Очень большой телескоп - Very Large Telescope

Очень большой телескоп
Паранал и Тихий океан на закате (dsc4088, ретушь, кадрирование) .jpg
Четыре единичных телескопа, которые вместе с четырьмя вспомогательными телескопами образуют VLT
Альтернативные названия VLT Отредактируйте это в Викиданных
Часть Обсерватория Паранал Отредактируйте это в Викиданных
Местоположение (а) Антофагаста , Чили
Координаты 24 ° 37′38 ″ ю.ш. 70 ° 24′15 ″ з.д. / 24,62733 ° ю.ш. 70,40417 ° з.д. / -24,62733; -70,40417 Координаты: 24 ° 37′38 ″ ю.ш. 70 ° 24′15 ″ з.д. / 24,62733 ° ю.ш. 70,40417 ° з.д. / -24,62733; -70,40417 Отредактируйте это в Викиданных
Организация Европейская южная обсерватория Отредактируйте это в Викиданных
Высота 2,635 м (8,645 футов) Отредактируйте это в Викиданных
Наблюдая за временем 340 ночей в год Отредактируйте это в Викиданных
Длина волны 300 нм - 20 мкм ( N-УФ , видимый свет , NIR, SWIR, MWIR и LWIR)
Первый свет 1998 (для первого Unit Telescope)
Стиль телескопа астрономическая обсерватория Отредактируйте это в Викиданных
Диаметр
Угловое разрешение 0,002 угловой секунды Отредактируйте это в Викиданных
Фокусное расстояние 120 м (393 футов 8 дюймов) Отредактируйте это в Викиданных
Веб-сайт www .eso .org / vlt Отредактируйте это в Викиданных
Очень большой телескоп находится в Чили.
Очень большой телескоп
Расположение очень большого телескопа
Страница общин Связанные СМИ на Викискладе?

Very Large Telescope ( VLT ) телескоп объект управляется Европейской Южной обсерватории в Серро Паранале в пустыне Атакама на севере Чили . Он состоит из четырех отдельных телескопов, каждый с главным зеркалом диаметром 8,2 м, которые обычно используются отдельно, но могут использоваться вместе для достижения очень высокого углового разрешения . Четыре отдельных оптические телескопы известны как Antu , Kueyen , Melipal и Йепун , которые являются всеми словами для астрономических объектов в языке мапучи . Телескопы образуют массив, дополненный четырьмя подвижными вспомогательными телескопами (АТ) с апертурой 1,8 м.

VLT работает в видимом и инфракрасном диапазонах волн . Каждый отдельный телескоп может обнаруживать объекты примерно в четыре миллиарда раз слабее, чем можно обнаружить невооруженным глазом , а когда все телескопы объединены, объект может достичь углового разрешения около 0,002 угловой секунды. В режиме работы одиночного телескопа угловое разрешение составляет около 0,05 угловой секунды.

VLT - самый производительный наземный объект для астрономии, и только космический телескоп Хаббла генерирует больше научных работ среди объектов, работающих в видимом диапазоне длин волн. Среди новаторских наблюдений, выполненных с помощью VLT, - первое прямое изображение экзопланеты , отслеживание отдельных звезд, движущихся вокруг сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути , и наблюдения послесвечения самого далекого известного гамма-всплеска. .

Общая информация

Четыре телескопа VLT

VLT состоит из четырех больших (диаметром 8,2 метра) телескопов (называемых единичными телескопами или UT) с оптическими элементами, которые могут объединять их в астрономический интерферометр (VLTI), который используется для разрешения мелких объектов. Интерферометр также включает в себя набор из четырех подвижных телескопов диаметром 1,8 метра, предназначенных для интерферометрических наблюдений. Первый из UT начал работать в мае 1998 года и был предложен астрономическому сообществу 1 апреля 1999 года. Остальные телескопы были введены в эксплуатацию в 1999 и 2000 годах, что позволило использовать VLT с несколькими телескопами. Четыре 1,8-метровых вспомогательных телескопа (AT) были добавлены к VLTI, чтобы сделать его доступным, когда UT используются для других проектов. Эти AT были установлены и введены в эксплуатацию в период с 2004 по 2007 год.

