VERITAS

VERITAS
	VERITAS – układ czterech teleskopów
Alternatywne nazwy	Bardzo energetyczny system obrazowania teleskopów promieniowania
Część	Obserwatorium Freda Lawrence'a Whipple'a
Lokalizacja(e)	Arizona
Współrzędne	Współrzędne :
Wysokość	1268 m (4160 stóp)
Pierwsze światło	1 lutego 2005 r., kwiecień 2007 r
Styl teleskopowy	; obserwatorium astronomiczne teleskop promieniowania gamma
Liczba teleskopów	4
Średnica	12 m (39 stóp 4 cale)
Rozdzielczość kątowa	0,1 stopnia
Obszar zbierania	100 000 m2 ( 1 100 000 stóp kwadratowych)
Strona internetowa	veritas .sao .arizona .edu
	Lokalizacja
	powiązanych mediów VERITAS na Commons
	[ edytuj na Wikidanych ]

VERITAS ( Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System ) to główne naziemne obserwatorium promieniowania gamma z układem czterech 12-metrowych reflektorów optycznych do astronomii promieniowania gamma w zakresie energii fotonów od GeV do TeV . VERITAS wykorzystuje Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope do obserwacji promieni gamma, które powodują pęki cząstek w ziemskiej atmosferze, znane jako rozległe pęki powietrza . Sieć VERITAS znajduje się w Obserwatorium Freda Lawrence'a Whipple'a , w południowej Arizonie , Stany Zjednoczone . Projekt reflektora VERITAS jest podobny do wcześniejszego 10-metrowego teleskopu gamma firmy Whipple, znajdującego się w tym samym miejscu, ale jest większy i ma dłuższą ogniskową dla lepszej kontroli aberracji optycznych. VERITAS składa się z szeregu teleskopów obrazujących rozmieszczonych w celu oglądania atmosferycznych pęków Czerenkowa z wielu lokalizacji, aby zapewnić najwyższą czułość w paśmie 100 GeV – 10 TeV (z czułością od 50 GeV do 50 TeV). To obserwatorium o bardzo wysokiej energii, ukończone w 2007 roku, skutecznie uzupełnia Teleskop Dużego Obszaru (LAT) Kosmiczny Teleskop Promieniowania Gamma Fermiego ze względu na większy obszar zbierania, a także pokrycie w paśmie o wyższej energii.

Specyfikacje i konstrukcja

VERITAS jest zbudowany z czterech 12-metrowych teleskopów atmosferycznych z obrazowaniem atmosferycznym Czerenkowa z przybliżoną odległością 100 m (330 stóp) między każdym sąsiednim teleskopem. Każdy teleskop składa się z dużego, sterowanego reflektora optycznego i szybkiej z tubusem fotopowielacza . Do stereoskopowych obserwacji światła Czerenkowa wytwarzanego w rozległych pękach powietrza potrzebnych jest wiele teleskopów w szeregu. Te obserwacje stereoskopowe umożliwiają precyzyjną rekonstrukcję pęku cząstek geometrii, co daje znacznie lepszą rozdzielczość kątową i energetyczną w porównaniu z pojedynczym teleskopem. Kierunek kątowy nadchodzącego pęku określa się, znajdując centralną oś rozprzestrzeniania się pęku na każdym teleskopie i śledząc te osie, aż się przetną. Przecięcie tych osi określa kierunek nadejścia cząstki pierwotnej (promienia kosmicznego lub promieniowania gamma), która zapoczątkowała pęk powietrza w górnych warstwach atmosfery. Określa również położenie rdzenia pęku, tj. ekstrapolowane położenie cząstki pierwotnej na ziemi, gdyby nie doszło do interakcji. Energia cząstki pierwotnej jest określana na podstawie całkowitej ilości światła Czerenkowa mierzonej w każdym teleskopie, wraz z odległością tego teleskopu od rdzenia pęku.

