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espectrógrafo de campo integral

Un ejemplo de la técnica de espectroscopia de campo integral, que consiste en dividir la escena con espejos. Los espectrógrafos de campo integral (IFS) combinan capacidades espe...

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Un ejemplo de la técnica de espectroscopia de campo integral, que consiste en dividir la escena con espejos.
Un ejemplo de la técnica de espectroscopia de campo integral, que consiste en dividir la escena con espejos.

Los espectrógrafos de campo integral (IFS) combinan capacidades espectrográficas y de imagen en los dominios de longitud de onda óptica o infrarroja (0,32 μm – 24 μm) para obtener, a partir de una sola exposición, espectros con resolución espacial en una región bidimensional. Su nombre proviene del hecho de que las mediciones resultan de la integración de la luz en múltiples subregiones del campo . Desarrollada inicialmente para el estudio de objetos astronómicos, esta técnica se utiliza ahora también en muchos otros campos, como la ciencia biomédica y la teledetección terrestre . La espectrografía de campo integral forma parte de la categoría más amplia de técnicas de imagen hiperespectral instantánea , que a su vez forma parte de la imagen hiperespectral .

Razón fundamental

Fragmento de un cubo de datos que describe una galaxia.
Fragmento de un cubo de datos que describe una galaxia.

Con la notable excepción de las estrellas individuales, la mayoría de los objetos astronómicos se resuelven espacialmente mediante grandes telescopios . Para los estudios espectroscópicos, lo óptimo sería obtener un espectro para cada píxel espacial en el campo de visión del instrumento , obteniendo así información completa sobre cada objetivo. Esto se conoce comúnmente como cubo de datos, debido a sus dos dimensiones espaciales y una espectral. Dado que tanto los dispositivos de carga acoplada (CCD) visibles como los conjuntos de detectores infrarrojos ( matrices de observación ) utilizados en instrumentos astronómicos son bidimensionales, resulta una tarea compleja desarrollar sistemas espectrográficos capaces de generar cubos de datos 3D a partir de la salida de detectores 2D. Estos instrumentos suelen denominarse espectrógrafos 3D en el campo de la astronomía y generadores de imágenes hiperespectrales en otros campos.

Los generadores de imágenes hiperespectrales se pueden clasificar en dos grandes grupos: de escaneo y sin escaneo. El primero incluye los instrumentos que construyen el cubo de datos combinando múltiples exposiciones, escaneando a lo largo de un eje espacial, un eje de longitud de onda o en diagonal a través de él. Algunos ejemplos son los sistemas de escaneo de barrido lineal , los espectrómetros Fabry-Perot de escaneo y los espectrómetros de transformada de Fourier . El segundo grupo incluye las técnicas que adquieren todo el cubo de datos en una sola toma, los espectrómetros de imágenes instantáneas . Las técnicas de espectrografía de campo integral (IFS) fueron las primeras técnicas de imágenes hiperespectrales instantáneas que se desarrollaron. Desde entonces, se han desarrollado otras técnicas de imágenes hiperespectrales instantáneas, basadas, por ejemplo, en la reconstrucción tomográfica [ 1 ] o en la detección comprimida mediante una apertura codificada [ 2 ] . [ 3 ]

Una de las principales ventajas del método de captura instantánea para observaciones telescópicas terrestres es que proporciona automáticamente conjuntos de datos homogéneos a pesar de la variabilidad inevitable de la transmisión atmosférica terrestre , la emisión espectral y el desenfoque de la imagen durante las exposiciones. Esto no ocurre con los sistemas de escaneo, cuyos cubos de datos se construyen mediante una serie de exposiciones sucesivas. Los sistemas de campo de visión (IFS), tanto terrestres como espaciales, también tienen la enorme ventaja de detectar objetos mucho más débiles en una exposición determinada que los sistemas de escaneo, aunque a costa de un área de campo celeste mucho menor.

Tras un comienzo lento a partir de finales de la década de 1980, la espectroscopia de campo integral se ha convertido en una herramienta astrofísica de uso generalizado en las regiones óptica e infrarroja media, abarcando una amplia gama de fuentes astronómicas, esencialmente cualquier objeto individual de tamaño reducido, desde asteroides del Sistema Solar hasta galaxias muy distantes .

Métodos

Las tres técnicas utilizadas por los espectrógrafos de campo integral.
Las tres técnicas utilizadas por los espectrógrafos de campo integral, que emplean matrices de microlentes, haces de fibras ópticas (posiblemente con microlentes) o espejos divisores.