Изначально 8,2-метровые телескопы VLT были предназначены для работы в трех режимах:

  • в виде набора из четырех независимых телескопов (это основной режим работы).
  • как единый большой когерентный интерферометрический прибор (интерферометр VLT или VLTI) для дополнительного разрешения. Этот режим используется для наблюдений относительно ярких источников с небольшой угловой протяженностью.
  • как один большой некогерентный инструмент для дополнительной способности собирать свет. Аппаратура, необходимая для получения комбинированного некогерентного фокуса, изначально не создавалась. В 2009 г. были выдвинуты предложения по новым приборам, которые потенциально могут сделать этот режим наблюдений доступным. Несколько телескопов иногда независимо наводятся на один и тот же объект либо для увеличения общей светосилы, либо для обеспечения одновременных наблюдений с помощью дополнительных инструментов.

Единичные телескопы

Лазер используется для адаптивной оптики . Он возбуждает атомы натрия в атмосфере и создает лазерную звезду-проводник .
Обновление Епун (UT4) с помощью «Адаптивной оптики» в 2012 году.
Осмотр телескопа установки.

UT оснащены большим набором инструментов, позволяющих проводить наблюдения в диапазоне от ближнего ультрафиолетового до среднего инфракрасного (то есть большая часть длин волн света, доступных с поверхности Земли ), с полным набором методов, включая спектроскопия высокого разрешения, многообъектная спектроскопия, визуализация и визуализация с высоким разрешением. В частности, у VLT есть несколько систем адаптивной оптики , которые корректируют эффекты атмосферной турбулентности, обеспечивая почти такие же четкие изображения, как если бы телескоп находился в космосе. В ближней инфракрасной области изображения адаптивной оптики VLT до трех раз резче, чем у космического телескопа Хаббла , а спектроскопическое разрешение во много раз лучше, чем у телескопа Хаббла. VLT известны своим высоким уровнем эффективности наблюдения и автоматизации.

Телескопы диаметром 8,2 м размещены в компактных зданиях с терморегулятором, которые вращаются синхронно с телескопами. Такая конструкция сводит к минимуму любые неблагоприятные воздействия на условия наблюдения, например, турбулентность воздуха в трубе телескопа, которая в противном случае могла бы возникнуть из-за изменений температуры и ветрового потока.

Инструмент SPHERE, прикрепленный к телескопу VLT Unit 3.

Основная роль основных телескопов VLT - работать как четыре независимых телескопа. Интерферометрия (объединение света от нескольких телескопов) используется примерно в 20% случаев для получения очень высокого разрешения на ярких объектах, например, на Бетельгейзе . Этот режим позволяет астрономам видеть детали в 25 раз лучше, чем с помощью отдельных телескопов. Световые лучи объединяются в VLTI с помощью сложной системы зеркал в туннелях, где световые пути должны быть одинаковыми с разницей менее 1 мкм на световом пути в сто метров. С такой точностью VLTI может восстанавливать изображения с угловым разрешением в миллисекунды дуги.

Названия мапуче для единичных телескопов

Интерьер Анту (UT1), что на языке мапуче означает «солнце» .

ESO уже давно намеревается дать «настоящие» имена четырем телескопам VLT Unit, чтобы заменить оригинальные технические обозначения UT1 на UT4. В марте 1999 года, во время инаугурации Паранала, были выбраны четыре значимых названия небесных объектов на языке мапуче . Этот коренной народ живет в основном к югу от Сантьяго-де-Чили.

В этой связи среди школьников второго чилийского региона, столицей которого является Антофагаста, был организован конкурс сочинений, чтобы написать о значении этих имен. На нем было много работ, посвященных культурному наследию страны-организатора ESO.

Эссе-победитель было подано 17-летним Хорси Албанес Кастилья из Чукикаматы недалеко от города Калама . Она получила приз в виде любительского телескопа во время открытия сайта Паранал.

Единичные телескопы 1–4 с тех пор известны как Antu (Солнце), Kueyen (Луна), Melipal ( Южный Крест ) и Yepun (Вечерняя звезда) соответственно. Первоначально существовала некоторая путаница относительно того, действительно ли Епун обозначает вечернюю звезду Венеру, потому что испанско-мапуческий словарь 1940-х годов ошибочно переводил Епун как «Сириус».

