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    L'impiego della spettroscopia a fenditura lunga per lo studio di oggetti estesi (per es., le galassie) permette di ottenere uno spettro 1D delle regioni lungo la fenditura. Le informazioni che si ottengono sono dunque identificate da due coordinate (spettroscopia 2D): la posizione X della regione emittente all'interno della fenditura e la lunghezza d'onda λ. La spettroscopia Integral Field (spettroscopia 3D) permette di ottenere informazioni sull'intera regione coperta dal campo di vista dello spettrografo, e dunque permette di acquisire dati in tre dimensioni: due spaziali (X, Y o α e δ) ed una spettrale (λ). A differenza di altre tecniche che consentono di fare spettroscopia 3D, quali gli spettrografi Fabry-Perot, o i cosiddetti Long-slit scanning in cui si mettono insieme spettri ottenuti in successione temporale e che quindi potrebbero essere caratterizzati da condizioni di seeing diversi, la spettroscopia Integral Field (IFS) presenta l'importantissimo vantaggio di acquisire tutta l'informazione nelle medesime condizioni osservative. L'unica limitazione, al momento, consiste nel campo di vista inquadrato che è ancora relativamente piccolo, ma che comunque risulta essere sufficientemente grande per lo studio di alcune regioni estese quali, ad esempio, le regioni nucleari delle galassie normali ed attive, le nebulose planetarie, le regioni di formazione stellare, ecc. A differenza della spettroscopia classica dove la risoluzione spaziale è determinata solo dalle condizioni di seeing, nel caso della spettroscopia 3D la risoluzione spaziale è limitata dalle dimensioni delle pupille (lenti o lenti + fibre) e dalla loro separazione.
    La IFS può essere sviluppata principalmente in tre modi: (1) mediante una matrice di lenti; (2) utilizzando un fascio di fibre ottiche; (3) tramite un image slicer.


    La prima metodologia, detta lenslet array, utilizza una matrice di microlenti che divide l'immagine formata sul piano focale del telescopio in modo da avere diverse immagini separate della pupilla del telescopio all'entrata dello spettrografo. Poichè le dimensioni delle pupille formate dalla matrice di microlenti sono più piccole delle aperture delle singole lenti, è possibile ottenere una serie di spettri non sovrapposti provenienti dalle regioni campionate dalla matrice. Le limitazioni di questo metodo consistono nel sotto-utilizzo dell'area del rivelatore e nel piccolo intervallo spettrale ottenibile che deve essere limitato per evitare la sovra-esposizione di spettri provenienti da regioni spaziali contigue. Esempi recenti di spettrografi realizzati mediante questa tecnica sono quelli della classe TIGER quali, per esempio, OASIS al Canadian-France-Hawaii Telescope (CFHT) e SAURON al William Herschel Telescope (WHT).
    Con la tecnica detta Fibre Bundless, l'estremità di un fascio di fibre ottiche viene posizionata sul piano focale del telescopio per campionare il campo di vista. All'altra estremità le fibre vengono allineate in modo da formare una pseudo fenditura all'ingresso dello spettrografo, che in effetti lavora come un tradizionale strumento a fenditura lunga. L'intervallo spettrale ottenibile in questo modo dipende unicamente dalle dimensioni del rivelatore. L'utilizzo delle fibre è comunque accompagnato da alcuni svantaggi. Il primo problema, noto come filling factor, deriva dal fatto che l'oggetto non può essere campionato in modo continuo a causa delle dimensioni finite delle fibre. Un secondo problema riguarda invece la degradazione del rapporto focale del fascio luminoso entrante apportata dalle fibre stesse. Questo effetto si traduce in una perdita netta di trasmissione e di potere risolutivo dello spettrografo. La trasmissività delle fibre non è un problema perchè nell'IFS sono, generalmente, abbastanza corte. Esempi di strumenti costruiti con questo sistema sono: INTEGRAL al William Herschel Telescope (WHT) e SPIRAL all'Anglo-Australian Telescope (AAT). Il problema del filling factor può essere superato utilizzando come input le immagini formate da una matrice di microlenti invece di posizionare le fibre direttamente sul piano focale. Il primo strumento di questo tipo è stato il Multi Pupil Fiber Spectrograph (MPFS) per il telescopia BTA allo Special Astrophysical Observatory (SAO) in Russia. Negli ultimi anni sono stati realizzati diversi spettrografi 3D che utilizzano questa tecnica quali, per esempio, PMAS per il telescopio di 3.6m di Calar Alto, VIRMOS all'ESO-VLT, e GMOS al telescopio GEMINI.
    Gli strumenti che utilizzano la tecnica detta di image slicer si basano su un sistema di specchi realizzati in modo tale da dividere l'immagine fornita dal telescopio in tante striscie sottili riflettendole in diverse direzioni. Un secondo sistema di specchi permette di riposizionare le singole striscie ottenute dall'immagine bidimensionale dell'oggetto in un'unica striscia sottile che divide la fenditura dello spettrografo. La peculiarietà di questo metodo consiste nel fatto che l'oggetto viene campionato in un'unica direzione spaziale. Lungo questa direzione la risoluzione spaziale è data dalla larghezza della striscia (slice), mentre nell'altra direzione è determinata dal seeing.

