เครื่องสเปกโทรแกรมแบบสนามรวม (Integral Field Spectrographs หรือ IFS)ผสานความสามารถด้านสเปกโทรแกรมและการถ่ายภาพในย่านความยาวคลื่นแสงหรืออินฟราเรด (0.32 μm – 24 μm) เพื่อให้ได้สเปกตรัม ที่แยกตามตำแหน่ง ในบริเวณสองมิติจากการถ่ายภาพเพียงครั้งเดียว ชื่อนี้มีที่มาจากข้อเท็จจริงที่ว่าการวัดได้มาจากการรวมแสงในหลายบริเวณย่อยของสนามเทคนิคนี้ได้รับการพัฒนาขึ้นครั้งแรกเพื่อศึกษาวัตถุทางดาราศาสตร์ แต่ปัจจุบันยังถูกนำไปใช้ในสาขาอื่นๆ อีกมากมาย เช่น วิทยาศาสตร์ชีวการแพทย์และการสำรวจระยะไกล ของโลก สเปกโทรแกรมแบบสนามรวมเป็นส่วนหนึ่งของ เทคนิค การถ่ายภาพไฮเปอร์สเปกตรัมแบบภาพ รวม ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของการถ่ายภาพไฮเปอร์สเปกตรัม อีกที หนึ่ง

ยกเว้นดาวฤกษ์แต่ละดวงแล้ววัตถุทางดาราศาสตร์ ส่วนใหญ่ สามารถมองเห็นได้ อย่างละเอียด ด้วยกล้องโทรทรรศน์ ขนาดใหญ่ สำหรับการศึกษาทางสเปกโทรสโกปี วิธีที่ดีที่สุดคือการได้สเปกตรัมสำหรับแต่ละพิกเซลในขอบเขตการมองเห็น ของเครื่องมือ เพื่อให้ได้ข้อมูลครบถ้วนเกี่ยวกับเป้าหมายแต่ละอย่าง โดยทั่วไปแล้วเรียกสิ่งนี้ว่าดาต้าคิวบ์เนื่องจากมีมิติเชิงพื้นที่สองมิติและมิติเชิงสเปกตรัมหนึ่งมิติ เนื่องจากทั้ง อุปกรณ์ รับภาพแบบ CCD ( Charge-coupled devices ) และ อาร์เรย์ ตรวจจับอินฟราเรด ( staring arrays ) ที่ใช้สำหรับเครื่องมือทางดาราศาสตร์นั้นมีเพียงสองมิติเท่านั้น การพัฒนาระบบสเปกโทรแกรมที่สามารถสร้างดาต้าคิวบ์สามมิติจากเอาต์พุตของตัวตรวจจับสองมิติจึงไม่ใช่เรื่องง่าย เครื่องมือดังกล่าวโดยทั่วไปเรียกว่า สเปกโทรกราฟสามมิติในสาขาดาราศาสตร์ และเครื่องถ่ายภาพไฮเปอร์สเปกตรัมในสาขาที่ไม่ใช่ดาราศาสตร์

เครื่องถ่ายภาพไฮเปอร์สเปกตรัมสามารถจำแนกได้กว้างๆ เป็นสองกลุ่ม คือ แบบสแกนและแบบไม่สแกน กลุ่มแรกประกอบด้วยเครื่องมือที่สร้างดาต้าคิวบ์โดยการรวมการเปิดรับแสงหลายครั้ง สแกนตามแกนอวกาศ แกนความยาวคลื่น หรือแนวทแยงผ่านแกนนั้น ตัวอย่างเช่นระบบสแกนแบบ push broom สเปกโตรมิเตอร์ แบบสแกนFabry-Perotและแบบ Fourier transformกลุ่มที่สองประกอบด้วยเทคนิคที่ได้มาซึ่งดาต้าคิวบ์ทั้งหมดในช็อตเดียวสเปกโตรมิเตอร์แบบถ่ายภาพสแนปช็อตเทคนิค Integral field spectrography (IFS) เป็นเทคนิคการถ่ายภาพไฮเปอร์สเปกตรัมแบบสแนปช็อตแรกที่ได้รับการพัฒนา ตั้งแต่นั้นมา เทคนิคการถ่ายภาพไฮเปอร์สเปกตรัมแบบสแนปช็อตอื่นๆ เช่นการสร้างภาพแบบโทโมกราฟิก^{[ 1 ]}หรือการตรวจจับแบบบีบอัดโดยใช้รูรับแสงแบบเข้ารหัส^{[ 2 ]}ก็ได้รับการพัฒนาขึ้น^{[ 3 ]}

