Credito d'immagine: ESO
Un team di ingegneri dell'Osservatorio europeo meridionale ha recentemente testato una nuova struttura di ottica adattiva sul Very Large Telescope (VLT) presso l'Osservatorio Paranal in Cile. Questa tecnologia adatta le immagini scattate dal telescopio per rimuovere la distorsione causata dall'atmosfera terrestre? come se fossero visti dallo spazio. Il prossimo passo sarà quello di collegare sistemi simili a tutti i telescopi della struttura e poi collegarli in una vasta gamma. Ciò dovrebbe consentire all'osservatorio di risolvere oggetti 100 volte più deboli di oggi.
Il 18 aprile 2003, un team di ingegneri dell'ESO ha celebrato il successo della "First Light" per la struttura di ottica adattiva MACAO-VLTI sul Very Large Telescope (VLT) presso l'Osservatorio Paranal (Cile). Questo è il secondo sistema di ottica adattiva (AO) messo in funzione in questo osservatorio, a seguito della struttura NACO (ESO PR 25/01).
La nitidezza dell'immagine ottenibile da un telescopio terrestre è normalmente limitata dall'effetto della turbolenza atmosferica. Tuttavia, con le tecniche di ottica adattiva (AO), questo grave inconveniente può essere superato in modo che il telescopio produca immagini più nitide teoricamente possibili, cioè come se fossero state prese dallo spazio.
L'acronimo "MACAO" sta per "Ottica adattiva per curvatura multi-applicazione" che si riferisce al modo particolare in cui vengono eseguite le correzioni ottiche che "eliminano" l'effetto sfocato della turbolenza atmosferica.
La struttura MACAO-VLTI è stata sviluppata presso l'ESO. È un sistema estremamente complesso di cui quattro, uno per ogni VLT Unit Telescope da 8,2 m, saranno installati sotto i telescopi (nelle sale Coud?). Questi sistemi correggono le distorsioni dei fasci di luce dei grandi telescopi (indotti dalla turbolenza atmosferica) prima che siano diretti verso il focus comune sull'interferometro VLT (VLTI).
L'installazione delle quattro unità MACAO-VLTI di cui è ora in atto la prima, non sarà altro che una rivoluzione nell'interferometria VLT. Ne conseguirà un enorme guadagno in termini di efficienza, a causa del guadagno associato di 100 volte della sensibilità del VLTI.
In parole semplici, con MACAO-VLTI sarà possibile osservare oggetti celesti 100 volte più deboli di adesso. Presto gli astronomi saranno così in grado di ottenere frange di interferenza con il VLTI (ESO PR 23/01) di un gran numero di oggetti finora fuori portata con questa potente tecnica di osservazione, ad es. galassie esterne. Le immagini e gli spettri che ne conseguono ad alta risoluzione apriranno prospettive completamente nuove nella ricerca extragalattica e anche negli studi di molti oggetti deboli nella nostra galassia, la Via Lattea.
Nel presente periodo, la prima delle quattro strutture MACAO-VLTI è stata installata, integrata e testata mediante una serie di osservazioni. Per questi test, è stata appositamente sviluppata una telecamera a infrarossi che ha permesso una valutazione dettagliata delle prestazioni. Ha anche fornito alcune prime, viste spettacolari di vari oggetti celesti, alcuni dei quali sono mostrati qui.
MACAO: la funzione di ottica adattiva per curvatura multi-applicazione
I sistemi di ottica adattiva (AO) funzionano per mezzo di uno specchio deformabile (DM) controllato da computer che contrasta la distorsione dell'immagine indotta dalla turbolenza atmosferica. Si basa su correzioni ottiche in tempo reale calcolate da dati di immagine ottenuti da un "sensore fronte d'onda" (una fotocamera speciale) ad altissima velocità, molte centinaia di volte al secondo.
Il sistema ESA Adaptive Adaptive Optic (MACAO) multi-applicazione utilizza uno specchio deformabile bimorfo a 60 elementi (DM) e un sensore a fronte d'onda di curvatura a 60 elementi, con un "battito cardiaco" di 350 Hz (volte al secondo). Con questo elevato potere di correzione spaziale e temporale, MACAO è in grado di ripristinare la qualità dell'immagine teoricamente possibile ("limitata dalla diffrazione") di un VLT Unit Telescope da 8,2 m nella regione del vicino infrarosso dello spettro, a una lunghezza d'onda di circa 2 m La risultante risoluzione dell'immagine (nitidezza) dell'ordine di 60 milli-arcsec è un miglioramento di oltre un fattore 10 rispetto alle osservazioni standard limitate alla vista. Senza il vantaggio della tecnica AO, tale nitidezza dell'immagine potrebbe essere ottenuta solo se il telescopio fosse posizionato sopra l'atmosfera terrestre.