    Di seguito vengono riportati alcuni esempi di risultati ottenuti, in collaborazione con colleghi di altri istituti, applicando la tecnica dell'IFS allo studio degli AGN. Lo strumento usato per l'acquisizione dei dati è lo spettrografo MPFS operativo al SAO in Russia.



    Fig. 1 – Esempio di un'immagine originale MPFS contenente tutti gli spettri della matrice (in questo caso, 128).





    Fig. 2 – I precedenti 128 spettri ridotti, allineati e calibrati in lunghezza d'onda.

    Mrk 298



    Fig. 3 – Il quadrato in nero, sovrapposto all'immagine in Hα della galassia attiva Mrk 298, indica la matrice (in questo caso 16x16) dello spettrografo MPFS usato per ottenere i dati delle figure 4 e 5.



    Fig. 4 – Immagine della galassia Mrk 298 nel continuo a λ = 5200 Å, con sovrapposte le isofote dell'emissione dovuta alla riga dell'[OIII[λ5700.



    Fig. 5 – Immagine di Mrk 298 in [OIII]λ5700, con sovrapposto il campo di velocità.



    Fig. 6 – 128 spettri della regione nucleare di Mrk 298 ottenuti con lo spettrografo MPFS nella configurazione 16x8. E' mostrata la regione dello spettro compresa tra λ = 6000 Å e λ = 7000 Å. In rosso sono riportati gli spettri in cui è presente un'intensa emissione in Hα; in magenta sono invece gli spettri in cui tale emissione è debole; infine, in nero, sono gli spettri in cui l'emissione è del tutto assente.


    Mrk 938



    Fig. 7 – Distribuzione delle velocità radiali ottenute dalla riga in assorbimento del NaI, con il metodo della cross-correlation. Il plot tridimensionale mostra chiaramente la presenza di due distinte concentrazioni stellari separate da da una velocità di circa 150 km/sec nello spazio delle velocità e caratterizzate, ciascuna, da una dispersione di velocità radiale di circa 100 km/sec rispetto al proprio centro dinamico.



    Fig. 8 – Parte del data-cube d'informazioni relative all'emissione in Hα (isofote) e continuo adiacente (immagine). Nei riquadri piccoli sono riportati i profili della riga in assorbimento del NaI.



    Fig. 9 – Parte del data-cube d'informazioni relative all'emissione in [OIII]λ5700 (isofote) e continuo adiacente (immagine). Nei riquadri piccoli sono riportati i profili delle righe Hβ ed [OIII]λ5007.


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      Ultima modifica: ottobre 2003
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