Los espectrógrafos de campo integral utilizan las denominadas Unidades de Campo Integral (IFU) para reformatear la luz incidente de un campo de visión pequeño, típicamente rectangular o hexagonal, en una forma más adecuada. Esta imagen reformateada se puede dispersar espectralmente sobre un detector mediante una rejilla de difracción , de modo que ninguno de los espectros de cada elemento espacial se superponga. Actualmente existen tres variantes de IFU, que utilizan respectivamente una matriz de microlentes , una matriz de fibras o una matriz de espejos . [ 3 ]

matriz de microlentes

Espectroscopia de campo integral mediante el acoplamiento de luz a fibras utilizando una matriz de microlentes.
Espectroscopia de campo integral mediante el acoplamiento de luz a fibras utilizando una matriz de microlentes.

Una imagen ampliada del cielo alimenta una matriz de minilentes, típicamente unos miles de lentes idénticas de aproximadamente 1  mm de diámetro cada una. La salida de la matriz de microlentes es una cuadrícula regular de tantas imágenes de pequeños espejos de telescopio como sea posible, que sirve como entrada para un espectrógrafo de múltiples rendijas [ 4 ] que entrega los cubos de datos. Este enfoque fue propuesto [ 5 ] a principios de la década de 1980, con las primeras observaciones del IFS [ 6 ] [ 7 ] en 1987 con el TIGER óptico basado en microlentes [ 9 ] .

Las ventajas son el llenado espacial del 100 % en el cielo cuando se utiliza una forma de microlente cuadrada o hexagonal, alto rendimiento, fotometría precisa y una IFU fácil de construir. Una desventaja significativa es el uso subóptimo de valiosos píxeles del detector (al menos una pérdida del 50 %) para evitar la contaminación entre espectros adyacentes. En 2009, se propuso la matriz de microlentes BIGRE [ 10 ] para abordar correctamente el caso de muestreos espaciales y espectrales por encima de la tasa de Nyquist en escenas limitadas por difracción, como lo requiere la espectroscopia de imágenes de alto contraste . Este concepto óptico mejora ampliamente el uso de los píxeles del detector gracias a la función de dispersión de línea del espectrógrafo resultante, minimizando los efectos de diafonía entre espectros.

Instrumentos como la Unidad Espectrográfica de Área para la Investigación de Nebulosas Ópticas (SAURON) [ 11 ] en el Telescopio William Herschel y el subsistema SPHERE ( Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research ) IFS [ 12 ] en el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral (ESO) utilizan esta técnica, en la versión TIGER y BIGRE respectivamente.

matriz de fibra

La imagen del cielo proporcionada por el telescopio incide sobre un divisor de imagen basado en fibra óptica. Este divisor suele estar compuesto por miles de fibras de aproximadamente 0,1  mm de diámetro cada una, cuyo campo de entrada, cuadrado o circular, se reformatea en una estrecha salida rectangular (similar a una rendija larga). La salida del divisor de imagen se acopla a un espectrógrafo de rendija larga clásico que genera los cubos de datos. Un demostrador del cielo realizó con éxito la primera observación IFS basada en fibra óptica [ 13 ] en 1990. Le siguió el instrumento óptico SILFID [ 14 ] completo unos 5 años después. El acoplamiento de las fibras circulares a una matriz de microlentes cuadradas o hexagonales permitió una mejor inyección de luz en la fibra y un factor de llenado de luz del cielo cercano al 100%.

Las ventajas son la cobertura espacial del 100 % en el cielo, el uso eficiente de los píxeles del detector y la disponibilidad comercial de divisores de imagen basados ​​en fibra óptica. Las desventajas son la considerable pérdida de luz en las fibras (~25 %), su precisión fotométrica relativamente baja y su incapacidad para funcionar en un entorno criogénico . Esto último limita la cobertura de longitud de onda a menos de 1,6 μm.

Esta técnica es utilizada por instrumentos en muchos telescopios (como INTEGRAL [ 15 ] en el Telescopio William Herschel ), y particularmente en grandes estudios de galaxias actualmente en curso, como el Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey (CALIFA) [ 16 ] en el Observatorio de Calar Alto , el espectrógrafo de campo integral multiobjeto Sydney-AAO (SAMI) [ 17 ] en el Observatorio Astronómico Australiano , y el Mapping Nearby Galaxies at APO (MaNGA) [ 18 ] que es uno de los estudios que conforman la siguiente fase del Sloan Digital Sky Survey .

