مطياف الأصول الكونية

مطياف الأصول الكونية (COS) هو جهاز علمي تم تركيبه على تلسكوب هابل الفضائي خلال مهمة الصيانة الرابعة ( STS-125 ) في مايو 2009. صُمم هذا المطياف لتحليل طيف الأشعة فوق البنفسجية (90-320  نانومتر) للمصادر النقطية الخافتة ، بقدرة تحليلية تتراوح بين 1550 و24000. تشمل أهدافه العلمية دراسة أصول البنية واسعة النطاق في الكون، وتكوين المجرات وتطورها، وأصل الأنظمة النجمية والكوكبية والوسط بين النجوم البارد . طُوّر مطياف الأصول الكونية وبُني بواسطة مركز الفيزياء الفلكية وعلم الفلك الفضائي (CASA-ARL) في جامعة كولورادو في بولدر، وشركة بول للفضاء والتكنولوجيا في بولدر، كولورادو .

تم تركيب جهاز COS في حجرة الأجهزة المحورية التي كان يشغلها سابقًا جهاز استبدال العدسات التصحيحية لتلسكوب الفضاء ( COSTAR )، وهو مصمم ليكمل عمل مطياف التصوير لتلسكوب الفضاء ( STIS ) الذي تم إصلاحه خلال المهمة نفسها. وبينما يعمل STIS عبر نطاق أوسع من الأطوال الموجية، فإن COS أكثر حساسية بكثير في نطاق الأشعة فوق البنفسجية. ^{[ 1 ] [ 2 ]}

مطياف الأصول الكونية (COS) هو مطياف فوق بنفسجي مُحسَّن لتحقيق حساسية عالية ودقة طيفية متوسطة للأجسام المدمجة (النقطية) (النجوم، الكوازارات، إلخ). يحتوي COS على قناتين رئيسيتين، إحداهما للأشعة فوق البنفسجية البعيدة (FUV) التي تغطي نطاق 90-205  نانومتر، والأخرى للأشعة فوق البنفسجية القريبة (NUV) التي تغطي نطاق 170-320  نانومتر. يمكن لقناة FUV العمل مع أحد محززات الحيود الثلاثة ، بينما يمكن لقناة NUV العمل مع أحد أربعة محززات، مما يوفر أطيافًا منخفضة ومتوسطة الدقة (الجدول 1). بالإضافة إلى ذلك، يحتوي COS على وضع تصوير NUV ذي مجال رؤية ضيق مُصمم خصيصًا لاكتساب الأهداف. ^{[ 2 ]}

إحدى التقنيات الرئيسية لتحقيق حساسية عالية في نطاق الأشعة فوق البنفسجية البعيدة هي تقليل عدد العدسات. ويعود ذلك إلى أن كفاءة انعكاس وانتقال الأشعة فوق البنفسجية البعيدة عادةً ما تكون منخفضة جدًا مقارنةً بما هو شائع في الأطوال الموجية المرئية. ولتحقيق ذلك، تستخدم قناة الأشعة فوق البنفسجية البعيدة في جهاز COS عدسة واحدة (قابلة للتحديد) لحيود الضوء القادم من تلسكوب هابل الفضائي، وتصحيح الزيغ الكروي لهابل ، وتركيز الضوء المحيود على كاشف الأشعة فوق البنفسجية البعيدة، وتصحيح الاستجماتيزم الشائع في هذا النوع من الأجهزة. ولأن تصحيح الزيغ يتم بعد دخول الضوء إلى الجهاز، يجب أن يكون مدخل المطياف فتحة واسعة، بدلاً من الشق الضيق التقليدي، للسماح بدخول صورة تلسكوب هابل الفضائي المشوهة بالكامل من مصدر نقطي إلى الجهاز. تسمح فتحة الدخول التي يبلغ قطرها 2.5 ثانية قوسية بدخول ما يقارب 95% من الضوء القادم من المصادر الصغيرة إلى جهاز COS، مما يوفر حساسية عالية عند دقة التصميم للمصادر الصغيرة.

كان أداء الجهاز بعد الإطلاق مطابقًا للتوقعات إلى حد كبير. حساسية الجهاز قريبة من قيم المعايرة قبل الإطلاق، وخلفية الكاشف منخفضة للغاية (0.16 عد لكل عنصر دقة لكل 1000 ثانية لكاشف الأشعة فوق البنفسجية البعيدة، و1.7 عد لكل عنصر دقة لكل 100 ثانية لكاشف الأشعة فوق البنفسجية القريبة). دقة الأشعة فوق البنفسجية البعيدة أقل قليلًا من التوقعات قبل الإطلاق بسبب أخطاء الصقل متوسطة التردد على المرآة الرئيسية لتلسكوب هابل الفضائي ، بينما تتجاوز دقة الأشعة فوق البنفسجية القريبة قيم ما قبل الإطلاق في جميع الأوضاع. بفضل الحد الأدنى من الانعكاسات، يمكن للوضع G140L وإعدادات الطول الموجي المركزي G130M، التي أُضيفت بعد عام 2010، رصد الضوء بأطوال موجية تصل إلى 90  نانومتر تقريبًا، وأقصر، على الرغم من الانعكاسية المنخفضة جدًا للبصريات المطلية بـ MgF₂ _عند هذه الأطوال الموجية.

صُمم مطياف الأصول الكونية (COS) لتمكين رصد الأهداف الخافتة الشبيهة بالنقط في نطاق الأشعة فوق البنفسجية بدقة طيفية متوسطة، مما يسمح له برصد النجوم الساخنة ( نجوم OB ، والأقزام البيضاء ، والمتغيرات الكارثية ، والنجوم الثنائية ) في مجرة ​​درب التبانة ، ورصد خصائص الامتصاص في أطياف النوى المجرية النشطة . كما يُخطط لرصد الأجرام الممتدة. يوفر التحليل الطيفي معلومات غزيرة عن الأجرام الفلكية البعيدة لا يمكن الحصول عليها من خلال التصوير.

يُشكّل التحليل الطيفي حجر الزاوية في الاستدلالات الفيزيائية الفلكية. ففهمنا لأصل الكون وتطوره يعتمد بشكلٍ حاسم على قدرتنا على إجراء قياسات كمية للمعايير الفيزيائية، مثل الكتلة الكلية، والتوزيع، والحركة، ودرجات الحرارة، وتكوين المادة في الكون. ويمكن استخلاص معلومات تفصيلية عن جميع هذه الخصائص من بيانات طيفية عالية الجودة. أما بالنسبة للأجسام البعيدة، فلا يمكن قياس بعض هذه الخصائص (مثل الحركة والتكوين) إلا من خلال التحليل الطيفي.

توفر مطيافية الأشعة فوق البنفسجية بعضًا من أهم البيانات التشخيصية الأساسية اللازمة لفهم الخصائص الفيزيائية للكواكب والنجوم والمجرات والمادة بين النجوم والمجرات. وتتيح الأشعة فوق البنفسجية الوصول إلى السمات الطيفية التي توفر معلومات تشخيصية رئيسية لا يمكن الحصول عليها بأطوال موجية أخرى. ^{[ 3 ]}

يشكل الحصول على أطياف امتصاص الغاز بين النجوم والمجرات أساسًا للعديد من البرامج العلمية لمرصد COS. ستجيب هذه الأطياف على أسئلة مثل: كيف تشكلت الشبكة الكونية ؟ ما مقدار الكتلة الموجودة في الغاز بين النجوم والمجرات؟ وما هو تركيب هذا الغاز وتوزيعه ودرجة حرارته؟ بشكل عام، سيتناول مرصد COS أسئلة مثل: ^{[ 4 ]}

• ما هو التركيب واسع النطاق للمادة في الكون؟
• كيف تشكلت المجرات من الوسط بين المجرات؟
• ما هي أنواع الهالات المجرية والرياح المتدفقة التي تنتجها المجرات التي تشكل النجوم ؟
• كيف تم تكوين العناصر الكيميائية اللازمة للحياة في النجوم الضخمة والمستعرات العظمى ؟
• كيف تتشكل النجوم والأنظمة الكوكبية من حبيبات الغبار في السحب الجزيئية ؟
• ما هو تركيب الغلاف الجوي للكواكب والمذنبات في النظام الشمسي (وما وراءه)؟

تتضمن بعض البرامج المحددة ما يلي:

البنية واسعة النطاق للمادة الباريونية : بفضل حساسيته الطيفية العالية في نطاق الأشعة فوق البنفسجية البعيدة، يُعدّ جهاز COS مناسبًا بشكل فريد لاستكشاف غابة لايمان-ألفا . هذه الغابة هي عبارة عن مجموعة من أطياف الامتصاص التي تُرى في أطياف المجرات البعيدة والكوازارات ، والناتجة عن سحب الغاز بين المجرات، والتي قد تحتوي على غالبية المادة الباريونية في الكون. ولأنّ خطوط الامتصاص الأكثر فائدة لهذه الملاحظات تقع في نطاق الأشعة فوق البنفسجية البعيدة، ولأنّ المصادر خافتة، فإنّ هناك حاجة إلى مطياف عالي الحساسية في نطاق الأشعة فوق البنفسجية البعيدة ذي تغطية واسعة للأطوال الموجية لإجراء هذه الملاحظات. من خلال تحديد الانزياح الأحمر وعرض الخط للمواد الماصة المتداخلة، سيتمكن جهاز COS من رسم خريطة لدرجة الحرارة والكثافة والتركيب للمادة الباريونية المظلمة في الشبكة الكونية .

الوسط بين المجرات الدافئ والساخن : ستستكشف دراسات خطوط الامتصاص للغاز عالي التأين (الساخن) ( O IV، N V، إلخ) وخط لايمان ألفا العريض حالة التأين وتوزيع الغاز الساخن بين المجرات.

بنية الجدار العظيم : سيتم استخدام النوى المجرية النشطة الخلفيةلدراسة الممتصات بين المجرات لتقدير حجمها العرضي وكثافتها الفيزيائية وتحديد كيفية ارتباط توزيع المادة بتوزيعات المجرات القريبة في الجدار العظيم CFA2.

