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天体物理学杂志增刊系列，154：18-24，2004年9月。
copy; 2004年，美国天文学会。保留所有权利，在美国印刷。
斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪
J.侯克，罗利格，范克里夫，福里斯特，赫特，劳伦斯，马修斯，7 H.雷采玛，4波特·索弗，8迪姆·沃森，5迪姆·韦德曼，2迪姆·豪生，4特罗伊茨奇，4 D.巴里，2伯纳德萨拉斯，2黑化，2布兰德，9查曼德里斯，2，10德文，2 G.海鸥e，2 P .霍尔，2 C. P .亨德森，2 S. J. U .希登，2 B. E .皮尔格，2 J .舍恩瓦尔德，2 G.c .斯隆，2 K. I .内田，2 P. N .阿普尔顿，8 L .阿穆尔，8 M. J .布尔格多夫，8 S. B .法亚尔多-阿科斯塔，8 C.格里尔迈尔，英格尔斯，莫里斯，8，11和泰普利茨。
2004年3月30日收到；2004年6月3日接受。
摘要
红外摄谱仪（IRS）是斯皮革太空望远镜上的三种科学仪器之一。IRS由我们单独的光谱仪模块组成，其波长范围从5.3-38微米，具有光谱分辨率，R=A90和600，并对其进行了优化，以充分利用空间环境中非常低的背景。美国国税局的表现达到或超过了发射前的预测。自主目标的捕获能力是IRS能够定位来源的中红外质心，提供信息，使航天器能够准确地将质心偏移到选定的狭缝。这个特性在获取坐标未知的光谱时特别有用。斯皮策科学中心已经开发了一个自动化的数据压缩管道。
关键词：红外线，通用仪器，光谱仪，空间飞行器，仪器
1.介绍
由于斯皮策太空望远镜（Werner等人，2004年）的孔径为85厘米，以及当时可用的探测器，IRS的设计的光谱仪大大降低了系统的复杂性和总体成本。结果是四个独立的模块，通过它们的波长覆盖率和分辨率被称为短-低（SL）、短-高（SH）、长-低（LL）和长-高（LH）。狭缝宽度设置为最大/85厘米，其中Amax是模块中的最长波长。在几何极限下，单色狭缝图像覆盖两个像素。两个Si：作为探测器，大小为128times;128像素，在SL和SH模块中收集光线，而在LL和LH模块中使用两个相同像素的Si：Sb探测器。除了光谱仪外，IRS还包含两个峰值成像场，它们内置在SL模块中，并有以16微米（“蓝色”）和22微米（“红色”）为中心的带通。图1为IRS的示意图，表一给出了各模块的参数。
这两个长狭缝低分辨率模块的设计是为了最佳灵敏度的尘埃特征在当地和遥远的宇宙，并有效地限制了灵敏度的黄道带和/或银河背景。这两个交叉分散的高分辨率梯形模块的设计是为了获得给定阵列尺寸的最高分辨率，并优化发射线的灵敏度。
在接下来的章节中，我们将介绍该仪器的操作、校准以及使用斯皮策科学中心（SSC）开发的管道对其数据进行简化。斯皮策观测者手册（SOM）提供了更详尽的讨论，并且经常更新。
图1—斯皮策上的红外光谱仪。四个室内滞留喷洒模块，SH，SL(包括峰值摄像头)，左侧和右侧都有标记。
- 美国国税局是康奈尔大学和鲍尔公司的合作项目。
- 美国航空航天局通过喷气推进实验室资助的航空航天公司 和艾姆斯研究中心。纽约州伊萨卡市康奈尔大学天文系，邮编:14853-6801； jrh13@cornell.edu，
- 美国宇航局艾姆斯研究中心，邮编:94035-1000。
- 鲍尔航天技术公司，商业街1600号， 科罗拉多州博尔德市，邮编80301。
- 罗切斯特大学物理和天文学系， 纽约州罗切斯特市，邮编:14627。
- 加州理工学院喷气推进实验室，MC 加利福尼亚州帕萨迪纳市169-327号，邮编:91125。
- 加州帕萨迪纳加州理工学院帕洛马天文台 91125。
- 加州理工学院斯皮策科学中心，MC 220-6， 加利福尼亚州帕萨迪纳市，邮编91125。
- 莱顿大学，2300皇家空军莱顿，荷兰。10.法国巴黎天文台切歇尔协会，法国巴黎F-75014。
- 美国航天局赫歇尔科学中心，IPAC/加州理工学院，100-22室，帕萨迪纳， 加州91125。
- 美国航天局赫歇尔科学中心，IPAC/加州理工学院，100-22室，帕萨迪纳， 加州91125。
- 最新情况见http://ssc.spitzer.caltech.edu/文件/高级官员会议 SOM的版本。
2.设计、制造和地面测试
