Hubble Space Telescope (HST) Beobachtungsmodi

Der "Staring-Modus" ist die traditionelle Art, das Teleskop einfach auszurichten und den Detektor freizulegen.

Im "Spatial Scanning Mode" bewegen Sie das Teleskop langsam, sodass das Bild in Raumrichtung leicht verschmiert wird.

Die folgende Abbildung zeigt das Prinzip: Auf der linken Seite sehen Sie, wie ein normales Bild aufgenommen wird; in der Mitte wird ein reguläres Spektrum im Staring-Modus aufgenommen , und im rechten Bild wird der Detektor während der Belichtung bewegt, was zum Spatial-Scanning-Modus führt . Je weiter Sie räumlich scannen, desto heller und Objekt können Sie beobachten, bevor Sie überbelichten, aber der Nachteil ist, dass sich mehr Objekte zu überlappen beginnen und die Spektren ruinieren.

^{Linkes Feld : "Bildgebung"; Jedes beobachtete Objekt erscheint auf dem Detektor an seiner entsprechenden Position am Himmel.
Mittleres Feld : "Anstarrmodus"; Wenn ein Grism (ähnlich wie ein Prisma) eingesetzt wird, wird das Licht von jedem Objekt entsprechend seiner Wellenlänge gespreizt, wodurch ein Spektrum erzeugt wird.
Rechtes Feld : "Scanmodus"; Wenn der Detektor während der Belichtung leicht bewegt wird, werden die Spektren senkrecht zur Wellenlängenrichtung gespreizt, wodurch effektiv eine größere Anzahl von Pixeln zum Sammeln der Photonen verwendet wird. Wenn der Detektor jedoch zu stark bewegt wird, beginnen sich die Spektren zu vermischen .}

Dieses Bild aus dem WFC3-Handbuch von HST zeigt den Unterschied in einer echten Beobachtung: Es ist ziemlich klein, aber besonders für die "$0^\mathrm{th}$Objekt" (links) können Sie sehen, dass es im starren Modus überbelichtet ist und diagonale Spitzen erzeugt, die im räumlichen Scanmodus reduziert werden:

Im Bild befinden sich die Objekte in vertikaler Richtung, während ihre Spektren in horizontaler Richtung gestreut sind. Sie können sehen, dass die Objekte im räumlichen Scanmodus vertikal etwas breiter sind.

Der Vorteil des Scanmodus ist, dass man länger belichten kann, ohne dass der Detektor gesättigt wird (was bei hellen Sternen ein Problem sein kann). Wenn Sie länger belichten, sammeln Sie mehr Photonen und erhalten somit ein höheres Signal-Rausch-Verhältnis (S/N), was bedeutet, dass Ihre Beobachtung "genauer" wird. Die folgende Abbildung (aus diesen Notizen ) zeigt den Vorteil eines hohen S/N:

^{Zwei Spektren desselben Objekts, wobei das rechte 9-mal länger belichtet wurde als das linke, was zu a führt$\sqrt{9}=3$mal höher S/N. Die Bestimmung beispielsweise der zentralen Wellenlänge dieser Spektrallinie wird mit höherem S/N viel genauer.}

Beachten Sie, dass sich beide Modi auf die sogenannte spaltlose Spektroskopie beziehen . Ein Weg, um zu vermeiden, dass sich die Spektren überlappen, besteht darin, einen "Schlitz" einzufügen, der es ermöglicht, nur das Licht aus einem schmalen (in der Größenordnung einer Bogensekunde) Teil des Himmels zu beobachten. Auf diese Weise erhalten Sie nur Spektren von Objekten, die genau entlang des Spalts liegen, aber dafür ein "saubereres" Spektrum.

Beachten Sie auch, dass Sie den gleichen Effekt erzielen können, indem Sie Ihre Beobachtung in mehrere Starrmodus-Belichtungen aufteilen und diese dann addieren. Der Scanmodus ist eine praktischere Möglichkeit, dies nicht tun zu müssen.