Вспомогательные телескопы

Вспомогательный телескоп, Резиденция и сердце Млечного Пути .

Хотя четыре 8,2-метровых единичных телескопа могут быть объединены в VLTI , время их наблюдения тратится в основном на индивидуальные наблюдения и используется для интерферометрических наблюдений в течение ограниченного числа ночей каждый год. Однако доступны четыре меньших 1,8-метровых AT, предназначенные для интерферометрии, что позволяет VLTI работать каждую ночь.

Верхняя часть каждого AT представляет собой круглый корпус, состоящий из двух наборов по три сегмента, которые открываются и закрываются. Его задача - защитить хрупкий 1,8-метровый телескоп от условий пустыни. Корпус поддерживается коробчатой ​​транспортной секцией, в которой также находятся шкафы с электроникой, системы жидкостного охлаждения, блоки кондиционирования воздуха, блоки питания и многое другое. Во время астрономических наблюдений корпус и транспортер механически изолированы от телескопа, чтобы гарантировать, что никакие вибрации не повлияют на собранные данные.

Секция транспортера движется по рельсам, поэтому AT можно перемещать в 30 различных точек наблюдения. Поскольку VLTI действует скорее как один телескоп размером с группу телескопов вместе взятых, изменение положения AT означает, что VLTI может быть настроен в соответствии с потребностями проекта наблюдений. Реконфигурируемая природа VLTI аналогична очень большой решетке .

Научные результаты

Мягкое свечение Млечного Пути можно увидеть за обзорным телескопом VLT (VST) в обсерватории Паранал ESO.

Результаты VLT привели к публикации в среднем более одной рецензируемой научной статьи в день. Например, в 2017 году на основе данных VLT было опубликовано более 600 реферируемых научных работ. Научные открытия телескопа включают прямое изображение Beta Pictoris b , первой внесолнечной планеты, изображенной таким образом, отслеживание отдельных звезд, движущихся вокруг сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути, и наблюдение послесвечения самого дальнего известного всплеска гамма-излучения .

В 2018 год VLT помог выполнить первое успешное испытание Эйнштейн «s общей теории относительности на движении звезды , проходящей через крайнее гравитационное поле вблизи сверхмассивной черной дыры, которая является гравитационным красным смещением . Фактически, наблюдения проводились более 26 лет с помощью инструментов адаптивной оптики SINFONI и NACO в VLT, в то время как новый подход в 2018 году также использовал инструмент объединения лучей GRAVITY. Команда Галактического центра в Институте внеземной физики Макса Планка использовала наблюдение, впервые показавшее эффекты.

Другие открытия с подписью VLT включают в себя обнаружение молекул окиси углерода в галактике, находящейся на расстоянии почти 11 миллиардов световых лет, впервые - подвиг, который оставался недостижимым в течение 25 лет. Это позволило астрономам получить наиболее точное измерение космической температуры в столь отдаленную эпоху. Еще одним важным исследованием было исследование сильных вспышек сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути. VLT и APEX объединились, чтобы выявить растягивающийся материал, вращающийся в условиях интенсивной гравитации вблизи центральной черной дыры.

Используя VLT, астрономы также оценили возраст очень старых звезд в скоплении NGC 6397 . На основе моделей звездной эволюции было установлено , что двум звездам было 13,4 ± 0,8 миллиарда лет, то есть они относятся к самой ранней эпохе звездообразования во Вселенной. Они также впервые проанализировали атмосферу вокруг экзопланеты супер-Земли с помощью VLT. Планета, известная как GJ 1214b , изучалась, когда она проходила перед своей родительской звездой, а часть звездного света проходила через атмосферу планеты.

В целом из 10 лучших открытий, сделанных обсерваториями ESO, в семи использовался VLT.

