Bildkredit: ESO
Ett team av ingenjörer från European Southern Observatory testade nyligen en ny anpassningsoptisk anläggning på Very Large Telescope (VLT) vid Paranal Observatory i Chile. Den här tekniken anpassar bilder som tagits av teleskopet för att ta bort den snedvridning som orsakas av jordens atmosfär? som om de sågs från rymden. Nästa steg är att ansluta liknande system till alla teleskop på anläggningen och sedan ansluta dem till en stor grupp. Detta bör göra det möjligt för observatoriet att lösa föremål 100 gånger svagare än idag.
Den 18 april 2003 firade ett team av ingenjörer från ESO det framgångsrika genomförandet av "First Light" för MACAO-VLTI Adaptive Optics anläggning på Very Large Telescope (VLT) vid Paranal Observatory (Chile). Detta är det andra Adaptive Optics (AO) -systemet som tas i drift vid detta observatorium efter NACO-anläggningen (ESO PR 25/01).
Den uppnåeliga bildskärpan hos ett markbaserat teleskop begränsas normalt av effekten av atmosfärisk turbulens. Emellertid med Adaptive Optics (AO) tekniker kan denna stora nackdel övervinnas så att teleskopet producerar bilder som är så skarpa som teoretiskt möjligt, dvs som om de togs från rymden.
Förkortningen ”MACAO” står för ”Multi Application Curvature Adaptive Optics” som hänvisar till det speciella sättet för optiska korrigeringar som ”eliminerar” suddighetseffekten av atmosfärisk turbulens.
MACAO-VLTI-anläggningen utvecklades på ESO. Det är ett mycket komplext system där fyra, ett för varje 8,2 m VLT-enhetsteleskop, kommer att installeras under teleskop (i Coud? -Rummen). Dessa system korrigerar förvrängningarna av ljusstrålarna från de stora teleskopen (inducerade av atmosfärisk turbulens) innan de riktas mot det gemensamma fokuset på VLT-interferometern (VLTI).
Installationen av de fyra MACAO-VLTI-enheterna, av vilka den första nu är på plats, kommer att utgöra intet mindre än en revolution inom VLT-interferometri. En enorm förstärkning i effektivitet kommer att resultera på grund av den tillhörande 100-faldiga förstärkningen i VLTI-känsligheten.
Sätt i enkla ord, med MACAO-VLTI kommer det att bli möjligt att observera himmelobjekt 100 gånger svagare än nu. Snart kommer astronomerna på så sätt kunna få interferensfransar med VLTI (ESO PR 23/01) av ett stort antal föremål som hittills är utom räckhåll med denna kraftfulla observationsteknik, t.ex. yttre galaxer. De efterföljande högupplösta bilder och spektra öppnar helt nya perspektiv inom extragalaktisk forskning och även i studier av många svaga föremål i vår egen galax, Vintergatan.
Under den nuvarande perioden installerades, integrerades och testades den första av de fyra MACAO-VLTI-anläggningarna med hjälp av en serie observationer. För dessa tester utvecklades en infraröd kamera speciellt som möjliggjorde en detaljerad utvärdering av prestandan. Det gav också några första, spektakulära vyer över olika himmelsföremål, av vilka några visas här.
MACAO - anläggningen för anpassningsoptik för flera applikationer
Adaptive Optics (AO) -system fungerar med hjälp av en datorstyrd deformerbar spegel (DM) som motverkar bildförvrängningen inducerad av atmosfärisk turbulens. Det är baserat på realtidsoptiska korrigeringar beräknade från bilddata erhållna av en "vågfrontsensor" (en speciell kamera) med mycket hög hastighet, många hundratals gånger varje sekund.
ESO Multi Application Curvature Adaptive Optics (MACAO) -systemet använder en 60-element bimorf deformerbar spegel (DM) och en 60-element kurvatur vågfrontsensor, med en "hjärtslag" på 350 Hz (gånger per sekund). Med denna höga rumsliga och temporära korrigeringskraft kan MACAO nästan återställa den teoretiskt möjliga ("diffraktionsbegränsade") bildkvaliteten för ett 8,2 m VLT-enhetsteleskop i det nära-infraröda området av spektrumet, med en våglängd av cirka 2? M. Den resulterande bildupplösningen (skärpa) i storleksordningen 60 milli-arcsec är en förbättring med mer än en faktor 10 jämfört med vanliga observationsbegränsade observationer. Utan fördelen med AO-tekniken skulle sådan bildskärpa endast kunna uppnås om teleskopet placerades ovanför jordens atmosfär.
