Очень Большой Телескоп ( VLT ) – это объект Европейской Южной Обсерватории , расположенный на Серро Параналь в пустыне Атакама на севере Чили . Он состоит из четырех отдельных телескопов, каждый из которых оснащен главным зеркалом диаметром 8,2 метра. Эти оптические телескопы , названные Анту , Куэйен , Мелипал и Йепун (все слова для обозначения астрономических объектов на языке мапуче ), обычно используются отдельно, но могут быть объединены для достижения очень высокого углового разрешения . [1] Массив VLT также дополняется четырьмя подвижными вспомогательными телескопами (ВТ) с апертурой 1,8 метра.
VLT способен наблюдать как в видимом , так и в инфракрасном диапазоне длин волн . Каждый отдельный телескоп может обнаруживать объекты, которые примерно в четыре миллиарда раз тусклее, чем те, которые можно увидеть невооруженным глазом . Когда все телескопы объединены, установка может достичь углового разрешения примерно 0,002 угловой секунды. В режиме одного телескопа угловое разрешение составляет около 0,05 угловой секунды. [2]
VLT — одна из самых продуктивных установок в астрономии, уступающая только космическому телескопу «Хаббл» по количеству научных работ, написанных на установках, работающих в видимом диапазоне волн. [3] Некоторые из новаторских наблюдений, сделанных с помощью VLT, включают первое прямое изображение экзопланеты , отслеживание звезд, вращающихся вокруг сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути , и наблюдения послесвечения самого дальнего известного гамма-излучения. лучевой взрыв . [4]
VLT состоит из четырех больших (диаметром 8,2 метра) телескопов (называемых Unit Telescopes или UT) с оптическими элементами, которые могут объединять их в астрономический интерферометр (VLTI), который используется для разрешения небольших объектов. Интерферометр также включает в себя набор из четырех подвижных телескопов диаметром 1,8 метра, предназначенных для интерферометрических наблюдений. Первый из UT начал работу 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 несколько телескопов VLT. К VLTI были добавлены четыре 1,8-метровых вспомогательных телескопа (AT), чтобы сделать его доступным, когда UT будут использоваться для других проектов. Эти АТ были установлены и вступили в эксплуатацию в период с 2004 по 2007 год. [1]
8,2-метровые телескопы VLT изначально были предназначены для работы в трех режимах: [5]
УТ оснащены большим набором приборов, позволяющих проводить наблюдения от ближнего ультрафиолета до среднего инфракрасного диапазона (т.е. большая часть световых длин волн, доступных с поверхности Земли ), с полным набором методов, включая Спектроскопия высокого разрешения, многообъектная спектроскопия , визуализация и визуализация высокого разрешения. В частности, VLT имеет несколько систем адаптивной оптики , которые корректируют эффекты атмосферной турбулентности, обеспечивая изображения почти такими же четкими, как если бы телескоп находился в космосе. В ближнем инфракрасном диапазоне изображения VLT с адаптивной оптикой до трех раз четче, чем у космического телескопа Хаббла , а спектроскопическое разрешение во много раз лучше, чем у Хаббла. VLT отличаются высоким уровнем эффективности наблюдений и автоматизации.
Первичные зеркала UT имеют диаметр 8,2 метра, но на практике зрачок телескопов определяется их вторичными зеркалами, что эффективно уменьшает полезный диаметр до 8,0 метров в фокусе Нэсмита и 8,1 метра в фокусе Кассегрена . [9]
Телескопы диаметром 8,2 м размещены в компактных терморегулируемых корпусах, которые вращаются синхронно с телескопами. Такая конструкция сводит к минимуму любое неблагоприятное воздействие на условия наблюдения, например, турбулентность воздуха в трубе телескопа, которая в противном случае могла бы возникнуть из-за изменений температуры и ветрового потока. [4]
Основная роль основных телескопов VLT заключается в работе как четырех независимых телескопов. Интерферометрия (объединение света от нескольких телескопов) используется примерно в 20 процентах случаев для очень высокого разрешения ярких объектов, например, Бетельгейзе . Этот режим позволяет астрономам видеть детали в 25 раз четче, чем при использовании 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 протяжении ста метров. С такой точностью VLTI может реконструировать изображения с угловым разрешением в миллисекунды дуги. [1]
ESO уже давно намеревалась дать «настоящие» имена четырем телескопам VLT Unit, чтобы заменить первоначальные технические обозначения UT1 на UT4. В марте 1999 года, во время инаугурации Паранала, были выбраны четыре осмысленных названия объектов в небе на языке мапуче . Этот коренной народ проживает в основном к югу от Сантьяго-де-Чили.