Технические подробности

Телескопы

Каждый телескоп Unit представляет собой телескоп Ричи-Кретьена Кассегрена с 22-тонным 8,2-метровым главным зеркалом Zerodur с фокусным расстоянием 14,4 м и легким бериллиевым вторичным зеркалом 1,1 метра. Плоское третичное зеркало направляет свет на один из двух инструментов в фокусах Нэсмита f / 15 с обеих сторон, с системным фокусным расстоянием 120 м, или третичное зеркало наклоняется в сторону, чтобы пропустить свет через центральное отверстие главного зеркала к третьему инструменту. в фокусе Кассегрена. Это позволяет переключаться между любым из трех инструментов в течение 5 минут, чтобы соответствовать условиям наблюдения. Дополнительные зеркала могут направлять свет через туннели к центральным сумматорам луча VLTI. Максимальное поле зрения (в фокусах Нэсмита) составляет около 27 угловых минут в диаметре, что немного меньше, чем при полной Луне, хотя большинство инструментов просматривают более узкое поле зрения.

Каждый телескоп имеет альт-азимутальную монтировку общей массой около 350 тонн и использует активную оптику со 150 опорами на задней части главного зеркала для управления формой тонкого (толщиной 177 мм) зеркала с помощью компьютеров.

Инструменты

Схема, показывающая инструменты на VLT
СФЕРА является экзопланета тепловизор
KMOS на ОБТ в Antu (UT1) во время первого света в 2012 году
Инструмент ЯНТАРЬ перед установкой в ​​ВЛИТИ в 2003 г.
MUSE установлен на VLT Yepun (UT4)
VIMOS , спектрограф видимых нескольких объектов, в Мелипале (UT3)
Спектрограф X-shooter, 2009 г.
ГРАВИТАЦИЯ ( интерферометр )
ФОРС-1 в очаге кассегрена (УТ2)

Инструментальная программа VLT - самая амбициозная программа, когда-либо задуманная для отдельной обсерватории. Он включает в себя формирователи изображений с большим полем, камеры и спектрографы с адаптивной оптикой, а также многообъектные спектрографы с высоким разрешением и охватывает широкий спектральный диапазон, от глубокого ультрафиолетового (300 нм) до среднего инфракрасного (24 мкм) длин волн.

Инструменты на VLT (в 2019 году)
UT # Название телескопа Кассегрен-Фокус Нэсмит-Фокус А Нэсмит-Фокус Б
1 Анту FORS2 НАКО КМОС
2 Гуйен Икс-Стрелок ПЛАМЕНИ UVES
3 Мелипал ВИЗИР СФЕРА
4 Епун SINFONI HAWK-I МУЗА
ЯНТАРЬ (VLTI)
Инструмент Astronomical Multi-Beam Recombiner объединяет три телескопа VLT одновременно, рассеивая свет в спектрографе для анализа состава и формы наблюдаемого объекта. AMBER - это, в частности, «самый производительный интерферометрический прибор из когда-либо существовавших».
КРИРЫ и КРИРЫ +
Криогенный инфракрасный эшелле- спектрограф - это эшелле- спектрограф с адаптивной оптикой . Он обеспечивает разрешающую способность до 100000 в инфракрасном спектральном диапазоне от 1 до 5 мкм.

С 2014 по 2020 год он претерпел серьезное обновление до CRIRES +, чтобы обеспечить одновременное покрытие в десять раз большей длины волны. Новая матрица в фокальной плоскости детекторов из трех детекторов Hawaii 2RG с длиной волны отсечки 5,3 мкм заменила существующие детекторы, добавлен новый спектрополяриметрический блок и усовершенствована система калибровки. Одна из научных целей CRIRES + - это транзитная спектроскопия экзопланет, которая в настоящее время предоставляет нам единственное средство изучения экзопланетных атмосфер. Транзитные планеты почти всегда находятся близко друг к другу, они горячие и излучают большую часть своего света в инфракрасном (ИК) диапазоне . Кроме того, ИК - это область спектра, в которой от экзопланетной

