เครดิตรูปภาพ: ESO
ทีมวิศวกรจากหอสังเกตการณ์ทางใต้ของยุโรปได้ทำการทดสอบสิ่งอำนวยความสะดวกการปรับตัวเลนส์ใหม่บนกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มาก (VLT) ที่หอดูดาว Paranal ในชิลี เทคโนโลยีนี้ปรับภาพที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์เพื่อกำจัดการบิดเบือนที่เกิดจากชั้นบรรยากาศของโลก ราวกับว่าพวกเขาถูกมองจากอวกาศ ขั้นตอนต่อไปคือการเชื่อมต่อระบบที่คล้ายกันกับกล้องโทรทรรศน์ทั้งหมดที่อยู่ในสถานที่และจากนั้นเชื่อมต่อพวกเขาในอาร์เรย์ขนาดใหญ่ สิ่งนี้จะช่วยให้หอดูดาวสามารถแก้ไขวัตถุที่ซีดกว่าวันนี้ได้ถึง 100 เท่า
เมื่อวันที่ 18 เมษายน 2546 ทีมวิศวกรจาก ESO ฉลองความสำเร็จของ“ แสงแรก” สำหรับสิ่งอำนวยความสะดวกมาโคร - VLTI Adaptive Optics สิ่งอำนวยความสะดวกในกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มาก (VLT) ที่หอดูดาว Paranal (ชิลี) นี่คือระบบ Adaptive Optics (AO) ระบบที่สองที่ใช้งานในหอดูดาวนี้ตามด้วยสิ่งอำนวยความสะดวก NACO (ESO PR 25/01)
ความคมชัดของภาพที่ทำได้ของกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินนั้นถูก จำกัด ด้วยผลกระทบจากความปั่นป่วนในชั้นบรรยากาศ อย่างไรก็ตามด้วยเทคนิค Adaptive Optics (AO) ข้อเสียเปรียบครั้งใหญ่นี้สามารถเอาชนะได้เพื่อที่กล้องโทรทรรศน์จะสร้างภาพที่คมชัดที่สุดเท่าที่จะเป็นไปได้ในทางทฤษฎีเช่นว่าราวกับว่ามันถูกพรากไปจากอวกาศ
ตัวย่อ“ มาเก๊า” ย่อมาจาก“ Multi Application Curvature Adaptive Optics” ซึ่งหมายถึงวิธีการแก้ไขแบบออพติคอลโดยเฉพาะซึ่งทำการ“ กำจัด” ผลเบลอของความปั่นป่วนในชั้นบรรยากาศ
สิ่งอำนวยความสะดวกมาเก๊า - VLTI ได้รับการพัฒนาที่ ESO มันเป็นระบบที่มีความซับซ้อนสูงซึ่งหนึ่งในสี่สำหรับกล้องโทรทรรศน์หน่วย VLT 8.2 ม. แต่ละตัวจะถูกติดตั้งใต้กล้องโทรทรรศน์ (ในห้อง Coud?) ระบบเหล่านี้แก้ไขการบิดเบือนของลำแสงจากกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ (เกิดจากความปั่นป่วนในบรรยากาศ) ก่อนที่จะถูกนำไปยังจุดโฟกัสร่วมที่ VLT Interferometer (VLTI)
การติดตั้งหน่วย MACAO-VLTI ทั้งสี่หน่วยซึ่งหน่วยแรกเข้าแทนที่จะไม่มีอะไรน้อยไปกว่าการปฏิวัติใน VLT interferometry การได้รับประสิทธิภาพอย่างมหาศาลจะเกิดขึ้นเนื่องจากการได้รับความไว 100 เท่าของ VLTI ที่เกี่ยวข้อง
พูดง่ายๆด้วย MACAO-VLTI มันจะเป็นไปได้ที่จะสังเกตวัตถุท้องฟ้าที่มืดกว่า 100 เท่า ในไม่ช้านักดาราศาสตร์จะสามารถรับสัญญาณรบกวนด้วย VLTI (ESO PR 23/01) ของวัตถุจำนวนมากจนไม่สามารถเข้าถึงได้ด้วยเทคนิคการสังเกตที่ทรงพลังเช่น กาแลคซีภายนอก ภาพและสเปคตรัมความละเอียดสูงที่ตามมาจะเปิดมุมมองใหม่ทั้งหมดในการวิจัยเกี่ยวกับเอกภพและรวมถึงการศึกษาวัตถุจาง ๆ มากมายในกาแลคซีทางช้างเผือกของเรา