Każdy z poszczególnych teleskopów ma aperturę o średnicy 12 m i pole widzenia 3,5 stopnia. Teleskopy są zbudowane w oparciu o konstrukcję optyczną Davies-Cotton, która wykorzystuje sferyczny reflektor i jest prosta w konstrukcji i ustawieniu. Ten projekt powoduje pewien rozrzut w czasie przybycia fotonów Czerenkowa do kamery, ale ten rozrzut jest niewielki (~ 4 nanosekundy). Odbłyśnik składa się z 350 pojedynczych zwierciadeł o sześciokątnym kształcie, zamontowanych na sztywnej optycznej konstrukcji nośnej. Kamera na każdym teleskopie ma 499 pojedynczych pikseli (szybkie fotopowielacze o średnicy 26 mm ). VERITAS, podobnie jak inne IACT , jest czuły na cząstki pierwotne, które wytwarzają wystarczającą ilość atmosferycznego światła Czerenkowa, aby można je było wykryć na ziemi. Jego pełny zakres czułości wynosi od 50 GeV do 50 TeV (chociaż rekonstrukcja widmowa rozpoczyna się dopiero przy co najmniej 100 GeV, w zależności od mocy źródła). Energia i rozdzielczość kątowa zależą od energii padającego promieniowania gamma, ale przy 1 TeV rozdzielczość energii wynosi ~ 17%, a rozdzielczość kątowa 0,08 stopnia (65% promienia zatrzymania). Cała macierz ma szczytową efektywną powierzchnię 100 000 metrów kwadratowych powyżej 1 TeV. Bardzo słabe źródło astrofizyczne ze strumieniem promieniowania gamma wynoszącym zaledwie 1% Mgławicy Krab może zostać wykryty przez VERITAS w mniej niż 25 godzin obserwacji. Silniejsze źródła można wykryć w znacznie krótszym czasie.

Lustra na teleskopie VERITAS 3

Aby rozróżnić zdarzenia tła (tj. pęki hadronów i miony ) lub szumy (tj. światło gwiazd i księżyca) od docelowych danych (tj. pęki elektromagnetyczne wytwarzane przez promienie gamma), VERITAS wykorzystuje trójpoziomowy system wyzwalania. Poziom pierwszy odpowiada przekroczeniu poziomu na każdym pikselu przy użyciu stałych dyskryminatorów ułamkowych . Poziom drugi to wyzwalacz wyboru wzoru, który wybiera pęki fotonowe, które mają zwarte kształty, i eliminuje większość pęków tła, które tworzą bardziej losowe kształty w każdej kamerze. Poziom trzeci to wyzwalacz tablicy, który szuka zbiegu okoliczności w czasie przybycia pęku na wiele teleskopów.

Światło Czerenkowa , które jest wytwarzane przez promienie gamma w górnych warstwach atmosfery, jest bardzo słabe, więc VERITAS obserwuje najlepiej przy czystym, ciemnym niebie. Obserwacje nie są możliwe przy pochmurnym lub deszczowym niebie lub gdy Księżyc jest bardzo jasny. Jednak obserwacje są regularnie wykonywane, gdy Księżyc jest słaby lub ma umiarkowaną jasność (zwykle mniej niż 60% oświetlenia). Całkowity roczny czas obserwacji wynosi zwykle około 1200 godzin (z czego około 200–250 godzin przypada na jaśniejsze światło księżyca przy oświetleniu od 20 do 60%). Obserwatorium na ogół nie zbiera danych w lipcu lub sierpniu ze względu na lokalne warunki monsunowe.

Historia

VERITAS został zaprojektowany do badania nieba w zakresie promieniowania gamma o bardzo wysokiej energii (VHE) powyżej 100 GeV , kontynuując sukces 10-metrowego teleskopu promieniowania gamma Whipple'a. Teleskop Whipple'a był pionierem w wykorzystaniu obrazującej kamery Czerenkowa, połączonej z dużym reflektorem o średnicy 10 m, w celu dokonania pierwszego definitywnego wykrycia źródła promieniowania gamma VHE, Mgławicy Krab w 1989 r. Następnie HEGRA Teleskop na La Palmie wykazał dobrą czułość powyżej 1 TeV przy użyciu szeregu atmosferycznych teleskopów Czerenkowa do obrazowania. VERITAS łączy zalety obserwacji stereoskopowych w układzie z dużymi reflektorami dla niskiego progu energetycznego. W porównaniu z teleskopem Whipple'a, VERITAS wykorzystuje większe reflektory o średnicy 12 m, ulepszoną optykę i wydajność zbierania światła oraz drobniejszą kamerę z pikselami. Zarówno nagrywanie (przy użyciu wykonanych na zamówienie Flash-ADC 500 MS/s), jak i elektronika wyzwalająca (przy użyciu wyrafinowanego systemu trzech poziomów) zostały znacznie ulepszone w porównaniu z wcześniejszymi instrumentami. VERITAS powstał w latach 90-tych wraz z trzema innymi macierzami teleskopów atmosferycznych Czerenkowa (IACT): CANGAROO-III, HESS i MAGIA . VERITAS to obecnie jedyna macierz IACT działająca na półkuli zachodniej.

Pierwsza propozycja VERITAS (nazywana wówczas VHEGRA) została przedstawiona przez Trevora Weekesa ( Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO)) w Smithsonian Institution w 1995 roku; ta propozycja opisywała układ dziewięciu teleskopów Czerenkowa o średnicy 10 m. Uniwersytecie w Chicago odbyło się pierwsze spotkanie w ramach współpracy VERITAS . W 2000 roku koncepcja VERITAS jako układu siedmiu teleskopów została zarekomendowana przez 2000 Decadal Survey in Astronomy and Astrophysics jako projekt średniej wielkości. Opóźnienia powstały z powodu trudności z dwoma proponowanymi lokalizacjami w Arizonie (Montosa Canyon u podstawy Mount Hopkins i Kitt Peak ) oraz ze względu na ograniczenie dostępnych funduszy. Propozycja układu czterech teleskopów (obecnie z reflektorami o średnicy 12 m) została pozytywnie oceniona w 2002 r., a budowa VERITAS rozpoczęła się w 2003 r. w Obserwatorium Freda Lawrence'a Whipple'a . Pierwszy prototyp teleskopu został ukończony jako Teleskop nr 1 i ujrzał pierwsze światło w 2004 roku. Budowa Teleskopu nr 2 została ukończona w 2005 roku iw tym samym roku rozpoczęto pierwsze obserwacje stereoskopowe. Teleskopy nr 3 i 4 zostały ukończone na początku 2007 r., a pierwsze święto światła dla pełnego układu teleskopów miało miejsce w dniach 27-28 kwietnia 2007 r. Regularne operacje naukowe dla VERITAS rozpoczęły się we wrześniu 2007 r. Budowa VERITAS była w dużej mierze finansowana w USA przez Departament Energii , National Science Foundation i Smithsonian Institution . Dodatkowe fundusze na budowę zapewniły Enterprise Ireland (obecnie Science Foundation Ireland ) oraz Rada Badań Fizyki Cząstek i Astronomii w Wielkiej Brytanii .

Ulepszenia i aktualizacje VERITAS były okresowo wprowadzane od 2007 roku. Teleskop nr 1 został przeniesiony latem 2009 roku w nowe miejsce w celu uzyskania lepszej geometrii układu (i lepszej czułości na promieniowanie gamma). W latach 2009-2011 przeprowadzono program aktualizacji, który poprawił wyrównanie ścianek lustra VERITAS i zastąpił system wyzwalania poziomu 2. Co więcej, latem 2012 roku wszystkie lampy fotopowielaczy w aparacie zostały zmodernizowane do lamp o wysokiej wydajności kwantowej, co ponownie zwiększyło czułość, zwłaszcza w pobliżu dolnej granicy zakresu energii promieniowania gamma. W porównaniu z początkową czułością projektową, rzeczywista osiągnięta czułość VERITAS jest znacznie lepsza, a czas potrzebny do wykrycia słabych źródeł promieniowania gamma został skrócony ponad dwukrotnie.

W czerwcu 2017 r. w Obserwatorium Whipple'a odbyła się uroczystość z okazji dziesięciu lat nauki VERITAS.

Nauka

VERITAS ma szeroki program naukowy, który łączy kluczowe aspekty astronomii, badanie wszechświata w nowym paśmie fal gamma VHE oraz fizykę, poszukiwanie nowych cząstek zjawisk wykraczających poza standardowy model fizyki cząstek elementarnych . Podstawowe zagadnienia, którymi się zajmujemy to: zrozumienie przyspieszeń cząstek kosmicznych w naszej Galaktyce (ze szczególnym naciskiem na zrozumienie pochodzenia promieni kosmicznych ) i poza nią, badanie ekstremalnych środowisk w pobliżu obiektów zwartych, takich jak gwiazdy neutronowe i czarne dziury , natura ciemnej materii i międzygalaktyczne pole magnetyczne oraz czy prędkość światła jest stała przy tych ekstremalnych energiach promieniowania gamma. Program obserwacyjny VERITAS obejmuje źródła galaktyczne, takie jak pozostałości po supernowych , pulsary , mgławice wiatru pulsarowego , układy podwójne i tajemnicze źródło promieniowania gamma w Centrum Galaktyki . Źródła pozagalaktyczne obejmują aktywne jądra galaktyczne , galaktyki gwiazdotwórcze i rozbłyski promieniowania gamma . Ważnym elementem obserwacji VERITAS jest obserwacja związana z wieloma długościami fali i wieloma posłańcami , w tym szybkimi rozbłyskami radiowymi (FRB), neutrinami o wysokiej energii i falami grawitacyjnymi . VERITAS posiada rozbudowany program dotyczący ciemnej materii, w ramach którego prowadzone są pośrednie poszukiwania promieni gamma VHE powstałych w wyniku anihilacji cząstek ciemnej materii. Większość z tych poszukiwań dotyczy Centrum Galaktyki i karłowatych galaktyk sferoidalnych . Począwszy od 2017 r. program naukowy VERITAS został rozszerzony o obserwacje w paśmie fal optycznych poprzez pomiary zakryć asteroid o wysokiej rozdzielczości czasowej oraz interferometrię intensywności gwiazd.

VERITAS Katalog bardzo wysokoenergetycznych źródeł promieniowania gamma (stan na styczeń 2020)

Od 2020 r. badania VERITAS doprowadziły do uzyskania stopnia doktora 58. i ponad 100 recenzowanych publikacji. Jak pokazano na rysunku, VERITAS wykrył 63 astrofizyczne źródła promieniowania gamma o bardzo wysokiej energii (stan na styczeń 2020 r.). Pierwszy katalog źródeł VERITAS miał tylko sześć źródeł.

Niektóre z naukowych osiągnięć VERITAS obejmują:

2008: odkrycie pierwszego blazara typu BL Lacertae (IBL) o szczytowej częstotliwości pośredniej przy bardzo wysokich energiach, W Comae, a następnie drugiego IBL 3C 66A.

2009: odkrycie pierwszej galaktyki gwiazdotwórczej, która emituje promieniowanie gamma, Galaktyki Cigar lub M 82. Ten wynik był znaczący, ponieważ stanowił pierwszy wykryty obiekt pozagalaktyczny, w którym promienie gamma są wytwarzane w wyniku typowych procesów astrofizycznych występujących w naszej Galaktyce, w przeciwieństwie do ekstremalnych procesów zachodzących w dżetach aktywnych jąder galaktycznych .

2010; wykrycie rozszerzonej emisji promieniowania gamma z Mgławicy Meduza lub IC 443, a następnie szczegółowe badania morfologiczne przeprowadzone przez VERITAS, które w połączeniu z danymi z Fermi-LAT dostarczają mocnych dowodów na przyspieszenie promieni kosmicznych przez pozostałość galaktycznej supernowej.

2011: odkrycie nowego i nieoczekiwanego składnika emisji promieniowania gamma powyżej 100 GeV z Crab Pulsar , poważnie rzucając wyzwanie istniejącym modelom pulsarów.

2011: odkrycie emisji promieniowania gamma TeV z pozostałości supernowej Tycho ,; ta pozostałość powstała w wyniku jednej z nielicznych historycznych supernowych w naszej Galaktyce.

2013: zlokalizowanie emisji promieniowania gamma w dżecie aktywnego jądra galaktyki poprzez połączenie obserwacji promieniowania gamma VHE wykonanych przez VERITAS i obserwacji w wysokiej rozdzielczości kątowej wykonanych przez Very Long Baseline Array .

2015: wykrycie promieni gamma TeV z kwazara PKS 1441+25 przy wartości przesunięcia ku czerwieni ~ 1, co wskazuje na ogólną przezroczystość wszechświata dla fotonów przy tych energiach.

2018: wykrycie promieniowania gamma VHE z kierunku obiektu BL Lac TXS 0506+056 , czyli zbieżności z wysokoenergetycznym zdarzeniem neutrinowym IC 170922A zgłoszonym przez teleskop neutrinowy IceCube .
2019-2020: bezpośredni pomiar średnic kątowych gwiazd obrazowym atmosferycznym teleskopem Czerenkowa oraz demonstracja interferometrii intensywności gwiazdowej za pomocą nowoczesnego systemu teleskopowego.

Badacze VERITAS byli również pionierami w wykorzystaniu IACT do prowadzenia badań obywatelskich . Aby usprawnić wykrywanie mionowych , na platformie Zooniverse powstał projekt Muon Hunter . Projekt pokazał obrazy wykonane za pomocą VERITAS, a ochotnicy-obywatele musieli sklasyfikować obrazy jako zdarzenia mionowe lub niemionowe. Następnie naukowcy przeszkolili uczenia maszynowego , który działał lepiej niż analiza standardowa. W Muon Hunter 2.0 projekt spróbuje poprawić wynik za pomocą innego podejścia do uczenia maszynowego.

Współpraca

Współpraca VERITAS została oficjalnie utworzona poprzez podpisanie umowy o współpracy w 2000 roku pomiędzy dziewięcioma instytucjami członkowskimi w trzech krajach. Instytucjami członkowskimi były: Iowa State University , Purdue University , Smithsonian Astrophysical Observatory , University of California, Los Angeles , University of Chicago , University of Utah i Washington University w St. Louis w USA, University of Leeds w Wielkiej Brytanii oraz National Uniwersytet Irlandii w Dublinie w Irlandii. Dziesiąta instytucja członkowska, McGill University w Kanadzie, została dodana na podstawie zaktualizowanej umowy w 2008 r. Przedstawiciele instytucji członkowskich tworzą Radę Wykonawczą VERITAS (VEC), która służy jako ostateczny organ decyzyjny w ramach współpracy.

W 2008 roku współpraca została rozszerzona o współpracujące instytucje, które mają swoich przedstawicieli w Radzie Naukowej VERITAS, która kieruje programem naukowym VERITAS. Początkowe współpracujące instytucje to: Adler Planetarium , Barnard College , Cork Institute of Technology , DePauw University , Galway-Mayo Institute of Technology , Grinnell College , National University of Ireland, Galway , University of California, Santa Cruz , University of Iowa i University of Massachusetts, Amherst .

Od 2019 roku współpraca VERITAS obejmuje ~ 80 naukowców z instytucji w Kanadzie, Niemczech, Irlandii i USA. Uczestniczące instytucje to: Barnard College , Columbia University , Cork Institute of Technology , DESY , Georgia Institute of Technology , Iowa State University , McGill University , National University of Ireland, Galway , Purdue University , Smithsonian Astrophysical Observatory , University College Dublin , University of California, Los Angeles , University of California, Santa Cruz , University of Chicago , University of Delaware , University of Iowa , University of Minnesota , University of Utah i Washington University w St. Louis . Są też członkowie niezrzeszeni i stowarzyszeni z wielu innych instytucji.

Rzecznikiem prasowym jest Przewodniczący Rady Naukowej VERITAS. W kierowaniu współpracą pomaga zastępca rzecznika prasowego. Chronologiczna lista Rzeczników i Zastępców Rzeczników VERITAS została przedstawiona w poniższej tabeli. Począwszy od 2007 r. Rzecznik/Zastępca Rzecznika Prasowego sprawował dwuletnią kadencję i może być ponownie wybrany.


Daktyle	rzecznik prasowy	Zastępca Rzecznika
2000-2007	Trevor Weekes (SAO)	nie dotyczy
2007-2009	Simon Swordy (U. Chicago)	Rene Ong (UCLA)
2009-2011	Rene Ong (UCLA)	Jamie Holder (U. Delaware)
2011-2013	Rene Ong (UCLA)	Reshmi Mukherjee (Barnard College)
2013-2015	Jamie Holder (U. Delaware)	John Finley (Purdue U.)
2015-2017	Reshmi Mukherjee (Barnard College)	Scott Wakely (U. Chicago)
2017-2019	Reshmi Mukherjee (Barnard College)	Scott Wakely (U. Chicago)
2019-2021	John Quinn (UCD)	Davida Williamsa (UCSC)
2021-2023	John Quinn (UCD)	Amy Furniss (CSU, East Bay)

Od 2019 roku następujące agencje zapewniają finansowanie operacyjne VERITAS: National Science Foundation i Smithsonian Institution w USA, Rada ds. Nauk Przyrodniczych i Badań Inżynieryjnych w Kanadzie, Stowarzyszenie Helmholtza w Niemczech.

Zobacz też

Linki zewnętrzne

Oficjalna strona VERITAS