Родственным понятием является путаница линий, которая вызвана смешиванием и перекрытием отдельных линий в спектральных линейных съемках. Хотя это едва ли является проблемой, например, в исследованиях H I, поскольку линия 21 см H I яркая и изолированная, это потенциально опасный источник неопределенности на длинах волн дальнего инфракрасного диапазона, где имеется большое количество ярких спектральных признаков. Это справедливо как для галактических исследований, так и для внегалактических изысканий. Тщательно подобранные пространственные и спектральные разрешения необходимы для минимизации эффектов путаницы линий.
Было принято несколько подходов для извлечения информации об источниках, находящихся ниже стандартного предела путаницы. Они включают в себя методы обнаружения, применяемые к однополосным картам, использование предварительной позиционной информации от изображений с более высоким пространственным разрешением для деконволюции одиночных источников дальнего инфракрасного излучения, и комбинацию предысторий по позициям с предысториями от моделирования SED. Наконец, пространственно-спектральные съемки с помощью таких перспективных объектов, как SAFARI на космическом инфракрасном телескопе для космологии и астрофизики (SPICA) или Ost Survey Spectrometer на OST, должны значительно опережать классический предел путаницы, включая спектральную информацию для преодоления вырождений в третьем пространственном измерении.
Существуют еще две проблемы, с которыми сталкиваются космические обсерватории дальнего инфракрасного излучения, незнакомые с суборбитальными платформами:
Динамический диапазон: при переходе к” холодным " телескопам чувствительность ограничена только дальним инфракрасным фоном неба. Мы входим в режим, где доминирующее излучение возникает из исследуемых источников, и небо имеет действительно высокий контраст. Это накладывает на детекторную систему новое требование-наблюдать полный диапазон яркости источника, который прост с суборбитальных платформ, но сложен для охлаждаемых космических платформ, поскольку мощности насыщения предлагаемых в настоящее время детекторных решеток высокого разрешения находятся в пределах ∼ 2∼2 порядки величины их шумовой эквивалентной мощности (НЭП-это, кратко говоря, Мощность Входного Сигнала, которая приводит к единице отношения сигнал / шум в полосе частот 1 Гц-минимальной обнаруживаемой мощности на квадратный корень полосы пропускания. Таким образом, более низкий НЭП лучше. Углубленное обсуждение концепции НЭПа можно найти в справочнике Refs. Это позволит ограничить наблюдения относительно слабыми источниками. Ограничения динамического диапазона были даже очевидны для приборов предыдущего поколения, таких как многополосный фотометр визуализации на борту spitzer и PACS на борту Herschel, с пределом насыщения в 70 мкм70 μm 57 и 220 Дж, соответственно. Таким образом, мы должны либо спроектировать детекторные массивы с более высоким динамическим диапазоном, либо заполнить фокальную плоскость детекторными массивами, каждый из которых подходит для части диапазона интенсивностей.
Интерференция: при разработке микрокалориметрических решеток для рентгеновских телескопов была отмечена восприимчивость охлажденных детекторных решеток к помехам от ионизирующего излучения в космосе.154-156 кроме того, эта восприимчивость была ясно продемонстрирована болометрами на планке. Неожиданно высокие темпы и масштабы распространения ионизирующих излучений явились серьезной помехой для этой миссии, требующей внесения поправок почти во все данные. Если бы это вмешательство было фактором ∼ 2∼2 хуже того, это вызвало бы значительную потерю научной отдачи от планка. Разрабатываются и демонстрируются методы уменьшения этой интерференции для рентгеновских микрокалориметров путем добавления слоя золота толщиной в несколько микрон на обратной стороне рамки детектора. Вполне вероятно, что подобный подход может также уменьшить помехи в решетках детекторов дальнего инфракрасного излучения высокого разрешения. Кроме того, в рамках программы SPACEKIDS проводится работа по уменьшению помех в решетках детекторов дальнего инфракрасного диапазона.
Продолжение следует.....
