משתמש:Jacobs/ארגז חול5
כלים עריכה
כלים המותקנים על הטלסקופים:
Instruments on the VLT:
| Telescope | Cassegrain-Focus | Nasmyth-Focus A | Nasmyth-Focus B |
|---|---|---|---|
| Antu (UT1) | FORS 2 | CRIRES | Guest focus |
| Kueyen (UT2) | X-Shooter | FLAMES | UVES |
| Melipal (UT3) | VISIR | ISAAC | VIMOS |
| Yepun (UT4) | SINFONI | HAWK-I | NACO |
- FORS1 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph) - מצלמה בתחום הנראה וספקטרוגרף מרובה עצמים עם שדה ראיה של 6.8 דקות קשת.
- FORS2 - כמו FORS1, עם יכולות מורחבות של ספקטרוסקופיה מרובת עצמים.
- ISAAC (Infrared Spectrometer And Array Camera) - מצלמה בתחום התת-אדום הקרוב וספקטרוגרף.
- UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) - ספקטרוגרף בתחום העל-סגול ואור נראה.
- FLAMES (Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph) - יחידת זן סיב מרובה עצמים עבור UVES ו-GIRAFFE, כאשר האחרון מאפשר יכולת למחקר בו-זמני של מאות כוכבים בגלקסיות קרובות ברזולוציה ספקטרלית בינונית בתחום האופטי.
- NACO
- NACO (NAOS-CONICA, NAOS meaning Nasmyth Adaptive Optics System and CONICA meaning COude Near Infrared CAmera) is an adaptive optics facility which produces infrared images as sharp as if taken in space and includes spectroscopic, polarimetric and coronagraphic capabilities.
- VISIR (VLT spectrometer and imager for the mid-infrared) - מספק צילום וספקטרוסקופיה מוגבלי דיפרקציה בחלונות האטמסופריים סביב 10 ו-20 מיקרון (תת אדום בינוני)
- SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) - ספקטרוגרף שדה אינטגרלי ברזולוציה בינונית בתחום התת-אדום הקרוב (1-2.5 מיקרון), מוזן על ידי יחידת אופטיקה מסתגלת.
- CRIRES (CRyogenic InfraRed Echelle Spectrograph) - ספקטרוגרף ברזולוציה גבוהה (כושר הפרדה של עד 100,000) בתחום התת-אדום (1-5 מיקרון) הנעזר ביחידת אופטיקה מסתגלת.
- HAWK-I (High Acuity Wide field K-band Imager) - מצלמה בתחום התת-אדום הקרוב בעלת שדה ראיה גדול יחסית.
- VIMOS (VIsible Multi-Object Spectrograph) - מייצר תמונות וספקטרה בתחום הנראה של עד 1000 גלקסיות בו-זמנית בשדה ראיה של 14x14 דקות קשת.
- X-Shooter - מכשיר ראשון של דור שני, ספקטרומטר בתחום רחב (על-סגול עד תת-אדום) שתוכנן לחקור תכונות של מקורות נדירים, לא רגילים או לא מזוהים.
- מוקד פנוי עליו ניתן להרכיב מכשירים "אורחים".
מספר מכשירים מדור שני נמצאים בתהליך פיתוח:
- KMOS - ספקטרומטר מרובה עצמים קריוגני בתחום התת-אדום, מיועד בעיקר למחקר גלקסיות רחוקות.
- MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) - מכשיר מחקר ספקטרוסקופי תלת מימדי גדול אשר יספק ספקטרה מלא בתחום הנראה לכל האובייקטים המוכלים ב"קרן עפרון" דרך היקום.
- SPHERE - מערכת אופטיקה מסתגלת בעלת ניגוד גבוה, המוקדשת לגילוי ומחקר כוכבי לכת מחוץ למערכת השמש.
אינטרפרומטריה ו-VLTI עריכה
במצב פעולה אינטרפרומטרי, אור הנאסף בארבעת הטלסקופים מועבר במנהרות למעבדה המרכזית בה הקרניים משולבות. ה-VLTI מיועד להשיג רזולוציה אפקטיבית של 0.002 שניות קשת באורך גל של 2 מיקרון. תוצאה זו היא ברת השוואה לרזולוציה המושגת במערכים אחרים, כגון האינטרפרומטר האופטי הניסיוני של הצי ומערך CHARA. העצם החיוור ביותר שניתן לצפות בו במצב זה הוא ממגניטודה נראית 7 בתת-אדום קרוב עבור תצפיות תחום רחב[1], תוצאה דומה לזו של אינטרפרומטרים אופטיים/תת-אדומים רבים אחרים ללא עקיבת fringe. עבור תחום תת-אדום בינוני, המאתגר יותר, ה-VLTI מסוגל להגיע למגניטודה 4.5, חיוור משמעותית מאשר האינטרפרומטר התת-אדום המרחבי (Infrared Spatial Interferometer). כאשר משתמשים בעקיבת פרינג', המגניטודה המקסימלית של המערך צפויה להשתפר לפחות בפקטור 1000, ולהגיע למגניטודה של כ-14. זה דומה למה שמצופה מאינטרפרומטרים אחרים עם עקיבה. במוד ספקטרוסקופי, ה-VLTI יכול להגיע לבהירות 1.5.
אופן הפעולה של ה-VLTI הוא כזה שעריכת תצפיות אינטרפורמטריות היא יחסית פשוטה להכנה ולביצוע, ומבחינה זו, המערך הפך להיות המתקן המוביל בעולם לשימוש כללי של הקהילה האסטרונומית[2].
בגלל המראות הרבות שנמצאות בשימוש במערכת ה-VLTI, אור רב הולך לאיבוד לפני הגלאי. בנוסף, תצפית אינטרפרומטרית אפשרית רק עבור אובייקטים בעלי צפיפות בהירות משטחית גבוהה. כלומר, אובייקטים גדולים בעלי בהירות רגילה, לא יהוו מטרות טובות, מכיוון שהאור מפוזר מדי. רק מטרות בעלות טמפרטורה של יותר מ-1000 מעלות צלזיוס הן בעלות בהירות משטחית מספיקה לתצפיות בתת-אדום הבינוני, ולפחות כמה אלפי מעלות צלזיוס עבור תצפיות בתת-אדום הקרוב. זה כולל את רוב הכוכבים בסביבת השמש ועצמים חוץ גלקטיים בהירים רבים, כמו גרעיני גלקסיות פעילות. עם זאת, מרבית עצמי מערכת השמש אינם נכללים ברשימה זו.
הטלסקופים הגדולים (UT) עובדים רוב הזמן במוד פעולה עצמאי, ורוב התצפיות האינטרפרומטריות נעשות באמצעות טלסקופי העזר הקטנים (AT), אשר מוקדשים לחלוטין למדידות אינטרפרומטריות. התצפיות הראשונות באמצעות זוג טלסקופי עזר נעשו בפברואר 2005. עבור אובייקטים בהירים מאוד, יש תועלת מועטה בשימוש בטלסקופים הגדולים לעומת הקטנים.
לאחר פיגורים משמעותיים בלוחות זמנים ואי-עמידה חלקית בדרישות, ה-VLTI הפך בדצמבר 2004 למטרת תוכנית השיקום השנייה של ESO. זו כללה מאמץ נוסף שרוכז בשיפורים מהירים לעקיבת פרינג' וביצועי קוי ההשהיה האופטיים הראשיים. ב-2005 ה-VLTI ביצע תצפיות שגרתיות, למרות שעם בהירות גבולית גבוהה יותר ויעילות תצפיתית נמוכה מהמצופות.
טקסט מחוק