ข้อดีสำคัญอย่างหนึ่งของวิธีการถ่ายภาพแบบสแนปช็อตสำหรับการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินคือ มันให้ชุดข้อมูลที่สม่ำเสมอโดยอัตโนมัติ แม้ว่าจะมีความแปรปรวนที่หลีกเลี่ยงไม่ได้ของการส่งผ่านของชั้นบรรยากาศโลกการปล่อยสเปกตรัม และการเบลอของภาพระหว่างการถ่ายภาพ ซึ่งไม่เป็นเช่นนั้นสำหรับระบบสแกนซึ่งสร้างชุดข้อมูลโดยการถ่ายภาพต่อเนื่องหลายครั้ง ระบบ IFS ไม่ว่าจะเป็นภาคพื้นดินหรืออวกาศ ก็มีข้อได้เปรียบอย่างมากในการตรวจจับวัตถุที่จางกว่ามากในการถ่ายภาพครั้งเดียวเมื่อเทียบกับระบบสแกน แม้ว่าจะแลกมาด้วยพื้นที่การสังเกตการณ์ท้องฟ้าที่เล็กกว่ามากก็ตาม

หลังจากเริ่มต้นอย่างช้าๆ ตั้งแต่ปลายทศวรรษ 1980 เป็นต้นมา สเปกโทรสโกปีสนามรวมได้กลายเป็นเครื่องมือหลักทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ในย่านแสงที่มองเห็นได้ไปจนถึงอินฟราเรดช่วงกลาง ซึ่งครอบคลุมแหล่งกำเนิดแสงทางดาราศาสตร์หลากหลายประเภท กล่าวคือ วัตถุขนาดเล็กทุกชนิด ตั้งแต่ดาวเคราะห์น้อยในระบบสุริยะ ไป จนถึง กาแล็กซีที่อยู่ห่างไกลออกไปมาก

สเปกโตรกราฟสนามอินทิกรัลใช้สิ่งที่เรียกว่าหน่วยสนามอินทิกรัล (IFU) เพื่อปรับรูปแบบแสงขาเข้าจากสนามการมองเห็นขนาดเล็ก ซึ่งโดยทั่วไปจะเป็นรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้าหรือหกเหลี่ยม ให้เป็นรูปร่างที่เหมาะสมยิ่งขึ้น จากนั้นภาพที่ปรับรูปแบบใหม่นี้สามารถกระจายสเปกตรัมไปยังตัวตรวจจับโดยใช้ตะแกรงเลี้ยวเบนโดยที่สเปกตรัมของแต่ละองค์ประกอบเชิงพื้นที่จะไม่ทับซ้อนกัน ปัจจุบันมี IFU สามแบบที่แตกต่างกัน โดยใช้อาร์เรย์เลนส์ อาร์เรย์ ไฟเบอร์หรืออาร์เรย์กระจก ตามลำดับ ^{[ 3 ]}

ภาพท้องฟ้าที่ขยายใหญ่ขึ้นจะป้อนเข้าสู่อาร์เรย์เลนส์ขนาดเล็ก ซึ่งโดยทั่วไปจะมีเลนส์ที่เหมือนกันหลายพันชิ้น แต่ละชิ้นมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1 มม. เอาต์พุตของอาร์เรย์เลนส์ขนาดเล็กจะเป็นตารางปกติของภาพสะท้อนของกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กจำนวนมาก ซึ่งทำหน้าที่เป็นอินพุตสำหรับสเปกโตรกราฟแบบหลายช่อง^{[ 4 ]}ที่ส่งมอบข้อมูลลูกบาศก์ วิธีการนี้ได้รับการสนับสนุน^{[ 5 ]} ในช่วงต้นทศวรรษ 1980 โดยมีการ สังเกตการณ์ IFS ครั้งแรก^{[ 6 ] [ 7 ]}ในปี 1987 ด้วย TIGER แบบออปติคอลที่ใช้เลนส์ขนาดเล็ก^{[ 9 ]}

