Изображение предоставлено: ESO
Команда инженеров из Европейской южной обсерватории недавно провела испытания новой установки адаптивной оптики на Очень Большом Телескопе (VLT) в Обсерватории Паранал в Чили. Эта технология адаптирует изображения, полученные телескопом, для устранения искажений, вызванных атмосферой Земли. как будто их видели из космоса. Следующим шагом будет подключение подобных систем ко всем телескопам на объекте, а затем подключить их в большом массиве. Это должно позволить обсерватории разрешать объекты в 100 раз слабее, чем сегодня.
18 апреля 2003 г. команда инженеров из ESO отпраздновала успешное выполнение проекта «Первый свет» для установки адаптивной оптики MACAO-VLTI на очень большом телескопе (VLT) в Паранальской обсерватории (Чили). Это вторая система с адаптивной оптикой (AO), введенная в эксплуатацию в этой обсерватории после установки NACO (ESO PR 25/01).
Достижимая четкость изображения наземного телескопа обычно ограничена влиянием атмосферной турбулентности. Однако с помощью методов адаптивной оптики (AO) этот главный недостаток может быть преодолен, так что телескоп производит изображения, которые являются настолько резкими, насколько это теоретически возможно, то есть, как если бы они были взяты из космоса.
Аббревиатура «MACAO» расшифровывается как «Адаптивная оптика многократного применения кривизны», которая относится к конкретному способу внесения оптических поправок, которые «устраняют» эффект размытия атмосферной турбулентности.
Установка MACAO-VLTI была разработана в ESO. Это очень сложная система, четыре из которых, по одному на каждый 8,2-метровый телескоп VLT, будут установлены под телескопами (в комнатах Coud?). Эти системы корректируют искажения световых лучей от больших телескопов (вызванные атмосферной турбулентностью), прежде чем они будут направлены к общему фокусу на интерферометре VLT (VLTI).
Установка четырех блоков MACAO-VLTI, первый из которых уже установлен, станет не чем иным, как революцией в интерферометрии VLT. Это приведет к огромному увеличению эффективности из-за 100-кратного увеличения чувствительности VLTI.
Проще говоря, с MACAO-VLTI станет возможным наблюдать небесные объекты в 100 раз слабее, чем сейчас. Вскоре астрономы смогут получать интерференционные полосы с VLTI (ESO PR 23/01) большого количества объектов, доселе недоступных с помощью этой мощной техники наблюдения, например, внешние галактики. Последующие изображения и спектры с высоким разрешением откроют совершенно новые перспективы во внегалактических исследованиях, а также в исследованиях многих слабых объектов в нашей собственной галактике, Млечном Пути.
В течение текущего периода первый из четырех объектов MACAO-VLTI был установлен, интегрирован и протестирован с помощью серии наблюдений. Для этих испытаний была специально разработана инфракрасная камера, которая позволила провести детальную оценку производительности. Это также дало некоторые первые, захватывающие виды различных небесных объектов, некоторые из которых показаны здесь.
MACAO - универсальная адаптивная оптика для кривизны
Системы Adaptive Optics (AO) работают с помощью управляемого компьютером деформируемого зеркала (DM), которое противодействует искажению изображения, вызванному атмосферной турбулентностью. Он основан на оптических коррекциях в реальном времени, рассчитанных по данным изображения, полученным «датчиком волнового фронта» (специальной камерой) на очень высокой скорости, много сотен раз в секунду.
В многопрофильной адаптивной оптике кривизны ESO (MACAO) используется 60-элементное деформируемое биморфное зеркало (DM) и 60-элементный датчик волнового фронта кривизны с частотой сердечных сокращений 350 Гц (раз в секунду). Благодаря такой высокой пространственной и временной корректирующей мощности MACAO может почти восстановить теоретически возможное («дифракционно-ограниченное») качество изображения 8,2-метрового телескопа VLT в ближней инфракрасной области спектра на длине волны около 2? Результирующее разрешение (резкость) изображения порядка 60 милли-дуговых секунд улучшается более чем в 10 раз по сравнению со стандартными наблюдениями с ограниченным зрением. Без использования метода АО такая резкость изображения может быть получена только в том случае, если телескоп расположен над атмосферой Земли.