ในช่วงเวลาปัจจุบันสิ่งอำนวยความสะดวกมาเก๊า - VLTI สี่ตัวแรกถูกติดตั้งผสานและทดสอบโดยวิธีการสังเกตหลายแบบ สำหรับการทดสอบเหล่านี้กล้องอินฟราเรดได้รับการพัฒนาขึ้นเป็นพิเศษซึ่งอนุญาตให้ทำการประเมินประสิทธิภาพโดยละเอียด นอกจากนี้ยังมีมุมมองที่น่าประทับใจเป็นครั้งแรกของวัตถุท้องฟ้าบางชนิดซึ่งบางส่วนแสดงที่นี่
มาเก๊า - สิ่งอำนวยความสะดวก Multi Application Curvature Adaptive Optics
ระบบ Adaptive Optics (AO) ทำงานโดยใช้กระจกเงา deformable (DM) ที่ควบคุมด้วยคอมพิวเตอร์ซึ่งตอบโต้การบิดเบือนภาพที่เกิดจากความปั่นป่วนในชั้นบรรยากาศ มันขึ้นอยู่กับการแก้ไขด้วยแสงแบบเรียลไทม์ซึ่งคำนวณจากข้อมูลภาพที่ได้รับจาก“ เซ็นเซอร์คลื่น” (กล้องพิเศษ) ที่ความเร็วสูงมากหลายร้อยครั้งต่อวินาที
ระบบ ESO Multi Application Curvature Adaptive Optics (MACAO) ใช้กระจกเงา bimorph deformable (DM) 60 องค์ประกอบและเซ็นเซอร์คลื่นโค้ง 60 องค์ประกอบพร้อม "heartbeat" 350 Hz (ครั้งต่อวินาที) ด้วยพลังการแก้ไขเชิงพื้นที่และเชิงเวลาที่สูงมาเก๊าจึงสามารถคืนค่าคุณภาพของภาพที่เป็นไปได้ในทางทฤษฎี (“ การเลี้ยวเบน จำกัด ”) ของกล้องโทรทรรศน์ VLT Unit 8.2-m ในพื้นที่ใกล้อินฟราเรดของสเปกตรัมที่ความยาวคลื่นประมาณ 2? ความละเอียดของภาพที่ได้ (ความคมชัด) ของคำสั่งของ 60 มิลลิวินาทีคือการปรับปรุงโดยมากกว่า 10 เท่าเมื่อเทียบกับการสังเกตแบบมาตรฐานที่ จำกัด หากไม่ได้รับประโยชน์จากเทคนิค AO ความคมชัดของภาพดังกล่าวจะได้รับก็ต่อเมื่อวางกล้องโทรทรรศน์ไว้บนชั้นบรรยากาศของโลก
การพัฒนาด้านเทคนิคของมาเก๊า - วีแอลทีทีในรูปแบบปัจจุบันเริ่มต้นในปี 2542 และด้วยการทบทวนโครงการเป็นระยะเวลา 6 เดือนโครงการก็มาถึงความเร็วในการแล่นอย่างรวดเร็ว การออกแบบที่มีประสิทธิภาพเป็นผลมาจากความร่วมมือที่เกิดผลอย่างมากระหว่างแผนก AO ของ ESO และอุตสาหกรรมในยุโรปซึ่งมีส่วนช่วยในการผลิตชิ้นส่วนที่มีเทคโนโลยีสูงมากมายรวมถึง bimorph DM พร้อมแอคชูเอเตอร์ 60 ตัว อื่น ๆ อีกมากมาย การชุมนุมการทดสอบและการปรับประสิทธิภาพของระบบเรียลไทม์ที่ซับซ้อนนี้ถูกสันนิษฐานโดยพนักงาน ESO-Garching
ติดตั้งที่ Paranal
ลังแรกของการขนส่ง 60+ ลูกบาศก์เมตรที่มีส่วนประกอบมาเก๊ามาถึงหอสังเกตการณ์ Paranal เมื่อวันที่ 12 มีนาคม 2546 หลังจากนั้นไม่นานวิศวกรและช่างเทคนิคของ ESO เริ่มการชุมนุมที่ยากลำบากของเครื่องมือที่ซับซ้อนนี้ใต้กล้องโทรทรรศน์ VLT 8.2-m KUEYEN UT2 เดิม)