ข้อดีคือการเติมเต็มพื้นที่บนท้องฟ้าได้ 100% เมื่อใช้เลนส์รูปสี่เหลี่ยมจัตุรัสหรือหกเหลี่ยม อัตราการส่งผ่านสูง การวัดแสงที่แม่นยำ และ IFU ที่สร้างได้ง่าย ข้อเสียที่สำคัญคือการใช้พิกเซลตรวจจับที่มีค่าอย่างไม่เหมาะสม (สูญเสียอย่างน้อย 50%) เพื่อหลีกเลี่ยงการปนเปื้อนระหว่างสเปกตรัมที่อยู่ติดกัน ในปี 2552 ได้มีการเสนออาร์เรย์เลนส์ BIGRE ^{[ 10 ]}เพื่อแก้ไขปัญหาการสุ่มตัวอย่างเชิงพื้นที่และสเปกตรัมที่สูงกว่าอัตรา Nyquist ในฉากที่มีข้อจำกัดการเลี้ยวเบนตามที่จำเป็นสำหรับ การถ่ายภาพสเปกโต รสโคปี ความคมชัดสูงแนวคิดทางแสงนี้ช่วยปรับปรุงการใช้พิกเซลตรวจจับได้อย่างกว้างขวางด้วยฟังก์ชันการกระจายเส้นสเปกโตรกราฟที่เกิดขึ้น ทำให้ลดผลกระทบของการรบกวนระหว่างสเปกตรัมให้น้อยที่สุด

เครื่องมือต่างๆ เช่น Spectrographic Areal Unit for Research on Optical Nebulae (SAURON) ^{[ 11 ]}บนกล้องโทรทรรศน์ William HerschelและSpectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research (SPHERE) IFS ^{[ 12 ]}บนกล้องโทรทรรศน์ Very Large Telescope (VLT) ของEuropean Southern Observatory (ESO) ใช้เทคนิคนี้ในเวอร์ชัน TIGER และ BIGRE ตามลำดับ

ภาพท้องฟ้าที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์จะตกกระทบกับตัวแยกภาพแบบไฟเบอร์ โดยทั่วไปแล้วตัวแยกภาพนี้ทำจากไฟเบอร์หลายพันเส้น แต่ละเส้นมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 0.1 มม. โดยฟิลด์อินพุตรูปสี่เหลี่ยมจัตุรัสหรือวงกลมจะถูกปรับรูปแบบใหม่ให้เป็นเอาต์พุตรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้าแคบๆ (คล้ายช่องแคบยาว) จากนั้นเอาต์พุตของตัวแยกภาพจะเชื่อมต่อกับสเปกโตรกราฟแบบช่องแคบยาว แบบคลาสสิก ที่ส่งข้อมูลแบบคิวบ์ เครื่องสาธิตท้องฟ้าประสบความสำเร็จในการสังเกตการณ์ IFS แบบไฟเบอร์ครั้งแรก^{[ 13 ]} ในปี 1990 ตามมาด้วย เครื่องมือทางแสง SILFID ^{[ 14 ]} ที่สมบูรณ์แบบในอีกประมาณ 5 ปีต่อมา การเชื่อมต่อไฟเบอร์วงกลมเข้ากับอาร์เรย์เลนส์รูปสี่เหลี่ยมจัตุรัสหรือหกเหลี่ยมทำให้การฉีดแสงเข้าไปในไฟเบอร์ดีขึ้นและมีปัจจัยการเติมเต็มแสงท้องฟ้าเกือบ 100%