Техническое развитие MACAO-VLTI в его нынешнем виде было начато в 1999 году, и с обзорами проекта с интервалом в 6 месяцев проект быстро достиг крейсерской скорости. Эффективный дизайн является результатом очень плодотворного сотрудничества между отделом AO в ESO и европейской промышленностью, которое способствовало тщательному изготовлению многочисленных высокотехнологичных компонентов, включая Bimorph DM с 60 приводами, быстродействующее крепление наклона наконечника и многие другие. Сборка, тестирование и настройка производительности этой сложной системы реального времени были приняты сотрудниками ESO-Garching.
Установка в Паранале
Первые ящики из 60+ кубометров с компонентами MACAO прибыли в Паранальскую обсерваторию 12 марта 2003 года. Вскоре после этого инженеры и технические специалисты ESO начали кропотливую сборку этого сложного инструмента под телескопом VLT 8,2 м KUEYEN ( ранее UT2).
Они следовали тщательно спланированной схеме, включающей установку электроники, систем водяного охлаждения, механических и оптических компонентов. В конце они выполнили сложное оптическое выравнивание, поставив полностью собранный прибор за неделю до запланированных первых тестовых наблюдений. Эта дополнительная неделя предоставила весьма желанную и полезную возможность для проведения множества испытаний и калибровок при подготовке фактических наблюдений.
АО к службе интерферометрии
Интерферометр VLT (VLTI) сочетает в себе звездный свет, захваченный двумя или более телескопами 8,2-VLT (позднее также четырьмя подвижными 1,8-метровыми вспомогательными телескопами) и позволяет значительно увеличить разрешение изображения. Лучи света от телескопов собраны «в фазе» (связно). Начинаясь с первичных зеркал, они подвергаются многочисленным отражениям вдоль их различных путей на полных расстояниях в несколько сотен метров, прежде чем они достигают интерферометрической лаборатории, где они объединяются с точностью до доли длины волны, то есть в пределах нанометров!
Усиление интерферометрической техники огромно - объединение световых лучей от двух телескопов, разделенных на 100 метров, позволяет наблюдать детали, которые в противном случае могли бы быть разрешены только одним телескопом диаметром 100 метров. Сложное сокращение данных необходимо для интерпретации интерферометрических измерений и определения важных физических параметров наблюдаемых объектов, таких как диаметры звезд и т. Д., Ср. ESO PR 22/02.
VLTI измеряет степень когерентности комбинированных лучей, выраженную контрастом наблюдаемой интерферометрической картины полос. Чем выше степень когерентности между отдельными лучами, тем сильнее измеренный сигнал. Устраняя аберрации волнового фронта, вызванные атмосферной турбулентностью, системы MACAO-VLTI значительно повышают эффективность объединения отдельных лучей телескопа.
В процессе интерферометрических измерений звездный свет должен вводиться в оптические волокна, которые чрезвычайно малы для выполнения своей функции; диаметр всего 6 мкм (0,006 мм). Без «перефокусирующего» действия MACAO в волокна можно впрыскивать только крошечную долю звездного света, захваченного телескопами, и VLTI не будет работать с максимальной эффективностью, для которой он был разработан.
MACAO-VLTI теперь позволяет увеличить коэффициент входного светового потока в 100 раз - это будет подробно проверено, когда два телескопа VLT Unit, оба оснащены MACAO-VLTI, будут работать вместе. Тем не менее, очень хорошая производительность, фактически достигнутая с первой системой, дает инженерам уверенность в том, что этот заказ действительно будет достигнут. Это окончательное испытание будет проведено, как только вторая система MACAO-VLTI будет установлена позднее в этом году.
MACAO-VLTI Первый Свет
После месяца монтажных работ и последующих испытаний с помощью искусственного источника света, установленного в фокусе Насмита в КУЕЙЕН, MACAO-VLTI получил «Первый свет» 18 апреля, когда он получил «настоящий» свет от нескольких астрономических объектов.
Во время предыдущих тестов производительности для измерения улучшения изображения (резкость, концентрация световой энергии) в ближнем инфракрасном диапазоне спектра на 1,2, 1,6 и 2,2 мкм MACAO-VLTI был проверен с помощью специально изготовленной инфракрасной тестовой камеры, разработанной для этого. цель ESO. Это промежуточное испытание потребовалось для обеспечения надлежащего функционирования MACAO перед его использованием для подачи скорректированного луча света в VLTI.
