La spectroscopie à transformée de Fourier

Le FTS de Herschel-SPIRE et ses potentialités scientifiques

Kjetil Dohlen

Plan de l’exposée

• Objectifs et potentialites scientifiques

• Vue globale de l’instrument– L’évolution de l’instrument

– Pourquoi un FTS

• Les bases du FTS

• Les performances de l’instrument– Résolution spectrale

– Echantillonnage et résolution spatiale

• Expérience personnelle

Le télescope Herschel• Télescope de 3.5m diamètre

– 3.3m pupille entrée

• Lancé en 2007 par Ariane 5

• Orbite autour de L2

• Trois instruments montes dans le cryostat– HiFi: Spectrométrie

hétérodyne, 156-625 µm

– PACS: Imagerie et spectroimagerie 60-210 µm

– SPIRE: Imagerie et spectroimagerie 200-670 µm

• Refroidies par 2000 litres de He liquide– Plus que 3 ans opération

Les instruments de Herschel

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

PA

CS

SP

IRE

1001000 10 (m)

Flu

x d

ensi

ty (

Jy)

Flu

x d

ensi

ty (

Jy) 10

1

0.1

0.01

10 100 1000

1012L

0.5

5

3

1

Z = 0.1

(m)

5, 1h

R=40

R=3

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 d’observer plusieurs transitions d’une même molécule

– Etude des conditions physiques

• 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

SPIRE Focal Plane Unit

Photometerside

Spectrometerside

690 mm

Thermally isolating supports

Central optical bench panel

2-K thermal straps

Light-tight baffles at strap

entry points

3He cooler

Photometer Layout and Optics

Herschel focal

surface

2-Kcoldstop

M3

M4

M5

M6

M7

M8

Beam steering mirror

Offner relay

Dichroics and

arrays

M9

Detector arraymodules

Beam steering sirror

SPIRE optical bench (4 K)

2-K box

M3

M4

M5M7

M6M8

FTS Layout and Optics

Telescope input port

Calibrator input portOutput

port

Output port

Intensity beam

dividers

Fore-optics shared with photometer

Mirrormechanism 2nd-port

calibrator

Beam divider

4-Kbox

Baffle

2-Kbox

Detector array

modules

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

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

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

2 K

B

R1

R2

R3

G

C

4 K

D

Spurious order

PO

B

CS

S

GM

S’

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

2 K

B

R1

R2

R3

G

C

4 K

D

Spurious order

PO

B

CS

S

GM

S’

« 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...

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

D1F1

D2

F2

P3

P2 RT2

RT1

P1

BB

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

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?

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

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

Comment ça marche, un FTS ?

0

0.25

0.5

0.75

1

0 5 10 15 20 25

Frequency

Sp

ectr

um

• Interférogramme = FT(Spectre)– Une ligne en émission = Signal en Cosinus

– Spectre large = Somme de Cosinus

• Spectre = FT(Interférogramme)

0

0.25

0.5

0.75

1

-15 -10 -5 0 5 10 15

Optical path difference

Inte

rfer

og

ram

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1.2

-6 -4 -2 0 2 4 6

Optical path difference

Inte

nsi

ty

Résolution d’un FTS• La résolution d’un FTS est définie comme

R = ou = 1/est le « nombre d’onde », proportionnel à la fréquence

• Plus l’interférogramme 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

d’un réseau limité par la fente:

Rslit • Pour SPIRE

– OPD = 4*course = 4*31.25mm = 125mm

– Pour = 250m, on a donc

R250m = 1000

0

200

400

600

800

1000

1200

1400

200 300 400 500 600 700

Wavelength (m)

Res

olv

ing

po

wer

Resolution maximale de SPIRE

Detector Arrays (2F Feedhorns)

45 mm

PLW43 detectors

PMW88 detectors

22 mm

SLW19 detectors

SSW37 detectors

Photometer Spectrometer

Coincident beam centres

PSW139 detectors

200-315 m

315-670 m

500 m 350 m 250 m

PLW Array

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

FTS Observing Modes• = 0.04 - 2 cm-1 (R250m = 1000 - 20) by adjusting scan length

• Continuous scan:- Mirror scan rate = 0.5 mm s-1

- Signal frequency range = 3 - 10 Hz - Calibrator in 2nd port nulls telescope background

• Step-and-integrate:- 2nd 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

200 300 400 500 600 7000

100

200

300

400

500

Wavelength (microns)

Lim

itin

g lf

lux

den

sity

(m

Jy)

a

Sensitivity Estimates: Spectrometer

200 300 400 500 600 7000

5

10

15

20

Wavelength (microns)

Lim

itin

g lin

e fl

ux

(w m

-2 x

1E

-17)

a

(m)Lin

e fl

ux

5

1 h

r (W

m-2 x

1E-1

7)

Map

Point source

Line spectroscopy( = 0.04 cm-1)

Flu

x d

ensi

ty 5

1

hr

(mJy

)

(m)

Map

Point source

Low-resolution spectrophotometry

( = 1 cm-1)

R250 = 1000 R250 = 40

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 l’étendue– Absence de fente

Science avec le FTS NO2 dans l’air de Londres

Model simplifié de expérience

NO2 observé dans l’atmosphère

NO2 observé en laboratoire

7 x 10-6 estimé

Les raies de Fraunhofer permettent de calibrer

(H)

(Fe)

Peak