Źródło zdjęcia: ESO
Zespół inżynierów z Europejskiego Obserwatorium Południowego niedawno przetestował nowy obiekt optyki adaptacyjnej w Very Large Telescope (VLT) w Obserwatorium Paranal w Chile. Ta technologia dostosowuje zdjęcia wykonane przez teleskop, aby usunąć zniekształcenia spowodowane atmosferą ziemską? jakby były widziane z kosmosu. Następnym krokiem będzie podłączenie podobnych systemów do wszystkich teleskopów w obiekcie, a następnie podłączenie ich w dużej tablicy. Powinno to pozwolić obserwatorium rozstrzygać obiekty 100 razy słabiej niż obecnie.
18 kwietnia 2003 r. Zespół inżynierów z ESO świętował pomyślne osiągnięcie „Pierwszego światła” dla zakładu MACAO-VLTI Adaptive Optics na Very Large Telescope (VLT) w Obserwatorium Paranal (Chile). Jest to drugi układ Adaptive Optics (AO) uruchomiony w tym obserwatorium, po obiekcie NACO (ESO PR 25/01).
Osiągalna ostrość obrazu teleskopu naziemnego jest zwykle ograniczona przez wpływ turbulencji atmosferycznych. Jednak dzięki technice Adaptive Optics (AO) tę poważną wadę można przezwyciężyć, dzięki czemu teleskop wytwarza obrazy, które są tak ostre, jak to teoretycznie możliwe, tj. Jakby były zrobione z kosmosu.
Skrót „MACAO” oznacza „Multi Application Curvature Adaptive Optics”, który odnosi się do szczególnego sposobu dokonywania korekt optycznych, które „eliminują” efekt rozmycia turbulencji atmosferycznych.
Obiekt MACAO-VLTI został opracowany w ESO. Jest to bardzo złożony system, z którego cztery, po jednym na każdy 8,2-metrowy Teleskop Jednostki VLT, zostaną zainstalowane pod teleskopami (w pokojach Coud?). Systemy te korygują zniekształcenia wiązek światła z dużych teleskopów (indukowane przez turbulencje atmosferyczne), zanim zostaną skierowane na wspólne skupienie na interferometrze VLT (VLTI).
Instalacja czterech jednostek MACAO-VLTI, z których pierwsza jest już na miejscu, będzie niczym innym jak rewolucją w interferometrii VLT. Nastąpi olbrzymi wzrost wydajności ze względu na związany z tym 100-krotny wzrost czułości VLTI.
Krótko mówiąc, dzięki MACAO-VLTI będzie można obserwować obiekty niebieskie 100 razy słabiej niż obecnie. Wkrótce astronomowie będą mogli w ten sposób uzyskać prążki interferencyjne z VLTI (ESO PR 23/01) dużej liczby obiektów dotychczas niedostępnych za pomocą tej potężnej techniki obserwacji, np. galaktyki zewnętrzne. Powstałe obrazy i widma w wysokiej rozdzielczości otworzą zupełnie nowe perspektywy w badaniach pozagalaktycznych, a także w badaniach wielu słabych obiektów w naszej własnej galaktyce, Drodze Mlecznej.
W obecnym okresie zainstalowano, zintegrowano i przetestowano pierwszą z czterech instalacji MACAO-VLTI, przeprowadzając szereg obserwacji. Do tych testów specjalnie opracowano kamerę na podczerwień, która pozwoliła na szczegółową ocenę wydajności. Dostarczył także kilku pierwszych, spektakularnych widoków na różne obiekty niebieskie, z których niektóre pokazano tutaj.
MACAO - wielofunkcyjna optyka adaptacyjna krzywizny
Systemy Adaptive Optics (AO) działają za pomocą sterowanego komputerowo odkształcalnego lustra (DM), które przeciwdziała zniekształceniom obrazu wywołanym turbulencjami atmosferycznymi. Opiera się on na korekcjach optycznych w czasie rzeczywistym obliczanych na podstawie danych obrazu uzyskanych przez „czujnik czoła fali” (specjalny aparat) z bardzo dużą prędkością, setki razy na sekundę.