ข้อดีคือ การครอบคลุมพื้นที่บนท้องฟ้าได้ 100% การใช้พิกเซลของตัวตรวจจับอย่างมีประสิทธิภาพ และตัวแบ่งภาพแบบไฟเบอร์ที่หาซื้อได้ทั่วไป ข้อเสียคือ การสูญเสียแสงในไฟเบอร์ค่อนข้างมาก (~ 25%) ความแม่นยำในการวัดแสงค่อนข้างต่ำ และไม่สามารถทำงานใน สภาพแวดล้อม ที่ อุณหภูมิต่ำมาก ได้ ข้อจำกัดหลังนี้ทำให้ช่วงความยาวคลื่นครอบคลุมได้น้อยกว่า 1.6 ไมโครเมตร

เทคนิคนี้ถูกใช้โดยเครื่องมือในกล้องโทรทรรศน์หลายตัว (เช่น INTEGRAL ^{[ 15 ]}ที่กล้องโทรทรรศน์ William Herschel ) และโดยเฉพาะอย่างยิ่งในการสำรวจกาแล็กซีขนาดใหญ่ที่กำลังดำเนินการอยู่ในปัจจุบัน เช่นCalar Alto Legacy Integral Field Area Survey (CALIFA) ^{[ 16 ]}ที่หอดูดาว Calar Alto , Sydney-AAO Multi-object Integral-field spectrograph (SAMI) ^{[ 17 ]}ที่หอดูดาว Australian Astronomical Observatoryและ Mapping Nearby Galaxies at APO (MaNGA) ^{[ 18 ]}ซึ่งเป็นหนึ่งในการสำรวจที่ประกอบขึ้นเป็นขั้นตอนต่อไปของSloan Digital Sky Survey

ภาพท้องฟ้าที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์จะตกกระทบกับ "ตัวแบ่งภาพ" ที่ทำจากกระจก ซึ่งโดยทั่วไปประกอบด้วยกระจกสี่เหลี่ยมผืนผ้าประมาณ 30 บาน กว้าง 0.1 ถึง 0.2 มิลลิเมตร ตัวแบ่งภาพนี้จะปรับเปลี่ยนรูปแบบของภาพที่ป้อนเข้ามาให้เป็น "ส่วน" บางๆ ที่อยู่ติดกันคล้ายกับช่องแคบในสเปกโทรกราฟแบบหลายวัตถุทั่วไป จากนั้นผลลัพธ์นี้จะถูกส่งไปยังสเปกโทรกราฟแบบช่องแคบยาว แบบคลาสสิก ซึ่งจะกระจายและรวบรวมแสงที่เข้ามา ข้อมูลดังกล่าวสามารถลดทอนได้ในลักษณะเดียวกับสเปกโทรกราฟแบบหลายช่องแคบทั่วไป โดยมีขั้นตอนการประมวลผลภายหลังเพื่อรวมสเปกตรัมทั้งหมดเข้าด้วยกันเป็น "ลูกบาศก์" ที่มีทั้งข้อมูลเชิงพื้นที่และเชิงสเปกตรัม IFS ใกล้อินฟราเรดแบบสไลเซอร์ตัวแรกที่ใช้กระจก คือ Spectrometer for Infrared Faint Field Imaging ^{[ 19 ]} (SPIFFI) ^{[ 20 ]}ได้รับผลลัพธ์ทางวิทยาศาสตร์ครั้งแรก^{[ 21 ]}ในปี 2546 ระบบสไลเซอร์กระจกหลักได้รับการปรับปรุงอย่างรวดเร็วภายใต้ชื่อรหัส Advanced Imaging Slicer ^{[ 22 ]} IFS ที่ใช้สไลเซอร์รุ่นใหม่กว่าคือ Keck Cosmic Web Imager, KCWI, ^{[ 23 ]}ซึ่งมีสไลเซอร์แยกกันสามแบบให้เลือกครอบคลุมขอบเขตการมองเห็นที่แตกต่างกัน สิ่งนี้ให้ความยืดหยุ่นแก่ผู้สังเกตการณ์ในการกำหนดจุดสมดุลที่เหมาะสมที่สุดระหว่างขอบเขตการมองเห็น การสุ่มตัวอย่างเชิงพื้นที่ ความละเอียดสเปกตรัม และความไวต่อแหล่งกำเนิดแสงจางๆ