Lo sviluppo tecnico di MACAO-VLTI nella sua forma attuale è iniziato nel 1999 e con revisioni del progetto a intervalli di 6 mesi, il progetto ha rapidamente raggiunto la velocità di crociera. Il design efficace è il risultato di una proficua collaborazione tra il dipartimento AO di ESO e l'industria europea, che ha contribuito alla fabbricazione diligente di numerosi componenti ad alta tecnologia, tra cui il DM bimorfo con 60 attuatori, un supporto inclinabile a punta rapida e molti altri. L'assemblaggio, i test e la messa a punto delle prestazioni di questo complesso sistema in tempo reale sono stati assunti dallo staff ESO-Garching.
Installazione presso Paranal
Le prime casse della spedizione di oltre 60 metri cubi con componenti MACAO arrivarono al Paranal Observatory il 12 marzo 2003. Poco dopo, ingegneri e tecnici ESO iniziarono il minuzioso assemblaggio di questo complesso strumento, sotto il telescopio KUEYEN VLT 8.2-m ( precedentemente UT2).
Hanno seguito uno schema attentamente pianificato, che prevede l'installazione dell'elettronica, dei sistemi di raffreddamento ad acqua, dei componenti meccanici e ottici. Alla fine, hanno eseguito l'allineamento ottico impegnativo, consegnando uno strumento completamente assemblato una settimana prima delle prime osservazioni di test pianificate. Questa settimana in più è stata un'occasione molto gradita e utile per eseguire una moltitudine di test e calibrazioni in preparazione delle osservazioni effettive.
AO al servizio di interferometria
L'interferometro VLT (VLTI) combina la luce stellare catturata da due o più telescopi per unità 8.2- VLT (in seguito anche da quattro telescopi ausiliari mobili da 1,8 m) e consente di aumentare notevolmente la risoluzione dell'immagine. I raggi di luce dei telescopi sono riuniti "in fase" (coerentemente). Iniziando dagli specchi primari, subiscono numerosi riflessi lungo i loro diversi percorsi su distanze totali di diverse centinaia di metri prima di raggiungere il laboratorio interferometrico in cui vengono combinati entro una frazione di una lunghezza d'onda, cioè entro nanometri!
Il guadagno della tecnica interferometrica è enorme: la combinazione dei fasci di luce di due telescopi separati da 100 metri consente l'osservazione di dettagli che altrimenti potrebbero essere risolti solo da un singolo telescopio con un diametro di 100 metri. È necessaria una sofisticata riduzione dei dati per interpretare le misure interferometriche e dedurre importanti parametri fisici degli oggetti osservati come i diametri delle stelle, ecc., Cfr. ESO PR 22/02.
Il VLTI misura il grado di coerenza dei raggi combinati espresso dal contrasto del modello di frange interferometriche osservato. Maggiore è il grado di coerenza tra i singoli raggi, più forte è il segnale misurato. Rimuovendo le aberrazioni del fronte d'onda introdotte dalla turbolenza atmosferica, i sistemi MACAO-VLTI aumentano enormemente l'efficienza della combinazione dei singoli raggi del telescopio.
Nel processo di misurazione interferometrica, la luce delle stelle deve essere iniettata in fibre ottiche che sono estremamente piccole per svolgere la loro funzione; solo 6? m (0,006 mm) di diametro. Senza l'azione di "rifocalizzazione" di MACAO, solo una piccola parte della luce delle stelle catturata dai telescopi può essere iniettata nelle fibre e il VLTI non funzionerebbe al massimo dell'efficienza per cui è stato progettato.
MACAO-VLTI ora consentirà un guadagno di un fattore 100 nel flusso luminoso iniettato - questo sarà testato in dettaglio quando due telescopi per unità VLT, entrambi equipaggiati con MACAO-VLTI, lavorano insieme. Tuttavia, le ottime prestazioni effettivamente raggiunte con il primo sistema rendono gli ingegneri molto fiduciosi che si otterrà effettivamente un guadagno di questo ordine. Questo test finale verrà eseguito non appena il secondo sistema MACAO-VLTI sarà installato entro la fine dell'anno.
MACAO-VLTI First Light
Dopo un mese di lavori di installazione e successivi test per mezzo di una sorgente di luce artificiale installata nel focus Nasmyth di KUEYEN, MACAO-VLTI ha avuto "First Light" il 18 aprile, quando ha ricevuto luce "reale" da diversi oggetti astronomici.
