IRTF简介
作者：叶广平
一、IRTF介绍
1.1地理位置
NASA 红外望远镜设施（NASA IRTF，或NASA Infrared Telescope Facility）是一架3米的卡塞格林反射红外望远镜，位于夏威夷的莫纳克亚天文台，坐标：19°49′35“N 155°28′23”W。
图1 - IRTF的地理位置
(NordNordWest，详情见https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/28/USA_Hawaii_relief_location_map.svg)
对于地面天文台来说，位置的选定可能对观测结果产生很大的影响，尤其是对红外观测。从地球表面进行的红外观测是可能的，但非常依赖于地理位置和大气条件，因为地球大气中的水蒸气阻挡了大部分红外波段的光线。这就对台址提出了严苛的要求，夏威夷的莫纳克亚天文台海拔大约为2400m，可以很好的降低地球大气对红外波段的吸收。
图2 - IRTF外观
（Afshin Darian，详情见https://en.wikipedia.org/wiki/File:Afshin_Darian_-_NASA_Infrared_Telescope_Facility.jpg）
IRTF的外观如图2所示。外形如同半球扣在山顶上，之所以外形像个半球，这是为了更好的进行观测。天文台里的天文望远镜往往会做得很大，而进行天文观测的目标又分布在天空的各个地方，所以在每次定向观测时，就需要使用由计算机控制的机械旋转系统控制在圆顶和墙壁的接合处的装置来进行调整。这样，用天文望远镜进行观测时，只要转动圆形屋顶，把天窗转到要观测的方向，望远镜也随之转到同一方向，再上下调整天文望远镜的镜头，就可以使望远镜指向需要观测的区域了。在不用时，只要把圆顶上的天窗关起来，就可以保护天文望远镜不受风雨的侵袭。
1.2望远镜光路
IRTF的望远镜是一个3m的经典卡塞格林望远镜。卡塞格林系统如图3所示，该系统显著的优势是可以很好的减小球差带来的影响。经典的卡塞格林望远镜由一个凹面抛物线主镜（图三A）和一个凸面双曲线副镜（图三B）组成。对于较小的望远镜和照相机镜头，副镜通常被安装在一个光学平坦、光学透明的玻璃板上，该玻璃板可用于关闭望远镜管。封闭的管子可以保持望远镜内部清洁，使主镜得到保护，虽然这样会使望远镜损失一些集光能力。
图3 - 卡塞格林系统
(Krish navedala，详情见https://en.wikipedia.org/wiki/File:Cassegrain_Telescope.svg)
经典卡塞格林望远镜利用了凹面抛物线反射镜和凸面双曲线反射镜的性质。抛物线反射镜，也就是主镜，将所有射入的、平行于其对称轴的光线反射到一个点，即焦点。双曲线反射镜有两个焦点，将所有射向其两个焦点之一的光线反射到另一个焦点。这种类型的望远镜中两个镜面的位置被设计和固定，使它们共享一个焦点，并且使双曲线反射镜的第二个焦点将位于要观察图像的同一地点，通常就在目镜外面。简而言之就是，抛物镜将进入望远镜的平行光线反射到其焦点，这也是双曲镜的一个焦点，然后双曲镜将这些光线反射到它的另一个焦点，我们可以在那里观察图像。
二、仪器介绍
IRTF被安装在一个大型的轭形赤道仪支架上。这种安装支架非常坚硬，可以使望远镜进行精确指向，并且通过天顶观察目标时不用担心视场旋转。但这个轭形支架使得望远镜不能指向+69度赤道以北的方向，由于该望远镜主要用于行星科学，这一限制被认为是可以接受的。由于望远镜安装在沉重的支架上，因此它相对来说不受振动或风摇的影响。
IRFT的仪器设施有：SepX、MORIS、iSHELL、MIRSI和Opihi等。
2.1 SepX
SepX 是夏威夷大学天文学研究所（IFA）为位于莫纳克亚火山上的 NASA 红外望远镜设施（IRTF）建造的 0.7–5.3 μm 中分辨率光谱仪，它有三种模式：SXD（R=2000，0.3" slit）、LXD（R=2500，0.3" slit）和 PRISM （R ~ 200，0.3" slit）。SepX 广泛用于行星和天体物理学研究项目，是 IRTF 上最受欢迎的仪器。
