Обсерватория Маунт-Вилсон ( MWO ) — астрономическая обсерватория в округе Лос-Анджелес, Калифорния , США. MWO расположена на горе Вилсон , пике высотой 5710 футов (1740 метров) в горах Сан-Габриэль недалеко от Пасадены , к северо-востоку от Лос-Анджелеса.
В обсерватории находятся два исторически важных телескопа: 100-дюймовый (2,5 м) телескоп Хукера, который был самым большим апертурным телескопом в мире с момента его завершения в 1917 году по 1949 год, и 60-дюймовый телескоп, который был самым большим действующим телескопом в мире на момент его завершения в 1908 году. Здесь также находятся солнечный телескоп Сноу , завершенный в 1905 году, 60-футовая (18 м) солнечная башня, завершенная в 1908 году, 150-футовая (46 м) солнечная башня, завершенная в 1912 году, и массив CHARA , построенный Университетом штата Джорджия , который был полностью введен в эксплуатацию в 2004 году и был самым большим оптическим интерферометром в мире на момент его завершения.
Благодаря слою инверсии , который удерживает теплый воздух и смог над Лос-Анджелесом, в Маунт-Вилсон более устойчивый воздух, чем в любом другом месте в Северной Америке, что делает его идеальным для астрономии и, в частности, для интерферометрии . [1] Растущее световое загрязнение из-за роста Лос-Анджелеса ограничило возможности обсерватории заниматься астрономией дальнего космоса, но она остается продуктивным центром, а массив CHARA продолжает важные звездные исследования.
Первые попытки установить телескоп на горе Вильсон были предприняты в 1880-х годах одним из основателей Университета Южной Калифорнии Эдвардом Фоллсом Спенсом , но он умер, так и не завершив финансирование. [2] Обсерватория была задумана и основана Джорджем Эллери Хейлом , который ранее построил 1-метровый телескоп в обсерватории Йеркса , на тот момент крупнейший телескоп в мире. Солнечная обсерватория Маунт-Вильсон была впервые профинансирована Институтом Карнеги в Вашингтоне в 1904 году, арендовав землю у владельцев отеля Mount Wilson в 1904 году. Одним из условий аренды было разрешение на публичный доступ. [3]
В обсерватории Маунт-Вилсон есть три солнечных телескопа . Только один из этих телескопов, 60-футовая солнечная башня, до сих пор используется для исследования Солнца.
Солнечный телескоп Snow был первым телескопом, установленным в молодой солнечной обсерватории Маунт-Вилсон. Это был первый в мире постоянно установленный солнечный телескоп. Солнечные телескопы ранее были портативными, поэтому их можно было брать с собой на солнечные затмения по всему миру. Телескоп был подарен Йеркской обсерватории Хелен Сноу из Чикаго. Джордж Эллери Хейл, тогдашний директор Йеркской обсерватории, привез телескоп в Маунт-Вилсон, чтобы ввести его в эксплуатацию в качестве надлежащего научного инструмента. Его 24-дюймовое (61 см) главное зеркало с фокусным расстоянием 60 футов (18 м) в сочетании со спектрографом проделало новаторскую работу по изучению спектров солнечных пятен, доплеровского сдвига вращающегося солнечного диска и ежедневных солнечных изображений в нескольких длинах волн. Вскоре последовали звездные исследования, поскольку спектры самых ярких звезд можно было регистрировать с очень длительной экспозицией на стеклянных пластинах. [4] Солнечный телескоп Snow в основном используется студентами бакалавриата, которые получают практическую подготовку по физике Солнца и спектроскопии. [5] Он также использовался публично для наблюдения за прохождением Меркурия по диску Солнца 9 мая 2016 года.
Вскоре была построена 60-футовая (18-метровая) солнечная башня на основе работы, начатой на телескопе Snow. После завершения строительства в 1908 году вертикальная конструкция башни солнечного телескопа с фокусным расстоянием 60 футов позволила получить гораздо более высокое разрешение солнечного изображения и спектра, чем телескоп Snow. Более высокое разрешение было достигнуто за счет размещения оптики выше над землей, что позволило избежать искажений, вызванных нагреванием земли Солнцем. 25 июня 1908 года Хейл зарегистрировал расщепление Зеемана в спектре солнечного пятна, впервые показав, что магнитные поля существуют где-то помимо Земли. Позднее было обнаружено обратное направление в солнечных пятнах нового солнечного цикла 1912 года. Успех 60-футовой башни побудил Хейла заняться еще одним, более высоким башенным телескопом. В 1960-х годах Роберт Лейтон обнаружил, что у Солнца есть 5-минутное колебание, и так родилась область гелиосейсмологии. [4] [6] 60-футовая башня находится в ведении кафедры физики и астрономии Университета Южной Калифорнии .
