Billedkredit: ESO
Et team af ingeniører fra European Southern Observatory testede for nylig en ny adaptiv optikfacilitet på Very Large Telescope (VLT) ved Paranal Observatory i Chile. Denne teknologi tilpasser billeder taget af teleskopet for at fjerne forvrængningen forårsaget af Jordens atmosfære? som om de blev set fra rummet. Det næste trin vil være at forbinde lignende systemer til alle teleskoper på anlægget og derefter koble dem op i en stor matrix. Dette skulle give observatoriet mulighed for at løse genstande 100 gange svagere end i dag.
Den 18. april 2003 fejrede et team af ingeniører fra ESO den vellykkede gennemførelse af “First Light” til MACAO-VLTI Adaptive Optics-anlægget på Very Large Telescope (VLT) ved Paranal Observatory (Chile). Dette er det andet Adaptive Optics (AO) -system, der er sat i drift på dette observatorium efter NACO-anlægget (ESO PR 25/01).
Den opnåelige billedskarphed af et jordbaseret teleskop er normalt begrænset af effekten af atmosfærisk turbulens. Imidlertid med Adaptive Optics (AO) teknikker kan denne største ulempe overvindes, så teleskopet producerer billeder, der er så skarpe som teoretisk muligt, dvs. som om de blev taget fra rummet.
Forkortelsen “MACAO” står for “Multi Application Curvature Adaptive Optics”, der henviser til den særlige måde, optiske korrektioner foretages på, som “eliminerer” den uskarpe virkning af atmosfærisk turbulens.
MACAO-VLTI-anlægget blev udviklet hos ESO. Det er et meget komplekst system, hvoraf fire, et for hvert 8,2 m VLT-enhedsteleskop, vil blive installeret under teleskopene (i Coud? -Rum). Disse systemer korrigerer forvrængningerne af lysstrålene fra de store teleskoper (fremkaldt af den atmosfæriske turbulens), før de ledes mod det fælles fokus på VLT-interferometer (VLTI).
Installationen af de fire MACAO-VLTI-enheder, hvor den første nu er på plads, vil udgøre intet mindre end en revolution i VLT-interferometri. En enorm gevinst i effektivitet vil resultere på grund af den tilhørende 100-folders forøgelse i følsomheden af VLTI.
Sæt enkle ord, med MACAO-VLTI vil det være muligt at observere himmelobjekter 100 gange svagere end nu. Snart vil astronomerne således være i stand til at opnå interferensrammer med VLTI (ESO PR 23/01) af et stort antal objekter, der hidtil er ude af rækkevidde med denne kraftfulde observationsmetode, f.eks. eksterne galakser. De efterfølgende højopløsningsbilleder og spektre åbner helt nye perspektiver inden for ekstragalaktisk forskning og også i studierne af mange svage objekter i vores egen galakse, Mælkevejen.
I den nuværende periode blev den første af de fire MACAO-VLTI-faciliteter installeret, integreret og testet ved hjælp af en række observationer. Til disse tests blev et infrarødt kamera specielt udviklet, som muliggjorde en detaljeret evaluering af ydeevnen. Det gav også nogle første, spektakulære udsigter over forskellige himmelobjekter, hvoraf nogle er vist her.
MACAO - Multi Application Curvature Adaptive Optics-anlægget
Adaptive Optics (AO) -systemer fungerer ved hjælp af et computerstyret deformerbart spejl (DM), der modvirker billedforvrængning induceret af atmosfærisk turbulens. Det er baseret på optiske korrektioner i realtid beregnet ud fra billeddata opnået af en "wavefront sensor" (et specielt kamera) med meget høj hastighed, mange hundrede gange hvert sekund.
ESO Multi Application Curvature Adaptive Optics (MACAO) -systemet bruger et 60-element bimorf deformerbart spejl (DM) og en 60-elementers krumning bølgefrontsensor med en "hjerteslag" på 350 Hz (gange pr. Sekund). Med denne høje rumlige og tidsmæssige korrektionskraft er MACAO i stand til næsten at gendanne den teoretisk mulige ("diffraktionsbegrænsede") billedkvalitet af et 8,2 m VLT-enheds-teleskop i det nær-infrarøde område af spektret, med en bølgelængde på ca. 2? M. Den resulterende billedopløsning (skarphed) i størrelsesordenen 60 milli-arcsec er en forbedring med mere end en faktor på 10 sammenlignet med standard se-begrænsede observationer. Uden fordel af AO-teknikken kunne sådan billedskarphed kun opnås, hvis teleskopet blev anbragt over Jordens atmosfære.
