliseres forskelligt i hvert panel, fordi kræfterne i forskellige øjeblikke spænder over ∼ 30 størrelsesordener. En smal bjælke til højre for hvert panel viser styrken af ​​det øjeblik, der er gennemsnit over hele CCD-planet. Jo højere bjælken er, desto stærkere er øjeblikket.Skalaen er logaritmisk, og hele sortimentet strækker sig over 30 størrelsesordener. Grøn bjælke betyder, at øjeblikket har en positiv værdi, og rød betyder en negativ gennemsnitsværdi. Moment 0,0 er ikke afbildet. Det er indstillet til 1 for hele CCD-planet, så den samlede strøm af hver PSF normaliseres til 1. Figur 16: Glat del af de diskrete Chebyshev-øjeblikke for grøn arm og fibre fra plade 0. Figur 17: Fiberdel af de diskrete Chebyshev-øjeblikke for grøn arm og fibre fra plade 0. Figur 18: Rester mellem de modellerede og målte diskrete Chebyshev-øjeblikke for grøn arm og fibre fra plade 0. Søjler til højre for hvert panel viser den gennemsnitlige standardafvigelse for resterne i panelet.

Vil du høre om nye værktøjer, vi laver? Tilmeld dig vores mailingliste for lejlighedsvise opdateringer.

Hvis du finder en gengivelsesfejl, skal du indsende et problem på GitHub. Eller prøv selv at ordne det - gengiveren er open source!