Солнечная башня с фокусным расстоянием 150 футов (46 м) расширила конструкцию солнечной башни с помощью конструкции «башня в башне». (На самом деле высота башни составляет 176 футов (54 м). Внутренняя башня поддерживает оптику выше, в то время как внешняя башня, которая полностью окружает внутреннюю башню, поддерживает купол и полы вокруг оптики. Такая конструкция позволила полностью изолировать оптику от эффекта ветра, раскачивающего башню. Два зеркала направляют солнечный свет на 12-дюймовую (30 см) линзу, которая фокусирует свет вниз на первом этаже. Впервые она была завершена в 1910 году, но неудовлетворительная оптика вызвала двухлетнюю задержку, прежде чем была установлена подходящая дублетная линза. Исследования включали вращение Солнца, полярности солнечных пятен, ежедневные рисунки солнечных пятен и множество исследований магнитного поля. Солнечный телескоп оставался крупнейшим в мире в течение 50 лет, пока в 1962 году в Китт-Пик в Аризоне не был достроен солнечный телескоп Макмата-Пирса. В 1985 году Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе перенял управление солнечной башней у обсерваторий Карнеги после того, как они решили прекратить финансирование обсерватории. [7]
Для 60-дюймового телескопа Джордж Эллери Хейл получил 60-дюймовую (1,5 м) заготовку зеркала, отлитую компанией Saint-Gobain во Франции, в 1896 году в подарок от своего отца Уильяма Хейла. Это был стеклянный диск толщиной 19 см и весом 860 кг. Однако только в 1904 году Хейл получил финансирование от Института Карнеги на строительство обсерватории. Шлифовка началась в 1905 году и заняла два года. Монтаж и конструкция телескопа были построены в Сан-Франциско и едва пережили землетрясение 1906 года . Транспортировка частей на вершину горы Вильсон была огромной задачей. Первый свет появился 8 декабря 1908 года. На тот момент это был самый большой действующий телескоп в мире. [1] «Левиафан » лорда Росса из Парсонстауна , 72-дюймовый (1,8-метровый) телескоп, построенный в 1845 году, к 1890-м годам вышел из строя.
Хотя 60-дюймовый телескоп был немного меньше «Левиафана», он имел много преимуществ, включая гораздо лучшее расположение, стеклянное зеркало вместо металлического зеркала и прецизионную монтировку, которая могла точно отслеживать любое направление в небе, поэтому 60-дюймовый телескоп был большим шагом вперед.
60-дюймовый телескоп — это рефлекторный телескоп, созданный для конфигураций Ньютона , Кассегрена и Куде . В настоящее время он используется в изогнутой конфигурации Кассегрена. Он стал одним из самых производительных и успешных телескопов в истории астрономии. Его конструкция и светосила позволили стать пионером спектроскопического анализа, измерений параллакса , фотографии туманностей и фотометрической фотографии. [8] Хотя девять лет спустя его превзошел по размеру 100-дюймовый телескоп Хукера, 60-дюймовый телескоп оставался одним из крупнейших в использовании на протяжении десятилетий.
В 1992 году 60-дюймовый телескоп был оснащен ранней адаптивной оптической системой Atmospheric Compensation Experiment (ACE). 69-канальная система улучшила потенциальную разрешающую способность телескопа с 0,5 до 1,0 угловой секунды до 0,07 угловой секунды. ACE была разработана DARPA для системы Стратегической оборонной инициативы , а Национальный научный фонд финансировал гражданскую конверсию.
Телескоп используется для публичных мероприятий как второй по величине телескоп в мире, предназначенный для широкой публики. Изготовленные на заказ 10-сантиметровые окуляры устанавливаются в фокусе с помощью изогнутой конфигурации Кассегрена, чтобы обеспечить вид на Луну, планеты и объекты дальнего космоса. Группы могут забронировать телескоп на вечер наблюдений. [9]
100-дюймовый (2,5 м) телескоп Хукера , расположенный в обсерватории Маунт-Вилсон, Калифорния, был завершен в 1917 году и был крупнейшим телескопом в мире до 1949 года. Это один из самых известных телескопов в наблюдательной астрономии 20-го века. Он использовался Эдвином Хабблом для проведения наблюдений, с помощью которых он получил два фундаментальных результата, изменивших научный взгляд на Вселенную. Используя наблюдения, которые он сделал в 1922–1923 годах, Хаббл смог доказать , что Вселенная простирается за пределы галактики Млечный Путь, и что несколько туманностей находятся на расстоянии миллионов световых лет. Затем он показал, что Вселенная расширяется . [10]
Как только проект 60-дюймового телескопа был в самом разгаре, Хейл немедленно приступил к созданию более крупного телескопа. Джон Д. Хукер предоставил решающее финансирование в размере 45 000 долларов [12] для покупки и шлифовки зеркала, в то время как Эндрю Карнеги [13] предоставил средства для завершения телескопа и купола. Фабрика Saint-Gobain была снова выбрана для литья заготовки в 1906 году, которое было завершено в 1908 году. После значительных проблем с заготовкой (и потенциальными заменами) телескоп Хукера был завершен и увидел «первый свет» 2 ноября 1917 года. Как и в случае с 60-дюймовым телескопом, подшипники поддерживаются ртутными поплавками для поддержки 100-тонного веса телескопа.
