b"\n_START_ARTICLE_\nSpettroscopia a campo integrale\n_START_PARAGRAPH_\nLa spettroscopia a campo integrale (IFS, Integral Field Spectroscopy) \xc3\xa8 una tecnica spettroscopica che consente di scomporre un'immagine astronomica nelle sue dimensioni spaziali (ascensione retta e declinazione) e la sua dimensione spettrale (la lunghezza d'onda) segmentandola e successivamente disperdendo tali sezioni (usualmente a porzioni rettangolari) con uno spettrografo al fine di ottenere dettagliate informazioni spettroscopiche dell'oggetto astronomico osservato._NEWLINE_La luce ottenuta da oggetti spaziali discreti del campo visivo viene dispersa mediante rifrazione e viene acquisita un'immagine della sorgente ad ogni lunghezza d'onda e (equivalentemente) viene catturato un spettro per ogni punto nello spazio._NEWLINE_Questa tecnica fornisce un notevole insieme di dati che permette di studiare le caratteristiche di un'ampia variet\xc3\xa0 di fonti astronomiche incluse galassie, nebulose e campi stellari affollati consentendo di produrre efficienti mappe spaziali di grandezze spettroscopiche quali la cinematica stellare, il movimento dei gas galattici o le distanze relative tra le galassie presenti nel medesimo campo visivo. Le IFU sono ampiamente utilizzate nel telerilevamento terrestre e, pi\xc3\xb9 specificamente, per le previsioni meteorologiche e nel monitoraggio dei disastri naturali e dei cambiamenti climatici._NEWLINE_Inoltre, le unit\xc3\xa0 a campo integrale IFU (l'hardware che segmenta il piano focale prima di inviarlo allo spettrografo) sopperiscono ad alcuni limiti della spettroscopia semplice e riducono la necessit\xc3\xa0 di complicate procedure di acquisizione dell'oggetto celeste e forniscono una stima migliore delle strutture estese, in primo piano e sullo sfondo che circondano l'oggetto di interesse astrofisico (ad esempio una galassia sullo sfondo di un oggetto interessato dallo studio)._NEWLINE_La IFS sopperisce ad alcuni svantaggi tipici della spettroscopia tradizionale a fenditura lunga. Questi includono l'uso inadeguato della luce incidente quando l'oggetto \xc3\xa8 esteso, intrinsecamente o a causa della scarsa visibilit\xc3\xa0 e quindi di un basso contrasto, e risente di perdite di fenditura dipendenti dalla lunghezza d'onda dovute alla rifrazione atmosferica differenziale (DAR). In questi casi, si rende indispensabile la capacit\xc3\xa0 di campionare uno spettro da entrambi gli estremi spaziali di un oggetto esteso. Questo non pu\xc3\xb2 essere fatto con una lunga fenditura (eccetto ruotando il telescopio e registrando esposizioni separate per ogni posizione e facendo avanzare la fenditura attraverso il bersaglio, assolutamente inefficiente in termini di tempo); da qui la necessit\xc3\xa0 della IFS._NEWLINE_Fondamentalmente gli strumenti IFS sono ottimizzati per l'uso nel rosso ottico e nel vicino infrarosso, a causa di una serie di fattori e limiti tecnici. In primo luogo, \xc3\xa8 attualmente difficile produrre una fibra ottica (utilizzata nella progettazione delle IFS) che trasmette la luce blu, a pi\xc3\xb9 alta frequenza, in modo efficiente; in secondo luogo, perch\xc3\xa9 la tecnica di taglio delle immagini utilizza solo specchi che sono intrinsecamente acromatici e possono essere facilmente raffreddati, adatti quindi all'infrarosso. Inoltre, l'attuale tecnologia di ottica attiva \xc3\xa8 pi\xc3\xb9 efficiente a lunghezze d'onda pi\xc3\xb9 lunghe, uno dei motivi per cui i grandi telescopi ottici moderni vengono ottimizzati prevalentemente per lunghezze d'onda prossime all'infrarosso.\n_START_SECTION_\nPrincipio di funzionamento\n_START_PARAGRAPH_\nIn una unit\xc3\xa0 IFU, l'immagine sorgente viene segmentata da un circuito ottico dedicato; tali segmenti vengono allineati sul reticolo o prisma di uno spettrografo e successivamente campionati singolarmente sino a comporre una matrice di dati nella quale sono rappresentate le dimensioni spaziali e la dimensione spettrale dell'oggetto astronomico osservato. Queste matrici o cubi di dati 3D (Datacube) possono essere utilizzati per studiare sorgenti la cui composizione e la densit\xc3\xa0 chimica \xc3\xa8 sensibilmente variabile nello spazio, come la cinematica dei gas, la cinematica stellare, regioni H II, evoluzioni galattiche ad alto redshift, composizione chimica, aree ionizzate e pi\xc3\xb9 in generale, oggetti lontani.