ข้อดีคือ อัตราการประมวลผลสูง การครอบคลุมพื้นที่ท้องฟ้า 100% การใช้พิกเซลของตัวตรวจจับอย่างเหมาะสม และความสามารถในการทำงานที่อุณหภูมิเยือกแข็ง ในทางกลับกัน การผลิตและการปรับแต่งทำได้ยากและมีราคาแพง โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อทำงานในโดเมนทางแสง เนื่องจากข้อกำหนดพื้นผิวทางแสงที่เข้มงวดกว่า

ปัจจุบัน IFS ถูกนำไปใช้ในรูปแบบต่างๆ บนกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินขนาดใหญ่จำนวนมาก ทั้งในย่านแสงที่มองเห็นได้^{[ 24 ] [ 25 ]}หรือใกล้รังสีอินฟราเรด^{[ 26 ] [ 27 ]}และบนกล้องโทรทรรศน์อวกาศ บางรุ่น โดยเฉพาะอย่างยิ่งบนกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ (JWST) ในย่านรังสีอินฟราเรดใกล้และกลาง^{[ 28 ]}เนื่องจากความละเอียดเชิงพื้นที่ของกล้องโทรทรรศน์ในอวกาศ (และกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินผ่าน การแก้ไขความปั่นป่วนของอากาศโดยใช้ระบบปรับ แสงแบบปรับได้ ) ได้รับการปรับปรุงอย่างมากในช่วงไม่กี่ทศวรรษที่ผ่านมา ความต้องการสิ่งอำนวยความสะดวก IFS จึงมีความเร่งด่วนมากขึ้นเรื่อยๆความละเอียดเชิง สเปกตรัม โดยทั่วไปอยู่ที่หลายพัน และช่วงความยาวคลื่นครอบคลุมประมาณหนึ่งอ็อกเทฟ (เช่น ปัจจัย 2 ในความยาวคลื่น) โปรดทราบว่า IFS แต่ละตัวต้องการแพ็คเกจซอฟต์แวร์ที่ปรับแต่งอย่างละเอียดเพื่อแปลงข้อมูลการนับดิบเป็นหน่วยทางกายภาพ (ความเข้มของแสงเทียบกับความยาวคลื่นในตำแหน่งท้องฟ้าที่แม่นยำ)

เนื่องจากพิกเซลเชิงพื้นที่แต่ละพิกเซลกระจายอยู่บนพิกเซลสเปกตรัมจำนวน 4096 พิกเซล บนตัวตรวจจับขนาด 4096 x 4096 พิกเซลที่ทันสมัยที่สุด ทำให้ขอบเขตการมองเห็นของระบบ IFS ถูกจำกัดอย่างมาก โดยมีขนาดประมาณ 10 อาร์คเซคอนด์ เมื่อใช้กับกล้องโทรทรรศน์ขนาด 8–10 เมตร ซึ่งส่งผลให้ การศึกษา ทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ โดยใช้ระบบ IFS จำกัด อยู่เฉพาะเป้าหมายขนาดเล็กเพียงเป้าหมายเดียวเท่านั้น จำเป็นต้องมีขอบเขตการมองเห็นที่ใหญ่กว่ามาก คือ 1 อาร์คมินิต หรือพื้นที่ท้องฟ้าที่ใหญ่กว่าถึง 36 เท่า เพื่อครอบคลุมกาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไปหลายร้อยแห่ง ในการเปิดรับแสงเพียงครั้งเดียว แม้ว่าจะใช้เวลานานมาก (สูงสุด 100 ชั่วโมง) ซึ่งจำเป็นต้องพัฒนาระบบ IFS ที่มีพิกเซลตรวจจับอย่างน้อยประมาณห้าแสนล้านพิกเซล