System ESO Multi Application Curvature Adaptive Optics (MACAO) wykorzystuje 60-elementowe bimorficzne odkształcalne lustro (DM) i 60-elementowy czujnik krzywizny czoła fali, z „uderzeniem serca” 350 Hz (razy na sekundę). Dzięki tej wysokiej mocy korekcji przestrzennej i czasowej MACAO jest w stanie prawie przywrócić teoretycznie możliwą („ograniczoną dyfrakcją”) jakość 8,2-metrowego teleskopu VLT w obszarze bliskiej podczerwieni widma, przy długości fali około 2? M. Wynikowa rozdzielczość obrazu (ostrość) rzędu 60 mili łuków jest poprawą o współczynnik większy niż 10 w porównaniu ze standardowymi obserwacjami z ograniczonym widzeniem. Bez korzyści techniki AO taką ostrość obrazu można uzyskać tylko wtedy, gdy teleskop zostanie umieszczony nad ziemską atmosferą.
Rozwój techniczny MACAO-VLTI w obecnej formie rozpoczął się w 1999 r., A dzięki przeglądom projektu w odstępach 6 miesięcy projekt szybko osiągnął prędkość przelotową. Efektywna konstrukcja jest wynikiem bardzo owocnej współpracy między działem AO w ESO a przemysłem europejskim, która przyczyniła się do starannego wykonania wielu zaawansowanych technologicznie komponentów, w tym bimorfu DM z 60 siłownikami, szybkiego reakcji uchylnego mocowania i wiele innych. Zespół ESO-Garching zajął się montażem, testami i dostrajaniem wydajności tego złożonego systemu w czasie rzeczywistym.
Instalacja w Paranal
Pierwsze skrzynki ponad 60-metrowej przesyłki z komponentami MACAO dotarły do Obserwatorium Paranal 12 marca 2003 r. Wkrótce potem inżynierowie i technicy ESO rozpoczęli żmudny montaż tego złożonego instrumentu, poniżej 8,2-metrowego teleskopu KUEYEN VLT ( dawniej UT2).
Postępowali zgodnie ze starannie zaplanowanym schematem, obejmującym instalację elektroniki, systemów chłodzenia wodą, elementów mechanicznych i optycznych. Na koniec wykonali wymagające wyrównanie optyczne, dostarczając w pełni zmontowany przyrząd na tydzień przed planowanymi pierwszymi obserwacjami testowymi. Ten dodatkowy tydzień był bardzo mile widzianą i przydatną okazją do przeprowadzenia wielu testów i kalibracji w celu przygotowania rzeczywistych obserwacji.
AO do usługi interferometrii
Interferometr VLT (VLTI) łączy światło gwiazd uchwycone przez dwa lub więcej teleskopów jednostkowych 8,2 VLT (później również z czterech ruchomych teleskopów pomocniczych 1,8 m) i pozwala znacznie zwiększyć rozdzielczość obrazu. Wiązki światła z teleskopów są łączone „w fazie” (spójnie). Zaczynając od podstawowych zwierciadeł, przechodzą liczne odbicia wzdłuż różnych ścieżek na całkowitych odległościach kilkuset metrów, zanim dotrą do interferometrycznego laboratorium, gdzie są łączone z ułamkiem długości fali, tj. W nanometrach!
Zysk techniki interferometrycznej jest ogromny - połączenie wiązek światła z dwóch teleskopów oddzielonych od siebie o 100 metrów pozwala na obserwację szczegółów, które w innym przypadku mogłyby być rozwiązane tylko przez jeden teleskop o średnicy 100 metrów. Zaawansowana redukcja danych jest konieczna do interpretacji pomiarów interferometrycznych i do wyprowadzenia ważnych parametrów fizycznych obserwowanych obiektów, takich jak średnica gwiazd itp., Por. ESO PR 22/02.
