Bildekreditt: ESO
Et team av ingeniører fra European Southern Observatory testet nylig ut et nytt adaptivt optikkanlegg på Very Large Telescope (VLT) ved Paranal Observatory i Chile. Denne teknologien tilpasser bilder tatt av teleskopet for å fjerne forvrengningen forårsaket av jordas atmosfære? som om de ble sett fra verdensrommet. Neste trinn vil være å koble lignende systemer til alle teleskopene på anlegget og deretter koble dem opp i et stort utvalg. Dette bør gjøre det mulig for observatoriet å løse gjenstander 100 ganger svakere enn i dag.
18. april 2003 feiret et team av ingeniører fra ESO den vellykkede gjennomføringen av "First Light" for MACAO-VLTI Adaptive Optics anlegget på Very Large Telescope (VLT) ved Paranal Observatory (Chile). Dette er det andre Adaptive Optics (AO) -systemet som er satt i drift ved dette observatoriet, etter NACO-anlegget (ESO PR 25/01).
Den oppnåelige bildeskarpheten til et bakkebasert teleskop er normalt begrenset av effekten av atmosfærisk turbulens. Imidlertid, med Adaptive Optics (AO) teknikker, kan denne store ulempen overvinnes slik at teleskopet produserer bilder som er så skarpe som teoretisk mulig, dvs. som om de ble tatt fra verdensrommet.
Forkortelsen “MACAO” står for “Multi Application Curvature Adaptive Optics” som refererer til den spesielle måten optiske korreksjoner gjøres som “eliminerer” uskarpheten av atmosfærisk turbulens.
MACAO-VLTI-anlegget ble utviklet hos ESO. Det er et svært komplekst system hvor fire, ett for hvert 8,2 m VLT-enhetsteleskop, vil bli installert under teleskopene (i Coud? -Rommene). Disse systemene korrigerer forvrengningen av lysstrålene fra de store teleskopene (indusert av den atmosfæriske turbulensen) før de blir rettet mot det felles fokuset på VLT-interferometer (VLTI).
Installasjonen av de fire MACAO-VLTI-enhetene som den første nå er på plass, vil utgjøre intet mindre enn en revolusjon innen VLT-interferometri. En enorm gevinst i effektivitet vil resultere på grunn av den tilhørende 100-folders gevinsten i følsomheten til VLTI.
Sett inn enkle ord, med MACAO-VLTI vil det bli mulig å observere himmelobjekter 100 ganger svakere enn nå. Snart vil astronomene således kunne oppnå interferensfronter med VLTI (ESO PR 23/01) av et stort antall gjenstander som hittil er utenfor rekkevidde med denne kraftige observasjonsteknikken, f.eks. ytre galakser. De påfølgende høyoppløselige bilder og spektre vil åpne helt nye perspektiver i ekstragalaktisk forskning og også i studiene av mange svake objekter i vår egen galakse, Melkeveien.
I løpet av den nåværende perioden ble den første av de fire MACAO-VLTI-innretningene installert, integrert og testet ved hjelp av en serie observasjoner. For disse testene ble et infrarødt kamera spesielt utviklet som muliggjorde en detaljert evaluering av ytelsen. Det ga også noen første, spektakulære utsikt over forskjellige himmelobjekter, hvorav noen er vist her.
MACAO - Multi Application Curvature Adaptive Optics anlegget
Adaptive Optics (AO) -systemer fungerer ved hjelp av et datastyrt deformerbart speil (DM) som motvirker bildeforvrengning indusert av atmosfærisk turbulens. Den er basert på sanntids optiske korreksjoner beregnet fra bildedata oppnådd av en "wavefront sensor" (et spesielt kamera) med veldig høy hastighet, mange hundre ganger hvert sekund.
ESO Multi Application Curvature Adaptive Optics (MACAO) -systemet bruker et 60-element bimorf deformerbart speil (DM) og en 60-elementers krumningsbølgefronttsensor, med en "hjerteslag" på 350 Hz (ganger per sekund). Med denne høye romlige og tidsmessige korrigeringskraften er MACAO i stand til å nesten gjenopprette den teoretisk mulige ("diffraksjonsbegrensede") bildekvaliteten til et 8,2 m VLT-enhetsteleskop i det nærinfrarøde området av spekteret, med en bølgelengde på ca. 2? M. Den resulterende bildeoppløsningen (skarphet) i størrelsesorden 60 milli-arcsec er en forbedring med mer enn en faktor på 10 sammenlignet med vanlige observasjonsbegrensede observasjoner. Uten fordelen med AO-teknikken kunne en slik skarphet kun oppnås hvis teleskopet var plassert over jordas atmosfære.