แนวทางการใช้กำลังอย่างมหาศาลคือการสร้างสเปกโตรกราฟขนาดใหญ่ที่ป้อนอาร์เรย์ตรวจจับขนาดมหึมา แทนที่จะเป็นเช่นนั้น Panoramic IFS สองตัวที่ใช้งานได้ภายในปี 2022 คือMulti-unit spectroscopic explorer (MUSE) และ Visible Integral-field Replicable Unit Spectrograph (VIRUS) ^{[ 29 ]}สร้างขึ้นจาก IFS แบบออปติคอล ที่ผลิตเป็นอนุกรม จำนวน 24 และ 120 ตัวตามลำดับ ส่งผลให้เครื่องมือมีขนาดเล็กลงและราคาถูกกว่าอย่างมาก เครื่องมือ MUSE ที่ใช้ตัวตัดกระจกเริ่มใช้งานที่ VLT ในปี 2014 และ VIRUS ที่ใช้ตัวตัดไฟเบอร์บนกล้องโทรทรรศน์ Hobby–Eberlyในปี 2021

การรวมความสามารถของ Integral Field Spectroscopy และMulti-Object Spectroscopyเข้าไว้ในเครื่องมือเดียวเป็นเรื่องง่ายในเชิงแนวคิด สามารถทำได้โดยการติดตั้ง IFU ขนาดเล็กจำนวนมากในพื้นที่ลาดตระเวนท้องฟ้าขนาดใหญ่ ซึ่งอาจมีขนาดกว้างหนึ่งองศาหรือมากกว่านั้น ด้วยวิธีนี้ จะสามารถได้รับข้อมูลโดยละเอียดเกี่ยวกับกาแล็กซีที่เลือกไว้จำนวนหนึ่งในคราวเดียว แน่นอนว่ามีการแลกเปลี่ยนระหว่างการครอบคลุมเชิงพื้นที่ของแต่ละเป้าหมายและจำนวนเป้าหมายทั้งหมดที่สามารถเข้าถึงได้ เครื่องมือแรกที่มีคุณสมบัตินี้คือ Fibre Large Array Multi Element Spectrograph (FLAMES) ^{[ 30 ]}ซึ่งได้เริ่มใช้งานในโหมดนี้ที่ VLT ในปี 2002 ปัจจุบันมีสิ่งอำนวยความสะดวกดังกล่าวจำนวนมากที่กำลังดำเนินการอยู่ โดยมุ่งเป้าไปที่ความยาวคลื่นที่มองเห็นได้^{[ 31 ] [ 32 ]}และใกล้อินฟราเรด^{[ 33 ] [ 34 ]}

หนึ่งในแนวทางดังกล่าวถูกนำมาใช้โดยโปรแกรม SDSS MaNGA ซึ่งเป็นการทำแผนที่กาแล็กซีใกล้เคียงที่หอดูดาว Apache Point ^{[ 35 ]} MaNGA ใช้ IFU ที่ประกอบด้วยมัดไฟเบอร์รูปหกเหลี่ยมเพื่อสำรวจกาแล็กซีใกล้เคียงประมาณ 10,000 แห่งที่มีค่าเรดชิฟต์ประมาณ 0.03 โดยศึกษาสถานะไดนามิก องค์ประกอบ และประวัติการก่อตัวของพวกมัน MaNGA สามารถใช้มัดไฟเบอร์ IFU 17 มัดต่อแผ่นสเปกโทรสโคป ทำให้สามารถกำหนดเป้าหมายวัตถุจำนวนมากพร้อมกันได้อย่างมีประสิทธิภาพ

แนวทางทางเลือกที่ชาญฉลาดในการได้มาซึ่งสเปกโตรสโคปีแบบแยกตำแหน่งเชิงพื้นที่ของวัตถุหลายชิ้นพร้อมกันคือโปรแกรม MSA-3D ^{[ 36 ]}ซึ่งใช้อาร์เรย์ชัตเตอร์ขนาดเล็กของ เครื่องมือ JWST NIRSpecเพื่อกำหนดเป้าหมายวัตถุหลายชิ้นพร้อมกัน แม้ว่าจะไม่ใช่หน่วยสนามรวมอย่างแท้จริง แต่โปรแกรม MSA-3D จะถ่ายภาพหลายครั้งในขณะที่ "เลื่อน" หน้ากากช่องแสงแบบดั้งเดิมที่ MSA จัดหาให้ไปทั่วท้องฟ้า ภาพเหล่านี้สามารถนำมารวมกันในภายหลังเพื่อให้ได้ข้อมูลเชิงพื้นที่และสเปกตรัมแบบ 3 มิติที่สมบูรณ์ของแต่ละวัตถุ แม้ว่าแนวทาง MSA-3D จะให้ความละเอียดเชิงพื้นที่ต่ำกว่า IFU ที่ให้มากับ NIRSpec มาก และต้องใช้การถ่ายภาพมากกว่า แต่ก็มีข้อดีคือสามารถกำหนดเป้าหมายวัตถุที่อยู่ใกล้เคียงได้หลายสิบชิ้นพร้อมกัน