VLTI mierzy stopień spójności połączonych wiązek wyrażony przez kontrast zaobserwowanego interferometrycznego wzoru prążków. Im wyższy stopień spójności między poszczególnymi wiązkami, tym silniejszy jest zmierzony sygnał. Usuwając aberracje czoła fali wprowadzone przez turbulencje atmosferyczne, systemy MACAO-VLTI ogromnie zwiększają efektywność łączenia poszczególnych wiązek teleskopu.
W procesie pomiaru interferometrycznego światło gwiazd musi być wstrzykiwane do światłowodów, które są bardzo małe, aby mogły spełniać swoją funkcję; średnica tylko 6? m (0,006 mm). Bez działania „zmiany ogniskowania” MACAO, tylko niewielka część światła gwiazd przechwyconego przez teleskopy może zostać wstrzyknięta do włókien, a VLTI nie działałby z maksymalną wydajnością, dla której został zaprojektowany.
MACAO-VLTI pozwoli teraz na zwiększenie współczynnika 100 wtryskiwanego strumienia świetlnego - zostanie to szczegółowo przetestowane, gdy dwa Teleskopy Jednostkowe VLT, oba wyposażone w MACAO-VLTI, pracują razem. Jednak bardzo dobre osiągi faktycznie osiągnięte dzięki pierwszemu systemowi sprawiają, że inżynierowie są bardzo pewni, że rzeczywiście zdobędzie to zamówienie. Ten ostateczny test zostanie przeprowadzony, jak tylko drugi system MACAO-VLTI zostanie zainstalowany jeszcze w tym roku.
MACAO-VLTI Pierwsze światło
Po miesiącu prac instalacyjnych i po testach za pomocą sztucznego źródła światła zainstalowanego w centrum uwagi Nasmyth firmy KUEYEN, MACAO-VLTI miał „Pierwsze światło” 18 kwietnia, kiedy otrzymało „prawdziwe” światło z kilku obiektów astronomicznych.
Podczas poprzednich testów wydajności w celu zmierzenia poprawy obrazu (ostrości, koncentracji energii światła) w pasmach widmowych w bliskiej podczerwieni przy 1,2, 1,6 i 2,2 μm sprawdzono MACAO-VLTI za pomocą specjalnie zaprojektowanej do tego celu kamery testowej na podczerwień cel ESO. Ten test pośredni był wymagany, aby zapewnić prawidłowe funkcjonowanie MACAO, zanim zostanie on wykorzystany do podania skorygowanej wiązki światła do VLTI.
Po zaledwie kilku nocach testowania i optymalizacji różnych funkcji i parametrów operacyjnych, MACAO-VLTI był gotowy do użycia w obserwacjach astronomicznych. Poniższe zdjęcia zostały wykonane w przeciętnych warunkach widzenia i ilustrują poprawę jakości obrazu przy użyciu MACAO-VLTI.
MACAO-VLTI - Pierwsze obrazy
Oto niektóre z pierwszych zdjęć uzyskanych za pomocą kamery testowej w pierwszym systemie MACAO-VLTI, teraz zainstalowanym w 8,2-metrowym teleskopie VLT KUEYEN.
Zdjęcia PR 12b-c / 03 pokazują pierwsze zdjęcie w paśmie K w podczerwieni (długość fali 2,2? M) gwiazdy (jasność 10) otrzymane bez korekcji obrazu i za pomocą adaptacyjnej optyki.
Zdjęcie PR 12d / 03 pokazuje jeden z najlepszych zdjęć uzyskanych za pomocą MACAO-VLTI podczas pierwszych testów. Pokazuje współczynnik Strehla (miara stężenia światła), który spełnia specyfikacje, zgodnie z którymi zbudowano MACAO-VLTI. Ta ogromna poprawa przy stosowaniu technik AO została wyraźnie pokazana w PR Photo 12e / 03, przy czym nieskorygowany profil obrazu (po lewej) jest ledwo widoczny w porównaniu do skorygowanego profilu (po prawej).