พวกเขาปฏิบัติตามแผนการที่วางไว้อย่างรอบคอบซึ่งเกี่ยวข้องกับการติดตั้งอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ระบบน้ำหล่อเย็นส่วนประกอบเครื่องกลและอุปกรณ์ออพติคอล ในตอนท้ายพวกเขาทำการปรับแนวแสงที่ต้องการส่งมอบเครื่องมือที่ประกอบเสร็จสมบูรณ์หนึ่งสัปดาห์ก่อนการสังเกตการทดสอบครั้งแรกที่วางแผนไว้ สัปดาห์พิเศษนี้เป็นโอกาสที่ได้รับการต้อนรับและเป็นประโยชน์อย่างมากในการทำการทดสอบและสอบเทียบที่หลากหลายเพื่อเตรียมการสังเกตการณ์จริง
AO เพื่อการบริการของ Interferometry
VLT Interferometer (VLTI) รวมแสงดาวที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์ 8.2- VLT สองตัวหรือมากกว่า (ต่อมาจากกล้องที่สามารถเคลื่อนย้ายได้ 1.8 ม. 1.8 ม.) และช่วยเพิ่มความละเอียดของภาพได้อย่างมากมาย ลำแสงจากกล้องโทรทรรศน์นั้นถูกนำมารวมกัน“ ในเฟส” (ต่อเนื่องกัน) เริ่มต้นที่กระจกหลักพวกเขาได้รับการสะท้อนหลายครั้งตามเส้นทางที่แตกต่างกันของพวกเขาในระยะทางหลายร้อยเมตรก่อนที่พวกเขาจะไปถึงห้องปฏิบัติการอินเตอร์เฟอโรเมตริกซึ่งพวกมันรวมกันภายในเสี้ยวหนึ่งของความยาวคลื่นเช่นภายในนาโนเมตร!
การได้มาของเทคนิคอินเตอร์เฟอโรเมตริกซ์นั้นมีขนาดใหญ่มาก - การรวมลำแสงจากกล้องโทรทรรศน์สองตัวที่แยกจากกัน 100 เมตรช่วยให้สามารถสังเกตรายละเอียดซึ่งสามารถแก้ไขได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์เดี่ยวที่มีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลาง 100 เมตรเท่านั้น การลดความซับซ้อนของข้อมูลจำเป็นต้องตีความการวัดแบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกและเพื่ออนุมานพารามิเตอร์ทางกายภาพที่สำคัญของวัตถุที่สังเกตเช่นเส้นผ่านศูนย์กลางของดาว ฯลฯ cf ESO PR 22/02
VLTI วัดระดับความต่อเนื่องของคานแบบรวมตามที่แสดงโดยความแตกต่างของรูปแบบขอบอินเตอร์เฟอโรเมตริก ยิ่งระดับความต่อเนื่องของแต่ละคานสูงขึ้นเท่าใดสัญญาณที่วัดได้ก็จะยิ่งแข็งแกร่งมากขึ้นเท่านั้น ด้วยการลบความผิดเพี้ยนของคลื่นที่เกิดจากความปั่นป่วนในบรรยากาศระบบ MACAO-VLTI จึงเพิ่มประสิทธิภาพการรวมลำแสงของกล้องโทรทรรศน์แต่ละตัวอย่างมหาศาล
ในกระบวนการวัดระดับอินเตอร์เฟอโรเมตริกแสงดาวจะต้องถูกฉีดเข้าไปในเส้นใยนำแสงซึ่งมีขนาดเล็กมากเพื่อให้สามารถทำงานได้อย่างสมบูรณ์ เส้นผ่านศูนย์กลางเพียง 6 ม. (0.006 มม.) หากปราศจากการกระทำ "refocussing" ของมาเก๊าจะสามารถฉีดแสงดาวเล็ก ๆ เพียงเล็กน้อยที่ถูกจับด้วยกล้องโทรทรรศน์เข้าไปในเส้นใยและ VLTI จะไม่ทำงานอย่างมีประสิทธิภาพสูงสุดซึ่งได้รับการออกแบบมา