Den tekniske utviklingen av MACAO-VLTI i sin nåværende form ble påbegynt i 1999 og med prosjektgjennomganger med 6 måneders intervaller nådde prosjektet raskt fartstid. Den effektive designen er resultatet av et veldig fruktbart samarbeid mellom AO-avdelingen i ESO og europeisk industri som bidro med flittig fabrikasjon av en rekke høyteknologiske komponenter, inkludert bimorf DM med 60 aktuatorer, en hurtigreaksjons tip-tilt-montering og mange andre. Montering, tester og ytelsesinnstilling av dette komplekse sanntidssystemet ble antatt av ESO-Garching-ansatte.
Installasjon på Paranal
De første kassene på 60+ kubikkmeter forsendelse med MACAO-komponenter ankom Paranal Observatory 12. mars 2003. Rett etterpå begynte ESO-ingeniører og teknikere den møysommelige montering av dette komplekse instrumentet, under VLT 8,2-m KUEYEN-teleskopet ( tidligere UT2).
De fulgte et nøye planlagt opplegg, som involverte installasjon av elektronikk, vannkjølesystemer, mekaniske og optiske komponenter. På slutten utførte de den krevende optiske justeringen, og leverte et ferdig montert instrument en uke før de planlagte første testobservasjonene. Denne ekstra uken ga en veldig velkommen og nyttig mulighet til å utføre et mangfold av tester og kalibreringer som forberedelse av de faktiske observasjonene.
AO til tjeneste for interferometri
VLT-interferometer (VLTI) kombinerer stjernelys fanget av to eller flere 8,2- VLT-enhetsteleskoper (senere også fra fire bevegelige 1,8 m hjelpeteleskoper) og gjør det mulig å øke bildens oppløsning enormt. Lysstrålene fra teleskopene bringes sammen "i fase" (sammenhengende). Med utgangspunkt i de primære speilene gjennomgår de mange refleksjoner langs sine forskjellige baner over totale avstander på flere hundre meter før de når det interferometriske laboratoriet hvor de kombineres til innenfor en brøkdel av en bølgelengde, dvs. innenfor nanometer!
Forsterkningen ved interferometrisk teknikk er enorm - ved å kombinere lysstrålene fra to teleskoper atskilt med 100 meter, kan du se på detaljer som ellers bare kunne løses med et enkelt teleskop med en diameter på 100 meter. Sofistikert datareduksjon er nødvendig for å tolke interferometriske målinger og for å utlede viktige fysiske parametere for de observerte objektene som diametrene til stjerner, etc., jfr. ESO PR 22/02.
VLTI måler grad av sammenheng av de kombinerte bjelkene, uttrykt ved kontrasten til det observerte interferometriske frynsemønsteret. Jo høyere grad av sammenheng mellom de enkelte bjelkene, jo sterkere er det målte signalet. Ved å fjerne bølgefronteaberrasjoner introdusert ved atmosfærisk turbulens, øker MACAO-VLTI-systemene enormt effektiviteten ved å kombinere de individuelle teleskopstrålene.
I den interferometriske måleprosessen må stjernelyset injiseres i optiske fibre som er ekstremt små for å oppnå sin funksjon; bare 6 pm (0,006 mm) i diameter. Uten den "refocussing" handlingen fra MACAO, kan bare en liten brøkdel av stjernelyset fanget av teleskopene injiseres i fibrene, og VLTI ville ikke fungere på det høyeste effektiviteten som den er designet for.
MACAO-VLTI vil nå tillate en gevinst på faktor 100 i den injiserte lysstrømmen - dette vil bli testet i detalj når to VLT-enhetsteleskoper, begge utstyrt med MACAO-VLTI-er, fungerer sammen. Imidlertid gjør den meget gode ytelsen som faktisk oppnås med det første systemet ingeniørene veldig sikre på at en gevinst med denne ordren vil oppnås. Denne ultimate testen vil bli utført så snart det andre MACAO-VLTI-systemet er installert senere i år.
MACAO-VLTI First Light
Etter en måned med installasjonsarbeid og etter tester ved hjelp av en kunstig lyskilde installert i Nasmyth-fokuset i KUEYEN, hadde MACAO-VLTI “First Light” den 18. april da den fikk “ekte” lys fra flere astronomiske objekter.
Under de foregående ytelsestestene for å måle bildeforbedring (skarphet, konsentrasjon av lysenergi) i nær-infrarøde spektralbånd ved 1,2, 1,6 og 2,2 MAC, ble MACAO-VLTI kontrollert ved hjelp av et spesiallaget infrarødt testkamera utviklet for dette formål av ESO. Denne mellomtesten ble påkrevet for å sikre riktig funksjon av MACAO før den ble brukt til å føre en korrigert lysstråle inn i VLTI.
