A spectrograph system named FIMS(Far-ultraviolet IMaging Spectrograph) is designed to observe astrophysical objects and FUV space environment. In this paper, the specifications of the optical system are determined and the performance of the optical system is estimated through numerical calculations by ray-trace code. The far ultraviolet spectrograph is designed to have 900-1750Å (short wavelength band: 900-1150Å, long wavelength band: 1335-1750Å) spectral range and 2Å~spectral resolution. A collecting mirror of parabolic cylinder shape is put in front of the slit so that the system can provide spatial information in addition to spectral information, and a micro channel plate is located at the focal plane to convert UV photons to electrical signals. Tolerance study introduced in the present thesis provides acceptable error range in the manufacturing process for the instrument performance to be ensured. In addition to the geometrical performance, the possibility of detecting faint emission sources is studied by estimating the effective grasp and minimum detectable flux. Based on the study and the previous observations, we conclude that the spectrograph can detect emissions from high temperature diffuse plasmas with exposure longer than ~1000 seconds.
The main objective of FIMS is to observe astrophysical objects in the FUV spectral range, especially the composition, physical state, and evolution of interstellar matter without effects of atmospheric extinctions by making observations onboard a satellite in a polar orbit. In the present thesis, we review theories and previous observations of the interstellar matter and anticipate the possible achievements of FIMS. FIMS is different from many earlier missions of FUV observation in that FIMS can provide spectral and spatial information at the same time and thus is ideal for detecting the presence and morphology of hot plasmas distributed in the Galaxy. While insufficient data with low sensitivity still makes us uncertain about the evolution of the interstellar matter so far, we reach an encouraging conclusion that one-year survey can lead us to the flux level with which a correct model can be discriminated among the well-known interstellar models such as Supernova bubble model, Cloud evaporation model, and Galactic fountain model. FIMS is also expected to give spectral images of North Polar Spur, Cygnus Loop, Large and Small Magellanic Clouds, and study $H_2$ fluorescent lines among others during the mission.
By adjusting the slit height, airglow emissions around the Earth are also to be observed. We study the characteristics, origins, and intensities of emissions, and processes of excitations for various emission species in the day- and night-glow. FIMS is to be launched at Solar Maximum(solar cycle 23) so that the observations of airglow should be able to provide important information regarding the solar activities and the airglow or aurora which are believed to be strongly affected by the solar emissions in the X-ray and extreme ultraviolet range.
It should be valuable to learn from the previous observations in FUV spectral range before the realization and the operation of the FIMS, Thus, we analyze data of the Echelle and Berkeley EUV/FUV spectrometer which are at the focal plane of ORFEUS telescope onboard the space shuttle Columbia. Though these spectrometers observed stars and external galaxies instead of diffuse sources, interstellar features appear through absorption lines in the continuum spectra. In the present thesis, analyses are focused especially on the features of hydrogen molecule in the far ultraviolet spectral range where important spectral signatures exist. Hydrogen molecules in molecular clouds reside in the colder part(~100 K) of interstellar matter and play a major role in the energetics of the interstellar clouds. Column densities and the excitation temperature for each line of sight are derived from the absorption lines using the line fitting package. Since it is believed that distribution of the rotational states of hydrogen molecule has close relationship with the ultraviolet radiation field in which molecular clouds are embedded, the detailed morphology of a molecular cloud can be deduced from the Echelle spectrometer data and the previous extinction measurements. Also with the observations of Berkeley EUV/FUV spectrometer, it is found that the optically thick molecular clouds are generally distributed along the Galactic disk and the fractional abundance of hydrogen molecule is higher in the disk than in the halo. The hydrogen molecule density is in the range of $10-100 cm^{-3}$ when compared with the model of hydrogen formation in the interstellar matter. It is also seen from the high rotational levels that the radiation field around the molecular cloud determines the formation of hydrogen molecule in interstellar space.
본 논문에서는 천문학 관측과 우주 관측을 동시에 수행하는 목표를 가진 원자외선 분광기(FIMS: Far ultraviolet IMaging Spectrograph)를 설계하고, 그 성능을 컴퓨터 모사(simulation)를 통해 평가하였다. 이 원자외선 분광기는 900-1750Å(짧은 파장 영역: 900-1150Å, 긴 파장 영역: 1335-1750Å)의 분광 영역에서 2Å의 분해능을 갖도록 설계 하였으며, 파면 수차 이론을 도입하여 이를 검증하였다. 분광 분해능을 갖는 동시에 영상 정보를 얻기 위하여 슬릿 앞에 parabolic cylinder 형태의 mirror를 두었으며, 초점 평면 상에는 MCP를 위치시켜 전기 신호를 읽을 수 있도록 하였다. 또, 제작 단계에서 생길 수 있는 오차의 원인을 분리하여 오차의 허용범위를 제시하는 tolerance의 과정을 소개하고, 실제로 FIMS에 적용하였다. 분광기의 기하학적인 성능 이외에, 광량과 신호 검출 가능성을 기술하는 방법을 소개하였으며, 이를 위해 Effective Grasp와 MDF를 구하는 과정을 자세히 기술하고 FIMS에 있어서 이들 특성 값을 구하였다. 이를 바탕으로 하여 이전에 행해졌던 관측을 바탕으로 판단하였을 때, 대략 1000초 이상의 관측으로 고온의 diffuse source에서의 방출을 측정할 수 있다는 결론을 얻었다.