Conjunto de espejos

La imagen del cielo proporcionada por el telescopio incide sobre un "rebanador" basado en espejos, generalmente compuesto por aproximadamente 30 espejos rectangulares de 0,1 a 0,2  mm de ancho. El rebanador reformatea el campo de entrada en una colección de "rebanadas" delgadas y adyacentes que se asemejan a las rendijas de un espectrógrafo multiobjeto convencional. Esta salida se envía a un espectrógrafo de rendija larga clásico , que dispersa y recoge la luz incidente. Dichos datos pueden reducirse de la misma manera que en un espectrógrafo multirrendija convencional, con pasos de posprocesamiento para recombinar todos los espectros en un "cubo" que contiene información espacial y espectral. El primer rebanador basado en espejos para el infrarrojo cercano, el Spectrometer for Infrared Faint Field Imaging [ 19 ] (SPIFFI) [ 20 ], obtuvo su primer resultado científico [ 21 ] en 2003. El sistema clave del rebanador de espejos se mejoró sustancialmente con rapidez bajo el nombre en clave Advanced Imaging Slicer [ 22 ] . Un IFS más reciente basado en segmentadores es el Keck Cosmic Web Imager (KCWI) [ 23 ] , que ofrece la posibilidad de elegir entre tres segmentadores distintos que cubren diferentes campos de visión. Esto proporciona flexibilidad a los observadores para determinar un equilibrio óptimo entre el campo de visión, el muestreo espacial, la resolución espectral y la sensibilidad a las fuentes débiles.

Entre sus ventajas destacan su alto rendimiento, la cobertura espacial del 100 % del cielo, el uso óptimo de los píxeles del detector y la capacidad de operar a temperaturas criogénicas. Por otro lado, su fabricación y alineación resultan complejas y costosas, especialmente en el dominio óptico, dadas las estrictas especificaciones de las superficies ópticas.

Estado

Los IFS se utilizan actualmente de una u otra forma en muchos telescopios terrestres de gran tamaño, en los dominios visible [ 24 ] [ 25 ] o infrarrojo cercano [ 26 ] [ 27 ] , y también en algunos telescopios espaciales , en particular en el Telescopio Espacial James Webb (JWST) en los dominios infrarrojo cercano y medio. [ 28 ] A medida que la resolución espacial de los telescopios en el espacio (y también de los telescopios terrestres mediante correcciones de turbulencia atmosférica basadas en óptica adaptativa ) ha mejorado mucho en las últimas décadas, la necesidad de instalaciones IFS se ha vuelto cada vez más apremiante. La resolución espectral suele ser de unos pocos miles y la cobertura de longitud de onda de aproximadamente una octava (es decir, un factor de 2 en longitud de onda). Cabe señalar que cada IFS requiere un paquete de software finamente ajustado para transformar los datos de conteos brutos en unidades físicas (intensidad de luz frente a longitud de onda en ubicaciones precisas del cielo).

Sistema de suspensión integral panorámico

Animación que muestra la galaxia NGC 7421 con datos de MUSE . La animación muestra cortes sucesivos de la línea de nitrógeno, emitida por regiones de formación estelar . La animación comienza con una imagen en una longitud de onda más azul y continúa con una longitud de onda más roja. Debido a la rotación de la galaxia, las líneas de emisión presentan un menor desplazamiento al rojo en el lado izquierdo.

Con cada píxel espacial distribuido en, digamos, 4096 píxeles espectrales en un detector de última generación de 4096 x 4096 píxeles, los campos de visión de los sistemas IFS se ven severamente limitados, aproximadamente 10 segundos de arco de ancho cuando se alimentan con un telescopio de 8 a 10 metros. Esto, a su vez, limita principalmente la investigación astrofísica basada en IFS a objetivos pequeños individuales. Se necesita un campo de visión mucho mayor, de 1 minuto de arco de ancho, o un área del cielo 36 veces mayor, para cubrir cientos de galaxias muy distantes en una sola exposición, aunque muy larga (hasta 100 horas). Esto, a su vez, requiere el desarrollo de sistemas IFS con al menos quinientos millones de píxeles de detector.

El enfoque de fuerza bruta habría consistido en construir espectrógrafos enormes que alimentaran conjuntos de detectores gigantescos. En cambio, los dos espectrógrafos de campo integral panorámicos (IFS) en funcionamiento para 2022, el Explorador Espectroscópico Multiunidad (MUSE) y el Espectrógrafo de Unidad Replicable de Campo Integral Visible (VIRUS) [ 29 ] , están compuestos respectivamente por 24 y 120 espectrógrafos de campo integral ópticos de producción en serie . Esto da como resultado instrumentos sustancialmente más pequeños y económicos. El instrumento MUSE, basado en un divisor de espejos, comenzó a operar en el VLT en 2014 y el VIRUS, basado en un divisor de fibra, en el Telescopio Hobby-Eberly en 2021.