IRS不包括移动部件。金刚石加工的光学元件直接固定在精密加工的模块外壳上，所有组件都是铝制的，这样组装的模块在温室和接近1.8K的工作温度之间保持焦点和对齐，而无需进一步调整。焦平面组件配备自定义与模块外壳接口，并考虑阵列的单独尺寸和位置。每个模块包含两个泛光激励器来监控阵列的性能。
每个低分辨率模块包含两个子狭缝，一个用于一阶谱，一个用于二阶谱。当一个源在子狭缝中的二阶时，一阶的一小段就会出现在数组中；这个“额外”的命令提高了第一个和第二个命令之间的重叠。高分辨率模块是交叉分散的，因此10个订单（11-20）落在阵列上。
这些模块在Ball Aerospace公司的工作温度下进行了广泛的测试（Hock等人，2000年）。来自外部的光线通过Dewar窗口和一系列的中性密度过滤器在液体氮及它的温度。外部光学系统将来自黑体或单色器的点和扩展图像投射到每个狭缝或子狭缝上。这些测试验证了分辨率、内部焦点和排列，以及阵列上光谱的正确中心。从测试开始到集成和发布，模块的焦点和对齐在十分之一像素的范围内保持不变。单色仪的测试使我们能够大致描绘出阵列上的波长位置，为飞行做准备。
在发射前，中性密度滤光片传输的不确定性妨碍了对整体灵敏度的有效测定。却而代之的是通过系统的分析模型来预测模块的灵敏度。在海尔5米望远镜上使用SH模块的原型进行的广泛观测验证了用于灵敏度预测到20%水平的程序（范克莱尔等人，1998年；史密斯amp;霍克，2001年）。
当IRS工作时，它的所有四个探测器阵列同时计时，但一次只能从一个阵列捕获数据。数据采集中使用了两种技术，双相关采样（DCSmode）和原始数据（Rawmode或“斜坡采样”）。科学数据是在原始模式下采集的，而峰值采用DCS。在DCS模式下，在初始一系统偏置增强和重置帧之后，对每个像素进行采样，然后在阵列中进行多次无损旋转之后，通过破坏性读取和两个存储为128times;128像素图像样本之间不同对每个像素进行再次采样。在原始模式下，在相同的初始偏置增强、重设帧和像素的第一次采样之后，有多个旋转帧，随后是无损读取。此
模式重复n次，当再次对所有像素进行采样时，结果是128times;128times;n立方体，其中n是非破坏性读取的次数，其值为n=4、8或16通过计算原始立方体的每个像素的信号斜率来创建最终的128times;128图像。
3.飞行中的操作和校准
绘制每个视场和航天器指向校准参考传感器（PCRS）的相对位置图是在轨检查阶段的最关键步骤，必须测量到高于0.14径向（长波长模块为0.28）的位置，以满足5%的辐射测量要求位置的测量是迭代的，从地面估计开始，依次进行超粗、粗、细焦平面测量，再加上确定望远镜和狭缝之间的焦距，这一过程在国际奥委会八周的时间里进行了将近六周。在所有情况下，狭缝和峰值阵列最终测量位置的估计不确定度都优于要求，范围为0.09-0.12。
我们对光谱阶次的内部焦距和光学校准的知识是在飞行中使用光度标准恒星和发射线对象的组合来更新的。这些阶的宽度来自于最强大的黄道光，而阶的曲率、倾斜度和波长解则来自于P Cygni等发射线恒星和NGC 6543、NGC 7027和SMP 083等行星状星云的光谱图。图2显示了Be星的氢复合光谱Cas，它可以很好地检查SH的波长校准。
平场和分光光度校准是根据已知标准包括E-Dra(HR6688，K2)、HR 7310（G9III）和HR 6606（G9）的绘图和凝视观察确定的。低分辨率模块的校准也使用较暗的标准（例如HD 42525，A0 V）。Morris等人（2003年）提供了有关校准方案。Decin等人（2004年）讨论了用于飞行中分光光度校准的恒星和合成光谱。我们还使用Cohen等人（2003年）所述的光谱模块和其他标准恒星的观测来验证校准。
各个模块之间波长覆盖的重叠和模块的有序有助于IRS的内部交叉校准。这些重叠也用于通过观察两个重叠顺序中的“冷”和“热”源来搜索顺序排序过滤器中的泄露。对于在发射前部分分层的长-低（Long-Low）一阶过滤器，我们使用天王星和海王星的组合作为冷源，光谱测量标准恒星作为热源。此时，分析将瑞利-杰恩斯光谱中LL1中任何可能的滤光片泄露限制在最大～5%的范围内。进一步的努力将完善这一限制。
在过去的25年中，第三大太阳质子耀斑始于2003年10月28日，导致1.9times;10个质子平方厘米整列的质子通量积分，相当于任务前2.6年预期的50%剂量，LH中4%的像素和其他模块中1%的像素的灵敏度已经降低。损伤程度与哈佛回旋加速器设施中暴露在40MeV质子束中的非光阵列所经历的发射前损伤一致。IRS比其他科学对损伤更敏感Spitzer上的仪器，因为它工作在较低的背景条件下，即使暗电流稍有增加，也会产生显著的影响。