атмосферы ожидаются линии молекулярных газов, таких как окись углерода (CO) , аммиак (NH 3 ) , метан (CH 4 ) и т . Д. Этот важный диапазон длин волн покрывается CRIRES +, что дополнительно позволяет отслеживать несколько линий поглощения одновременно.
ЭСПРЕССО
Echelle Spectrograph для скалистых экзопланет и стабильных спектроскопических наблюдений) - это эшелле-спектрограф с высокой разрешающей способностью с оптоволоконным питанием и перекрестной дисперсией для видимого диапазона длин волн, способный работать в режиме 1 UT (с использованием одного из четырех телескопов) и в Режим 4-UT (с использованием всех четырех) для поиска каменистых внесолнечных планет в обитаемой зоне их родительских звезд. Его главная особенность - спектроскопическая стабильность и точность лучевых скоростей. Требуется достичь 10 см / с, но намеченная цель - получить уровень точности в несколько см / с. ESPRESSO был установлен и введен в эксплуатацию на VLT в 2017-2018 годах.
ПЛАМЕНИ
Многоэлементный спектрограф с оптоволоконной большой решеткой - это многообъектный волоконный источник питания для UVES и GIRAFFE, последний позволяет одновременно изучать сотни отдельных звезд в близлежащих галактиках с умеренным спектральным разрешением в видимой области.
FORS1 / FORS2
Редуктор фокуса и спектрограф с низкой дисперсией - это камера видимого света и многообъектный спектрограф с полем зрения 6,8 угловых минут . FORS2 является обновленной версией FORS1 и включает дополнительные возможности многообъектной спектроскопии. FORS1 был закрыт в 2009 году, чтобы освободить место для X-SHOOTER; FORS2 продолжает работать с 2021 года.
ТЯЖЕСТЬ (VLTI)
GRAVITY - это прибор с адаптивной оптикой в ​​ближнем инфракрасном диапазоне (NIR) для узкоугловой астрометрии с точностью до микросекунд и интерферометрической привязки к фазе слабых небесных объектов. Этот инструмент интерферометрически комбинирует ближний ИК-свет, собранный четырьмя телескопами на VLTI.
HAWK-I
High Acuity Wide field K-band Imager - это формирователь изображения в ближнем инфракрасном диапазоне с относительно большим полем обзора, около 8x8 угловых минут.
ИСААК
Инфракрасный спектрометр и матричная камера представляли собой формирователь изображения и спектрограф в ближнем инфракрасном диапазоне; он успешно работал с 2000 по 2013 год, а затем был выведен из эксплуатации, чтобы уступить место SPHERE, поскольку большинство его возможностей теперь может быть реализовано с помощью более новых HAWK-I или KMOS.
КМОС
KMOS - это криогенный мультиобъектный спектрометр ближнего инфракрасного диапазона, позволяющий одновременно наблюдать 24 объекта и предназначенный в первую очередь для изучения далеких галактик.
МАТИСС (ВЛИТИ)
Эксперимент Мульти Диафрагма среднего инфракрасного спектроскопического представляет собой ИК - спектро-интерферометр VLT-интерферометр , который сочетает в себе потенциально лучи всех четырех единичных телескопов (UTS) и четыре вспомогательных телескопов (ATS). Инструмент используется для реконструкции изображений. После 12 лет разработки он впервые увидел свет на телескопе в Паранале в марте 2018 года.
MIDI (VLTI)
MIDI - это инструмент, объединяющий два телескопа VLT в среднем инфракрасном диапазоне, рассеивающий свет в спектрографе для анализа состава пыли и формы наблюдаемого объекта. MIDI - это, в частности, второй по производительности интерферометрический инструмент из когда-либо существовавших ( недавно его превзошел AMBER ). MIDI был отправлен в отставку в марте 2015 года, чтобы подготовить VLTI к прибытию GRAVITY и MATISSE.
МУЗА
MUSE - это огромный «трехмерный» спектроскопический исследователь, который предоставит полные видимые спектры всех объектов, содержащихся в «карандашных лучах» во Вселенной.