В этой связи был организован конкурс эссе среди школьников II региона Чили, столицей которого является Антофагаста , чтобы написать о значении этих названий. На нем было собрано множество статей, посвященных культурному наследию принимающей страны ESO.
Победившее эссе было представлено 17-летним Хорси Альбанесом Кастильей из Чукикаматы недалеко от города Калама . Она получила приз — любительский телескоп — во время открытия объекта Паранал. [11]
Телескопы 1–4 с тех пор известны как Анту (Солнце), Куэйен (Луна), Мелипал ( Южный Крест ) и Йепун (Вечерняя звезда) соответственно. [12] Первоначально существовала некоторая путаница относительно того, действительно ли Йепун означает вечернюю звезду Венеру, потому что испанско-мапуче словарь 1940-х годов ошибочно перевел Йепун как «Сириус». [13]
Хотя четыре 8,2-метровых телескопа могут быть объединены в VLTI, время их наблюдений тратится в основном на индивидуальные наблюдения и используются для интерферометрических наблюдений в течение ограниченного количества ночей в году. Однако доступны четыре меньших по размеру 1,8-метровых AT, предназначенных для интерферометрии, что позволяет VLTI работать каждую ночь. [4]
Верхняя часть каждого АТ 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 для электроники, системы жидкостного охлаждения, кондиционеры, 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. [1]
Секция транспортера движется по рельсам, поэтому АТ можно перемещать в 30 различных мест наблюдения. Поскольку VLTI действует скорее как одиночный телескоп, размер которого равен группе телескопов вместе взятых, изменение положения AT означает, что VLTI можно настроить в соответствии с потребностями проекта наблюдений. [1] Реконфигурируемая природа VLTI аналогична очень большой матрице .
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 рецензируемых научных работ. [16] Научные открытия телескопа включают прямое получение изображений Beta Pictoris b , первой внесолнечной планеты, полученной таким образом, [17] отслеживание отдельных звезд, движущихся вокруг сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути, [18] и наблюдение послесвечения самый дальний известный гамма-всплеск . [19]
В 2018 году VLT помог провести первую успешную проверку общей теории относительности Эйнштейна на движении звезды, проходящей через экстремальное гравитационное поле вблизи сверхмассивной черной дыры, то есть гравитационное красное смещение . [20] Фактически, наблюдения проводились уже более 26 лет с помощью инструментов адаптивной оптики SINFONI и NACO в VLT, в то время как в новом подходе 2018 года также использовался прибор для объединения лучей GRAVITY. [21] Команда Галактического центра в Институте внеземной физики Макса Планка (MPE) использовала это наблюдение, впервые обнаружившее эффекты. [22]
Другие открытия, связанные с подписью VLT, включают в себя обнаружение молекул угарного газа в галактике, расположенной на расстоянии почти 11 миллиардов световых лет от нас, - подвиг, который оставался недостижимым в течение 25 лет. Это позволило астрономам получить наиболее точные измерения космической температуры в столь далёкую эпоху. [23] Еще одним важным исследованием было изучение сильных вспышек сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути. VLT и APEX объединились, чтобы обнаружить растягивание материала по мере его вращения по орбите в условиях интенсивной гравитации вблизи центральной черной дыры. [24]
Используя VLT, астрономы также оценили возраст чрезвычайно старых звезд в скоплении NGC 6397 . На основе моделей звездной эволюции был установлен возраст двух звезд 13,4 ± 0,8 миллиарда лет, то есть они относятся к самой ранней эпохе звездообразования во Вселенной. [25] Они также впервые проанализировали атмосферу вокруг экзопланеты-суперземли с помощью VLT. Планета, известная как GJ 1214b , изучалась, когда она проходила перед своей родительской звездой, и часть звездного света проходила через атмосферу планеты. [26]
В целом из 10 крупнейших открытий, сделанных обсерваториями ESO, семь были сделаны с использованием VLT. [27]
Каждый телескоп Unit представляет собой телескоп Ричи-Кретьена Кассегрена с 22-тонным главным зеркалом Zerodur длиной 8,2 метра и фокусным расстоянием 14,4 м и легким бериллиевым вторичным зеркалом длиной 1,1 метра. Плоское третичное зеркало направляет свет на один из двух инструментов в фокусах Нэсмита f/15 с каждой стороны, с фокусным расстоянием системы 120 м, [28] или третичное зеркало отклоняется в сторону, чтобы позволить свету через центральное отверстие главного зеркала попасть в объектив. третий инструмент в фокусе Кассегрена. Это позволяет переключаться между любым из трех инструментов в течение 5 минут в зависимости от условий наблюдения. Дополнительные зеркала могут передавать свет через туннели к центральным сумматорам лучей VLTI. Максимальное поле зрения (в фокусах Нэсмита) составляет около 27 угловых минут в диаметре, что немного меньше, чем у полной Луны, хотя большинство инструментов видят более узкое поле зрения. [ нужна цитата ]
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. [29]
Программа оснащения VLT — самая амбициозная программа, когда-либо задумывавшаяся для одной обсерватории. Он включает в себя сканеры большого поля зрения, камеры и спектрографы с коррекцией адаптивной оптики, а также многообъектные спектрографы высокого разрешения и охватывает широкий спектральный диапазон: от глубокого ультрафиолета (300 нм) до среднего инфракрасного диапазона (24 мкм). [1]
С 2014 по 2020 год он был модернизирован до CRIRES+, чтобы обеспечить в десять раз больший одновременный охват длин волн. Новая матрица в фокальной плоскости детектора из трех детекторов Hawaii 2RG с длиной волны отсечки 5,3 мкм заменила существующие детекторы, добавлен новый спектрополяриметрический блок и усовершенствована система калибровки. Одной из научных задач CRIRES+ является транзитная спектроскопия экзопланет, которая на данный момент является единственным средством изучения экзопланетных атмосфер. Транзитные планеты почти всегда являются близкими планетами, горячими и излучающими большую часть своего света в инфракрасном (ИК) диапазоне . Кроме того, ИК-диапазон спектра представляет собой область спектра, в которой из 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 охватывается CRIRES+, что дополнительно позволит отслеживать несколько линий поглощения одновременно. [35]
В интерферометрическом режиме работы свет телескопов отражается от зеркал и направляется через туннели в центральную лабораторию объединения лучей. В 2001 году во время ввода в эксплуатацию VLTI успешно измерил угловые диаметры четырех красных карликов, включая Проксиму Центавра . В ходе этой операции было достигнуто угловое разрешение ±0,08 миллидуговых секунд (0,388 нанорадиан). Это сопоставимо с разрешением, достигнутым с использованием других матриц, таких как прототип оптического интерферометра ВМФ и матрица CHARA . В отличие от многих более ранних оптических и инфракрасных интерферометров, прибор Astronomical Multi-Beam Recombiner (AMBER) на VLTI изначально был разработан для выполнения когерентного интегрирования (для которого требуется соотношение сигнал-шум, превышающее единицу в каждое время когерентности атмосферы). Используя большие телескопы и когерентную интеграцию, самый слабый объект, который может наблюдать VLTI, имеет звездную величину 7 в ближнем инфракрасном диапазоне для широкополосных наблюдений [60] , аналогично многим другим ближним инфракрасным / оптическим интерферометрам без отслеживания полос. В 2011 году был введен режим некогерентного интегрирования [61] под названием «слепой режим» AMBER, который больше похож на режим наблюдения, использовавшийся в более ранних матрицах интерферометров, таких как COAST, IOTA и CHARA. В этом «слепом режиме» AMBER может наблюдать источники столь слабые, как K = 10, со средним спектральным разрешением. На более сложных длинах волн среднего инфракрасного диапазона VLTI может достигать магнитуды 4,5, что значительно слабее, чем у инфракрасного пространственного интерферометра . Когда будет введено отслеживание полос, предельная величина VLTI, как ожидается, улучшится почти в 1000 раз, достигнув величины примерно 14. Это аналогично тому, что ожидается для других интерферометров с отслеживанием полос. В спектроскопическом режиме VLTI в настоящее время может достигать магнитуды 1,5. VLTI может работать полностью интегрированным образом, поэтому интерферометрические наблюдения на самом деле довольно просты в подготовке и проведении. VLTI стал первым во всем мире оптическим/инфракрасным интерферометрическим комплексом общего пользования, предлагающим астрономическому сообществу такого рода услуги. [62]
Из-за большого количества зеркал, участвующих в оптической цепочке, около 95% света теряется до того, как достигнет приборов на длине волны 1 мкм, 90% на длине волны 2 мкм и 75% на длине волны 10 мкм. [63] Это относится к отражению от 32 поверхностей, включая поезд Куде , звездный сепаратор, главную линию задержки, компрессор луча и питающую оптику. Кроме того, интерферометрический метод таков, что он очень эффективен только для объектов, которые настолько малы, что весь их свет концентрируется. Например, объект с относительно низкой поверхностной яркостью , такой как Луна, невозможно наблюдать, потому что его свет слишком разбавлен. Только цели, температура которых превышает 1000° C , имеют поверхностную яркость, достаточно высокую для наблюдения в среднем инфракрасном диапазоне, а для наблюдений в ближнем инфракрасном диапазоне с использованием VLTI объекты должны иметь температуру в несколько тысяч градусов Цельсия. Сюда входит 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 коррекция адаптивной оптики могут улучшить чувствительность, это не может расширить возможности оптической интерферометрии за пределы близлежащих звезд и самых ярких активных галактических ядер .
