![[PukiWiki]](image/motoharalogo.png "[PukiWiki]")
***[[1906.05891 : Schmidt+ "Three Dimensional Optimal Spectral Extraction (TDOSE) from Integral Field Spectroscopy">https://arxiv.org/abs/1906.05891]] [#m844abe8] -Ver 3.0 : [[https://github.com/kasperschmidt/TDOSE>https://github.com/kasperschmidt/TDOSE]] -"Three Dimensional Optimal Spectral Extraction from IFS data cube" --Python tool --どんな3次元データキューブでも使える --morphological reference image modelを使ってスペクトルを切り出せる ---いまいちどういうことかわからず ---de-blendingして1次元スペクトルを切り出せる -150 [OII] emitter from MUSE-wide survey --[OII]輝線強度はmulti-componentmodelで fluxは~5%増加 --aperture-extraction に比べてflux で9%, S/Nで14%増加 ***[[1802.06914 : Boone+ "A Binary Offset Effect in CCD Readout and Its Impact on Astronomical Data">https://arxiv.org/abs/1802.06914]] [#m6f286fc] ***[[1709.06141 : France+ "The LUVOIR Ultraviolet Multi-Object Spectrograph (LUMOS): Instrument Definition and Design">https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1709/1709.06141.pdf]] [#e67148d3] -UVサイエンス --exoplanet hot star characterization --outer solar system satelliteのwater plume -multiple resolution at --low : R=8000-18000 --medium : R=30000-65000 --FUV=100-200nm, NUV=200-400un --very low res mode : R=500 for faint objects -Imaging spectroscopy(ようするにMSA-MOS分光器) --3x1.6 arcmin^2 --holographically ruled diffraction grating --Microshutter array ---480x840 array x 6 --0.136 x 0.068 arcsec shutter (unvignetted area 0.018" x 0.054") --advanced optical coating => high-throughput ---Enhanced LiF coating : Al+LiF deposition --->85% reflectivity @ 100-103nm --FUV detector ---Microchannel plate (MCP) : NG large format photon-coupling detectors ---2x2 array of 200mmx200mm plate --NUV MOS Mode detector ---delta-doped CMOS detector ---6.5um pixel, 8k x 8k format ---3x7個使用 -FUV imaging channel --100-200nm --13 mas resolution --2x2 arcmin^2 FOV --narrow, medium-band filters ***[[1709.05834 : Hocking+ "An automatic taxonomy of galaxy morphology using unsupervised machine learning">https://arxiv.org/pdf/1709.05834.pdf]] [#i03b1b8a] -銀河分類を行う機械学習手法(superviseなし) --pre-selection, prefilteringなしで行っているのが新しい -HST-FFのデータ --A2744フィールドでトレーニング --MACS0416.1フィールドで分類を行った ---early / lateの分類を自動で行った --HST-CANDELSでさらに行った。 ---60000天体 ---Galaxy-zoo:CANDELSと比較 ---よくあった。 --これまでにないものの発見ができるのが特徴の一つ ---重力レンズも発見 ---Euclid, LSSTに重要 ***[[1708.01091 : Schirmer+ "Multi-conjugated adaptive optics imaging of distant galaxies -- A comparison of Gemini/GSAOI and VLT/HAWK-I data">https://arxiv.org/pdf/1708.01091.pdf]] [#g4d098f4] -MCAO system --GeMS/GSAOI@Gemini-Sが唯一 --Ks-bandでの遠方銀河検出時のS/Nと検出限界の評価 --HFF MACS-J0416.1-2403のデータ --VLT-HAWK-I dataと比較 -Galaxy number count --thermal background は上昇 / throughputは減少によるロスはAOによるゲインで取り戻せている(smaller aperture) --S/Nのゲインは ---40% (銀河のサイズがseeingの半分の銀河について) ---より小さい銀河だと最大2.5倍 -冷却MCAOが将来的には重要になる。