НАКО
NAOS-CONICA, NAOS означает система адаптивной оптики Nasmyth и CONICA, что означает ближняя инфракрасная камера Coude) - это средство адаптивной оптики , которое создает инфракрасные изображения столь же четкие, как если бы они были сняты в космосе, и включает в себя спектроскопические, поляриметрические и коронографические возможности.
ПИОНЬЕР (ВЛИТИ)
представляет собой инструмент, объединяющий свет всех 8-метровых телескопов, позволяющий улавливать детали примерно в 16 раз более тонкие, чем можно увидеть с одного UT.
SINFONI
спектрограф для интегральных полевых наблюдений в ближней инфракрасной области) представлял собой интегральный полевой спектрограф среднего разрешения в ближней инфракрасной области (1-2,5 микрометра) с питанием от модуля адаптивной оптики. Он работал с 2003 года, затем был выведен из эксплуатации в июне 2019 года, чтобы освободить место для будущей ERIS.
СФЕРА
Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research, высококонтрастная адаптивная оптическая система, предназначенная для открытия и изучения экзопланет .
ULTRACAM
ULTRACAM - это универсальный прибор для сверхскоростной фотометрии переменных объектов.
UVES
Ультрафиолетовый и визуальный эшелле- спектрограф - это эшелле- спектрограф высокого разрешения в ультрафиолетовом и видимом свете .
VIMOS
Видимый многообъектный спектрограф обеспечивал видимые изображения и спектры до 1000 галактик одновременно в поле зрения 14 × 14 угловых минут. Он в основном использовался для нескольких больших обзоров красного смещения далеких галактик, включая VVDS, zCOSMOS и VIPERS. Он был закрыт в 2018 году, чтобы освободить место для возвращения CRIRES +.
VINCI (VLTI)
был испытательным прибором, объединяющим два телескопа VLT. Это был первый осветительный прибор VLTI, который больше не используется.
ВИЗИР
Спектрометр и формирователь изображения VLT для среднего инфракрасного диапазона обеспечивают получение изображений с ограничением дифракции и спектроскопию в диапазоне разрешений в атмосферных окнах среднего инфракрасного (MIR) диапазона 10 и 20 микрометров.
Икс-Стрелок
X-Shooter - это первый прибор второго поколения, работающий с 2009 года. Это очень широкополосный (от УФ до ближнего инфракрасного) спектра однообъектный спектрометр, разработанный для исследования свойств редких, необычных или неопознанных источников.
Сводка по приборам (по состоянию на 2019 год)
Инструмент Тип Диапазон длин волн (нм) Разрешение (arcsec) Спектральное разрешение Первый свет Ед. изм Позиция
ЭСПРЕССО Спектрометр 380-686 4 ? Февраль 2018 г. 1 / все Coude
ПЛАМЕНИ Многообъектный спектрометр 370-950 н / д 7500-30000 Август 2002 г. UT2 Нэсмит А
FORS2 Тепловизор / спектрометр 330-1100 0,125 260-1600 1999 г. UT1 Кассегрен
СИЛА ТЯЖЕСТИ Тепловизор 2000-2400 0,003 22 500 4500 2015 г. все Интерферометр
HAWK-I Тепловизор ближнего ИК-диапазона 900-2500 0,106 31 июля 2006 г. UT4 Нэсмит А
КМОС Спектрометр ближнего ИК-диапазона 800-2500 0,2 1500–5000 Ноя 2012 UT1 Нэсмит Б
МУЗА Спектрометр интегрального поля 365-930 0,2 1700–3400 Март 2014 г. UT4 Нэсмит Б
НАКО AO тепловизор / спектрометр 800-2500 400-1100 Октябрь 2001 г. UT1 Нэсмит А
Пионер Тепловизор 1500-2400 0,0025 Октябрь 2010 г. все Интерферометр
SINFONI IFU ближнего ИК-диапазона 1000–2500 0,05 1500–4000 Август 2004 г. UT4 Кассегрен
СФЕРА АО 500-2320 0,02 30–350 4 мая 2014 UT3 Нэсмит А
UVES УФ / видимый спектрометр 300–500,420-1100 0,16 80000-110000 Сентябрь 1999 UT2 Нэсмит Б
VIMOS Тепловизор / многощелевой спектрометр 360–1000,1100-1800 0,205 200-2500 26 февраля 2002 г. UT3 Нэсмит Б
ВИЗИР Спектрометр среднего ИК диапазона 16500-24500 2004 г. UT3 Кассегрен
X-СТРЕЛК УФ-БИК спектрометр 300-2500 4000-17000 Март 2009 г. UT2 Кассегрен