Zdjęcie PR 11f / 03 pokazuje możliwości korekcji MACAO-VLTI przy użyciu słabej gwiazdy prowadzącej. Testy z wykorzystaniem różnych typów spektralnych wykazały, że ograniczająca jasność wizualna waha się między 16 dla gwiazd typu wczesnego B i około 18 dla gwiazd typu późnego.
Obiekty astronomiczne widziane na granicy dyfrakcji
Poniższe przykłady obserwacji MACAO-VLTI dwóch dobrze znanych obiektów astronomicznych uzyskano w celu tymczasowej oceny możliwości badawczych, które otwierają się teraz za pomocą MACAO-VLTI. Można je porównać z obrazami z przestrzeni kosmicznej.
Centrum Galaktyczne
Centrum naszej galaktyki znajduje się w gwiazdozbiorze Strzelca w odległości około 30 000 lat świetlnych. Zdjęcie PR 12h / 03 pokazuje widok tego regionu w podczerwieni z krótką ekspozycją, uzyskany przez MACAO-VLTI podczas wczesnej fazy testowej.
Ostatnie obserwacje AO z użyciem obiektu NACO w VLT dostarczają przekonujących dowodów, że supermasywna czarna dziura o 2,6 miliona mas Słońca znajduje się w samym centrum, por. ESO PR 17/02. Wynik ten, oparty na obserwacjach astrometrycznych gwiazdy krążącej wokół czarnej dziury i zbliżającej się do niej w odległości zaledwie 17 godzin świetlnych, nie byłby możliwy bez zdjęć o ograniczonej rozdzielczości dyfrakcyjnej.
Eta Carinae
Eta Carinae jest jedną z najcięższych znanych gwiazd, o masie prawdopodobnie przekraczającej 100 mas Słońca. Jest około 4 milionów razy jaśniejszy niż Słońce, co czyni go jedną z najbardziej świecących gwiazd na świecie.
Tak masywna gwiazda ma stosunkowo krótki okres życia około 1 miliona lat i - mierzona w kosmicznej skali czasu - Eta Carinae musiała powstać całkiem niedawno. Ta gwiazda jest bardzo niestabilna i podatna na gwałtowne wybuchy. Są one spowodowane bardzo wysokim ciśnieniem promieniowania w górnych warstwach gwiazdy, które wyrzuca znaczną część materii na „powierzchni” w przestrzeń kosmiczną podczas gwałtownych erupcji, które mogą trwać kilka lat. Ostatni z tych wybuchów miał miejsce między 1835 a 1855 rokiem i osiągnął szczyt w 1843 roku. Pomimo stosunkowo dużej odległości - około 7500 do 10 000 lat świetlnych - Eta Carinae na krótko stała się drugą najjaśniejszą gwiazdą na niebie w tym czasie (z pozorną wielkością -1 ), wyprzedził tylko Syriusz.
Frosty Leo
Frosty Leo jest gwiazdą 11 magnitudo (po AGB) otoczoną otoczką gazu, pyłu i dużych ilości lodu (stąd nazwa). Związana z tym mgławica ma kształt „motyla” (morfologia dwubiegunowa) i jest jednym z najlepiej znanych przykładów krótkiej fazy przejściowej między dwoma późnymi etapami ewolucyjnymi, asymptotyczną gałęzią olbrzymów (AGB) i kolejnymi mgławicami planetarnymi (PNe).
Uważa się, że dla obiektu o masie trzech Słońca takiego jak ten, kilka tysięcy lat to mrugnięcie okiem w życiu gwiazdy. Dlatego obiekty takie jak ten są bardzo rzadkie, a Mroźny Lew jest jednym z najbliższych i najjaśniejszych spośród nich.
Oryginalne źródło: ESO News Release