Den tekniska utvecklingen av MACAO-VLTI i sin nuvarande form inleddes 1999 och med projektgenomgångar med 6 månaders intervall nådde projektet snabbt fart. Den effektiva designen är resultatet av ett mycket fruktbart samarbete mellan AO-avdelningen vid ESO och den europeiska industrin som bidragit med en flitig tillverkning av många högteknologiska komponenter, inklusive bimorf DM med 60 ställdon, en snabbreaktion med tip-tilt och många andra. Montering, tester och prestandajustering av detta komplexa realtidssystem antogs av ESO-Garchings personal.
Installation på Paranal
De första lådorna på 60+ kubikmeter sändningen med MACAO-komponenter anlände till Paranal Observatory den 12 mars 2003. Strax därefter började ESO-ingenjörer och tekniker den noggranna monteringen av detta komplexa instrument, under VLT 8,2 m KUEYEN-teleskopet ( tidigare UT2).
De följde ett noggrant planerat schema som omfattade installation av elektronik, vattenkylningssystem, mekaniska och optiska komponenter. I slutet utförde de den krävande optiska inriktningen och levererade ett helt monterat instrument en vecka före de planerade första testobservationerna. Den här extra veckan gav en mycket välkommen och användbar möjlighet att utföra en mängd tester och kalibreringar för att förbereda de faktiska observationerna.
AO till service för interferometri
VLT-interferometern (VLTI) kombinerar stjärnbelysning som fångats av två eller flera 8,2- VLT-enhetsteleskop (senare också från fyra rörliga 1,8 m hjälpteleskop) och gör det möjligt att väsentligt öka bildupplösningen. Ljusstrålarna från teleskopen sammanförs "i fas" (sammanhängande). Med början vid de primära speglarna genomgår de många reflektioner längs sina olika vägar över totala avstånd på flera hundra meter innan de når det interferometriska laboratoriet där de kombineras till inom en bråkdel av en våglängd, dvs inom nanometer!
Förstärkningen med interferometrisk teknik är enorm - genom att kombinera ljusstrålarna från två teleskop separerade med 100 meter kan man observera detaljer som annars bara kan lösas med ett enda teleskop med en diameter på 100 meter. Sofistikerad datareduktion är nödvändig för att tolka interferometriska mätningar och för att härleda viktiga fysiska parametrar för de observerade objekten som diametrarna för stjärnor etc., jfr. ESO PR 22/02.
VLTI mäter graden av koherens hos de kombinerade balkarna uttryckt av kontrasten för det observerade interferometriska fransmönstret. Ju högre grad av koherens mellan de individuella strålarna, desto starkare är den uppmätta signalen. Genom att ta bort vågfrontavvikelser som införts genom atmosfärisk turbulens ökar MACAO-VLTI-systemen enormt effektiviteten för att kombinera de enskilda teleskopstrålarna.
I den interferometriska mätprocessen måste stjärnljuset injiceras i optiska fibrer som är extremt små för att utföra sin funktion; endast 6 pm (0,006 mm) i diameter. Utan MACAO: s "refocussing" -åtgärd kan bara en liten bråkdel av stjärnbelysningen som fångats av teleskopet injiceras i fibrerna och VLTI skulle inte fungera på den högsta effektivitet som den har utformats för.
MACAO-VLTI kommer nu att möjliggöra en förstärkning av en faktor 100 i det injicerade ljusflödet - detta testas i detalj när två VLT-enhetsteleskop, båda utrustade med MACAO-VLTI, arbetar tillsammans. Men den mycket goda prestanda som faktiskt uppnåtts med det första systemet gör ingenjörerna mycket säkra på att en vinst med denna ordning verkligen kommer att uppnås. Detta ultimata test kommer att utföras så snart det andra MACAO-VLTI-systemet har installerats senare i år.
MACAO-VLTI First Light
Efter en månad med installationsarbete och efter test med hjälp av en konstgjord ljuskälla installerad i Nasmyth-fokus i KUEYEN, hade MACAO-VLTI "First Light" den 18 april när den fick "riktigt" ljus från flera astronomiska objekt.
Under de föregående prestandatesterna för att mäta bildförbättringen (skärpa, ljusenergikoncentration) i nästan infraröda spektralband vid 1,2, 1,6 och 2,2 pm, kontrollerades MACAO-VLTI med hjälp av en skräddarsydd infraröd testkamera utvecklad för detta syfte av ESO. Detta mellanprov var nödvändigt för att säkerställa korrekt funktion av MACAO innan det används för att mata en korrigerad ljusstråle in i VLTI.