とくにELTで。 ***[[1707.07779 : Saxena+ "Commissioning and performance results of the WFIRST/PISCES integral field spectrograph">https://arxiv.org/pdf/1707.07779.pdf]] [#a7400988] -WFIRST/PISCES --high-contrast IFSのプロトタイプ --R, I, Z (660-890nm) --76 x 76 lenslet array --R=70 -High Contrast Imaging Testbedとしてcommissioningした結果 --flight-like data reduction/analysisの手法 --high contrastが達成できた ***[[1707.03445 : Gatkine+ "Arrayed Waveguide Grating Spectrometers for Astronomical Applications: New Results">https://arxiv.org/pdf/1707.03445.pdf]] [#hf93f198] -photonic deviceで近赤外線分光 -AWG (arrayed waveguide grating) --peak throughput ~0.23 --R~1300 --H-band (1450-1650nm) --TE polarization --Silica on Si + Si3N4 thin layer waveguide core --FSR=10nm @ 1.6um --17db(2%) crosstalk -AWG#1 構成 --シングルモードwave guideにファイバーで入力 --waveguide(2x0.1mm) x 34個が光路差を作る --16mm x 7mm footprint -高温アニリングで1.5um付近の透過率が向上 ***[[1706.05063 : Bisigello+ "Recovering the properties of high redshift galaxies with different JWST broad-band filters">https://arxiv.org/pdf/1706.05063.pdf]] [#zf1ade38] -JWST filters : MIRI. NIRCAM --0.6-7.7um : NICAM 8 bands -galaxy SED fitting simulation --1542 gals --z=7-10 --0.1Gyrで年齢が決まる --E(B-V)は0.06magで決まる --z=M*, sSFRは0.2-0.3dexでしか決まらない --NIRCamしか使わないと ---z=7-9ではM*, sSFRは0.2-0.3dexでしか決まらない ---z=10では4000A breakをNIRCamで拾えなくなる。M*/sSFRのoutlierが20%/90%以上増加する ---強いnebular emissionがあると、さらに困難になる。 ***[[1706.03067 : Brandt+ "Data Reduction Pipeline for the CHARIS Integral-Field Spectrograph">https://arxiv.org/pdf/1706.03067.pdf]] [#p55e2440] -CHARISのIFU data reduction pipeline -前半はH2RGの性能評価 --ramp-sampleのやり方 -[[http://princetonuniversity.github.io/charis-dep/>http://princetonuniversity.github.io/charis-dep/]] ***[[1705.09035 : Ellis+ "Photonic ring resonator filters for astronomical OH suppression">https://arxiv.org/pdf/1705.09035.pdf]] [#i1b22f67] -Ring Resonatorで導波管をとおる特定の波長の光をフィルタ/選択する --NotchフィルタとしてOH夜光が除去できる ---mλ=n_eLのものが除去される：n_e=実行屈折率、L=リングの円周 --波長コムとしてつかえるかも？ --FSRを十分にとるには、リング半径は<10umが必要 --高い屈折率のコントラストを持つSiやSi3N4 -OH夜行除去フィルタ --各輝線ごとにリングが必要 --望遠鏡からの光をphotonic lanternで複数のシングルモードファイバーに入れる=>それをring resonatorに入れる=>夜光除去されたらサイドphotonic lanternで一つのマルチモードファイバにまとめ、分光器に入れる --感度工場シミュレーション ---notch width=200pm, notch=40dbで100本以上の夜光を除去できれば、S/Nが4.5倍(J)/10倍(H)になる ---notch width=100pm, notch=10dbで100本以上の夜光を除去できれば、S/Nが2.5倍(J)/2.5倍(H)になる ---J-bandではnotch widthを100-200pmで動かしても感度向上変わらない。H-bandだとnotchが大きいときに非常に効く(2倍以上) --試作品 ---self coupling coeff. : >0.9,高い ---Q=4000, notch~10db => これらはさらなる改善が必要