Поскольку телескопы Unit большую часть времени используются автономно, в интерферометрическом режиме они используются преимущественно в светлое время (т. е. вблизи 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 сейчас все четыре АТ введены в эксплуатацию. Для интерферометрических наблюдений самых ярких объектов использование 8-метровых телескопов вместо 1,8-метровых телескопов малоэффективно.
Первыми двумя инструментами VLTI были VINCI (испытательный инструмент, использовавшийся для настройки системы, сейчас выведенный из эксплуатации) и MIDI, [64] которые позволяют использовать одновременно только два телескопа. После установки в 2005 году трехтелескопического прибора AMBER для измерения фазы закрытия вскоре ожидаются первые изображения с VLTI.
Внедрение прибора для фазовой визуализации и микродуговой астрометрии (PRIMA) началось в 2008 году с целью обеспечить возможность фазовых измерений либо в астрометрическом двухлучевом режиме, либо в качестве преемника VINCI для отслеживания границ, работающего одновременно с одним из других инструментов. . [65] [66] [67]
После резкого отставания от графика и несоответствия некоторым спецификациям в декабре 2004 года интерферометр VLT стал объектом второго «плана восстановления» ESO . Это требует дополнительных усилий, направленных на улучшение отслеживания интерференционных полос и производительность основных линий задержки . Обратите внимание, что это относится только к интерферометру, а не к другим инструментам на Паранале. В 2005 году VLTI регулярно проводил наблюдения, хотя и с более яркой предельной величиной и меньшей эффективностью наблюдений, чем ожидалось.
По состоянию на март 2008 года [обновлять]VLTI уже привел к публикации 89 рецензируемых публикаций [68] и опубликовал первое в истории изображение внутренней структуры загадочной Эта Киля . [69] В марте 2011 года инструмент ПИОНЬЕР впервые одновременно объединил свет четырех юнит-телескопов, что потенциально сделало VLTI крупнейшим оптическим телескопом в мире. [50] Однако эта попытка не увенчалась успехом. [70] Первая успешная попытка была предпринята в феврале 2012 года: четыре телескопа были объединены в зеркало диаметром 130 метров. [70]
В марте 2019 года астрономы ESO , используя инструмент GRAVITY на своем интерферометре Очень Большого Телескопа (VLTI), объявили о первом прямом обнаружении экзопланеты HR 8799 e с помощью оптической интерферометрии . [71]
Одно из больших зеркал телескопов стало предметом эпизода реалити-шоу « Самые сложные исправления в мире» канала National Geographic , где команда инженеров сняла и транспортировала зеркало для очистки и повторного покрытия алюминием . Работа требовала борьбы с сильным ветром, ремонта сломанного насоса в гигантской стиральной машине и решения проблем с такелажем. [ нужна цитация ] Эта процедура является частью планового технического обслуживания. [72]
Территория вокруг Очень Большого Телескопа была показана в фильме 2008 года «Квант милосердия» . Отель ESO , Residencia, служил декорацией для части фильма о Джеймсе Бонде . [4] Продюсер Майкл Дж. Уилсон сказал: «Резиденция обсерватории Паранал привлекла внимание нашего директора Марка Форстера и художника-постановщика Денниса Гасснера как своим исключительным дизайном, так и своим удаленным расположением в пустыне Атакама. Это настоящая реальность. оазис и идеальное убежище для Доминика Грина, нашего злодея, которого агент 007 выслеживает в нашем новом фильме о Джеймсе Бонде». [73]