Durante i precedenti test delle prestazioni per misurare il miglioramento dell'immagine (nitidezza, concentrazione di energia luminosa) nelle bande spettrali dell'infrarosso vicino a 1,2, 1,6 e 2,2? M, MACAO-VLTI è stato controllato mediante una telecamera di prova a infrarossi su misura sviluppata per questo scopo dell'ESO. Questo test intermedio era necessario per garantire il corretto funzionamento di MACAO prima che venisse utilizzato per alimentare un fascio di luce corretto nel VLTI.
Dopo solo poche notti di test e ottimizzazione delle varie funzioni e parametri operativi, MACAO-VLTI era pronto per essere utilizzato per osservazioni astronomiche. Le immagini sottostanti sono state scattate in condizioni visive medie e illustrano il miglioramento della qualità dell'immagine quando si utilizza MACAO-VLTI.
MACAO-VLTI - Prime immagini
Ecco alcune delle prime immagini ottenute con la telecamera di prova sul primo sistema MACAO-VLTI, ora installato sul telescopio VLT KUEYEN da 8,2 m.
Le foto PR 12b-c / 03 mostrano la prima immagine nella banda K infrarossa (lunghezza d'onda 2,2? M) di una stella (magnitudine visiva 10) ottenuta senza e con correzioni dell'immagine mediante ottica adattiva.
PR Photo 12d / 03 mostra una delle migliori immagini ottenute con MACAO-VLTI durante i primi test. Mostra un rapporto Strehl (misura della concentrazione della luce) che soddisfa le specifiche in base alle quali è stato costruito MACAO-VLTI. Questo enorme miglioramento quando si usano le tecniche AO è chiaramente dimostrato in PR Photo 12e / 03, con il profilo dell'immagine non corretto (a sinistra) appena visibile rispetto al profilo corretto (a destra).
PR Photo 11f / 03 dimostra le capacità di correzione di MACAO-VLTI quando si utilizza una stella guida debole. I test che utilizzano diversi tipi spettrali hanno mostrato che la magnitudine visiva limitante varia tra 16 per le stelle B di tipo precoce e circa 18 per le stelle M di tipo tardo.
Oggetti astronomici visti al limite di diffrazione
I seguenti esempi di osservazioni MACAO-VLTI di due noti oggetti astronomici sono stati ottenuti al fine di valutare provvisoriamente le opportunità di ricerca che si stanno aprendo con MACAO-VLTI. Possono essere confrontati con immagini basate sullo spazio.
Il centro galattico
Il centro della nostra galassia si trova nella costellazione del Sagittario a una distanza di circa 30.000 anni luce. La foto PR 12h / 03 mostra una vista a infrarossi a breve esposizione di questa regione, ottenuta da MACAO-VLTI durante la fase iniziale del test.
Recenti osservazioni AO sull'impianto NACO presso il VLT forniscono prove convincenti che al centro si trova un buco nero supermassiccio con 2,6 milioni di masse solari, cfr. ESO PR 17/02. Questo risultato, basato sulle osservazioni astrometriche di una stella in orbita attorno al buco nero e che si avvicinava a una distanza di sole 17 ore luce, non sarebbe stato possibile senza immagini di risoluzione limitata alla diffrazione.
Eta Carinae
Eta Carinae è una delle stelle più pesanti conosciute, con una massa che probabilmente supera le 100 masse solari. È circa 4 milioni di volte più luminoso del Sole, rendendolo una delle stelle più luminose conosciute.
Una stella così massiccia ha una durata relativamente breve di circa 1 milione di anni e - misurata nella scala temporale cosmica - Eta Carinae deve essersi formata abbastanza di recente. Questa stella è altamente instabile e soggetta a esplosioni violente. Sono causati dall'altissima pressione di radiazione negli strati superiori della stella, che soffia nello spazio porzioni significative della "superficie" durante eruzioni violente che possono durare diversi anni. L'ultima di queste esplosioni avvenne tra il 1835 e il 1855 e raggiunse il picco nel 1843. Nonostante la sua distanza relativamente grande - da 7.500 a 10.000 anni luce - Eta Carinae divenne per breve tempo la seconda stella più luminosa del cielo in quel momento (con una magnitudine apparente -1 ), superato solo da Sirius.
Frosty Leo
Frosty Leo è una stella di magnitudo 11 (post-AGB) circondata da un involucro di gas, polvere e grandi quantità di ghiaccio (da cui il nome). La nebulosa associata ha una forma a "farfalla" (morfologia bipolare) ed è uno degli esempi più noti della breve fase di transizione tra due fasi evolutive tardive, il ramo gigante asintotico (AGB) e le successive nebulose planetarie (PNe).
Per un oggetto a tre masse solari come questo, si ritiene che questa fase duri solo poche migliaia di anni, un battito di ciglia nella vita della stella. Quindi, oggetti come questo sono molto rari e Frosty Leo è uno dei più vicini e brillanti tra loro.
Fonte originale: Comunicato stampa ESO