Den tekniske udvikling af MACAO-VLTI i sin nuværende form blev påbegyndt i 1999, og med projektanmeldelser med 6 måneders intervaller nåede projektet hurtigt fart. Det effektive design er resultatet af et meget frugtbart samarbejde mellem AO-afdelingen i ESO og europæisk industri, der bidrog med en omhyggelig fremstilling af talrige højteknologiske komponenter, herunder bimorf DM med 60 aktuatorer, en hurtigreaktion tip-tilt mount og mange andre. Montering, test og performance-tuning af dette komplekse realtidssystem blev antaget af ESO-Garching-personale.
Installation på Paranal
De første kasser i 60+ kubikmeter forsendelse med MACAO-komponenter ankom til Paranal-observatoriet den 12. marts 2003. Kort derefter begyndte ESO-ingeniører og teknikere den omhyggelige samling af dette komplekse instrument under VLT 8,2 m KUEYEN-teleskopet ( tidligere UT2).
De fulgte en nøje planlagt ordning, der involverede installation af elektronik, vandkølingssystemer, mekaniske og optiske komponenter. I slutningen udførte de den krævende optiske justering og leverede et fuldt samlet instrument en uge før de planlagte første testobservationer. Denne ekstra uge gav en meget velkommen og nyttig mulighed for at udføre en lang række test og kalibreringer til forberedelse af de faktiske observationer.
AO til service af interferometri
VLT-interferometer (VLTI) kombinerer stjernelys optaget af to eller flere 8,2- VLT-enhedsteleskoper (senere også fra fire bevægelige 1,8 m-hjælpteleskoper) og gør det muligt at øge billedopløsningen enormt. Lysstrålene fra teleskopene samles "i fase" (sammenhængende). Fra de primære spejle gennemgår de adskillige refleksioner langs deres forskellige stier over samlede afstande på flere hundrede meter, før de når det interferometriske laboratorium, hvor de kombineres til inden for en brøkdel af en bølgelængde, dvs. inden for nanometer!
Forstærkningen ved den interferometriske teknik er enorm - ved at kombinere lysstrålene fra to teleskoper adskilt med 100 meter tillades observationer af detaljer, som ellers kun kunne løses med et enkelt teleskop med en diameter på 100 meter. Sofistikeret datareduktion er nødvendig for at fortolke interferometriske målinger og for at udlede vigtige fysiske parametre for de observerede objekter som diametrene til stjerner osv. ESO PR 22/02.
VLTI måler graden af sammenhæng mellem de kombinerede bjælker udtrykt ved kontrasten til det observerede interferometriske frynsemønster. Jo højere grad af kohærens mellem de enkelte bjælker, jo stærkere er det målte signal. Ved at fjerne bølgefronteaberationer introduceret ved atmosfærisk turbulens øger MACAO-VLTI-systemerne enormt effektiviteten af at kombinere de individuelle teleskopstråler.
I den interferometriske måleproces skal stjernelyset indsprøjtes i optiske fibre, som er ekstremt små for at udføre deres funktion; kun 6 pm (0,006 mm) i diameter. Uden MACAO's "refocussing" -handling kan kun en lille brøkdel af stjernelyset, der er fanget af teleskoperne, indsprøjtes i fibrene, og VLTI vil ikke fungere på det højeste niveau af effektivitet, som det er designet til.
MACAO-VLTI tillader nu en forstærkning på en faktor 100 i den injicerede lysstrøm - dette testes i detaljer, når to VLT-enhedsteleskoper, begge udstyret med MACAO-VLTI'er, arbejder sammen. Men den meget gode ydelse, der faktisk opnås med det første system, gør ingeniørerne meget sikre på, at en gevinst med denne ordre virkelig vil nås. Denne ultimative test udføres, så snart det andet MACAO-VLTI-system er installeret senere på året.
MACAO-VLTI første lys
Efter en måned med installationsarbejde og efter test ved hjælp af en kunstig lyskilde installeret i Nasmyth-fokus i KUEYEN, havde MACAO-VLTI “First Light” den 18. april, da den modtog “ægte” lys fra flere astronomiske objekter.
Under de foregående ydelsestests for at måle billedforbedring (skarphed, lysenergikoncentration) i nær-infrarøde spektralbånd ved 1,2, 1,6 og 2,2 m, blev MACAO-VLTI kontrolleret ved hjælp af et specialfremstillet infrarødt testkamera udviklet til dette formål af ESO. Denne mellemtest var påkrævet for at sikre korrekt funktion af MACAO, før den bruges til at føre en korrigeret lysstråle ind i VLTI.
Efter kun et par nætter med test og optimering af de forskellige funktioner og operationelle parametre var MACAO-VLTI klar til at blive brugt til astronomiske observationer. Billederne nedenfor blev taget under gennemsnitlige synsvilkår og illustrerer forbedringen af billedkvaliteten ved anvendelse af MACAO-VLTI.
MACAO-VLTI - Første billeder
Her er nogle af de første billeder, der er opnået med testkameraet på det første MACAO-VLTI-system, nu installeret på det 8,2 m lange VLT KUEYEN-teleskop.
PR-fotos 12b-c / 03 viser det første billede i det infrarøde K-bånd (bølgelængde 2,2? M) af en stjerne (visuel størrelse 10) opnået uden og med billedkorrektioner ved hjælp af adaptiv optik.
PR Photo 12d / 03 viser et af de bedste billeder opnået med MACAO-VLTI under de tidlige tests. Det viser et Strehl-forhold (mål for lyskoncentration), der opfylder specifikationerne, ifølge hvilke MACAO-VLTI blev bygget. Denne enorme forbedring, når man bruger AO-teknikker, er tydeligt demonstreret i PR Photo 12e / 03, med den ikke-korrigerede billedprofil (til venstre) næppe synlig sammenlignet med den korrigerede profil (til højre).
PR Photo 11f / 03 demonstrerer korrektionskapaciteterne i MACAO-VLTI, når du bruger en svag guideestjerne. Tests ved hjælp af forskellige spektraltyper viste, at den begrænsende visuelle styrke varierer mellem 16 for tidlig type B-stjerner og ca. 18 for sen type M-stjerner.
Astronomiske objekter set ved diffraktionsgrænsen
De følgende eksempler på MACAO-VLTI-observationer af to velkendte astronomiske objekter blev opnået for midlertidigt at evaluere de forskningsmuligheder, der nu åbnes med MACAO-VLTI. De kan godt sammenlignes med pladsbaserede billeder.
Det Galaktiske Center
Centrum af vores egen galakse er placeret i Skytten-stjernebilledet i en afstand af cirka 30.000 lysår. PR-foto 12h / 03 viser en kort eksponering af infrarødt billede af denne region, opnået af MACAO-VLTI i den tidlige testfase.
Nylige AO-observationer ved hjælp af NACO-anlægget ved VLT giver overbevisende bevis for, at et supermassivt sort hul med 2,6 millioner solmasser er placeret i centrum, jf. Fv. ESO PR 17/02. Dette resultat, baseret på astrometriske observationer af en stjerne, der kredser rundt om det sorte hul og nærmer sig det inden for en afstand af kun 17 lystimer, ville ikke have været muligt uden billeder med diffraktionsbegrænset opløsning.
Eta Carinae
Eta Carinae er en af de kendte tyngste stjerner med en masse, der sandsynligvis overstiger 100 solmasser. Det er omkring 4 millioner gange lysere end solen, hvilket gør den til en af de mest lysende stjerner, der er kendt.
En sådan massiv stjerne har en relativt kort levetid på kun 1 million år og - målt i den kosmiske tidsplan - skal Eta Carinae have dannet sig for nylig. Denne stjerne er meget ustabil og tilbøjelig til voldelige udbrud. De er forårsaget af det meget høje strålingstryk ved stjernens øverste lag, der sprænger betydelige dele af sagen ved "overfladen" ud i rummet under voldelige udbrud, der kan vare flere år. Den sidste af disse udbrud fandt sted mellem 1835 og 1855 og toppede sig i 1843. På trods af sin relativt store afstand - ca. 7500 til 10.000 lysår - blev Eta Carinae kort den anden lyseste stjerne på himlen på det tidspunkt (med en tilsyneladende styrke -1 ), kun overgået af Sirius.
Frosty Leo
Frosty Leo er en 11-stjernet (post-AGB) stjerne omgivet af en kuvert af gas, støv og store mængder is (deraf navnet). Den tilhørende tåge er af ”sommerfugl” -form (bipolar morfologi), og det er et af de mest kendte eksempler på den korte overgangsfase mellem to sene evolutionære stadier, asymptotisk gigantgren (AGB) og den efterfølgende planetnebulum (PNe).
For et objekt med tre solmasser som denne antages denne fase kun at vare et par tusinde år, et blik i et stjerners liv. Derfor er genstande som denne meget sjældne, og Frosty Leo er en af de nærmeste og lyseste blandt dem.
Original kilde: ESO News Release
