2.2 FORS1 і я
Час спостереження, виділений програмі SNLS на VLT протягом перших років, обмежений приладом FORS1. У цьому розділі описується набір телескоп + прилади, можливі конфігурації та ті, що використовуються для спостереження SNLS.
2.2.1 Опис звіра
4 телескопи VLT мають тип Річі-Кретьєна (первинне та вторинне гіперболічні дзеркала для чудової корекції оптичних аберацій по всьому полю) на кріпленні Альт-Азимуталя (з вертикальними осями обертання - вилка - та горизонтальною - труба -, протиставлена екваторіальним кріпленням, чия головна вісь обертання, суміщена з віссю обертання Землі, вказує на небесний полюс).
Світло, зібране первинним дзеркалом M1 на 8,2 метра, повертається вторинним дзеркалом M2 на 1,1 метра до центрального отвору M1. Плоске та знімне третинне дзеркало дозволяє перенаправляти промінь у бік одного з двох фокусів Насміту (вирівняний до горизонтальної осі обертання, отже, закріплений щодо вилки телескопа і здатний вмістити дуже важкі прилади), або дозволяти він проходить через центральний отвір М1, щоб сфокусуватись на фокусі Кассегрена, який слідкує за рухом телескопа (див. рисунок 2.2).
В інтерферометричному режимі (VLTI) 5 додаткових дзеркал перенаправляють промінь на кутовий фокус, закріплений відносно будівлі, звідки він вводиться в інтерферометричний тунель. Отже, на кожному телескопі можуть співіснувати 3 прилади, які, тим не менше, залишаються доступними для участі у VLTI.
Кріплення Альт-Азімуталь набагато простіше, компактніше та економічніше, ніж екваторіальне кріплення. Але він має той недолік, що під час подальшого обертання небес орієнтація зоряного поля обертається відносно детектора, так само, як сузір'я обертаються відносно нашої вертикалі протягом ночі, що ускладнює їх розпізнати для неофітів. Тому перед кожним інструментом необхідно включити `` деротатор '', щоб компенсувати цей ефект. Це простий додатковий елемент, іноді масивний, що робить загальну механічну конструкцію набагато простішою.
FORS1 - це багатофункціональний спектровізор, простий і надійний дизайн (див. Рисунок 2.3). Він був розроблений для розміщення в будинку Castegrain UT, і тому він `` легкий '' (2,3 т на 3x1,5 метра). Він був встановлений на Antu (`` Сонце '' мовою мапуче, UT1: Одиничний телескоп Один du VLT) у вересні 1998 року.
Він охоплює діапазон від ближнього ультрафіолетового до ближнього інфрачервоного (330-1100 нм, діапазон чутливості детекторів у кремнієвій технології) і може функціонувати як візуатор, як спектрограф і як спектро-поляриметр. Ці функції отримані завдяки численним мобільним елементам: 3 фільтруючі колеса, 2 колеса фільтруючих перешкод, довга щілинна маска, 19 пар мобільних ножів та два взаємозамінних коліматора.
Детектор являє собою матрицю ПЗС (Зарядний пристрій) 2080x2048 пікселів 24 м, що відповідає роздільній здатності 0,2 ''/піксель та полю 6,8'x6,8 'з коліматором SR (Стандартна роздільна здатність) і в два рази менше з коліматором HR (Висока роздільна здатність). Ці коліматори зменшують ефективну фокусну відстань телескопа (зі 108 м до 25 м у режимі SR), щоб покрити велике поле малим детектором і дати імені приладу: ФОкал Р.виховувати пектрограф.
2.2.2 Технічні характеристики
Спектроскопія полягає у розпорошенні світла від джерел відповідно до їх довжини хвилі, як призма. Цей додатковий вимір запозичений із двовимірного зображення: поле зору зменшується до вузької одновимірної щілини, а світло розсіюється перпендикулярно цій щілині. На детекторі одна з осей тоді відповідає просторовій, а інша - спектральній.
Фокальна площина:
Перша ступінь FORS1 розташована на рівні фокусу Кассегрена телескопа, де формується зображення неба, і дає можливість вибору та розташування щілин.
У режимі візуалізації (IMG) ми залишаємо фокальну площину вільною.
У режимі спектроскопії з великою щілиною (LSS: Довга щілинна спектроскопія), в неї вставляється щілинна маска. Там вигравірувано 9 щілин довжиною 6,8 `` і різної ширини, а друга маска приходить, щоб приховати всі небажані щілини. Отже, положення щілини в полі зору змінюється від однієї щілини до іншої (див. Таблицю 2.1).
У режимі багатооб'єктної спектроскопії (MOS: Багатооб’єктна спектроскопія), це набір з 19 пар лопатей, які рухаються у фокальній площині, синтезуючи 19 маленьких щілин довжиною 20 дюймів, довільного положення та ширини. На відміну від режиму LSS, де можна отримати лише спектри вирівняних об'єктів, цей режим дозволяє одночасно отримувати спектри 19 об'єктів, вибраних у полі.
Орієнтація щілин відносно неба отримується обертанням всього приладу відносно телескопа, завдяки `` деротатору ''.
Далі - стадія коліматора. Два взаємозамінні набори з трьох груп лінз зображують фокальну площину на детекторі, але з різним збільшенням: одна зобразить щілину однієї дуги секунди на 10 пікселів (SR), а інша - понад 20 пікселів (HR).
| l (``) | 2.50 | 1,60 | 1.00 | 0,51 | 0,28 | 0,40 | 0,70 | 1.31 | 2,00 |
| (мм) | -24 | -18 | -12 | -6 | 0 | 6 | 12 | 18 | 24 |
| ('') | 45.3 | 34,0 | 22.6 | 11.3 | 0,0 | -11.3 | -22.6 | -34,0 | -45.3 |
| (Пікс.) | -226 | -170 | -113 | -57 | 0 | 57 | 113 | 170 | 226 |
| Гризма | дисперсія | дисперсія | дозвіл | Відфільтровано | ||
| [нм] | [нм] | [Å/мм] | [Å/піксель] | |||
| 600В | 465 | 345-590 | 50 | 1.20 | 780 | |
| 600В | 585 | 465-710 | 49 | 1.18 | 990 | GG375 |
| 600R | 627 | 525-745 | 45 | 1.08 | 1160 | GG435 |
| 600I | 795 | 690-910 | 44 | 1.06 | 1500 | OG590 |
| 300 В | 590 | 445-865 | 112 | 2,69 | 440 | GG435 |
| 300I | 860 | 600-1100 | 108 | 2.59 | 660 | OG590 |
| 150I | 720 | 600-1100 | 230 | 5.52 | 260 | OG590 |
| 1200г | 488 | 431-549 | 24.4 | 0,59 | 1650 рік |
Етап фільтрів:
Цей етап включає 3 фільтруючі колеса, кожне з яких містить 7 фільтрів або диспергаторів. Вони розміщуються в зоні, де промінь паралельний, на виході з коліматора. З коліматором SR зображення зіниці знаходиться в центрі цієї стадії. Той факт, що пучок паралельний, дозволяє не розфокусувати його за допомогою декількох комбінацій можливих фільтрів.
Розсіювачі є гризми, скорочення решітка (мережа) та призма. Вони складаються з призми, одна грань якої гравірована мережею дрібних зубців кроку p. Ця решітка має властивість дифрагувати світло довжини хвилі під кутом = k/p; k ціле число. Тому ми бачимо, що цей кут пропорційний (якщо k 0), забезпечуючи ефект `` веселки '', а також що у нас буде кілька `` веселок '', або дифракційних порядків, для k = 1, 2, 3. Форма зубців оптимізована таким чином, що порядок 1 є найяскравішим 2,2, а призма використовується для переорієнтації цього порядку вздовж оптичної осі для довідки. Тому промінь, як правило, не відхиляється силою, а розсіюється відповідно до всіх його кольорів.
Проте один момент залишається проблематичним: наявність інших порядків, зокрема порядку 2. Фактично, кут розсіювання світла при/2 у порядку 2 буде дорівнює куту розсіювання світла в порядку 1 в. тому бачимо, як два накази перекриваються, що не дуже практично. Рішення полягає у включенні фільтра, який вибере одну октаву електромагнітного спектра, ефективно запобігаючи перекриванню.
У астрономії при отриманні зображень використовується багато фільтрів, кожен з яких вибирає колір (або фотометричну смугу). Спостереження в 3 фільтрах дозволяє відновити кольорове зображення, що імітує візуальне враження. З наукової точки зору багатосмугові зображення надають інформацію про загальну форму спектру об’єкта. Чим більше кількість і тонкість смуг, тим більше буде обмежена форма спектру. Це означає робити дуже низьку роздільну здатність спектроскопії. Для того, щоб можна було порівнювати вимірювання між собою, використовувані фільтри повинні бути однаковими. Найбільш поширеними є фільтри Бесселя та Ганна-Петерсона.
Друге колесо, яке називається колесом гризми, містить гризи 300В, 300І, 600В, 600І, 150І та 1200г (голографічна гризма об'ємної фази).
Останнє колесо, зване колесом широкосмугового фільтра, містить ізолюючі фільтри GG375, GG435 та OG590, фотометричні фільтри Бесселя B, V, R та I та фільтр Ганна g.
Ці номенклатури відповідають кольорам фільтрів: U для УФ, G для зеленого (зелений), V для жовтого (видно), R для червоного та I для інфрачервоного. Назви гризмів також включають кількість ліній на сантиметр, пропорційну потужності дисперсії (в Å/мм) або роздільній здатності (рівну). Літера позначає смугу, що відповідає. Назви фільтрів ізоляції замовлень - це номенклатури виробника. У таблиці 2.2 узагальнено властивості гризмів, пов'язаних з їх фільтром ізоляції порядку.
Підлога камери:
Це заключна стадія приладу, де паралельний промінь фокусується на детекторі.
Після фокусуючої лінзи знаходиться інтерференційне колесо фільтра. Це почергове укладання тонких шарів (0,7) зміщує майже УФ-частину спектрів у видиму область, що представляє великий науковий інтерес, оскільки ці УФ-фотони поглинаються атмосферою Землі, що робить цю частину спектру дуже невідомою для сусідні наднові.
Вибір слота:
Ширина вибраної щілини буде впливати на спектральну роздільну здатність, оскільки ми розходимось у цьому ж напрямку. Це перевага наявності щілин тонкими, як 0,28 '', для проведення спектроскопії високого дозволу. Однак атмосферна турбулентність поширює точкові джерела на диск із типовою шириною, відомим баченням, порядку 0,8 дюйма в Параналі (і 5 дюймів у Парижі). Застосування щілини, тоншої за цей диск, призводить до втрати значної частини світлового потоку. Тоді спектроскопія з високою роздільною здатністю буде обмежена блискучими предметами.
У нашому випадку нас більше турбує збір максимальної кількості фотонів, аніж хороша спектральна роздільна здатність. І навпаки, якщо щілина ширша за диск, ми також збираємо фотони, що надходять знизу неба, які потрібно відняти і які принесуть свою частку шуму. Тому необхідно вибрати щілину, близьку до огляду.
Коли зір погіршується, світловий потік розріджується в завданні зображення, тоді як він зосереджується там, коли зір покращується. Чим краще бачиться, отже, отримується. Paranal обладнаний невеликим автоматичним телескопом, призначеним для вимірювання якості зображення: DIMM (Диференціальний монітор руху зображення). Тому астрономи можуть стежити за якістю зображення в режимі реального часу протягом ночі та розпочати спостереження, коли досягнуто необхідне бачення. Однак зір може погіршитися під час впливу, особливо якщо це триває годину. Якщо це так, і деградація дійсно занадто сильна, поза переривається, навіть якщо вона буде відновлена пізніше.
Для того, щоб мати відповідний S/N, наші спостереження зумовлені баченням менше 1 ''. Щілина вибрана на 0,2 дюйма ширше, ніж видима: