Eksplorator spektroskopii z wieloma jednostkami
Wieloelementowy eksplorator spektroskopowy ( MUSE ) to integralny spektrograf polowy zainstalowany na Bardzo Dużym Teleskopie (VLT) Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO). Działa w widzialnym zakresie długości fal i łączy szerokie pole widzenia z dokładnym próbkowaniem przestrzennym i dużym jednoczesnym zakresem widmowym. Został zaprojektowany tak, aby wykorzystać lepszą rozdzielczość przestrzenną zapewnianą przez optykę adaptacyjną . MUSE miał pierwsze światło na VLT 31 stycznia 2014 r.
Tło
Tradycyjnie obserwacje astronomiczne w obszarze optycznym były podzielone na obrazowanie i spektroskopię. Te pierwsze mogą obejmować szerokie pole widzenia, ale kosztem bardzo zgrubnej rozdzielczości w kierunku długości fali. Ten ostatni miał tendencję do albo utraty rozdzielczości przestrzennej - całkowicie w przypadku spektrografów światłowodowych i częściowo w przypadku spektrografów z długimi szczelinami - albo do posiadania jedynie zgrubnej zdolności rozdzielczej przestrzennej w przypadku ostatnich spektrografów z integralnym polem .
MUSE został opracowany, aby poprawić tę sytuację, zapewniając zarówno wysoką rozdzielczość przestrzenną, jak i dobre pokrycie widmowe. Głównym badaczem instrumentu jest Roland Bacon z Centrum Badań Astrofizycznych w Lyonie (CRAL), kierujący konsorcjum składającym się z sześciu głównych instytutów europejskich: CRAL w Obserwatorium w Lyonie jest instytutem PI i kierował budową większości instrumentu. Inne zaangażowane instytuty to niemiecki Institut für Astrophysik Göttingen (IAG) i Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP), Holenderska Szkoła Badawcza Astronomii (NOVA), Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP), Francja, ETH Zürich , Szwajcaria, a także Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO).
Rozpoczęcie projektu miało miejsce 18 stycznia 2005 r., a ostateczny przegląd projektu odbył się w marcu 2009 r. Instrument przeszedł ostateczną akceptację w Europie 10 września 2013 r. 19 stycznia 2013 r. MUSE został zamontowany na platformie Nasmyth czwartego teleskopu VLT Unit , 2014, a pierwsze światło ujrzał 31 stycznia 2014 roku.
Cele naukowe
Gwiazdy i rozdzielone populacje gwiazd
MUSE ma pole widzenia, które jest dobrze dopasowane do wielu fascynujących obiektów w Drodze Mlecznej, takich jak gromady kuliste i mgławice planetarne . Wysoka rozdzielczość przestrzenna i próbkowanie umożliwią MUSE jednoczesną obserwację widm tysięcy gwiazd w jednym ujęciu w gęstych obszarach, takich jak gromady kuliste. W obszarach formowania się gwiazd, z mieszaniną zjonizowanego gazu i gwiazd, MUSE dostarczy informacji zarówno na temat zawartości gwiazd, jak i mgławic w tym regionie.
Emitery Lyman-alfa
Kluczowym celem projektu MUSE była możliwość badania prekursorów normalnych pobliskich galaktyk aż do przesunięć ku czerwieni z > 6. Źródła te mogą być bardzo słabe, w takim przypadku można je wykryć jedynie poprzez emisję w Lyman- linii emisyjnej alfa , takie galaktyki są często określane jako emitery Lyman-alfa .
Powszechnym sposobem badania takich źródeł jest wykorzystanie obrazowania wąskopasmowego, ale ta technika może jednocześnie badać tylko bardzo wąski zakres przesunięcia ku czerwieni – określony przez szerokość filtra. Ponadto metoda ta nie jest tak czuła jak bezpośrednie badania spektroskopowe, ponieważ szerokość filtra jest szersza niż typowa szerokość linii emisyjnej.
Ponieważ MUSE jest spektrografem o polu widzenia 1'x1', może być używany do wyszukiwania źródeł linii emisyjnych w szerokim zakresie przesunięcia ku czerwieni (z = 2,9–6,65 dla Lyman-alfa) w tym samym czasie. Oczekuje się, że instrument będzie używany do ekspozycji do 100 godzin, w którym to przypadku powinien osiągnąć graniczny strumień 3x10-19 erg / s/cm 2 , który jest o rząd wielkości słabszy niż obecne przeglądy obrazowania wąskopasmowego .