SpeX 最初是由美国国家科学基金会（NSF）资助的，在2000年5月， SpeX 开始第一次使用。在2008年，NSF 资助了一次仪器升级，换陈旧的阵列控制和仪器控制电子装置，也借这个仪器升级的机会，将分光镜中的 Raytheon Aladdin 3 1024 × 1024 InSb 阵列升级为 Teledyne 2048 × 2048 Hawaii-2RG 阵列，红外狭缝观测器中的工程级 Aladdin 2 512 × 512 InSb 阵列被光谱仪中的科学级 Aladdin 3 阵列取代。大部分电子硬件也被替换：电机、电机控制器、霍尔效应传感器控制、电源、计算机和图形用户界面。
表1.光谱仪阵列[1]
SepX 在光谱分辨率下能够提供最大的同时波长覆盖（simultaneous wavelength coverage），该光谱分辨率与许多行星，恒星和银河系特征非常匹配，并且分辨率分辨出天空发射线。
更新后的 SepX 的探测器是一个Teledyne 2048 × 2048 Hawaii-2RG 阵列的光谱仪。2048 × 2048像素的H2RG是先进的读出集成电路，用于地面和太空望远镜中的可见光和红外仪器。它具有18 微米像素间距的大型（2048 × 2048 像素）阵列，可以感应从软 X 射线到10微米的任何光谱带。
2.2 MORIS
MORIS（MIT Optical Rapid Imaging System）是一种用于在 IRTF 上进行观察的科学相机。这个高速可见波长相机安装在 SpeX 的侧窗上。该设计基于麻省理工学院和威廉姆斯学院开发的 POETS（Portable Occultation, Eclipse, and Transit System）。
普通的望远镜跟踪不够精确，无法将目标保持在狭缝中超过一分钟，因此主动引导是很重要的。对于大多数观测项目来说，引导操作是通过红外狭缝观测器对狭缝中物体的溢出通量进行的。然而，对于光学上可见的物体，SpeX中分光镜（选择性的红外透射和可见光反射）为附在SpeX一侧的MORIS CCD相机提供了手段，以实现可见光观测的引导操作。 MORIS与 SpeX 一起被用于进行同步的光学和红外观测。图4显示了该仪器的布局示意图。
图4 - SpeX-MORIS布局示意图[1]
2.3 iSHELL
iSHELL 是一款 1.06 - 5.3 μm 高分辨率交叉分散光栅光谱仪（R~80000，0.375" slit），使用的是 2048 × 2048 Hawaii-2RG 红外探测器阵列。它通过使用了相较于 CSHELL 更大的阵列和交叉分散器取代了 CSHELL ，iSHELL 每个设置的波长覆盖范围都比 CSHELL 大得多，此外，它还是是 IRTF 使用量第二大的工具。iSHELL 的高光谱分辨率是在一个相对紧凑的仪器中通过使用硅浸入式光栅来实现的，但有一个缺陷，硅浸入式光栅对短于1μm的光不敏感。
iSHELL 使用时可以选择不同的波长范围，通过从六个交叉分散（cross-dispersing，XD）光栅中选择，并选择一个允许的 XD 倾斜位置，就可以选择不同的波长范围。目标的获取和引导是通过一个红外狭缝观察相机完成的。狭缝在天空中的位置角度可以通过一个内部的旋转仪器来改变。它改变大多数仪器配置的时间不超过1分钟，改变 XD 光栅的时间大约为2分钟。此外 iSHELL 还提供了一个用于波长校准和平场的校准系统。
图5 - iSHELL布局示意图[2]
与其他 IRTF 仪器一样，iSHELL 放在望远镜的背面，可以在大约 30 分钟内移动到位。在前光学中，f/38.3 望远镜焦平面（TFP）以一对一的放大倍数重新成像到狭缝上。为了最大限度地减少背景和杂散光，在位于 K 镜图像旋转器前面的直径为 10.0 毫米的冷挡块上形成二次望远镜的图像。在狭缝观察器准直器-相机光学器件中，以0.10弧秒/像素的图像比例将圆形42弧秒 FOV 成像到512 × 512 Aladdin 阵列上。为了限制光谱仪中的像差，进入狭缝的光束速度为 f/38.3 ，因此在这种慢光束速度下，FOV 受到狭缝镜（38.1 毫米直径）的实际尺寸限制。光束从狭缝被离轴抛物面（OAP）反射镜准直，光束在硅浸没式光栅处分散，在第二个 OAP 处重新准直后，光束通过位于转塔轮中的 XD 光栅（不同的 XD 光栅覆盖不同的波长范围），最后来自 XD 光栅的光束通过相机镜头聚焦到 2048 × 2048 H2RG 上。如上图 iSHELL 布局示意图。
表2.SpeX与iSHELL参数比较[3]
2.4 MIRSI
MIRSI是一款 2.2 - 25 μm 相机和棱栅光谱仪。MIRSI 由波士顿大学建造，现在位于IRTF。它是唯一由液氦冷却的设施仪器，也是唯一使用副镜斩波模式（chopping mode）的仪器。MIRSI 有一系列宽带和窄带滤波器。
表3.IRTF中MIRSI的参数[4]
2.5 Opihi
Opihi 是 IRTF 的17英寸探测器，安装在 IRTF 望远镜上。Opihi 的主要目标是寻找新的小行星，当不用于寻找小行星时，Opihi 将自主运行以监测天空，并向 IRTF 提供天空的实时图像。由于 SpeX 和 Opihi 的波长覆盖范围在 i 波段重叠，Opihi 图像还可用于通量校准 SpeX 光谱，前提是目标在 i 波段足够亮并且 SpeX 在棱镜或 SXD 模式下使用。Opihi 为了避免损坏系统，仅供夜间使用，白天的时候光圈盖保持关闭。
图6 - Opihi外形图
(详情见http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/~opihi/)
三、科学产出
观测时间对整个天文界开放，IRTF 50%的观测时间预留用于太阳系天体的研究。虽然 IRTF 强调近地天体的研究，但 IRTF 还是有系外天体相关的研究。
IRTF的科学产出非常丰富，有对太阳系天体的研究，例如，土星上的冷点、土卫六表面的水冰等等；有对宇宙中有意思的天体的研究，例如，用 SpeX 测量最冷的褐矮星的物理性质等；还有对星系红外光谱的研究。
3.1近地天体光谱研究
（1）土星上的冷点
5微米区域是地球、木星和土星上相对没有气体吸收的大气窗口。我们可以通过5微米波段来探测木星深层大气，云层中的开口在木星大气中表现为“热点”，在那里可以观察到来自木星深层大气的热量。对于土星，我们也可以用 5 微米波段来观测土星，但土星在 5 微米处反射太阳光的贡献较大。为了尽量减少太阳反射光部分，需要使用 NSFCAM 中的窄带滤光片。图7是使用 NSFCAM 中的窄带滤光片在 5.2 微米处拍摄的土星图像。图片中显示出令人惊讶的暗点，这些暗点比周围区域冷多达 10 K，所以这些暗点也叫做冷点。
图7 - 5.2 微米波段拍摄的土星图像[5]
土星在 5 微米处的光谱显示在 5.2 微米处磷化氢（PH3）的吸收要少得多。因此，可以在 5.2 微米处看到更深的大气层。目前简单的建模表明，冷点被解释为是 1.5 bar 级别的不透明度较高的云层区域。这一发现表明5.2 微米区域是可以研究 1.5 bar 左右变化的云层其动力学的地方。
（2）谷神星的表面成分
谷神星是太阳系小行星带中最大的天体。谷神星已经进行了30多年的仔细观察，最近的研究表明，谷神星是一个复杂的天体，在冰冷的地幔之上有一个岩石内核，可能还有一个原始的地壳，并且在其历史上可能发生过明显的化学演化。目前对其表面成分是否存在水冰仍然不确定，以及我们获得的陨石是否与谷神星的成分相似也不确定。谷神星的光谱在可见波长处包含很少的特征吸收，因此 OH 和 H2O 在矿物中产生特征吸收的3微米区域，对于了解谷神星的成分至关重要。由于其优越的大气传输能力，莫纳克亚山是北半球唯一可以定期观测3微米波长区域的站点，IRTF 是世界上为数不多的配备这种光谱观测所需仪器的望远镜之一。与地球和火星一样，谷神星是第三个有碳酸盐证据的太阳系天体，观测证据支持谷神星化学演化模型，并预测了水蚀变过程中二氧化碳的释放[6]。
（3）天王星卫星Ariel表面发现CO 2冰
IRTF/SpeX 在 2002 年 7 月的观测首次揭示了 Ariel 卫星前半球和后半球之间的差异：后半球光谱显示 2 微米附近有 3 个狭窄的 CO2 冰吸收区。在 Ariel 的一个半球发现 CO2 冰是它在天王星系统中的首次探测，也是自大约 2 年前探测到水冰以来在天王星卫星上发现的第一个新发现。与水冰相比，CO2 冰更容易被天王星磁层的辐射溅射。这种辐射应该主要撞击 Ariel 的后半球，那里发现了 CO2 冰[7]。为什么二氧化碳在那里，而不是在辐射剂量较小的前半球，这仍然是一个谜，未来的观察和模型将寻求解决。
3.2系外天体光谱研究
（1）超新星 2002hh 的红外光谱观测