Интерферометрия

Все четыре 8,2-метровых единичных телескопа и 1,8-метровые вспомогательные телескопы были впервые подключены 17 марта 2011 года, став интерферометром VLT (VLTI) с шестью базовыми линиями.

В интерферометрическом режиме работы свет от телескопов отражается от зеркал и направляется через туннели в лабораторию объединения центральных лучей. В 2001 году во время ввода в эксплуатацию VLTI успешно измерил угловые диаметры четырех красных карликов, включая Проксиму Центавра . Во время этой операции было достигнуто угловое разрешение ± 0,08 милли-дуговых секунд (0,388 нано-радиан). Это сопоставимо с разрешением, достигаемым с помощью других массивов, таких как прототип оптического интерферометра ВМС и массив CHARA . В отличие от многих более ранних оптических и инфракрасных интерферометров, инструмент Astronomical Multi-Beam Recombiner (AMBER) на VLTI изначально был разработан для выполнения когерентного интегрирования (для которого требуется отношение сигнал-шум, превышающее единицу в каждый период атмосферной когерентности). Используя большие телескопы и когерентную интеграцию, самый слабый объект, который может наблюдать VLTI, имеет звездную величину 7 в ближнем инфракрасном диапазоне для широкополосных наблюдений, как и многие другие ближние инфракрасные / оптические интерферометры без отслеживания полос . В 2011 году был введен режим некогерентного интегрирования, названный AMBER «слепым режимом», который больше похож на режим наблюдения, используемый в более ранних интерферометрах, таких как COAST, IOTA и CHARA. В этом "слепом режиме" AMBER может наблюдать источники до K = 10 в среднем спектральном разрешении. На более сложных длинах волн среднего инфракрасного диапазона VLTI может достигать величины 4,5, что значительно слабее, чем инфракрасный пространственный интерферометр . Когда вводится отслеживание интерференционных полос, ожидается, что предельная величина VLTI улучшится почти в 1000 раз, достигнув величины примерно 14. Это аналогично тому, что ожидается для других интерферометров отслеживания интерференционных полос. В спектроскопическом режиме VLTI в настоящее время может достигать величины 1,5. VLTI может работать в полностью интегрированном режиме, поэтому интерферометрические наблюдения на самом деле довольно просто подготовить и выполнить. VLTI стал во всем мире первой оптической / инфракрасной интерферометрической установкой общего пользования, предлагаемой астрономическому сообществу с такого рода услугами.

Первый свет для интерферометрического прибора MATISSE.

Из-за большого количества зеркал, задействованных в оптической цепочке, около 95% света теряется, прежде чем достигнет инструментов на длине волны 1 мкм, 90% на длине волны 2 мкм и 75% на 10 мкм. Это относится к отражению от 32 поверхностей, включая поезд Coudé , звездообразный разделитель, главную линию задержки, компрессор луча и питающую оптику. Кроме того, интерферометрический метод таков, что он очень эффективен только для объектов, которые достаточно малы, чтобы весь их свет был сконцентрирован. Например, объект с относительно низкой поверхностной яркостью, такой как луна, нельзя наблюдать, потому что его свет слишком разбавлен. Только цели, температура которых превышает 1000 ° C, имеют достаточно высокую поверхностную яркость , чтобы их можно было наблюдать в средней инфракрасной области, а объекты должны иметь температуру в несколько тысяч градусов Цельсия для наблюдений в ближней инфракрасной области с использованием VLTI. Это включает в себя большинство звезд в окрестностях Солнца и многие внегалактические объекты, такие как яркие активные ядра галактик , но этот предел чувствительности исключает интерферометрические наблюдения большинства объектов солнечной системы. Хотя использование телескопов большого диаметра и адаптивной коррекции оптики может улучшить чувствительность, это не может расширить область действия оптической интерферометрии за пределы близлежащих звезд и самых ярких активных ядер галактик .