在飞行中，系统测得的响应度平均比启动前的模型预测好2倍。在阵列未照亮部分测得的探测器噪声与发射前测得的噪声相同。因此，潜在地在小信号的限制下，灵敏度平均比模型预测值高2倍。这种增加的大部分归因于设计余量，这是考虑到误差和非模型效应的假定因素。对于短波长模块，假定的余量是的因数，对于长波长模块，假定的余量是2的因数。
当前版本的SOM中提供了更新的灵敏度估计。SSC为IRS提供了一个灵敏度计算器，称为SPEC-PET，其中包括检测器噪声，源散粒噪声和背景散粒噪声。目前，灵敏度受到系统性影响，例如来自平坦场的噪声，边缘和/或提取边缘效果，这些不包括在SPECPET的计算中。观察到的灵敏度大约比上述响应度和检测器噪声差3倍。可以预期，随着系统校准的提高，实现的灵敏度也会提高。
4.使用IRS
4.1.光谱学
美国国税局目前有两种操作模式，频谱“凝视”和“映射”模式。在这两种情况下，都将获取目标，然后固定顺序观察目标，从SL2（短-低二阶），SL1，SH，LL2，LL1，LH开始，跳过任何不需要的缝隙。
目标获取方法由观察者选择。人们可能只是依靠盲目的望远镜将狭缝指向天空上
图2.-Be星mu;Cas的SH光谱。下面板显示了一个连续校正的光谱，其中标识了用于检查该模块波长校准的氢复合线。十字标记了不可用波长元素的位置。
的指定位置。第二种选择是使用PCRS（Werner等人，2004年）来计算参考恒星的质心，使用恒星与科学目标之间的偏移量，然后将科学目标移动到狭缝中。第三 个也是更准确的选择是，在开始要求的光谱之前，使用IRS峰值相机在科学目标或参考星的16或22图像上建立质心（参考x4.2）。在参考星上使用PCRS或IRS上峰需要针对偏心星和科学目标的准确坐标。
IRS凝视是更基本的操作模式，它导致沿着缝隙的1/3和2/3位置（其两个点头位置）观察目标，每个位置都为该缝隙指定了积分时间。映射模式根据观察者为每个狭缝指定的步数和大小，使狭缝平行于和/或垂直于狭缝。映射模型不执行在凝视模式下自动执行的1/3和2/3点头观测。
凝视和映射模式都接受多个目标/位置输入，只要所有位置都在2 天空中的半径。多个目标在“群集”列表中通过其（1）绝对位置，（2）右上角和赤纬偏移量或（3）相对于基准基准位置的平行/垂直缝隙偏移量来指定。如果在带群输入的频谱映射模式下使用IRS，则不能使用平行/垂直狭缝偏移。如果选择了群集规格，则在进行下一个缝隙之前，将以相同的缝隙观察群集中的所有源/偏移。使用群集规范，而不是一次重复一个观测源，可以减少天文台的开销，并可以节省大量的“挂钟”时间。
SOM更详细地描述了IRS的观察模式和目标获取的各种方法。在下面的部分中，我们重点介绍如何使用IRS峰值相机将目标放置在所需的狭缝中，并描述观察者如何使用峰值场在16和22处成像。
4.2.国税局
IRS SL模块包含两个峰值成像场。它们的视野是～50”times;80”，每个像素比例为1.”8，其带通中心为16和22，分别代表“蓝色”和“红色”相机（参阅表1）.通过IRS峰值向上模式，可以比仅使用航天器盲目定位更准确地将光源放置在光谱狭缝或一系列狭缝上。望远镜盲点的位置精度为～1”（1 rms径向）。机载算法确定指定峰值场中最亮光源的质心，并将将目标准确定位在请求的缝隙中所需的偏移量传达给航天器。只要目标的坐标足够准确地将其放置在峰值成像场上并且它是该场中最亮的物体，IRS就会准确地偏移到选定的缝隙。峰值图像被提供给观察者，并且如果需要，还可以科学地使用。
蓝色和红色峰值点源的通量密度容许范围分别为=0.8-150mJy和=1.4-340mJy。但是，为了避免过多的积分时间和更高的故障可能性，我们建议蓝色通量至少为2mJy，红色通量至少为5mJy。IRS峰值算法已针对点源进行了优化（实际上，该模式已经得到了最广泛的测试与验证），但是“扩展源”模式可用于直径在500到2000之间的源（例如彗星）。对于蓝色或红色模式，扩展源的允许通量密度范围为=15-340 MJy sr。
观察者可以指定两个峰准确度：“高”和“中等”。在最简单的情况下，当在科学目标本身上达到峰时，峰之后的第一个移至狭缝可确保将其对高精度放置在0.”4缝隙中心（1 rms径向），对中等精度放置在1.”0缝隙中心。高精度值由SH缝隙（4.”7宽度）的5%放射精度要求所决定。SOM的IRS部分提供有关这些精度选项如何应用于峰值后多个狭
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