มีการเสนอขอบเขตที่กว้างขึ้นในการเลือกขอบเขตการลาดตระเวนภายใต้ชื่อ Diverse Field Spectroscopy ^{[ 37 ]} (DFS) ซึ่งจะช่วยให้ผู้สังเกตการณ์สามารถเลือกพื้นที่ท้องฟ้าที่ผสมผสานกันได้ตามต้องการเพื่อเพิ่มประสิทธิภาพการสังเกตการณ์และผลตอบแทนทางวิทยาศาสตร์ให้สูงสุด ซึ่งต้องอาศัยการพัฒนาทางเทคโนโลยี โดยเฉพาะอย่างยิ่งหุ่นยนต์ตรวจจับเป้าหมายอเนกประสงค์^{[ 38 ]}และสถานีสวิตช์โฟตอนิก^{[ 39 ]}

เทคนิคอื่นๆ สามารถบรรลุผลลัพธ์เดียวกันได้ที่ความยาวคลื่นต่างกัน โดยเฉพาะอย่างยิ่งที่ความยาวคลื่นวิทยุ จะได้รับข้อมูลสเปกตรัมพร้อมกันด้วยตัวรับสัญญาณ เฮเท อโรไดน์^{[ 40 ]}ซึ่งมีช่วงความถี่กว้างและความละเอียดสเปกตรัมสูง

ใน ย่าน รังสีเอกซ์เนื่องจากพลังงานสูงของโฟตอน แต่ละตัว เครื่องตรวจ จับการนับโฟตอนแบบ 3 มิติ จึงไม่เพียงแต่สามารถวัดตำแหน่ง 2 มิติของโฟตอนที่เข้ามาแบบเรียลไทม์เท่านั้น แต่ยังวัดพลังงานและความยาวคลื่นของโฟตอนเหล่านั้นด้วย อย่างไรก็ตาม โปรดทราบว่าข้อมูลสเปกตรัมมีความละเอียดต่ำมาก โดยมีความละเอียดสเปกตรัมเพียงประมาณ 10 เท่านั้น ตัวอย่างหนึ่งคือAdvanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) บน กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทราของนาซา

ในย่านแสงที่มองเห็นได้ถึงอินฟราเรดใกล้ วิธีการนี้ทำได้ยากกว่ามากเนื่องจากโฟตอนมีพลังงานน้อยกว่ามาก อย่างไรก็ตาม ได้ มีการพัฒนาและใช้งานเครื่องตรวจ จับตัวนำยิ่งยวด ขนาดเล็ก ที่มีความละเอียดสเปกตรัมจำกัดที่ ~ 30 และระบายความร้อนต่ำกว่า 0.1 K ได้สำเร็จ เช่น กล้อง Array Camera for Optical to Near-infrared Spectrophotometry ^{[ 41 ]} (ARCONS) ขนาด 32x32 พิกเซลที่กล้องโทรทรรศน์ Hale 200” ในทางตรงกันข้าม IFS แบบ 'คลาสสิก' มักมีความละเอียดสเปกตรัมเพียงไม่กี่พัน

• หนังสือ Optical 3D spectroscopy for Astronomyโดย Roland Bacon และ Guy Monnet, ISBN 978-3-527-41202-0
• วิกิพีเดียเรื่อง Integral Field Spectroscopy
• สเปกโทรสโกปีสนามอินทิกรัล — บทนำโดยสังเขปโดย เจเรมี อัลลิงตัน-สมิธ จากกลุ่มเครื่องมือทางดาราศาสตร์แห่งเดอร์แฮม