IFS multiobjeto

Es conceptualmente sencillo combinar las capacidades de la espectroscopia de campo integral y la espectroscopia multiobjeto en un solo instrumento. Esto se puede lograr desplegando varias unidades de campo integral (IFU) pequeñas en un amplio campo de observación del cielo, posiblemente de un grado o más de diámetro. De esta manera, se puede obtener información bastante detallada sobre, por ejemplo, varias galaxias seleccionadas en una sola operación. Por supuesto, existe una compensación entre la cobertura espacial de cada objetivo y el número total de objetivos accesibles. El espectrógrafo multielemento de matriz de fibra grande (FLAMES), [ 30 ] el primer instrumento con esta capacidad, realizó su primera observación en este modo en el VLT en 2002. Varias instalaciones de este tipo se encuentran ahora en funcionamiento, apuntando a longitudes de onda visibles [ 31 ] [ 32 ] e infrarrojas cercanas. [ 33 ] [ 34 ]

Un ejemplo de observaciones con unidades de campo integral en FLAMES/ESO

Un ejemplo de este enfoque fue el programa SDSS MaNGA, Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory . [ 35 ] MaNGA empleó unidades de campo integral (IFU) compuestas por haces de fibra hexagonales para estudiar aproximadamente 10 000 galaxias cercanas con un corrimiento al rojo de alrededor de 0,03, analizando su estado dinámico, composición e historia de formación. MaNGA pudo utilizar 17 haces de fibra IFU por placa espectroscópica, lo que permitió observar simultáneamente numerosos objetos de manera eficiente.

Una ingeniosa alternativa para obtener espectroscopia con resolución espacial de múltiples objetos simultáneamente es el programa MSA-3D [ 36 ] , que utiliza la matriz de microobturadores del instrumento NIRSpec del JWST para observar varios objetos a la vez. Si bien no se trata estrictamente de una unidad de campo integral, el programa MSA-3D toma numerosas exposiciones mientras desplaza la máscara de rendija convencional proporcionada por el MSA a través del cielo. Estas exposiciones se pueden combinar posteriormente para obtener información espacial y espectral tridimensional completa de cada objeto. Aunque el método MSA-3D ofrece una resolución espacial mucho menor que la IFU proporcionada por NIRSpec y requiere muchas más exposiciones, tiene la ventaja de poder observar docenas de objetos cercanos simultáneamente.

Se ha propuesto una mayor libertad en la elección de la cobertura del campo de patrulla bajo el nombre de Espectroscopia de Campo Diverso [ 37 ] (DFS), que permitiría al observador seleccionar combinaciones arbitrarias de regiones del cielo para maximizar la eficiencia de la observación y el rendimiento científico. Esto requiere desarrollos tecnológicos, en particular sistemas robóticos versátiles para la recogida de objetivos [ 38 ] y estaciones de conmutación fotónicas [ 39 ] .

Detectores tridimensionales

Otras técnicas pueden lograr los mismos fines en diferentes longitudes de onda. En particular, en longitudes de onda de radio, se obtiene información espectral simultánea con receptores heterodinos , [ 40 ] que presentan una amplia cobertura de frecuencia y una enorme resolución espectral.

En el dominio de los rayos X , debido a la alta energía de los fotones individuales , los detectores de conteo de fotones 3D, denominados acertadamente como tales, no solo miden en tiempo real la posición 2D de los fotones incidentes, sino también su energía y, por lo tanto, su longitud de onda. Cabe señalar, sin embargo, que la información espectral es muy imprecisa, con resoluciones espectrales de tan solo ~10. Un ejemplo es el espectrómetro de imágenes CCD avanzado (ACIS) del observatorio de rayos X Chandra de la NASA .

En el rango visible-infrarrojo cercano, este enfoque es mucho más difícil debido a la menor energía de los fotones. Sin embargo, se han desarrollado y utilizado con éxito detectores superconductores de pequeño formato , con una resolución espectral limitada de aproximadamente 30 y enfriados por debajo de 0,1 K, como por ejemplo la cámara ARCONS (Array Camera for Optical to Near-infrared Spectrophotometry ) de 32x32 píxeles [ 41 ] en el telescopio Hale de 200 pulgadas. En contraste, los espectrógrafos de campo integral (IFS) "clásicos" suelen tener resoluciones espectrales de unos pocos miles.