MACAO-VLTI จะอนุญาตให้ได้รับปัจจัย 100 ในฟลักซ์แสงแบบฉีดซึ่งจะทำการทดสอบในรายละเอียดเมื่อกล้องโทรทรรศน์ VLT Unit สองเครื่องทั้งสองมาพร้อมกับ MACAO-VLTI ทำงานร่วมกัน อย่างไรก็ตามประสิทธิภาพที่ดีมากที่ทำได้จริงด้วยระบบแรกทำให้วิศวกรมีความมั่นใจมากว่าการได้รับคำสั่งนี้จะมาถึงแน่นอน การทดสอบขั้นสุดท้ายนี้จะดำเนินการทันทีที่ระบบ MACAO-VLTI ที่สองได้รับการติดตั้งในปลายปีนี้
มาเก๊า - VLTI แสงแรก
หลังจากหนึ่งเดือนของการติดตั้งและการทดสอบต่อไปโดยใช้แหล่งกำเนิดแสงประดิษฐ์ที่ติดตั้งในโฟกัส Nasmyth ของ KUEYEN, MACAO-VLTI มี "แสงแรก" ในวันที่ 18 เมษายนเมื่อได้รับแสง "ของจริง" จากการสำรวจทางดาราศาสตร์หลายครั้ง
ในระหว่างการทดสอบประสิทธิภาพก่อนหน้านี้เพื่อวัดการปรับปรุงภาพ (ความคมชัดความเข้มข้นของพลังงานแสง) ในแถบสเปกตรัมอินฟราเรดใกล้ที่ 1.2, 1.6 และ 2.2? m, MACAO-VLTI ได้รับการตรวจสอบโดยกล้องทดสอบอินฟราเรดที่ทำขึ้นเอง วัตถุประสงค์โดย ESO การทดสอบระดับกลางนี้จำเป็นเพื่อให้แน่ใจว่าการทำงานที่เหมาะสมของมาเก๊าก่อนที่มันจะถูกใช้เพื่อป้อนลำแสงที่ถูกต้องของการแก้ไขลงใน VLTI
หลังจากการทดสอบและปรับใช้ฟังก์ชั่นต่าง ๆ และพารามิเตอร์การปฏิบัติงานเพียงไม่กี่คืน MACAO-VLTI ก็พร้อมที่จะใช้สำหรับการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ ภาพด้านล่างถ่ายภายใต้สภาวะการมองเห็นโดยเฉลี่ยและแสดงให้เห็นถึงการปรับปรุงคุณภาพของภาพเมื่อใช้มาเก๊า - วีแอลที
มาเก๊า - VLTI - ภาพแรก
นี่คือภาพแรกที่ได้รับจากกล้องทดสอบที่ระบบ MACAO-VLTI แรกซึ่งตอนนี้ติดตั้งที่กล้องโทรทรรศน์ VLT KUEYEN ขนาด 8.2 ม.
PR Photos 12b-c / 03 แสดงภาพแรกในแถบอินฟราเรด K-band (ความยาวคลื่น 2.2? m) ของดาว (visual magnitude 10) ที่ได้รับโดยไม่ต้องมีการแก้ไขภาพด้วยเลนส์ปรับตัว
PR Photo 12d / 03 แสดงหนึ่งในภาพที่ดีที่สุดที่ได้รับจาก MACAO-VLTI ระหว่างการทดสอบเบื้องต้น มันแสดงให้เห็นถึงอัตราส่วน Strehl (การวัดความเข้มข้นของแสง) ที่เป็นไปตามข้อกำหนดที่ Macao-VLTI สร้างขึ้น การปรับปรุงที่ยิ่งใหญ่นี้เมื่อใช้เทคนิค AO แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนใน PR Photo 12e / 03 โดยมีโปรไฟล์รูปภาพที่ไม่ได้แก้ไข (ซ้าย) ปรากฏให้เห็นได้ยากเมื่อเทียบกับโปรไฟล์ที่ถูกต้อง (ขวา)
PR Photo 11f / 03 แสดงให้เห็นถึงความสามารถในการแก้ไขของ MACAO-VLTI เมื่อใช้ดาวนำทางจาง ๆ จากการทดสอบโดยใช้สเปกตรัมที่แตกต่างกันแสดงให้เห็นว่าขนาดของภาพที่ จำกัด นั้นแตกต่างกันไประหว่าง 16 สำหรับดาวประเภท B รุ่นแรกและประมาณ 18 สำหรับดาวประเภท M
วัตถุทางดาราศาสตร์ที่เห็นได้ในค่าการเลี้ยวเบน
