Телескопы и приборы для оптической космологии

Телескопы и приборы для оптической космологии.

«Наблюдательная и теоретическая космология»15 августа 2011

Дьяченко В.В. САО РАН

Основные направления исследований в оптике

• Параметры Вселенной• Крупномасштабная структура Вселенной• Состав Вселенной:

Темная энергия Темная материя


Немного истории.


Темные времена … 1609 г.• Земля – шар.• Земля – не центр Вселенной.

От 1609 (телескоп) до ~ 1900 гг.• Солнце – одна из множества звезд.• Новые планеты и малые тела в Солнечной

системе.

От ~ 1900 до ~ 1950 гг.• Галактика не одна.• Морфология галактик.• Закон Хаббла.

От ~ 1950 гг. – наше время…До этого вся космология в оптике!

• Крупномасштабная структура Вселенной.• Во Вселенной есть скрытая масса. • Эволюция Вселенной. Вселенная расширяется

ускоренно. Почему-то.

Приемники излучения.


1609 - вторая половина XIX в.: глаз.

XIX - конец XX в.: фотопластинка.

30е гг. XX в. - конец XX в.: ФЭУ

Конец XX в. - наше время: ПЗС

Большие телескопы начала XXI века


Общая площадь к настоящему времени – около 1000 кв.м.

• Применение сплошных тонких или облегченных активных зеркал

• Использование адаптивных вторичных зеркал

• Использование лазерной техники для достижения дифракционного предела

• Размеры (~8 м) близки к предельным из-за технологических проблем

• Типичные инструменты – VLT, Subaru, Gemini N&S, Magellan

• Стоимость инструментов ~ 100 M$• Вводятся в строй с конца 90-х

Телескопы с «классическими сплошными зеркалами».


Шаровое скопление NGC6934 – без АО (0.6”) (слева) и с ее использованием (0.09”) (справа).

Применение адаптивной оптики на Gemini North.

• Главное зеркало состоит из сегментов с D=1-2 м

• Несущественны ограничения по размеру

• Являются прообразом ELT

• Практические проблемы с согласованной работой всех сегментов

• 10-м телескопы Keck I и Keck II в работе с 1993 и 1996 гг.

• GTC на о. Ла-Пальма• Цена ~ 100 M$

Телескопы с сегментированными зеркалами.


• ESO – VST 2.5 m с 16k* 16k мозаикой на 1 кв.гр. Проблема с ГЗ, ввод в строй в 2005 г.

• CFHT 3.6 m – MegaPrime / MegaCam c 18k*20k мозаикой на 1 кв.град. Испытан в конце 2002 г.

• VISTA – оптический/ИК 4-м телескоп с полем > 2 кв.град.

• Оптика для VST и VISTA – с участием России (ЛЗОС)

Широкоугольные телескопы для обзоров.


• VLTI – 4 8 м VLT + (1-4) 1.8m AT с базой до 200 м и угловым разрешением ~ 0.”001

• Keck I,II интерферометр – база 85 м

• LBT – 2 x 8.4 м телескопа на единой монтировке с базой 23 м

Интерферометрические комплексы.


Пучки, собранные двумя и более телескопами, отъюстированы так точно, что каждая световая волна может быть выделена и объединена со своей другой частью. Выигрыш в угловом разрешении пропорционален не диаметру зеркала, а расстоянию между телескопами. Поле зрения каждого из телескопов в интерферометре VLTI составляет 2 угловые секунды. Используя различные длины и ориентации базовых линий, можно добиться углового разрешения, которое получалось бы от одного телескопа с диаметром объектива, равным наибольшей длине базы, - 130 метров для четырех 8-метровых телескопов и 200 метров для трех 1,8-метровых вспомогательных телескопов.

Интерферометр VLTI.


Новые оптические и структурные схемы всегда позволяли снизить вес и стоимость крупных телескопов.

Снижение стоимости телескопов.


• Диаметр = 30 м• 492 сегментов по 1,4 метра• Диапазон длин волн: 0.31–28 мкм.• Место: Мауна-Кеа, Гавайи.• Первый свет (в планах) – 2018 г.• Участники – университеты США,

AURA, ACURA, NOAO

Гигантские телескопы будущего. TMT


• Диаметр = 39.3 м (первоначально 50 м)

• Тип монтировки: альт-азимутальная.

• Разрешение: 0.001 - 0.65 arcsec• Стоимость ~ 1050 MEu• Начало строительства – 2012 г.• Место – Cerro Armazones, Чили• Участники – Финляндия,

Швеция, Ирландия, Испания, Великобритания

E-ELT.


Giant Magellan Telescope.


• Диаметр = 25.448 м • (7 сегментов по 8.4 м)• Первый свет (в планах) – 2018 г.