Efter bara några nätter med testning och optimering av de olika funktionerna och operativa parametrarna var MACAO-VLTI redo att användas för astronomiska observationer. Bilderna nedan togs under genomsnittliga synförhållanden och illustrerar förbättringen av bildkvaliteten vid användning av MACAO-VLTI.
MACAO-VLTI - Första bilder
Här är några av de första bilderna som erhållits med testkameran vid det första MACAO-VLTI-systemet, nu installerat på 8,2 m VLT KUEYEN-teleskopet.
PR-bilder 12b-c / 03 visar den första bilden i det infraröda K-bandet (våglängd 2,2? M) av en stjärna (visuell magnitud 10) erhållen utan och med bildkorrigeringar med hjälp av adaptiv optik.
PR Photo 12d / 03 visar en av de bästa bilderna som erhållits med MACAO-VLTI under de tidiga testerna. Den visar ett Strehl-förhållande (mått på ljuskoncentration) som uppfyller specifikationerna enligt vilka MACAO-VLTI byggdes. Denna enorma förbättring när man använder AO-tekniker visas tydligt i PR Photo 12e / 03, med den okorrigerade bildprofilen (vänster) knappast synlig jämfört med den korrigerade profilen (höger).
PR Photo 11f / 03 demonstrerar korrigeringsfunktionerna för MACAO-VLTI vid användning av en svag guidestjärna. Tester med olika spektraltyper visade att den begränsande visuella storleken varierar mellan 16 för tidig typ B-stjärnor och cirka 18 för sen typ M-stjärnor.
Astronomiska objekt sett vid diffraktionsgränsen
Följande exempel på MACAO-VLTI-observationer av två välkända astronomiska objekt erhölls för att provisoriskt utvärdera de forskningsmöjligheter som nu öppnas med MACAO-VLTI. De kan mycket väl jämföras med rymdbaserade bilder.
Galactic Center
Mitten av vår egen galax ligger i Skyttskonstellationen på ett avstånd av cirka 30 000 ljusår. PR-foto 12h / 03 visar en infraröd vy med kort exponering av denna region, erhållen av MACAO-VLTI under den tidiga testfasen.
Nya AO-observationer som använde NACO-anläggningen vid VLT ger tvingande bevis på att ett supermassivt svart hål med 2,6 miljoner solmassor ligger i centrum, jfr. ESO PR 17/02. Detta resultat, baserat på astrometriska observationer av en stjärna som kretsar runt det svarta hålet och närmade sig det inom ett avstånd av endast 17 ljustimmar, skulle inte ha varit möjligt utan bilder med diffraktionsbegränsad upplösning.
Eta Carinae
Eta Carinae är en av de tyngsta stjärnorna som är kända, med en massa som antagligen överstiger 100 solmassor. Den är ungefär 4 miljoner gånger ljusare än solen, vilket gör den till en av de mest kända lysande stjärnorna.
En sådan massiv stjärna har en relativt kort livslängd på endast 1 miljon år och - mätt i den kosmiska tidsskalan - måste Eta Carinae ha bildats ganska nyligen. Denna stjärna är mycket instabil och utsatt för våldsamma utbrott. De orsakas av det mycket höga strålningstrycket vid stjärnans övre lager, som blåser betydande delar av ämnet vid "ytan" ut i rymden under våldsamma utbrott som kan pågå i flera år. Den sista av dessa utbrott inträffade mellan 1835 och 1855 och nådde en topp 1843. Trots det jämförelsevis stora avståndet - cirka 7500 till 10 000 ljusår - blev Eta Carinae kort den näst ljusaste stjärnan på himlen vid den tiden (med en uppenbar magnitude -1 ) överträffades endast av Sirius.
Frosty Leo
Frosty Leo är en stjärna 11 (post-AGB) -stjärna omgiven av ett kuvert av gas, damm och stora mängder is (därav namnet). Den tillhörande nebulosan har "fjärilsform" (bipolär morfologi) och det är ett av de mest kända exemplen på den korta övergångsfasen mellan två sena evolutionsstadier, asymptotisk jättegren (AGB) och den efterföljande planetnebulan (PNe).
För ett tre-solmassobjekt som det här tros denna fas endast vara några tusen år, ett ögats blink i stjärnans liv. Därför är föremål som denna mycket sällsynta och Frosty Leo är en av de närmaste och ljusaste bland dem.
Ursprungskälla: ESO News Release