إعادة تأين الهيليوم II : سيتم استخدام الهيليوم المتأين ذو الانزياح الأحمر العالي لدراسة عملية إعادة التأين عند انزياح أحمر (z) ≈ 3.

يحتوي جهاز COS على قناتين، هما الأشعة فوق البنفسجية البعيدة (FUV) التي تغطي نطاق 90-205  نانومتر، والأشعة فوق البنفسجية القريبة (NUV) التي تغطي نطاق 170-320  نانومتر. جميع بصريات COS عاكسة (باستثناء مرشح فتحة الجسم الساطع ومُصنِّفات ترتيب الأشعة فوق البنفسجية القريبة) لزيادة الكفاءة إلى أقصى حد وتجنب الانحراف اللوني . يلخص الجدول 1 أنماط الرصد الرئيسية في COS.

يدخل الضوء القادم من تلسكوب هابل الفضائي إلى الجهاز عبر فتحة العلوم الرئيسية (PSA) أو فتحة الأجسام الساطعة (BOA). تُدخل فتحة الأجسام الساطعة مرشحًا محايد الكثافة إلى المسار البصري ، مما يُضعف الضوء بمقدار مئة ضعف تقريبًا (خمسة مقادير فلكية ). كلا الفتحتين كبيرتان جدًا (فتحة صافية تبلغ 2.5 ثانية قوسية)، مما يسمح بدخول أكثر من 95% من الضوء الصادر من مصدر نقطي إلى المطياف .

بعد مرور الضوء عبر وحدة تحليل الاستقطاب (PSA) أو وحدة تحليل الاستقطاب البصري (BOA)، ينتقل إلى إحدى العدسات الموجودة على أول عجلة من عجلتي اختيار العدسات، إما إحدى محززات حيود الأشعة فوق البنفسجية البعيدة الثلاث أو أول مرآة من مرايا تجميع الأشعة فوق البنفسجية القريبة (NUV) (الجدول 1)، وذلك حسب اختيار قناة اكتساب بيانات الأشعة فوق البنفسجية البعيدة أو القريبة أو الهدف. جميع العدسات الموجودة على العجلة الأولى ذات شكل لا كروي لتصحيح الزيغ الكروي لهابل .

تحتوي قناة الأشعة فوق البنفسجية البعيدة على نمطين طيفيين متوسطي الدقة ونمط طيفي واحد منخفض الدقة. وتُعدّ قنوات الأشعة فوق البنفسجية البعيدة عبارة عن مطيافات رولاند سيركل مُعدّلة ، حيث تقوم شبكة حيود مقعرة لا كروية أحادية محفورة هولوغرافيًا بتركيز الضوء الوارد وحيوده في آنٍ واحد، مع تصحيح كلٍّ من الانحراف الكروي لتلسكوب هابل الفضائي والانحرافات الناتجة عن التصميم غير المتوافق مع رولاند. يُركّز الضوء المحيود على كاشف لوحة القنوات الدقيقة ذي خط تأخير متقاطع بأبعاد 170 × 10 مم . وقد صُممت المنطقة النشطة لكاشف الأشعة فوق البنفسجية البعيدة بشكل منحني لتتوافق مع السطح البؤري للمطياف، وهي مُقسّمة إلى جزأين منفصلين فيزيائيًا يفصل بينهما فجوة صغيرة.

تحتوي قناة الأشعة فوق البنفسجية القريبة (NUV) على ثلاثة أنماط طيفية متوسطة الدقة ونمط واحد منخفض الدقة، بالإضافة إلى نمط تصوير بزاوية رؤية غير مظللة تبلغ حوالي 1.0 ثانية قوسية. تستخدم قنوات NUV تصميم تشيرني-تيرنر المعدل ، حيث يُغذى الضوء المتوازي إلى محزز محدد، يليه ثلاث مرايا كاميرا توجه الضوء المنحرف إلى ثلاثة شرائح منفصلة على  كاشف مصفوفة القنوات الدقيقة متعددة الأنودات (MAMA) بحجم 25×25 مم. يُستخدم نمط التصوير بشكل أساسي لتحديد الأهداف. ^{[ 2 ]}

• كاميرا متطورة للمسح
• كاميرا الأجسام الخافتة
• مطياف الأجسام الخافتة
• مطياف جودارد عالي الدقة
• كاميرا الأشعة تحت الحمراء القريبة ومطياف متعدد الأجسام
• تلسكوب فضائي مطياف التصوير ...
• كاميرا واسعة المجال وكاميرا كوكبية
• كاميرا واسعة المجال وكاميرا كوكبية 2
• كاميرا مجال واسع 3
• أزمة نقص إنتاج الفوتونات

• الوسائط المتعلقة بجهاز مطياف الأصول الكونية على ويكيميديا ​​كومنز
• موقع مطياف الأصول الكونية بجامعة كولورادو
• موقع COS الإلكتروني التابع لمعهد علوم تلسكوب الفضاء (STScI)