Ewolucja galaktyki
MUSE będzie potężnym instrumentem do badania właściwości dynamicznych galaktyk z pobliskiego Wszechświata do co najmniej przesunięcia ku czerwieni równego 1,4, po czym zakazana linia emisyjna [O II] przy 372,7 nm znika z czerwonego końca spektrografu.
Przy niskim przesunięciu ku czerwieni MUSE dostarczy dwuwymiarowe mapy kinematyki i populacji gwiazd we wszystkich typach galaktyk. Będzie opierał się i rozszerzał badania naukowe wykonane za pomocą instrumentu SAURON na Teleskopie Williama Herschela , rozszerzając je zarówno na większe promienie, jak i na bardziej odległe galaktyki. Dzięki trybowi wąskiego pola, MUSE będzie mógł przybliżyć obszar wokół supermasywnej czarnej dziury w centrach masywnych galaktyk. Mamy nadzieję, że pomoże to astronomom zrozumieć proces powstawania tych olbrzymów – prawdopodobnie poprzez proces łączenia, w którym dwie czarne dziury łączą się, tworząc bardziej masywny produkt końcowy, a jednocześnie zaburzają orbity gwiazd w centrum galaktyki.
Przy wyższym przesunięciu ku czerwieni MUSE zapewni moc konstruowania map rozmieszczenia metali w galaktykach i jednocześnie zapewni ograniczenia dynamicznej struktury tych obiektów. Łącząc to z informacjami środowiskowymi, dzięki szerokiemu polu widzenia (1 minuta kątowa odpowiada 430 kiloparsekom przy przesunięciu ku czerwieni równym 0,7), możliwe będzie zbadanie, w jaki sposób środowisko, w którym się znajdują, wpływa na właściwości galaktyk. , a przede wszystkim nowy sposób.
Nauka w trybie wąskiego pola
MUSE będzie miał również tryb wysokiej rozdzielczości przestrzennej z polem widzenia 7,5x7,5 sekundy łuku i rozdzielczością przestrzenną 0,042 sekundy łuku przy 750 nm. Głównym zastosowaniem naukowym tego trybu jest szczegółowe badanie pobliskich systemów, takich jak środowisko wokół supermasywnych czarnych dziur w pobliskich galaktykach. W szczególności możliwe będzie rozdzielenie sfery wpływu czarnych dziur w większości masywnych galaktyk aż do gromady w Pannie , aw przypadku najbardziej masywnych galaktyk również w gromadzie galaktyk Warkocza .
Bliżej domu MUSE będzie mógł badać dżety w pobliskich obszarach formowania się gwiazd oraz powierzchnie szeregu obiektów Układu Słonecznego. Można to na przykład wykorzystać do prowadzenia spektroskopowych badań monitorujących aktywność wulkaniczną na Io i spektroskopowych badań atmosfery Tytana .
Techniczny
| Tryb szerokiego pola | |
|---|---|
| Pole widzenia | 1 x 1 min łuku |
| Próbkowanie przestrzenne | 0,2 x 0,2 sekundy kątowej |
| Rozdzielczość przestrzenna przy 0,75 μm (mediana widzenia) |
0,46 sekundy kątowej (AO) 0,65 sekundy kątowej (bez AO) |
| Pokrycie nieba z AO |
70% na biegunie galaktycznym 99% na galaktycznym równiku |
| Wielkość graniczna w 80h |
I AB = 25,0 (pełna rozdzielczość) I AB = 26,7 (R=180 rozdzielczość obniżona) |
| Ograniczenie strumienia w 80h | 3,9 x 10-19 erg /s/cm 2 |
| Tryb wąskiego pola | |
| Pole widzenia | 7,5 x 7,5 sekundy kątowej |
| Próbkowanie przestrzenne | 0,025 x 0,025 sekundy kątowej |
| Rozdzielczość przestrzenna przy 0,75 μm (mediana widzenia) | 0,042 sekundy kątowej |
| Współczynnik Strehla przy 0,75 μm | 5% (cel 10%) |
| Wielkość graniczna w 1h | AB = 22,3 |
| Strumień graniczny w 1h | 2,3 x 10-18 erg /s/cm 2 |
| Ogranicz jasność powierzchni w 1h (mag) | R AB = 17,3 sekundy kątowej −2 |
| Źródło : [ potrzebne źródło ] | |
Aby spełnić naukowe cele instrumentu, MUSE musiał spełnić szereg wymagań:
- Instrument powinien mieć wysoką przepustowość.
- Możliwość przeprowadzania bardzo długich integracji, stąd instrument musi być bardzo stabilny.