Поскольку единичные телескопы большую часть времени используются независимо, они используются в интерферометрическом режиме в основном в яркое время (то есть около полнолуния). В других случаях интерферометрия выполняется с использованием 1,8-метровых вспомогательных телескопов (AT), которые предназначены для постоянных интерферометрических измерений. Первые наблюдения с использованием пары АТ были проведены в феврале 2005 г., и все четыре АТ уже введены в эксплуатацию. Для интерферометрических наблюдений самых ярких объектов мало пользы от использования 8-метровых телескопов вместо 1,8-метровых.

Первыми двумя инструментами в VLTI были VINCI (тестовый инструмент, используемый для настройки системы, в настоящее время выведенный из эксплуатации) и MIDI, которые позволяют использовать только два телескопа одновременно. С установкой в 2005 году прибора AMBER для фазы закрытия с тремя телескопами, вскоре ожидаются первые визуальные наблюдения с VLTI.

Внедрение прибора для получения изображений с привязкой к фазе и микродуговой астрометрии (PRIMA) началось в 2008 году с целью обеспечения измерений с привязкой к фазе либо в астрометрическом двухлучевом режиме, либо в качестве преемника VINCI для отслеживания интерференционных полос, работающего одновременно с одним из других инструментов. .

После резкого отставания от графика и невыполнения некоторых требований в декабре 2004 года интерферометр VLT стал целью второго «плана восстановления» ESO . Это требует дополнительных усилий, направленных на улучшение отслеживания полос и производительности основных линий задержки . Обратите внимание, что это относится только к интерферометру, а не к другим приборам на Паранале. В 2005 г. VLTI в обычном порядке производил наблюдения, хотя и с более яркой предельной величиной и меньшей эффективностью наблюдений, чем ожидалось.

По состоянию на март 2008 года VLTI уже опубликовал 89 рецензируемых публикаций и опубликовал первое в истории изображение внутренней структуры загадочной Eta Carinae . В марте 2011 года прибор PIONIER впервые одновременно объединил свет четырех единичных телескопов, что потенциально сделало VLTI самым большим оптическим телескопом в мире. Однако на самом деле эта попытка не увенчалась успехом. Первая успешная попытка была предпринята в феврале 2012 года, когда четыре телескопа были объединены в зеркало диаметром 130 метров.

В марте 2019 года, ESO астрономы, применяя GRAVITY инструмент на их Very Large Telescope интерферометре (VLTI), объявили первое прямое обнаружение в качестве экзопланеты , HR 8799 е , с помощью оптической интерферометрии .

Заход Луны над Серро Параналь
Паранал Residencia и Basecamp на 2400 метров (7900 футов)
Внутри Paranal Residencia
Широкий обзор VLT с работающим лазером.
Ночное небо в обсерватории Паранал ESO в сумерках.

В популярной культуре

Одно из больших зеркал телескопов было предметом эпизода реалити-шоу канала National Geographic «Самые жесткие исправления в мире» , где команда инженеров сняла и перевезла зеркало для очистки и повторного покрытия алюминием . Работа требовала борьбы с сильным ветром, ремонта сломанного насоса в гигантской стиральной машине и решения проблемы с такелажем.

Окрестности Очень Большого Телескопа также были показаны в блокбастерах. ESO Отель Отель Residencia служил в качестве фона для части Джеймс Бонд фильма Квант милосердия . Продюсер фильма Майкл Уилсон сказал: «Резиденция обсерватории Паранал привлекла внимание нашего режиссера Марка Форстера и художника-постановщика Денниса Гасснера как своим исключительным дизайном, так и удаленностью в пустыне Атакама. настоящий оазис и идеальное убежище для Доминика Грина, нашего злодея, которого агент 007 выслеживает в нашем новом фильме о Джеймсе Бонде ».

Смотрите также

Сравнение размеров основных зеркал. Пунктирная линия показывает теоретический размер комбинированных зеркал VLT (темно-зеленый).

использованная литература

внешние ссылки

  • Веб-клиент WorldWide Telescope, включая архивы с VLT
  • VLT изображения
  • ESO интерферометрия
  • Линии задержки для очень больших телескопов в голландском космосе
  • Визит Travelogue VLT
  • Самые сложные исправления в мире
  • Сайт Bond @ Paranal .