이러한 분광기의 제작 목적은 인공위성에 실려져, 대기 소광의 효과를 받지 않는 상태에서 우주를 관측하는 것이며, 그 중에서도 특히 성간 물질의 구성과 진화 과정을 알아 보는데 있다. 이를 위하여 성간 물질에 대한 연구의 역사를 알아 보았으며, FIMS의 관측을 통해 기여할 수 있는 학문적 성과를 조사하였다. FIMS는 이전의 자외선 영역의 수 많은 Mission들과, 분광과 영상을 동시에 얻을 수 있다는 점에서 차별화 되며, 이러한 장점으로 인하여 은하에 고르게 퍼져 있는 고온의 플라즈마의 방출을 관측하고 그 분포를 추정하는데 기여할 수 있다는 결론을 얻었다. 고온의 플라즈마 분포는 성간 물질의 형성과 진화, 더 나아가서는 은하의 진화 과정과도 밀접한 관계가 있다. 현재까지는 관측 자료의 부족으로 인하여 정확한 모형이 세워지지는 않고 있으며, 그 중 가장 많이 언급되고 있는 Supernova Bubble 모형, Cloud Evaporation 모형, 그리고 Galactic Fountain 모형 등이 있는데, FIMS로 약 1년에 걸친 survey에 의해 이들 모형의 옳고 그름을 판별할 수 있다는 고무적인 결론을 얻었다. 그 밖의 천문학적 관측 대상들에 대해 조사 하였으며, North Polar Spur, Cygnus Loop, LMC, 그리고 SMC 등 다양한 천체에서 분광 영상을 얻을 수 있을 것으로 기대되며, 수소 분자운에서의 $H_2$ fluorescent 도 관측이 가능할 것으로 생각된다.
FIMS는 슬릿의 크기를 조절하는 방법에 의해서, 수~수 백 Rayleigh에 이르는 세기로 방출되는 지구 주변의 대기광을 관측하게 된다. 본 논문에서는 이들을 낮대기광과 밤대기광으로 나누어 각각의 발광 특성을 조사하였으며, 지금까지 알려진 이들의 발광 및 여기 원인, 각 방출선의 세기를 조사하였으며, 주요 대기광 방출선을 입자의 종류에 따라 구분하여 현재까지의 연구 결과를 소개하였다. 태양 활동 극대기에 발사되는 과학위성 1호에 탑재되는 FIMS는 대기광 방출을 관측함으로써 태양활동과, 이에 따라 반응하는 다양한 대기광 방출에 대한 수많은 정보를 제공하게 된다.
분광기가 제작되어 관측을 수행하기 전 이전에 행해졌던 자외선 영역의 관측 자료를 접하는 것이 중요하다고 생각되어 본 논문에서는 우주 왕복선 Columbia호에 실린 ORFEUS 천체 망원경의 초점 평면에 위치한 2개의 분광기, 즉 Echelle 분광기와 Berkeley EUV/FUV 분광기의 자료를 분석하였다. 이들 분광기는 FIMS와 같이 diffuse source를 관측하는 것이 아니라, 항성이나 외부은하 등을 관측하는 목표를 가지며, 이러한 관측에서는 성간 물질에서의 방출선이 관측되는 대신 background 별의 연속 스펙트럼 상에 이들 성간 물질에 의한 흡수선이 관측된다. 특히, 자외선 영역에서 두드러지게 나타나는 수소 분자 흡수선에 초점을 맞추어 분석을 하였다. 수소 분자는 성간 물질의 차가운 부분(~100 K)에서 나타나며, 비록 공간적인 분포는 큰 비중을 차지하지 않지만, 분자운의 주된 구성 성분이며 성간 물질의 가열과 냉각과정을 결정하는 중요한 입자이다. 본 논문에서는 흡수선에 관련된 수소 분자의 분광학적 특성을 자세히 살펴 보았으며, 이를 바탕으로 수소 분자의 기둥 밀도, 여기 온도 등을 유도하였다. 특히, 회전 준위에 따른 분포는 수소 분자운 주변의 자외선 복사 환경과 밀접한 관계가 있음을 알 수 있었으며, Echelle 분광기의 자료를 이용한 분석에서는 분자운의 형태까지도 자세히 유추해 낼 수 있었다. Berkeley EUV/FUV 자료의 분석에 의해 수소 분자운들이 은하 원반상에 주로 분포하고 있으며, 구성비(fractional abundance)가 전반적으로 헤일로에 존재하는 분자운에 비해 크게 나타남을 알았다. 또, 모형과의 비교를 통하여 수소 분자의 밀도가 대략 $10-100 cm^{-3}$로 주어짐을 알 수 있었다. 또, 높은 회전 준위의 수소 분자 흡수선을 관측하였으며, 주변의 자외선 세기에 의해 수소 분자운의 형성이 결정될 수 있다는 사실을 알게 되었다. 앞으로 CO 분자선 관측을 통하여 이들 분자운의 좀 더 구체적인 화학적 구성과 진화를 연구할 계획이다.