(один сегмент уже готов!)• Место: Las Campanas Observatory,

Чили• Площадь собирающей

поверхности: 368 кв. м.• Рабочий спектральный диапазон -

320–25000 нм

Оптические спектрографы высокого разрешения Телескоп Спектр. Rmin Rmax dcoll (mm) • 9.8 Keck HIRES 30000 80000 300• 9.2 HET HRS 15000 120000 200• 8.3 Subaru HDS 160000 300• 8.2 VLT2 UVES 40000 100000 200• 8.1 GeminiS HROS 150000 * 160• 6.0 BTA NES 40000 75000 240• 6.0 BTA LYNX 30000 * 100• 5.1 Hale coude 305• 4.2 WHT UES 40000 80000 * 175• 4.0 CTIO Echelle 50000 127 + 8 спектрографов на телескопах диаметром до 3.5м

включительно«Наблюдательная и теоретическая космология»

15 августа 2011

Телескоп Спектр. Rmin Rmax dcoll

• 9.8 KeckII DEIMOS 5000 160• 9.8 KeckII ESI 1000 6000• 9.8 KeckII LRIS 300 5000 150• 9.2 HET LRS 60 1300• 8.3 Subaru FOCAS 250 2000• 8.2 VLT1 FORS1 300 1000• 8.2 VLT2 FORS2 300 2000• 8.2 VLT2 FLAMES 7500 25000 *• 8.2 VLT3 VIMOS 300 2000 * + 37 спектрографов на телескопах диаметром до 3.5м

Оптические спектрографы низкого и умеренного разрешения


Телескоп Камера Поле

• 9.8 KeckII DEIMOS 20’• 9.8 KeckII ESI 2x8’• 9.8 KeckII LRIS 6x7.8’• 8.3 Subaru SUPRIME 30’• 8.2 VLT1 FORS 7’• 8.2 VLT2 FORS2 7’• 8.1 GeminiN GMOS 5.5’• 8.1 GeminiS GMOS 5.5’• 6.5 MMT Minicam 3’ + 27 камер на телескопах диаметром до 3.5м

Камеры прямого зрения


Телескоп Камера Поле

• 8.3 Subaru IRCS 60”• 8.3 Subaru CIAO 22”• 8.1 GeminiN NIRI 30,50,120”• 8.1 GeminiS FlamingosI 2.6’• 8.1 GeminiS GNIRS• 8.1 GeminiS NICI• 6.5 MMT Flamingos2 6.8’• 6.5 Baade PANIC 2’• 6.5 Baade WIRC 9’ + 18 камер на телескопах диаметром до 3.5м

Камеры прямого зрения (ИК).


Оптическая космология. Результаты наблюдений.


Хаббл.


Mount Wilson Observatory2.5-м телескоп Хукера.

• Вселенная не ограничивается нашей Галактикой.

• Первое построение морфологии галактик.

• Закон о постоянном возрастании скорости удаления галактик с расстоянием до них.

Морфология галактик по результатам Хаббла.


Mount Wilson Observatory2.5-м телескоп Хукера.

E0—E7 — эллиптические галактики: относительно равномерное распределение звёзд без явного ядра. Цифра - эксцентриситет галактики. E0 практически шарообразны, с увеличением номера развивается уплощение. Число показывает форму проекции на плоскость наблюдения, а не реальную форму галактики.

S0 —линзообразные галактики дискообразной формы с явно выраженным центральным балджем, но без наблюдаемых рукавов.

Sa, Sb, Sc, Sd — спиральные галактики. Буква показывает, насколько плотно расположены рукава.

SBa, SBb, SBc, SBd — спиральные галактики с перемычкой в которых центральный балдж пересекает яркий бар, от которого отходят рукава.

Irr — неправильные галактики, которые не могут быть отнесены ни к одному из перечисленных классов. IrrI показывают остатки спиральной структуры, IrrII имеют совершенно неправильную форму.

Расширение: Система де Вокулёра

Красное смещение и закон Хаббла.


Красное смещение:z = ( – 0) / 0

Закон Хаббла:cz = H0D, где z - красное смещение галактики, D - расстояние до неё, H0 – коэффициент пропорциональности (km/s/Mpc). Значение постоянной Хаббла – в нынешнюю эпоху.Закон Хаббла справедлив для любого наблюдателя, независимо от его положения и направления измерений. Расширение Вселенной происходит однородно и изотропно.

История определения постоянной Хаббла.


0

200

400

600

800

1000

1200

1920 1930 1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000

Date

H0 (

km/s

/Mpc

)

0

500

1000

1500

2000

2500

3000

0 10 20

distance (Mpc)

velo

city

(km

/s)

Cepheids

Измерения внегалактических расстояний и космологические тесты.

Цефеиды: зависимость период – светимость.Цефеиды - стандартные свечи.

Методы измерений расстояний в видимой части спектра и ИК:• Вариации поверхностной яркости (ограничения: поглощение пылью,

наличие неслучайной структуры)• Сверхновые типа Ia• Сверхновые типа II• Гравитационное линзирование.

Космологические тесты :• Соотношение красное смещение – звездная величина.• Подсчет галактик.• Соотношение угловой диаметр – красное смещение.• Сопоставление временных шкал.