После всего лишь нескольких ночей тестирования и оптимизации различных функций и рабочих параметров MACAO-VLTI был готов к использованию для астрономических наблюдений. Приведенные ниже изображения были получены при средних условиях видимости и иллюстрируют улучшение качества изображения при использовании MACAO-VLTI.
MACAO-VLTI - первые изображения
Вот некоторые из первых изображений, полученных с помощью тестовой камеры в первой системе MACAO-VLTI, которая теперь установлена на 8,2-метровом телескопе VLT KUEYEN.
Фотографии PR 12b-c / 03 показывают первое изображение в инфракрасном K-диапазоне (длина волны 2,2 мкм) звезды (визуальная величина 10), полученное без и с коррекциями изображения с помощью адаптивной оптики.
PR Photo 12d / 03 отображает одно из лучших изображений, полученных с помощью MACAO-VLTI во время ранних тестов. Он показывает коэффициент Штреля (показатель концентрации света), который соответствует спецификациям, в соответствии с которыми был построен MACAO-VLTI. Это огромное улучшение при использовании методов AO ясно продемонстрировано в PR Photo 12e / 03, с нескорректированным профилем изображения (слева), едва видимым по сравнению с исправленным профилем (справа).
PR Photo 11f / 03 демонстрирует возможности коррекции MACAO-VLTI при использовании слабой направляющей звезды. Испытания с использованием различных спектральных типов показали, что предельная визуальная величина варьируется между 16 для B-звезд раннего типа и примерно 18 для M-звезд позднего типа.
Астрономические объекты, видимые на дифракционном пределе
Следующие примеры наблюдений MACAO-VLTI двух хорошо известных астрономических объектов были получены для предварительной оценки возможностей исследования, которые теперь открываются с помощью MACAO-VLTI. Их вполне можно сравнить с космическими изображениями.
Галактический Центр
Центр нашей собственной галактики расположен в созвездии Стрельца на расстоянии около 30 000 световых лет. На фото PR 12h / 03 показано инфракрасное изображение этой области с короткой выдержкой, полученное MACAO-VLTI на ранней стадии испытаний.
Недавние наблюдения АО с использованием установки NACO в VLT предоставляют убедительные доказательства того, что сверхмассивная черная дыра с 2,6 миллионами солнечных масс расположена в самом центре, ср. ESO PR 17/02. Этот результат, основанный на астрометрических наблюдениях звезды, вращающейся вокруг черной дыры и приближающейся к ней на расстояние всего лишь 17 световых часов, был бы невозможен без изображений с ограниченным дифракционным разрешением.
Эта киля
Эта киля - одна из самых тяжелых известных звезд, масса которой, вероятно, превышает 100 солнечных масс. Оно примерно в 4 миллиона раз ярче Солнца, что делает его одной из самых ярких известных звезд.
Такая массивная звезда имеет сравнительно короткое время жизни, составляющее всего около 1 миллиона лет, и, измеряемое в космическом масштабе времени, Eta Carinae, должно быть, образовалась совсем недавно. Эта звезда очень нестабильна и склонна к бурным вспышкам. Они вызваны очень высоким радиационным давлением в верхних слоях звезды, которое выбрасывает значительные количества вещества на «поверхность» в космос во время сильных извержений, которые могут длиться несколько лет. Последний из этих всплесков произошел между 1835 и 1855 годами и достиг пика в 1843 году. Несмотря на его сравнительно большое расстояние - около 7500–10 000 световых лет - эта Киля ненадолго стала второй самой яркой звездой на небе в то время (с очевидной величиной -1 ), только превзойденный Сириусом.
Морозный лев
Морозный Лев - звезда величиной 11 (после AGB), окруженная оболочкой из газа, пыли и большого количества льда (отсюда и название). Связанная туманность имеет форму «бабочки» (биполярная морфология) и является одним из наиболее известных примеров краткой переходной фазы между двумя поздними этапами эволюции, асимптотической ветвью гиганта (AGB) и последующими планетарными туманностями (PNe).
Считается, что для такого объекта с тремя солнечными массами эта фаза продлится всего несколько тысяч лет, мгновение ока в жизни звезды. Следовательно, объекты, подобные этому, очень редки, и Морозный Лев - один из самых близких и ярких среди них.
Источник: ESO News Release