超新星 2002hh 于 2002 年 10 月在星系 NGC 6946 中被发现。它是一颗 II 型超新星，这意味着它是大质量恒星生命末期核心坍缩的结果。观测的目的是了解爆炸机制的性质和前身星的先前演化。 SN 2002hh 离我们有 6 Mpc，是目前最近的超新星之一，因此为我们提供了一个难得的机会来详细研究这些巨大爆炸的性质和起源。这颗超新星位于一层厚厚的尘埃幕后，有效地阻挡了大部分光学区域（在 550nm 处，尘埃将超新星通量衰减了大约 1000 倍）。幸运的是，红外波长的衰减要小得多，这让我们可以使用最先进的红外光谱仪 SpeX 进行研究。IRTF 使用 SpeX 对 SN 2002hh 进行了一系列红外光谱观测。这些观察对于测量爆炸中元素的总质量和分布至关重要。要真正清楚地看到喷出物，必须等到超新星充分膨胀。但是由于大多数超新星距离太远，以至于我们进行无法详细观察。这就是为什么 SN 2002hh 非常接近使其成为如此重要的超新星事件。
图8为 SN 2002hh 光谱图，光谱由膨胀喷射物中强而宽的元素谱线主导。这些线条是由爆炸产生的放射性钴的衰变产生的。氢 Paschen α 线很少被看到，因为它位于地球大气窗口的一个特别不透明的部分。然而，由于 SpeX 位于莫纳克亚山高海拔地区，使得在任何超新星中都能使用 SpeX 对这条线进行有史以来最好的观测。
图8 - SN 2002hh光谱图[8]
还可以看到氦、氮、氧和镁的发射线。此外，还清楚地检测到二氧化碳，这可能会导致喷射物中形成尘粒。超新星被认为是宇宙中尘埃的主要来源，预计将在后期观测到 SN 2002hh 中新尘埃的存在。这是第二次获得 2.9 - 4.1 微米范围内超新星的光谱。这种发射线的原因（也见于 SN 1987A）仍然是个谜，这可能是由于爆炸核心深处铁族元素产生的许多高激发线所致。
（2）超冷矮星光谱中的 FeH 吸收
褐矮星填补了质量较大的恒星与木星和土星等质量较小的行星之间的空隙。恒星-亚星界附近的恒星和所有的褐矮星统称为超冷矮星。如果不依赖理论大气模型，则很难获得这些物体的基本属性，例如它们的质量、温度和表面重力。不幸的是，超冷矮星的大气因尘埃和云的形成、上升流和天气而变得复杂，所有这些都是难以建模的过程。这些物体的光谱不仅可用于估计它们的基本属性，而且可用于约束模型。
在过去的两年里，一直在使用 SpeXon the IRTF 对超冷矮星进行红外光谱调查。直到最近，在这些物体的红外光谱中只发现了一些 FeH 吸收特征。 SpeX 使我们能够在超冷矮星的整个红外光谱中识别近 100 个新的 FeH 吸收特征。光谱的某些区域完全由 FeH 吸收主导。
图9 - 超冷矮星红外光谱[9]
图9顶部光谱显示了表面温度约为 2000 K 的超冷星 VB 10 的 H 波段光谱，而底部面板显示了在温度约为 2300 K 时获得的 FeH 静止坐标下发射光谱。这些 FeH 吸收特征不包括在最新的理论模型中。一旦包括在内，我们能够估计这些超冷矮星大气中 FeH 的丰度。
四、IRTF的优缺点以及改进建议
相比于同时代的专用近红外望远镜，IRTF的有效孔径只有3m，处于中等。有效孔径最大的是位于智利的UKIRT（United Kingdom Infrared Telescope），有效孔径达到3.8m，有效孔径较小的专用近红外望远镜有2.3m。这是对于专用近红外望远镜来说，有些望远镜可以观测的波长范围更大，包含近红外波段，例如JWST，它属于太空望远镜，有效孔径高达6.5m。
相对于空间望远镜，地面的近红外/红外望远镜对选址有很严苛的要求，这就使得地面红外望远镜不会太多，而且基本上就那几个位置，例如夏威夷，智利等。空间望远镜则不需要考虑大气等其他因素，可以很好的进行红外/近红外的观测，但空间望远镜的成本目前来说显然比地面望远镜的成本高很多。
IRTF的优点有以下几个方面。作为用于红外/近红外探测的望远镜，相比于其他波段的望远镜，它可以观测到被星尘笼罩的恒星，这光学望远镜很难观测到；另外，由于宇宙膨胀导致的红移效应，这会导致来自恒星等天体的辐射在离地球越来越远的地方产生逐渐变长的波长，这些波长到达地球时，来自遥远物体的许多可见光已经成为了红外光，这些红外光可以被红外望远镜检测到。作为地面望远镜，它的建造成本相比于太空望远镜较低，而且在维修方面很方便，可以随时维修。相比于其他专用红外望远镜，IRTF 有高分辨率的交叉分散光栅光谱仪iSHELLL，可以更清晰的分辨天体发来的信息，此外，我们可以从任何具有高速互联网连接的位置使用 IRTF，例如我们的办公室或家里，这样可以为我们节省大量的时间和费用。