Referencias

  1. ↑ Okamoto, Takayuki; Yamaguchi, Ichirou (1991). "Adquisición simultánea de información de imagen espectral" . Optics Letters . 16 (16): 1277– 1279. Bibcode : 1991OptL...16.1277O . doi : 10.1364/OL.16.001277 . PMID 19776944 . 
  2. ↑ Wagadarikar, Ashwin; John, Renu; Willett, Rebecca; Brady, David (2008). "Diseño de dispersor único para imágenes espectrales instantáneas de apertura codificada" . Optics Letters . 47 (10): B44– B51. Bibcode : 2008ApOpt..47B..44W . doi : 10.1364/AO.47.000B44 . PMID 18382550 . 
  3. 1 2 Hagen, Nathan; Kudenov, Michael (23-09-2013). "Revisión de tecnologías de imágenes espectrales instantáneas" . Ingeniería óptica . 52 (9). Bibcode : 2013OptEn..52i0901H . doi : 10.1117/1.OE.52.9.090901 .
  4. ↑ Butcher, Harvey (1982-11-16). "Espectroscopia de apertura múltiple en Kitt Peak" . En Crawford, David L. (ed.). Instrumentación en astronomía IV . Actas de SPIE . Vol. 0331. Tucson: Society of Photo-optical Instrumentation Engineers. pp. 296–300 . Bibcode : 1982SPIE..331..296B . doi : 10.1117/12.933469 . S2CID 120182897 .   
  5. ↑ Courtes, Georges (1982). Humphries, Colin M. (ed.). Instrumentación para astronomía con grandes telescopios ópticos: Actas del Coloquio n.º 67 de la IAU, celebrado en Zelenchukskaya, URSS, del 8 al 10 de septiembre de 1981. Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. Vol. 92. Dordrecht: Springer Netherlands. doi : 10.1007/978-94-009-7787-7 . ISBN  978-94-009-7789-1. S2CID 124085276 . 
  6. ↑ Bacon, R.; Adam, G.; Baranne, A.; Courtes, G.; Dubet, D.; Dubois, JP; Emsellem, E.; Ferruit, P.; Georgelin, Y.; Monnet, G.; Pecontal, E.; Rousset, A.; Say, F. (1995-10-01). "Espectrografía 3D con alta resolución espacial. I. Concepto y realización del espectrógrafo de campo integral TIGER" . Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 113 : 347. Bibcode : 1995A & AS..113..347B . ISSN 0365-0138 . 
  7. ↑ Adam, G.; Bacon, R.; Courtes, G.; Georgelin, Y.; Monnet, G.; Pecontal, E. (1989-01-01). "Observaciones de la Cruz de Einstein 2237+030 con el espectrógrafo de campo integral TIGER" . Astronomía y Astrofísica . 208 : L15– L18. Bibcode : 1989A & A...208L..15A . ISSN 0004-6361 . 
  8. ↑ Bacon, R. (1995). "El espectrógrafo de campo integral TIGER: resultados y perspectivas" (PDF) . Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . Serie de conferencias de la ASP. 149 : 239–249 . doi : 10.1017/S0252921100023058 .
  9. ↑ Acrónimo francés: Traitement Intégral des Galaxies par l'Etude de leurs Raies [ 8 ]
  10. ^ Antichi, J.; Dohlen, K.; Gratton, RG; Mesa, D.; Claudio, RU; Giró, E.; Boccaletti, A.; Mouillet, D.; Puget, P.; Beuzit, JL (20 de abril de 2009). "BIGRE: una unidad de campo integral de baja diafonía diseñada para espectroscopia de imágenes de planetas extrasolares" . La revista astrofísica . 695 (2): 1042–1057 . arXiv : 0901.3529 . Código Bib : 2009ApJ...695.1042A . doi : 10.1088/0004-637X/695/2/1042 .
  11. ↑ "SAURON – Unidad de área espectrográfica para la investigación de nebulosas ópticas" . Consultado el 30 de noviembre de 2012 .
  12. ↑ Claudi, RU; Turatto, M.; Gratton, RG; Antichi, J.; Bonavita, M.; Bruno, P.; Cascone, E.; De Caprio, V.; Desidera, S.; Giro, E.; Mesa, D.; Scuderi, S.; Dohlen, K.; Beuzit, JL; Puget, P. (2008). "SPHERE IFS: el generador de imágenes espectrodiferenciales del VLT para la búsqueda de exoplanetas". En McLean, Ian S; Casali, Mark M (eds.). Instrumentación terrestre y aerotransportada para astronomía II . Vol. 7014. p. 70143E. Bibcode : 2008SPIE.7014E..3EC . doi : 10.1117/12.788366 . S2CID 56213827 .   
  13. ↑ Angonin, MC; Vanderriest, C.; Surdej, J. (1990), "Espectrografía bidimensional de la "hoja de trébol" H1413+117 con resolución espacial subarcosegundo", en Mellier, Yannick; Fort, Bernard; Soucail, Geneviève (eds.), Lente gravitacional , Lecture Notes in Physics, vol. 360, Berlín/Heidelberg: Springer-Verlag, pp. 124–126 , Bibcode : 1990LNP...360..124A , doi : 10.1007/bfb0009246 , ISBN   978-3-540-52648-3, consultado el 19 de diciembre de 2022
  14. ↑ Malivoir, C.; Encrenaz, Th.; Vanderriest, C.; Lemonnier, JP; Kohl-Moreira, JL (octubre de 1990). "Mapeo de productos secundarios en el cometa Halley a partir de espectroscopia bidimensional" . Icarus . 87 (2): 412– 420. Bibcode : 1990Icar...87..412M . doi : 10.1016/0019-1035(90)90144-X .
  15. ↑ "INTEGRAL: Una unidad de campo integral simple y amigable disponible en el WHT" . Grupo de Telescopios Isaac Newton . Consultado el 30 de noviembre de 2012 .
  16. ↑ "CALIFA: Estudio del área integral del legado de Calar Alto" . Estudio CALIFA . Consultado el 10 de octubre de 2014 .
  17. ↑ "SAMI: Resumen de la encuesta SAMI" . Encuesta SAMI . Consultado el 5 de marzo de 2014 .
  18. ↑ "MaNGA: SDSS-III" . Sloan Digital Sky Survey . Consultado el 5 de marzo de 2014 .
  19. ↑ Cameron, M.; Weitzel, L.; Krabbe, A.; Genzel, R.; Drapatz, S. (1993-12-01). "3D: El nuevo espectrómetro de imágenes de campo infrarrojo cercano MPE" . Resúmenes de la reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 183 : 117.02. Bibcode : 1993AAS...18311702C .
  20. ^ "SINFONI eröffnet astronomisches Beobachtungskonzert" (en alemán). Sociedad Max Planck . 2004-08-24 . Consultado el 31 de julio de 2023 .
  21. ↑ Eisenhauer, F.; Schdel, R.; Genzel, R.; Ott, T.; Tecza, M.; Abuter, R.; Eckart, A.; Alexander, T. (2003-11-10). "Una determinación geométrica de la distancia al centro galáctico" . The Astrophysical Journal . 597 (2): L121– L124. arXiv : astro-ph/0306220 . Bibcode : 2003ApJ...597L.121E . doi : 10.1086/380188 . ISSN 0004-637X . 
  22. ↑ Content, Robert (1998-08-21). "Advanced image slicers for integral field spectroscopy with UKIRT and GEMINI" . En Fowler, Albert M. (ed.). Infrared Astronomical Instrumentation . Vol. 3354. Kona, HI: SPIE publications. pp. 187–200 . doi : 10.1117/12.317262 . S2CID 173185841 .   
  23. ↑ Morrissey, Patrick; Matuszewski, Matuesz; Martin, D. Christopher; Neill, James D.; Epps, Harland; Fucik, Jason; Weber, Bob; Darvish, Behnam; Adkins, Sean; Allen, Steve; Bartos, Randy; Belicki, Justin; Cabak, Jerry; Callahan, Shawn; Cowley, Dave; Crabill, Marty; Deich, Willian; Delecroix, Alex; Doppman, Greg; Hilyard, David; James, Ean; Kaye, Steve; Kokorowski, Michael; Kwok, Shui; Lanclos, Kyle; Milner, Steve; Moore, Anna; O'Sullivan, Donal; Parihar, Prachi; Park, Sam; Phillips, Andrew; Rizzi, Luca; Rockosi, Constance; Rodriguez, Hector; Salaun, Yves; Seaman, Kirk; Sheikh, David; Weiss, Jason; Zarzaca, Ray (1 de septiembre de 2018). "El espectrógrafo de campo integral del Keck Cosmic Web Imager" . The Astrophysical Journal . 864 (1): 93. arXiv : 1807.10356 . Bibcode : 2018ApJ...864...93M . doi : 10.3847/1538-4357/aad597 .
  24. ↑ «ESO - MUSA» . www.eso.org . Consultado el 19 de diciembre de 2022 .
  25. ↑ Matuszewski, Mateusz; Chang, Daphne; Crabill, Robert M.; Martin, D. Christopher; Moore, Anna M.; Morrissey, Patrick; Rahman, Shahinur (2010-07-16). "The Cosmic Web Imager: an integral field spectrograph for the Hale Telescope at Palomar Observatory: instrument design and first results" . En McLean, Ian S.; Ramsay, Suzanne K.; Takami, Hideki (eds.). Ground-based and Airborne Instrumentation for Astronomy III . Vol. 7735. San Diego, California, EE. UU.: SPIE-International Society for Optical Engineering. pp. 77350P. doi : 10.1117/12.856644 . S2CID 122825396 .   
