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La spectroscopie à transformée de Fourier Le FTS de Herschel-SPIRE et ses potentialités scientifiques Kjetil Dohlen.

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1 La spectroscopie à transformée de Fourier Le FTS de Herschel-SPIRE et ses potentialités scientifiques Kjetil Dohlen

2 Plan de lexposée Objectifs et potentialites scientifiques Vue globale de linstrument –Lévolution de linstrument –Pourquoi un FTS Les bases du FTS Les performances de linstrument –Résolution spectrale –Echantillonnage et résolution spatiale Expérience personnelle

3 Le télescope Herschel Télescope de 3.5m diamètre –3.3m pupille entrée Lancé en 2007 par Ariane 5 Orbite autour de L2

4 Trois instruments montes dans le cryostat –HiFi: Spectrométrie hétérodyne, µm –PACS: Imagerie et spectroimagerie µm –SPIRE: Imagerie et spectroimagerie µm Refroidies par 2000 litres de He liquide –Plus que 3 ans opération Les instruments de Herschel

5 Solar system: giant planets, comets and solid bodies Star formation and interstellar matter Statistics and physics of galaxy formation in the early universe Galaxies – normal, starburst and AGN SPIRE Scientific Goals PACS SPIRE ( m) Flux density (Jy) L Z = 0.1 ( m) 5, 1h R=40 R=3

6 Potentialités du FTS Spectre complet dans le domaine 200 – 670 m Resolution variable –Raies, R=1000 –Continu, R=40 Spectro-imagerie –Imagerie dans des raies (atomiques et moléculaires) –Etude des conditions physiques dans différents milieux Large domaine spectral –Possibilité dobserver plusieurs transitions dune même molécule –Etude des conditions physiques

7 Photometer -Deep mapping with highest efficiency and largest possible field of view -Multi-band coverage with simultaneous observation -Point and compact source observation with high efficiency Spectrometer -Sensitivity optimised for point/compact source spectroscopy -Imaging spectroscopy with maximum available field of view -Wide wavelength coverage -Variable spectral resolution (few x 10 to few x 100) Both -Thermal background dominated by the Herschel telescope -Simplicity, affordability, reliability, ease of operation -Complementary to other Herschel instruments and other facilities Instrument Design Drivers

8 SPIRE Focal Plane Unit Photometer side Spectrometer side 690 mm Thermally isolating supports Central optical bench panel 2-K thermal straps Light-tight baffles at strap entry points

9 3 He cooler Photometer Layout and Optics Herschel focal surface 2-K cold stop M3 M4 M5 M6 M7 M8 Beam steering mirror Offner relay Dichroics and arrays M9 Detector array modules Beam steering sirror SPIRE optical bench (4 K) 2-K box M3 M4 M5 M7 M6M6 M8M8

10 FTS Layout and Optics Telescope input port Calibrator input port Output port Intensity beam dividers Fore-optics shared with photometer Mirror mechanism 2 nd -port calibrator Beam divider 4-K box Baffle 2-K box Detector array modules

11 Evolution of the instrument (1) Original proposal for the BOL instrument: –Double Fabry-Perot –Abandoned because of its design complexity February 1997 –Separation of photometer and spectrometer channels « SpecBOL » « PhotBOL » –Scanning flat grating spectrometer working in multiple orders –Included lenses

12 Evolution of the instrument (2) March 1997: –All-reflective flat grating design June 1997 –Prospect of bolometric array detectors –Study of static, all-reflective cross-dispersed design Concave « holographic » main grating Offner-type concentric cross- dispersion spectrograph

13 Evolution of the instrument (3) November 1997: The ultimate grating design –Concave « holographic » grating –Reimaged pupil for cold stop –Simultaneous detection in several orders, allowing: sufficient wavelength range with limited grating scan range multiplex advantage –Advantage for LAM: ISO-LWS heritage for grating mechanism –Problems: R ~ few 100 No imagery Extremely stray light sensitive

14 Evolution of the instrument (3) November 1997: The ultimate grating design –Concave « holographic » grating –Reimaged pupil for cold stop –Simultaneous detection in several orders, allowing: sufficient wavelength range with limited grating scan range multiplex advantage –Advantage for LAM: ISO-LWS heritage for grating mechanism –Problems: R ~ few 100 No imagery Extremely stray light sensitive

15 « Mais alors, pourquoi pas un FTS ? » R~1000 possible Imagerie Bande continue Moins sensible a la lumière parasite Et une nouvelle chasse aux designs commença...