ตัวอย่างต่อไปนี้ของการสำรวจมาเก๊า - VLTI ของวัตถุทางดาราศาสตร์ที่รู้จักกันดีสองชิ้นได้รับมาเพื่อประเมินโอกาสในการวิจัยในขณะนี้ที่เปิดด้วย MACAO-VLTI ภาพเหล่านั้นอาจถูกนำมาเปรียบเทียบกับภาพในอวกาศ
ศูนย์กาแล็กซี่
ศูนย์กลางของกาแลคซีของเราตั้งอยู่ในกลุ่มดาวราศีธนูในระยะทางประมาณ 30,000 ปีแสง PR Photo 12h / 03 แสดงมุมมองอินฟราเรดระยะสั้นจากภูมิภาคนี้ซึ่งได้รับจาก MACAO-VLTI ในระหว่างการทดสอบระยะแรก
การสำรวจ AO ล่าสุดโดยใช้สิ่งอำนวยความสะดวก NACO ที่ VLT เป็นหลักฐานที่น่าสนใจว่าหลุมดำมวลมหาศาลที่มีมวลดวงอาทิตย์มากถึง 2.6 ล้านดวงตั้งอยู่ที่ใจกลาง ESO PR 17/02 ผลลัพธ์นี้จากการสำรวจทางดาราศาสตร์ของดาวฤกษ์ที่โคจรรอบหลุมดำและเข้าใกล้ภายในระยะเวลาเพียง 17 ชั่วโมงแสงจะไม่สามารถเกิดขึ้นได้หากไม่มีภาพความละเอียด จำกัด การเลี้ยวเบน
Eta Carinae
Eta Carinae เป็นหนึ่งในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดซึ่งมีมวลมากกว่า 100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มันสว่างกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 4 ล้านเท่าทำให้เป็นหนึ่งในดาวที่ส่องสว่างมากที่สุด
ดาวมวลสูงเช่นนี้มีอายุการใช้งานค่อนข้างสั้นเพียงประมาณ 1 ล้านปีเท่านั้นและถูกตรวจวัดในช่วงเวลาแห่งจักรวาล - Eta Carinae จะต้องก่อตัวขึ้นเร็ว ๆ นี้ ดาวดวงนี้มีความไม่แน่นอนสูงและมีแนวโน้มที่จะเกิดการปะทุอย่างรุนแรง พวกมันเกิดจากความดันการแผ่รังสีที่สูงมากที่ชั้นบนของดาวฤกษ์ซึ่งระเบิดส่วนสำคัญของสสารที่“ พื้นผิว” ออกสู่อวกาศในระหว่างการปะทุรุนแรงที่อาจเกิดขึ้นนานหลายปี การปะทุครั้งสุดท้ายเกิดขึ้นระหว่างปี 1835 และ 1855 และถึงจุดสูงสุดในปี 1843 แม้จะมีระยะทางที่ค่อนข้างใหญ่ - ประมาณ 7,500 ถึง 10,000 ปีแสง - Eta Carinae กลายเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดดวงที่สองในเวลานั้น ) มีเพียงซิเรียสเท่านั้น
Leo Frosty
Frosty Leo เป็นดาวขนาด 11 (โพสต์ - AGB) ที่ล้อมรอบด้วยซองแก๊สฝุ่นและน้ำแข็งจำนวนมาก (ชื่อนี้) เนบิวลาที่เกี่ยวข้องเป็นรูปร่าง "ผีเสื้อ" (สัณฐานสองขั้ว) และเป็นหนึ่งในตัวอย่างที่รู้จักกันดีที่สุดของขั้นตอนการเปลี่ยนผ่านช่วงสั้น ๆ ระหว่างสองช่วงปลายวิวัฒนาการปลายสาขายักษ์ asymptotic (AGB) และเนบิวลาดาวเคราะห์ที่ตามมา (PNe)
สำหรับวัตถุมวลสามดวงจากดวงอาทิตย์เช่นนี้ระยะนี้เชื่อว่าคงอยู่ได้เพียงไม่กี่พันปีที่พริบตาในชีวิตของดาวฤกษ์ ดังนั้นวัตถุเช่นนี้จะหายากมากและ Frosty Leo เป็นหนึ่งในที่ใกล้ที่สุดและสว่างที่สุดในหมู่พวกเขา
แหล่งต้นฉบับ: ข่าว ESO