Обсерватория на горе Паломар.


Инструменты:Телескоп Хейла - 5.08 м (1949)Телескоп Сэмюэла Осчина - 1,22 м (1948)

Обзоры обсерватории Паломар.


POSS IПаломарский 1,22 м телескоп. (1948 - 1958) 937 пар пластинок.+90о ≥ δ ≥ -27о; 0h ≥ α ≥ 24h

Предельная звездная величина V ≈ 22m. Разрешены галактики до B ≈ 15m

Первый большой каталог галактик – начало космографии.

POSS IIПаломарский 1,22 м телескоп.(1985 - 2000)Добавлен ИК фильтр.По сравнению данных POSS I и POSS II открыто более 100 сверхновых.Наиболее обширный обзор!

QUEST (Palomar Quasar Equatorial Survey Team)Мозаика из 112 CCD - поле зрения 4оx4о.

Относительные скорости галактик и скрытая масса.


1937 Fritz Zwicky18-дюймовый Паломарский телескоп:

Наблюдаемая масса скопления (полученная по суммарным светимостям галактик и их красному смещению) значительно ниже массы скопления, рассчитанной исходя из собственных скоростей членов скопления (полученных по дисперсии красного смещения) в соответствии с теоремой о вириале (средняя по времени потенциальная гравитационная энергия гравитационно связанной системы частиц U= -2E, где E - средняя по времени кинетическая энергия движения частиц системы): суммарная наблюдаемая масса скопления оказалась в 500 раз ниже расчётной.

Обзоры. 2DF.


Телескоп 3.9 м AAO (Australian Astronomical Observatory):

1997-2002 гг.До 400 спектров в двухградусном поле. Предельная звездная величина B ≈ 19m.5• Спектральный каталог

около 250 000 галактик с красным смещением и спектральными типами.

• Спектры более 20 000 квазаров.• Среднее красное смещение

z = 0.11 ( 500 Mpc)• Распределение плотности

нерелятивистской материи (барионная материя + темная материя + массивные нейтрино).

• Обнаружение барионных акустических осцилляций.

• Получены пределы на вклад массивных нейтрино в темную материю.

Обзоры. 6DF.


Телескоп 1.2 м AAO (Australian Astronomical Observatory):

2001-2009 гг.Одновременная регистрация до 150 спектров в шестиградусном поле. Около 140 000 спектров. Поиск крупномасштабных отклонений в скоростях галактик.• Спектры 110 000 галактик.• Распределение энергии в спектрах галактик со старым звездным

населением. Ближний ИК диапазон. Обзор охватывает объекты, лежащие близко к плоскости Галактики.

2MASS (Two Micron All-Sky Survey).


Телескопы: два1.3 м телескопа (Fred Lawrence Whipple Observatory – северный, Cerro Tololo - южный):1997-2001 гг.Три ИК фильтра: J (1.25 μm), H (1.65 μm), Ks (2.17 μm). Основные задачи:•Поиск галактик в области неба, скрытой нашей Галактикой от наблюдения в диапазоне видимого света. •Поиск коричневых карликов. •Систематический поиск звёзд малой массы, наиболее типичных представителей населения галактик, но из-за малой светимости недоступных наблюдению в диапазоне видимого света.

2MASS Redshift SurveyРаспределение галактик и темной материи в локальной Вселенной (до z = 0.03).

Автоматический 2.5м рефлектор, 30 матриц ПЗС 2Кх2К в пяти фильтрах, два ряда коротких ПЗС для привязки координат по ярким звездам. Одновременно регистрируется 640 спектров.

Sloan DSS


SDSS. Принципы работы.


Фотометрия:

• Texp = 54,1 сек• Скорость работы: 18.75 кв. град./час• Разрешение: 120 Mpx• Масштаб: 0.396''/px

Спектроскопия:

• Диапазон: 3800-9200А• Разрешение: ~2000• Texp ~ 15 мин

SDSS. Спектры.


Спектры квазара (z = 4.16) и галактики (z = 0.1234)

SDSS. Результаты.


Данные о 2 млн. объектов, включая спектры 930 000 галактик и 120 000 квазаров.

Измеренные расстояния и известное положение на небе → картирование крупномасштабной структуры Вселенной

• Диаметр: 2.4 м• Запуск: 24.04.1990• Область длин волн: УФ-ИК

HST.

• Цена: 2500 M$ до запуска• Общие расходы на 1999:

6000 M$ + 600 MEu


37

0

5000

10000

15000

20000

25000

30000

35000

0 100 200 300 400 500distance (Mpc)

velo

city

(km

/s)

Tully-Fisher

Fund. plane

SBF

SNe Ia

Диаграмма Хаббла по данным HST


Глубокие проколы. William Herschel.


WHDF (William Herschel Deep Field): 4.2 м William Herschel telescope (1994-1997)

Фильтры U, B, R, I. