Observatoř WM Keck - W. M. Keck Observatory

Observatoř WM Keck

Kopule observatoře Keck na vrcholu Mauna Kea
Alternativní názvy	Dalekohled Keck
Část	Hvězdárny Mauna Kea
Umístění	Waimea , Hawaii County , Hawaii
Souřadnice	19 ° 49'35 ″ N 155 ° 28'28 ″ W / 19,8263 ° N 155,47441 ° W / 19,8263; -155,47441 Souřadnice: 19 ° 49'35 ″ N 155 ° 28'28 ″ W / 19,8263 ° N 155,47441 ° W / 19,8263; -155,47441
Nadmořská výška	4 145 m (13 599 ft)
Postavený	Září 1985–1996 ( Září 1985–1996 )
První světlo	24. listopadu 1993, 23. října 1996
Styl dalekohledu	astronomický observatoř optický dalekohled odrážející dalekohled
Počet dalekohledů	2
Průměr	10 m (32 ft 10 v)
Úhlové rozlišení	0,04 úhlové vteřiny, 0,4 úhlové vteřiny
Sběratelská oblast	76 m 2 (820 čtverečních stop)
Ohnisková vzdálenost	17,5 m (57 ft 5 v)
Montáž	Altazimuth mount
Ohrada	Sférická kopule
webová stránka	www .keckobservatory .org
Umístění observatoře WM Keck
Související média na Wikimedia Commons
[ upravit na Wikidata ]

WM Keck Observatory se skládá ze dvou dalekohled astronomická observatoř v nadmořské výšce 4,145 m (13,600 ft) blízko vrcholu Mauna Kea v americkém státě z Havaje . Oba dalekohledy mají primární zrcadla s clonou 10 m (33 stop) a po dokončení v roce 1993 (Keck 1) a 1996 (Keck 2) byly největšími astronomickými dalekohledy na světě. V současné době jsou 3. a 4. největší.

Přehled

S konceptem, který byl poprvé navržen v roce 1977, vyvinuli konstruktéři dalekohledů na Kalifornské univerzitě v Berkeley (Terry Mast) a Lawrence Berkeley Laboratory ( Jerry Nelson ) technologii nezbytnou pro konstrukci velkého pozemského dalekohledu. S designem v ruce začalo hledat financování. V roce 1985 dal Howard B. Keck z Nadace WM Keck 70 milionů dolarů na financování výstavby dalekohledu Keck I, který byl zahájen v září 1985, přičemž první světlo se objevilo 24. listopadu 1990 za použití devíti z případných 36 segmentů. S velmi pokročilou konstrukcí prvního dalekohledu umožnily další dary konstrukci druhého dalekohledu od roku 1991. Dalekohled Keck I zahájil vědecká pozorování v květnu 1993, zatímco první světlo pro Keck II se objevilo 23. října 1996.

Dalekohled Keck II ukazující segmentované primární zrcadlo

Zrcadla Keckovy observatoře

Klíčovým pokrokem, který umožnil konstrukci dalekohledů Keck, bylo použití aktivní optiky k ovládání menších zrcadlových segmentů jako jediného souvislého zrcadla. Zrcadlo podobné velikosti odlité z jediného kusu skla nebylo možné vyrobit dostatečně tuhé, aby přesně drželo svůj tvar; při jeho otáčení do různých poloh by se mikroskopicky prohýbalo pod vlastní tíhou, což by způsobilo optické odchylky. V dalekohledech Keck je každé primární zrcadlo vyrobeno z 36 šestihranných segmentů, které společně fungují jako celek. Každý segment je široký 1,8 metru, silný 7,5 centimetru a váží půl tuny. Zrcadla byly vyrobeny z Zerodur sklokeramická německé společnosti Schott AG . Na dalekohledu je každý segment udržován stabilní systémem aktivní optiky , který využívá extrémně tuhé podpůrné struktury v kombinaci se třemi akčními členy pod každým segmentem. Během pozorování počítačově řízený systém senzorů a akčních členů dynamicky upravuje polohu každého segmentu vzhledem k jeho sousedům, přičemž udržuje přesnost tvaru povrchu na čtyři nanometry . Při pohybu dalekohledu toto nastavení za sekundu působí proti účinkům gravitace a dalším vlivům prostředí a struktur, které mohou ovlivnit tvar zrcadla.

Každý dalekohled Keck sedí na altajutovém hoře . Většina současných dalekohledů třídy 8–10 m používá altazimutové konstrukce kvůli jejich sníženým strukturálním požadavkům ve srovnání se staršími rovníkovými konstrukcemi . Upevnění Altazimuth poskytuje největší pevnost a tuhost s nejmenším množstvím oceli, které pro Keckovu observatoř činí celkem asi 270 tun na dalekohled, čímž se celková hmotnost každého dalekohledu zvýší na více než 300 tun. Dva navrhované návrhy pro 30 a 40 m dalekohledy příští generace používají stejnou základní technologii, která byla propagována v Keckově observatoři: šestihranné zrcadlové pole spojené s montáží altazimutu.

Každý ze dvou dalekohledů má primární zrcadlo 10 metrů (32,8 stop nebo 394 palců), o něco menší než Gran Telescopio Canarias . Veškeré světlo nashromážděné primárními zrcátky Keck (75,76 m ² ) je však odesláno do sekundárního zrcadla a přístrojů, ve srovnání s primárním zrcátkem GTC, které má efektivní plochu sběru světla 73,4 m ² nebo 2,36 m ² ( 25,4 čtverečních stop) méně než každé z primárních zrcadel Keck. Kvůli tomuto zásadnímu konstrukčnímu rozdílu zůstávají dalekohledy Keck pravděpodobně největšími řiditelnými optickými / infračervenými dalekohledy na Zemi.

Dalekohledy jsou vybaveny sadou kamer a spektrometrů, které umožňují pozorování ve velké části viditelného a blízkého infračerveného spektra.

Řízení

Observatoř Keck je řízena Kalifornskou asociací pro výzkum v astronomii, neziskovou organizací 501 (c) (3), jejíž správní radou jsou zástupci Caltech a University of California . Stavba dalekohledů byla umožněna soukromými granty od WM Keck Foundation ve výši více než 140 milionů dolarů . National Aeronautics and Space Administration (NASA) se připojil k partnerství v říjnu 1996, kdy Keck II byla zahájena pozorování.

Čas dalekohledu přidělují partnerské instituce. Caltech, University of Hawaii System a University of California přijímají návrhy od svých vlastních výzkumníků; NASA přijímá návrhy výzkumníků se sídlem ve Spojených státech.

Jerry Nelson , vědecký pracovník projektu Keck Telescope, se podílel na pozdějších projektech s více zrcadly až do své smrti v červnu 2017. Koncipoval jednu z inovací společnosti Kecks: odrazivý povrch několika tenkých segmentů působících jako jedno zrcadlo.

Nástroje

Keckova observatoř detailní

Spektroskopické schopnosti přístrojů Keck Observatory od konce roku 2019. Režimy přístrojů se zobrazují jako barevně kódované boxy se spektrálním rozlišením (rozlišovací síla) a pokrytím vlnové délky. Nespektroskopické (tj. Pouze zobrazovací) přístroje nejsou zobrazeny.

MOSFIRE

MOSFIRE ( Multi-Object Spectrometer for Infra-Red Exploration ), nástroj třetí generace, byl dodán keckské observatoři 8. února 2012; první světlo bylo získáno na dalekohledu Kecks I 4. dubna 2012. Širokoúhlá kamera s více objekty spektrografu pro blízké infračervené záření (0,97 až 2,41 μm), její speciální vlastností je kryogenní konfigurovatelná štěrbinová jednotka (CSU), která je rekonfigurovatelné dálkovým ovládáním za méně než šest minut bez tepelného cyklování. Tyče se pohybují z každé strany a vytvářejí až 46 krátkých štěrbin. Když jsou pruhy odstraněny, stane se MOSFIRE širokoúhlým zobrazovačem. Byl vyvinut týmy z University of California, Los Angeles ( UCLA ), California Institute of Technology ( Caltech ) a University of California, Santa Cruz , (UCSC). Spoluřešiteli jsou Ian S. McLean ( UCLA ) a Charles C. Steidel (Caltech) a projekt řídil manažer programu WMKO Sean Adkins. Program MOSFIRE byl částečně financován z programu Telescope System Instrumentation Program (TSIP), provozovaného společností AURA a financovaného z National Science Foundation; a soukromým darem společnosti WMKO od Gordona a Betty Mooreové.

DEIMOS

Víceobjektový spektrograf Deep Extragalactic Imaging je schopen sbírat spektra od 130 galaxií nebo více v jedné expozici. V režimu „Mega Mask“ může DEIMOS zachytit spektra více než 1 200 objektů najednou pomocí speciálního úzkopásmového filtru.

NABÍJE

Echelle Spectrometer, který je největším a mechanicky nejkomplexnějším z hlavních nástrojů observatoře Keck, rozkládá přicházející světlo na barvy jednotlivých složek a měří přesnou intenzitu každého z tisíců barevných kanálů. Jeho spektrální schopnosti vedly k mnoha průlomovým objevům, jako je detekce planet mimo naši sluneční soustavu a přímé důkazy pro model teorie velkého třesku . Tento přístroj detekoval více extrasolárních planet než kterýkoli jiný na světě. Přesnost radiální rychlosti je až jeden metr za sekundu (1,0 m / s). Detekční limit nástroj 1 AU je 0,2  M _J .

KCWI

Kosmická webová kamera Keck je integrální polní spektrograf pracující na vlnových délkách mezi 350 a 560 nm .

LRIS

Zobrazovací spektrograf s nízkým rozlišením je přístroj se slabým světlem schopný pořizovat spektra a obrazy nejvzdálenějších známých objektů ve vesmíru. Přístroj je vybaven červeným ramenem a modrým ramenem pro zkoumání hvězdných populací vzdálených galaxií, aktivních galaktických jader , galaktických shluků a kvasarů .

LWS

Spektrometr s dlouhou vlnovou délkou pro dalekohled Keck I je zobrazovací a mřížkový spektrometr pracující v rozsahu vlnových délek 3–25 mikronů. Stejně jako NIRC byl LWS nástrojem vpřed CASS a používal se ke studiu kometárních, planetárních a extragalaktických objektů. LWS je nyní vyřazen z vědeckých pozorování.

NIRC

Blízká infračervená kamera pro dalekohled Keck I je tak citlivá, že dokázala detekovat ekvivalent jediného plamene svíčky na Měsíci . Díky této citlivosti je ideální pro ultrahluboké studie galaktického formování a evoluce, pro hledání proto-galaxií a obrazů kvasarových prostředí. Poskytla průkopnické studie o galaktickém středu a používá se také ke studiu protoplanetárních disků a oblastí s vysokou hmotností vytvářejících hvězdy . NIRC byl vyřazen z vědeckých pozorování v roce 2010.

NIRC-2

Blízká infračervená kamera druhé generace pracuje se systémem adaptivní optiky Keck na produkci pozemních obrazů a spektroskopie v nejvyšším rozlišení v rozsahu 1–5 mikrometrů (µm). Typické programy zahrnují mapování povrchových prvků na tělech sluneční soustavy , hledání planet kolem jiných hvězd a analýzu morfologie vzdálených galaxií.

NIRES

Echellette Spectrometer s blízkým infračerveným spektrem je spektrograf, který poskytuje současné pokrytí vlnových délek od 0,94 do 2,45 mikronů .

NIRSPEC

Blízký infračervený spektrometr studuje velmi vysoké rádiové galaxie s červeným posunem , pohyby a typy hvězd umístěných v blízkosti galaktického centra , povahu hnědých trpaslíků , jaderné oblasti prašných hvězdných galaxií, aktivní galaktická jádra, mezihvězdnou chemii, hvězdnou fyziku a sluneční soustavu Věda.

OSIRIS

Infračervený zobrazovací spektrograf potlačující OH je blízký infračervený spektrograf pro použití s ​​adaptivním optickým systémem Keck I. OSIRIS bere spektra v malém zorném poli, aby poskytl sérii obrazů na různých vlnových délkách. Přístroj umožňuje astronomům ignorovat vlnové délky, kde zemská atmosféra jasně září díky emisím z OH ( hydroxylových ) molekul, což umožňuje detekci objektů 10krát slabší, než bylo dříve k dispozici. Původně nainstalován na Keck II, v lednu 2012 byl OSIRIS přesunut do dalekohledu Keck 1.

Keckův interferometr

Interferometr umožňoval kombinovat světlo z obou Keckových dalekohledů do 85 metrů (279 stop) základní linie, blízko infračerveného, optického interferometru . Tato dlouhá základní linie poskytla interferometru efektivní úhlové rozlišení 5 miliarsekund (mas) při 2,2 um a 24 mas při 10 um. Několik nástrojů typu back-end umožnilo interferometru pracovat v různých režimech, které fungovaly v pásmu H, K a L v blízké infračervené oblasti, stejně jako nulovou interferometrii . V polovině roku 2012 byl pro nedostatek finančních prostředků přerušen interferometr Keck.

Oba dalekohledy Keck Observatory jsou vybaveny laserovou adaptivní optikou naváděcích hvězd , která kompenzuje rozmazání způsobené atmosférickými turbulencemi . První systém AO fungující na velkém dalekohledu, zařízení bylo neustále vylepšováno, aby rozšířilo možnosti.

Vlevo : Vrchol Mauna Kea je považován za jedno z nejdůležitějších astronomických pozorovacích míst na světě. Dvojité dalekohledy Keck patří mezi největší optické / blízké infračervené přístroje, které se v současnosti na světě používají.
Uprostřed : Noční obloha a laser Keck Observatory pro adaptivní optiku. Vpravo : Observatoř WM Keck při západu slunce

Viz také

Porovnání velikostí primárních zrcadel

Reference

externí odkazy

• Observatoř WM Keck (oficiální stránky)
• Observatoře Mauna Kea (oficiální stránky)
• Archiv observatoře Keck (KOA)
• Lawrence Berkeley Lab, revoluce v designu dalekohledu
• Fotografie dalekohledů Keck a dalších observatoří Mauna Kea z filmu „Jemný déšť hvězdného světla: Příběh astronomie na Mauna Kea“ od Michaela J. Westa. ISBN  0-931548-99-3 .