Etter bare noen få netter med testing og optimalisering av de forskjellige funksjonene og driftsparametrene, var MACAO-VLTI klar til å brukes til astronomiske observasjoner. Bildene nedenfor ble tatt under gjennomsnittsmessige forhold og illustrerer forbedring av bildekvaliteten ved bruk av MACAO-VLTI.
MACAO-VLTI - Første bilder
Her er noen av de første bildene som ble oppnådd med testkameraet ved det første MACAO-VLTI-systemet, nå installert på det 8,2 m lange VLT KUEYEN-teleskopet.
PR-bilder 12b-c / 03 viser det første bildet i det infrarøde K-båndet (bølgelengde 2,2? M) av en stjerne (visuell størrelse 10) oppnådd uten og med bildekorreksjoner ved hjelp av adaptiv optikk.
PR Photo 12d / 03 viser et av de beste bildene oppnådd med MACAO-VLTI under de tidlige testene. Den viser et Strehl-forhold (mål på lyskonsentrasjon) som oppfyller spesifikasjonene som MACAO-VLTI ble bygget på. Denne enorme forbedringen ved bruk av AO-teknikker er tydelig demonstrert i PR Photo 12e / 03, med den ukorrigerte bildeprofilen (til venstre) knapt synlig sammenlignet med den korrigerte profilen (høyre).
PR Photo 11f / 03 demonstrerer korreksjonsegenskapene til MACAO-VLTI når du bruker en svak ledestjerne. Tester ved bruk av forskjellige spektraltyper viste at den begrensende visuelle størrelsen varierer mellom 16 for tidlig type B-stjerner og omtrent 18 for sen type M-stjerner.
Astronomiske objekter sett ved diffraksjonsgrensen
Følgende eksempler på MACAO-VLTI-observasjoner av to velkjente astronomiske objekter ble oppnådd for å midlertidig evaluere forskningsmulighetene som nå åpnes med MACAO-VLTI. De kan godt sammenlignes med rombaserte bilder.
Det galaktiske senteret
Sentrum av vår egen galakse ligger i Skytten-stjernebildet i en avstand på omtrent 30 000 lysår. PR Photo 12h / 03 viser en kort eksponering infrarød utsikt over denne regionen, oppnådd av MACAO-VLTI i den tidlige testfasen.
Nyere AO-observasjoner ved bruk av NACO-anlegget ved VLT gir overbevisende bevis på at et supermassivt svart hull med 2,6 millioner solmasser ligger i sentrum, jfr. ESO PR 17/02. Dette resultatet, basert på astrometriske observasjoner av en stjerne som kretser rundt det sorte hullet og nærmet seg det innen en avstand på bare 17 lys timer, ville ikke vært mulig uten bilder med diffraksjonsbegrenset oppløsning.
Eta Carinae
Eta Carinae er en av de tyngste stjernene som er kjent, med en masse som antagelig overstiger 100 solmasser. Den er omtrent 4 millioner ganger lysere enn sola, noe som gjør den til en av de mest lysende stjernene som er kjent.
En så massiv stjerne har en relativt kort levetid på bare 1 million år og - målt i den kosmiske tidsskalaen - må Eta Carinae ha dannet seg ganske nylig. Denne stjernen er svært ustabil og utsatt for voldelige utbrudd. De er forårsaket av det meget høye strålingstrykket i stjernens øvre lag, som blåser betydelige deler av saken ved "overflaten" ut i verdensrommet under voldelige utbrudd som kan vare i flere år. Den siste av disse utbruddene skjedde mellom 1835 og 1855 og toppet seg i 1843. Til tross for den relativt store avstanden - rundt 7500 til 10.000 lysår - ble Eta Carinae kort den andre lyseste stjernen på himmelen den gang (med en tilsynelatende styrke -1 ), bare overgått av Sirius.
Frosty Leo
Frosty Leo er en stjerne i størrelsesorden 11 (post-AGB) omgitt av en konvolutt med gass, støv og store mengder is (derav navnet). Den tilhørende tåken har "sommerfugl" -form (bipolar morfologi), og den er et av de mest kjente eksemplene på den korte overgangsfasen mellom to sene evolusjonsstadier, asymptotisk gigantgren (AGB) og den etterfølgende planetariske tåken (PNe).
For en tre-solmasse-gjenstand som denne antas denne fasen å vare bare noen få tusen år, et blunk i et stjerners liv. Derfor er gjenstander som denne veldig sjeldne, og Frosty Leo er en av de nærmeste og lyseste blant dem.
Originalkilde: ESO News Release