- W połączeniu z optyką adaptacyjną instrument powinien umożliwić zwiększenie rozdzielczości przestrzennej w stosunku do obserwacji ograniczonych obserwacji w całym polu widzenia sfery niebieskiej.
- Szerokie pole widzenia, umożliwiające prowadzenie pomiarów
- Wydajna produkcja w celu obniżenia kosztów i wydajna konstrukcja, aby dopasować się do ograniczeń objętości i masy.
Aby osiągnąć te dwa ostatnie punkty, spektrograf składa się z 24 identycznych integralnych jednostek pola (IFU), co zmniejsza koszty dzięki replikacji. Każdy z nich zapewnia doskonałą jakość obrazu, a światło na planie instrumentu jest dzielone i wysyłane do poszczególnych IFU za pomocą krajalnicy obrazu .
Konstrukcja spektrografu pozwoliła osiągnąć doskonałą jakość obrazu w całym paśmie widmowym MUSE z nachyleniem detektora kompensującym chromatykę osiową . Dzięki takiej konstrukcji nie są potrzebne drogie materiały optyczne, takie jak CaF2 , co zmniejsza całkowity koszt.
Przepustowość jest utrzymywana na wysokim poziomie dzięki zastosowaniu przetworników CCD o wysokiej wydajności kwantowej . Jest też tylko jedna siatka, holograficzna siatka fazowa o dużej objętości transmisji . Dało to przepustowość, która osiąga wartość szczytową powyżej 50% w okolicach 700-800 nm i przekracza 40% w prawie całym zakresie długości fal instrumentu.
Cały instrument waży prawie osiem ton i zasadniczo wypełnia platformę Nasmyth o objętości 50 m 3 . Ale dzięki modułowej konstrukcji każdy z 24 IFU można wyjąć w celu konserwacji lub naprawy - w tym celu zaprojektowano specjalną podstawkę do bezpiecznego wyjmowania i wkładania IFU.
Interfejs optyki adaptacyjnej
Aby osiągnąć wymagany wzrost rozdzielczości przestrzennej w sferze niebieskiej, MUSE wykorzystuje interfejs GALACSI, który jest częścią Adaptive Optics Facility na UT4 w VLT. Wszystkie komponenty optyki adaptacyjnej (AO) są zamontowane w derotatorze Nasmyth, a system metrologiczny zapewnia wyrównanie systemu AO z MUSE. Jest to potrzebne, ponieważ MUSE znajduje się na platformie Nasmyth.
Oczekuje się, że wyposażony w system AO, MUSE osiągnie medianę rozdzielczości przestrzennej 0,46 sekundy kątowej lub ~3 kpc przy przesunięciu ku czerwieni >3, w polu widzenia 1'x1' w trybie szerokiego pola. W trybie wąskiego pola rozdzielczość przestrzenna powinna osiągnąć 0,042 sekundy kątowej przy 750 nm, co odpowiada ~3 pc rozdzielczości w odległości galaktyk w Pannie .
Szybkość transmisji danych i zarządzanie
Każda ekspozycja z MUSE zwróci plik danych z danymi z 24 IFU po 35 MB każdy – zatem całkowity rozmiar nieprzetworzonego pliku danych wynosi 0,84 GB. Po zmniejszeniu ilości danych zwiększy się to łącznie do 3,2 GB na ekspozycję, ponieważ dane są konwertowane na wartości zmiennoprzecinkowe i tworzona jest kostka oszacowania błędu. Oznacza to, że obserwacje, które opierają się na wielu krótkich ekspozycjach, mogą generować bardzo duże zbiory danych - z łatwością generując 100 GB dość złożonych danych na noc.
Operacja i wyniki
Galeria
Ta sekwencja wideo została utworzona z wielu oddzielnych obserwacji MUSE planety Jowisz podczas tranzytu księżyca Europa i jego cienia.
Ten widok pokazuje, jak instrument daje trójwymiarowy widok Mgławicy Oriona.
Ten widok pokazuje, jak instrument daje trójwymiarowy widok odległej galaktyki.
Ten widok pokazuje, jak instrument daje trójwymiarowy widok NGC 4650A.
Inne spojrzenie na to, jak instrument daje trójwymiarowy obraz NGC 4650A.
Ten widok pokazuje, jak MUSE daje trójwymiarowy obraz galaktyki ESO 137-001, gdy wpada ona do ogromnej Gromady Galaktyk Norma i zostaje pozbawiona gazu.
Linki zewnętrzne
| Udogodnienia |  |
|
|---|---|---|
| Teleskopy | ||
| Instrumenty teleskopowe |
||
| Zbieranina | ||