  26. ↑ "Página principal de OSIRIS" . www2.keck.hawaii.edu . Consultado el 19 de diciembre de 2022 .
  27. ↑ «ESO-KMOS» . www.eso.org . Consultado el 19 de diciembre de 2022 .
  28. ↑ "Espectroscopia de campo integral del JWST" . 25 de noviembre de 2022. Consultado el 31 de julio de 2023 .
  29. ^ Colina, Gary J.; Lee, Hanshin; MacQueen, Phillip J.; Kelz, Andreas; Drory, Niv; Vattiat, Brian L.; Bien, Juan M.; Ramsey, Jason; Kriel, Herman; Peterson, Trento; DePoy, DL; Gebhardt, Karl; Marshall, JL; Tuttle, Sarah E.; Bauer, Svend M. (1 de diciembre de 2021). "La instrumentación HETDEX: actualización de campo amplio del telescopio Hobby-Eberly y VIRUS" . La Revista Astronómica . 162 (6): 298. arXiv : 2110.03843 . Código Bib : 2021AJ....162..298H . doi : 10.3847/1538-3881/ac2c02 . ISSN 0004-6256 . 
  30. ↑ Pasquini, Luca; Castillo, Roberto; Dekker, Hans; Hanuschik, Reinhard; Kaufer, Andreas; Modigliani, Andrea; Palsa, Ralf; Primas, Francesca ; Scarpa, Riccardo; Smoker, Jonathan; Wolff, Burkhard (30 de septiembre de 2004). "Rendimiento de FLAMES en el VLT: un año de operación" . Instrumentación terrestre para astronomía . Actas de SPIE. Vol. 5492. EE. UU.: SPIE-Sociedad Internacional de Ingeniería Óptica. págs. 136–147 . doi : 10.1117/12.550437 . S2CID 121131874 .   
  31. ↑ Pasquini, Luca; Alonso, Jaime; Avila, Gerardo; Barriga, Pablo; Biereichel, Peter; Buzzoni, Bernard; Cavadore, Cyril; Cumani, Claudio; Dekker, Hans; Delabre, Bernard; Kaufer, Andreas; Kotzlowski, Heinz; Hill, Vanessa; Lizon, Jean-Luis; Nees, Walter (2003-03-07). "Instalación y primeros resultados de FLAMES, la instalación multifibra del VLT" . En Iye, Masanori; Moorwood, Alan FM (eds.). Diseño y rendimiento de instrumentos para telescopios terrestres ópticos/infrarrojos . Vol. 4841. Waikoloa, Hawái, Estados Unidos: SPIE-International Society for Optical Engineering. pp. 1682–1693 . doi : 10.1117/12.458915 . S2CID 120202757 .   
  32. ↑ Croom, Scott M.; Lawrence, Jon S.; Bland-Hawthorn, Joss; Bryant, Julia J.; Fogarty, Lisa; Richards, Samuel; Goodwin, Michael; Farrell, Tony; Miziarski, Stan; Heald, Ron; Jones, D. Heath; Lee, Steve; Colless, Matthew; Brough, Sarah; Hopkins, Andrew M. (febrero de 2012). "El espectrógrafo de campo integral multiobjeto Sydney-AAO: El IFS multiobjeto Sydney-AAO" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : n.º arXiv : 1112.3367 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.20365.x .
  33. ↑ Sharples, Ray; Bender, Ralf; Agudo Berbel, Alex; Bennett, Richard; Bezawada, Naidu; Castillo, Roberto; Cirasuolo, Michele; Clark, Paul; Davidson, George; Davies, Richard; Davies, Roger; Dubbeldam, Marc; Fairley, Alasdair; Finger, Gert; Schreiber, Natascha F. (2014-07-08). "Rendimiento del espectrógrafo multiobjeto de banda K (KMOS) en el VLT de ESO" . En Ramsay, Suzanne K.; McLean, Ian S.; Takami, Hideki (eds.). Instrumentación terrestre y aerotransportada para astronomía V. Vol. 9147. Montreal, Quebec, Canadá: SPIE. pp. 322–330 . doi : 10.1117/12.2055496 . S2CID 120225246 .   
  34. ↑ Eikenberry, SS; Bennett, JG; Chinn, B.; Donoso, HV; Eikenberry, SA; Ettedgui, E.; Fletcher, A.; Frommeyer, Raymond; Garner, A.; Herlevich, M.; Lasso, N.; Miller, P.; Mullin, S.; Murphey, C.; Raines, SN (2012-09-24). "MIRADAS para el Gran Telescopio Canarias: descripción general del sistema" (PDF) . En McLean, Ian S.; Ramsay, Suzanne K.; Takami, Hideki (eds.). Instrumentación terrestre y aerotransportada para astronomía IV . Vol. 8446. Ámsterdam, Países Bajos: SPIE. p. 844657. doi : 10.1117/12.925686 . S2CID 121061992 .   