\n_START_SECTION_\nTipologie di unit\xc3\xa0 a campo integrale\n_START_PARAGRAPH_\nUno spettrografo a campo integrale \xc3\xa8 costituito da due componenti: uno spettrografo e una unit\xc3\xa0 di campo integrale (IFU), preposta a campionare l'immagine entrante in una sequenza di blocchi consecutivi di dati che definiscono le coordinate spaziali dei singoli punti. I blocchi di dati sono successivamente elaborati dall'unit\xc3\xa0 spettrografica. Le IFU si distinguono in base al metodo di campionamento:\n_START_SECTION_\nIFU a matrice di microlenti (Lenset Array)\n_START_PARAGRAPH_\nLe IFU basate su tecnica a matrice di microlenti (Lenslet Array) sezionano l'immagine astronomica ed utilizzano delle microlenti per ingrandire ulteriormente ogni singolo punto. Il segnale uscente da ciascuna lente viene in seguito diffratto e campionato da un rilevatore. I sistemi a matrice di lenti hanno il vantaggio di avere un elevato fattore di riempimento ma sono in grado di campionare un breve intervallo di lunghezza d'onda, per evitare sovrapposizioni di spettri provenienti da regioni spaziali contigue. Tra gli strumenti che usano la tecnologia di Array Lenset vi \xc3\xa8 lo strumento TIGER del telescopio CFH, primo strumento ad usare tale tecnologia, e il SAURON dell'Isaac Newton Telescope.\n_START_SECTION_\nIFU in fibra (con o senza microlenti)\n_START_PARAGRAPH_\nLe unit\xc3\xa0 a campo integrale a fibre utilizzano fasci di fibre ottiche per trasferire i dati dell'immagine da campionare dal piano focale del telescopio allo spettrografo. Il principale vantaggio di questa tecnica \xc3\xa8 che lo spettrografo pu\xc3\xb2 essere disaccoppiato dal telescopio, per cui vi sono minori vincoli legati alla progettazione, al peso ed alla rigidit\xc3\xa0 del sistema, La tecnica a fibre \xc3\xa8 particolarmente indicata per effettuare misure di alta precisione delle velocit\xc3\xa0 radiali (ricerca esoplanetaria). Le IFU in fibra possono anche contenere da centinaia a migliaia di singole linee. Uno svantaggio rispetto alle altre tecniche consiste in un fattore di riempimento minore a causa del numero finito e limitato delle fibre e della perdita di informazioni dovute alla forma circolare del cavo in fibra. Inoltre le propriet\xc3\xa0 trasmissive delle fibra ottica limitano l'intervallo di lunghezze d'onda che \xc3\xa8 possibile campionare. Tra gli strumenti ed indagini che che utilizzano le IFU a fibra vi sono il MaNGA per la Sloan Digital Sky Survey IV, VIMOS installato sul VLT, INTEGRAL sul telescopio Herschel e HARPS installato sul telescopio da 3.6 metri dell'ESO.\n_START_SECTION_\nIFU Image Slicer\n_START_PARAGRAPH_\nLa tecnica utilizzata in queste IFU, pi\xc3\xb9 recente rispetto alle altre, \xc3\xa8 ottimale in ambienti spaziali e criogenici e utilizza un sistema di specchi acromatici rettangolari per suddividere (slicer) l'immagine in tanti segmenti (slice) contigui riducendo al minimo la dispersione ottica. La tecnica di image slicer \xc3\xa8 attualmente limitata a frequenze prossime all'infrarosso. Tra gli strumenti che utilizzano le IFU di tipo Image slicer vi sono il NIFS del telescopio Gemini Nord, il SINFONI presso il VLT, il MIRI ed il NIRSpec installati sul telescopio James Webb. Le unit\xc3\xa0 di tipo Image Slicer non possono essere implementate su sistemi a lungo percorso e devono essere collocate adiacenti agli elementi disperdenti dello spettrografo\n_START_SECTION_\nDatacube e spettroscopia 3D\n_START_PARAGRAPH_\nLa spettroscopia 3D studia spettroscopicamente oggetti celesti osservati su un campo visivo bidimensionale. Le osservazioni producono una matrice di dati (Datacube) in tre dimensioni: due assi spaziali (X, Y o AR e Dec) ed uno spettrale (?)._NEWLINE__NEWLINE_La spettroscopia a campo integrale \xc3\xa8 un tipo di spettroscopia 3D in cui tutti i dati sono ottenuti simultaneamente senza necessit\xc3\xa0 di ulteriori osservazioni, diversamente da altri metodi, come l'interferometria Fabry-Perot (FPI) o la spettroscopia in trasformata di Fourier (IFTS) che utilizzano il dominio del tempo per ricavare la lunghezza d'onda (corrispondente al colore). Questo li rende potenzialmente sensibili alle variazioni intrinseche dello strumento osservativo (come variazioni di temperatura o instabilit\xc3\xa0 meccaniche) o alle variazioni meteorologiche, ma nel contempo consentono di coprire un ampio campo visivo con un solo puntamento. Al contrario, la spettroscopia a campo integrale (IFS) codifica tutte le informazioni spettrali e spaziali nella singola unit\xc3\xa0 di tempo, convertendo la lunghezza d'onda del segnale (l'intensit\xc3\xa0 del colore osservato di ogni singolo punto) in una dimensione spaziale._NEWLINE__NEWLINE_Mediante la IFS, il segnale di ogni cella o pixel del campo visivo viene inviato ad uno spettrografo, che quindi _NEWLINE_genera uno spettro per ogni singolo pixel. Gli spettri risultanti sono disposti in un datacube (matrice di dati) software (vedi fig. a sx) che contiene l'immagine campionata a 2D pi\xc3\xb9 la terza dimensione ricavata dallo spettrografo, che scompone la luce nei suoi diversi colori o lunghezze d'onda (vedi fig. a dx)._NEWLINE_Il primo utilizzo di una IFU fu effettuato nel 1987 con lo strumento TIGER installato sul telescopio Canada-Francia-Hawaii (CFHT) di 3,6 metri sul monte Mauna Kea, Hawaii."