IRTF的缺点有以下几个方面。相比于其他专用红外望远镜，它的有效口径并不突出，只有3m，处于中等水平，视场较小。相比于太空望远镜，IRTF 的观测对气候的依赖还是很大，不能时时刻刻的都进行观测，需要进行定期维护，维护任务内容包括穹顶防风雨、电气维护、望远镜制动测试等。
改进建议如下。作为地面专用红外望远镜，在使用时还是有很大的限制，无论是选址还是突发的自然灾害。如果是重新建一个专用红外望远镜，我还是认为建在太空较好，至于太空望远镜成本方面先不考虑，日常维修或许可以从太空站派出常驻技术人员进行维修，甚至可以在月球上建一个基地。在月球基地里我们建一个红外望远镜，可以通过远程操控进行日常观测。小道消息，中国会在2035年之前进行登月。
五、参考资料
[1] SpeX OBSERVING MANUAL, Mike Connelley, John Rayner,March 01, 2021, http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/~spex/spex_manual/SpeX_manual_02Mar21.pdf
[2] iSHELL: a 1–5 micron R=80,000 Immersion Grating Spectrograph for the NASA Infrared Telescope Facility, John Rayner et al. 2022 Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 134:015002 (26pp), 2022 January
[3] iSHELL OBSERVING MANUAL, John Rayner, Adwin Boogert, August 27, 2021, http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/~ishell/iSHELL_observing_manual_20210827.pdf
[4] MIRSI, A MId-Infrared Spectrometer and Imager: Performance Results from the IRTF, M. Kassis, J. Adams, J. Hora, L. Deutsch, E. Tollestrup, 2008, PASP, 120, 1271
[5] Yanamandra-Fisher, Padma et al. “Saturn's 5.2-μm Cold Spots: Unexpected Cloud Variability.” Icarus 150 (2001): 189-193.
[6] A.S. Rivkin, E.L. Volquardsen, B.E. Clark, "The surface composition of Ceres: Discovery of carbonates and iron-rich clays", Icarus Volume 185, Issue 2, December 2006, Pages 563-567
[7] W.M Grundy, L.A Young, E.F Young, "Discovery of co2 ice and leading–trailing spectral asymmetry on the uranian satellite ariel", Icarus Volume 162, Issue 1, March 2003, Pages 222-229å
[8]Pozzo, M., et al. "Optical and infrared observations of the Type IIP SN 2002hh from days 3 to 397." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 368.3 (2006): 1169-1195.
[9]Cushing, Michael C., et al. "FeH absorption in the near-infrared spectra of late M and L dwarfs." The Astrophysical Journal 582.2 (2003): 1066.
作者简介：叶广平， 华中科技大学硕士研究生
编校：张华年
文章编号：华中大天文230316A