  35. ^ Bundy, Kevin; Bershady, Mateo A.; Ley, David R.; Yan, Renbin; Drory, Niv; MacDonald, Nicolás; Despierta, David A.; Cherinka, Brian; Sánchez-Gallego, José R.; Weijmans, Anne-Marie; Tomás, Daniel; Tremonti, Christy; Maestros, Karen; Coccato, Ludovico; Diamond-Stanic, Aleksandar M. (10 de diciembre de 2014). "RESUMEN DE LA ENCUESTA SDSS-IV MaNGA: MAPEO DE GALAXIAS CERCANAS EN EL OBSERVATORIO APACHE POINT" . La revista astrofísica . 798 (1): 7.doi : 10.1088 /0004-637X/798/1/7 . hdl : 2152/34759 . ISSN 1538-4357 . 
  36. ↑ , Barišić, Ivana; Jones, Tucker; Mortensen, Kris; Nanayakkara, Themiya; Chen, Yuguang; Sanders, Ryan; Bullock, James S.; Bundy, Kevin; Faucher-Giguère, Claude-André; Glazebrook, Karl; Henry, Alaina; Ju, Mengting; Malkan, Matthew; Morishita, Takahiro; Obreschkow, Danail; Roy, Namrata; Espejo Salcedo, Juan M.; Shapley, Alice E.; Treu, Tommaso; Wang, Xin; Westfall, Kyle B. (2024). "MSA-3D: Diseccionando galaxias a z~1 con alta resolución espacial y espectral" . The Astrophysical Journal . 983 (2): 139. arXiv : 2408.08350 . Código Bib : 2025ApJ...983..139B . doi : 10.3847/1538-4357/ada617 .
  37. ↑ Murray, GJ; Allington-Smith, JR (2009-10-11). "Estrategias para la espectroscopia en telescopios extremadamente grandes - II. Espectroscopia de campo diverso" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (1): 209– 218. arXiv : 0908.1319 . Bibcode : 2009MNRAS.399..209M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15170.x .
  38. ↑ Lawrence, Jon S.; Brown, David M.; Brzeski, Jurek; Case, Scott; Colless, Matthew; Farrell, Tony; Gers, Luke; Gilbert, James; Goodwin, Michael; Jacoby, George; Hopkins, Andrew M.; Ireland, Michael; Kuehn, Kyler; Lorente, Nuria PF; Miziarski, Stan (2014-07-08). "El sistema de posicionamiento de fibra MANIFEST para el Telescopio Gigante Magallanes" . En Ramsay, Suzanne K.; McLean, Ian S.; Takami, Hideki (eds.). Instrumentación terrestre y aerotransportada para astronomía V. Vol. 9147. Montreal, Quebec, Canadá: SPIE. págs. 2964–2973 . doi : 10.1117/12.2055742 . hdl : 1885/19263 . S2CID 67812742 .   
  39. ↑ Lee, David; Taylor, Keith (16 de agosto de 2000). "Desarrollos en fibra óptica en el Observatorio Anglo-Australiano para SPIRAL y AUSTRALIS" . En Iye, Masanori; Moorwood, Alan FM (eds.). Instrumentación y detectores de telescopios ópticos e infrarrojos . Vol. 4008. Múnich, Alemania: SPIE. pp. 268–276 . doi : 10.1117/12.395481 . S2CID 120707645 .   
  40. ↑ Carter, M.; Lazareff, B.; Maier, D.; Chenu, J.-Y.; Fontana, A.-L.; Bortolotti, Y.; Boucher, C.; Navarrini, A.; Blanchet, S.; Greve, A.; John, D.; Kramer, C.; Morel, F.; Navarro, S.; Peñalver, J. (febrero de 2012). "El receptor multibanda de ondas milimétricas EMIR para el telescopio IRAM de 30 m" . Astronomía y Astrofísica . 538 : A89. Bibcode : 2012A y A...538A..89C . doi : 10.1051/0004-6361/201118452 . ISSN 0004-6361 . 
  41. ↑ O'Brien, Kieran; Mazin, Ben; McHugh, Sean; Meeker, Seth; Bumble, Bruce (septiembre de 2011). "ARCONS: una cámara superconductora de UV a infrarrojo cercano altamente multiplexada" . Actas de la Unión Astronómica Internacional . 7 (S285): 385–388 . arXiv : 1201.5904 . doi : 10.1017/S1743921312001159 . ISSN 1743-9213 . 
  • Espectroscopia óptica 3D para astronomía, por Roland Bacon y Guy Monnet, ISBN 978-3-527-41202-0
  • La wiki de espectroscopia de campo integral
  • Espectroscopia de campo integral: una breve introducción de Jeremy Allington-Smith del Grupo de Instrumentación Astronómica de Durham.