В 1919 году телескоп Хукера был оснащен специальным приспособлением — 6-метровым оптическим астрономическим интерферометром, разработанным Альбертом А. Майкельсоном , намного большим, чем тот, который он использовал для измерения спутников Юпитера. Майкельсон смог использовать это оборудование для определения точного диаметра звезд, таких как Бетельгейзе , впервые в истории был измерен размер звезды. Генри Норрис Рассел разработал свою систему классификации звезд, основанную на наблюдениях с использованием Хукера.
В 1935 году серебряное покрытие, использовавшееся с 1917 года на зеркале Хукера, было заменено более современным и долговечным алюминиевым покрытием, которое отражало на 50% больше света, чем старое серебряное покрытие. Новый метод покрытия зеркал телескопа был впервые опробован на старом 1,5-метровом зеркале. [14]
Эдвин Хаббл выполнил множество критических расчетов, работая на телескопе Хукера. В 1923 году Хаббл открыл первую переменную цефеиду в спиральной туманности Андромеды с помощью 2,5-метрового телескопа. Это открытие позволило ему вычислить расстояние до спиральной туманности Андромеды и показать, что на самом деле это галактика за пределами Млечного Пути . Хаббл, при содействии Милтона Л. Хьюмасона , наблюдал величину красного смещения во многих галактиках и опубликовал статью в 1929 году, в которой показал, что Вселенная расширяется.
Царствование Хукера в течение трех десятилетий как крупнейшего телескопа подошло к концу, когда консорциум Калтеха и Карнеги завершил свой 200-дюймовый (5,1 м) телескоп Хейла в Паломарской обсерватории , в 144 км к югу, в округе Сан-Диего, Калифорния . Телескоп Хейла увидел первый свет в январе 1949 года. [15]
К 1980-м годам фокус астрономических исследований переключился на наблюдение за дальним космосом, что требовало более темного неба, чем то, что можно было найти в районе Лос-Анджелеса, из-за постоянно растущей проблемы светового загрязнения . В 1989 году Институт Карнеги , который управлял обсерваторией, передал ее некоммерческому Институту Маунт-Вильсон. В то время 2,5-метровый телескоп был деактивирован, но он был перезапущен в 1992 году, а в 1995 году он был оснащен адаптивной оптической системой видимого света, а позднее, в 1997 году, он разместил UnISIS, адаптивную оптическую систему лазерной направляющей звезды. [16] [17]
Поскольку использование телескопа для научных работ снова сократилось, было принято решение переоборудовать его для использования в визуальных наблюдениях. Из-за высокого положения фокуса Кассегрена над полом наблюдения была разработана система зеркал и линз, позволяющая вести наблюдение с позиции в нижней части трубы телескопа. После завершения переоборудования в 2014 году 2,5-метровый телескоп начал свою новую жизнь в качестве крупнейшего в мире телескопа, предназначенного для общественного пользования. Регулярные запланированные наблюдения начались с сезона наблюдений 2015 года. [18]
Разрешающая способность телескопа составляет 0,05 угловой секунды .
Астрономическая интерферометрия имеет богатую историю в Маунт-Вилсон. Здесь было установлено не менее семи интерферометров. Причина этого в том, что чрезвычайно устойчивый воздух над Маунт-Вилсон хорошо подходит для интерферометрии, использования нескольких точек наблюдения для увеличения разрешения, достаточного для прямого измерения деталей, таких как диаметры звезд.
Первым из этих интерферометров был 20-футовый звездный интерферометр. В 1919 году 100-дюймовый телескоп Хукера был оснащен специальным приспособлением, 20-футовым оптическим астрономическим интерферометром, разработанным Альбертом А. Майкельсоном и Фрэнсисом Г. Пизом. Он был прикреплен к концу 100-дюймового телескопа и использовал телескоп в качестве направляющей платформы для поддержания выравнивания с изучаемыми звездами. К декабрю 1920 года Майкельсон и Пиз смогли использовать оборудование для определения точного диаметра звезды, красного гиганта Бетельгейзе, впервые в истории был измерен угловой размер звезды. В следующем году Майкельсон и Пиз измерили диаметры еще шести красных гигантов, прежде чем достигли предела разрешения 20-футового лучевого интерферометра. [19]
Чтобы расширить работу 20-футового интерферометра, Пиз, Майкельсон и Джордж Э. Хейл спроектировали 50-футовый интерферометр, который был установлен в обсерватории Маунт-Вилсон в 1929 году. Он успешно измерил диаметр Бетельгейзе, но, за исключением беты Андромеды, не смог измерить ни одну звезду, которая еще не была измерена 20-футовым интерферометром. [20]
Оптическая интерферометрия достигла предела доступных технологий, и потребовалось около тридцати лет, чтобы более быстрые вычисления, электронные детекторы и лазеры снова сделали возможным создание более крупных интерферометров.
Инфракрасный пространственный интерферометр (ISI), управляемый подразделением Калифорнийского университета в Беркли , представляет собой массив из трех 1,65-метровых телескопов, работающих в среднем инфракрасном диапазоне. Телескопы полностью мобильны, и их текущее местоположение на горе Вильсон позволяет размещать их на расстоянии до 70 метров друг от друга, что обеспечивает разрешение телескопа такого диаметра. Сигналы преобразуются в радиочастоты через гетеродинные схемы, а затем объединяются электронным способом с использованием методов, скопированных из радиоастрономии . [21] Самая длинная, 70-метровая базовая линия обеспечивает разрешение 0,003 угловых секунд на длине волны 11 микрометров. 9 июля 2003 года ISI зарегистрировал первые измерения синтеза апертуры фазы закрытия в среднем инфракрасном диапазоне. [22]
Центр астрономии с высоким угловым разрешением (CHARA), построенный и эксплуатируемый Университетом штата Джорджия , представляет собой интерферометр, образованный из шести 1-метровых телескопов, расположенных вдоль трех осей с максимальным разделением 330 м. Световые лучи проходят через вакуумные трубы, задерживаются и объединяются оптически, что требует здания длиной 100 метров с подвижными зеркалами на тележках, чтобы поддерживать свет в фазе при вращении Земли. CHARA начал научное использование в 2002 году, а «рутинные операции» — в начале 2004 года. В инфракрасном диапазоне интегрированное изображение может разрешаться до 0,0005 угловых секунд. Шесть телескопов регулярно используются для научных наблюдений, и по состоянию на конец 2005 года результаты визуализации регулярно получаются. Массив захватил первое изображение поверхности звезды главной последовательности, отличной от Солнца, опубликованное в начале 2007 года. [23]
В 1966 году Эрик Беклин впервые использовал 61-сантиметровый телескоп, оснащенный инфракрасным детектором, приобретенным у военного подрядчика, для определения центра Млечного Пути . [24]
В 1968 году Джерри Нойгебауэр и Роберт Б. Лейтон провели первый обзор неба большой площади в ближнем ИК-диапазоне (2,2 мкм) с использованием 157-сантиметровой отражающей тарелки, которую они построили в начале 1960-х годов. [25] Известный как инфракрасный телескоп Калтеха , он работал в режиме неуправляемого дрейфового сканирования, используя фотоумножитель на основе сульфида свинца (II) (PbS), считываемый с бумажных карт. [26] В настоящее время телескоп экспонируется в Центре Удвара-Хейзи , являющемся частью Смитсоновского музея авиации и космонавтики . [26]
В одно из воскресений каждого месяца в теплые месяцы года в обсерватории Маунт-Вильсон проходит концерт камерной музыки или джаза под куполом. [34] Идея использовать купол в качестве площадки для живой музыки возникла в 2017 году в ходе разговора между Дэном Коне, членом правления Института Маунт-Вильсон, и Сесилией Цан, всемирно признанной виолончелисткой. [35] Цан согласилась, что акустика в куполе «экстраординарная», сравнимая с такими всемирно известными площадками, как Дворец Гарнье (Парижская опера) и Аудиториум Кулиджа в Библиотеке Конгресса. [36] Коне и Цан работали вместе над созданием серии, которая проводилась каждый концертный сезон, за исключением перерыва во время пандемии COVID-19 . Учитывая, что обсерватория больше не может проводить значительные исследования из-за светового загрязнения, она не получает научного финансирования; Таким образом, концерты обеспечивают значительную часть бюджета, необходимого для поддержания обсерватории как исторической достопримечательности, наряду с платными мероприятиями, такими как публичные просмотры. [37]
Обсерватория стала основным местом действия «Ничего за дверью», первого эпизода радиосериала « Тише, пожалуйста» , который впервые вышел в эфир 8 июня 1947 года.
Обсерватория была местом съемок эпизода « Проверьте это!» на космическую тематику с доктором Стивом Брюлем .