16 Evolution of the instrument (4) December 1997: SWIFT –Swinging arms FTS –Martin-Puplett polarized design –Advantage for LAM: ISO-LWS heritage for mechanism –Retained for the ESA proposal –Problems: R~500 50% maximum efficiency

17 Evolution of the instrument (5) October 1998: Polarizing Mach-Zehnder –Martin-Puplett polarized design with dual inputs and outputs –Potentially 100% efficiency –Up to R~1000 –Problems: Extremely cumbersome Difficult alignment No ISO-LWS heritage for mechanism –Mechanism concept from GSFC proposed

18 Evolution of the instrument (6) February 1999: Mach-Zehnder with 50/50 beam splitter –Wide-band beamsplitter developed by QMW (P. Ade) Metal-mesh filter technology –Much more compact No more need for input and output polarizers –Potentially 100% efficiency –Up to R~1000 –Problems: What problems?

19 Evolution of the instrument (7) Ah-oui, le mécanisme, fallait quand-même le faire... –Développement sous responsabilité LAM (Pascal Dargent et al.) –Principe GSFC retenu Course Stabilité –Modifications importantes Passage du faisceau Masse Tenu vibrations

20 Evolution of the instrument (8) Pour ne pas parler du contrôle commande –Développement sous responsabilité LAM (Didier Ferrand et al.) –Senseur de position Heidenhein Spatialisé avec ObsPM (G. Michel) et CEA

21 Comment ça marche, un FTS ? Interférogramme = FT(Spectre) –Une ligne en émission = Signal en Cosinus –Spectre large = Somme de Cosinus Spectre = FT(Interférogramme)

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24 Résolution dun FTS La résolution dun FTS est définie comme R = ou = 1/ est le « nombre donde », proportionnel à la fréquence Plus linterférogramme est long (OPD grand), plus la résolution spectrale ( est fine: = 1/(2 OPD) On a donc que: R = 2 OPD/ Alors que dans le cas dun réseau limité par la fente: R slit Pour SPIRE –OPD = 4*course = 4*31.25mm = 125mm –Pour = 250 m, on a donc R 250 m = 1000 Resolution maximale de SPIRE

25 Detector Arrays (2F Feedhorns) 45 mm PLW 43 detectors PMW 88 detectors 22 mm SLW 19 detectors SSW 37 detectors PhotometerSpectrometer Coincident beam centres PSW 139 detectors m m 500 m350 m 250 m PLW Array

26 Image sampling Gaussian mode feedhorn detectors –PSF on the sky has ~ Gaussian profile –FWHM ~ /D, slightly broader than Airy profile Pixels separated by 2 /D –Image is undersampled –« Jiggling » of the image required –16 pointings for full sampling PLW Array

27 FTS Observing Modes = cm -1 (R 250 m = ) by adjusting scan length Continuous scan: -Mirror scan rate = 0.5 mm s -1 -Signal frequency range = Hz -Calibrator in 2 nd port nulls telescope background Step-and-integrate: - 2 nd port calibrator is off -Mirror stepped with integration at each position -BSM chops on sky Imaging spectroscopy -Beam steering mirror adjusts pointing between scans to acquire fully-sampled spectral image Point source spectroscopy/spectrophotometry -Telescope pointing fixed -Background characterised by adjacent pixels

28 Sensitivity Estimates: Spectrometer ( m) Line flux 5 1 hr (W m -2 x1E-17) Map Point source Line spectroscopy ( = 0.04 cm -1 ) Flux density 5 1 hr (mJy) ( m) Map Point source Low-resolution spectrophotometry ( = 1 cm -1 ) R 250 = 1000R 250 = 40

29 Science avec le FTS une expérience personnelle FTS statique –HFTS: Holographic FTS –HHS: Heterodyne holographic spectrometer –SHS: Static heterodyne spectrometer –... Compact, portable –Environnement –Atmosphère –Végétation –Géologie Avantage de létendue –Absence de fente

30 Science avec le FTS NO2 dans lair de Londres Model simplifié de expérience NO2 observé dans latmosphère NO2 observé en laboratoire 7 x estimé Les raies de Fraunhofer permettent de calibrer (H) (Fe) Peak


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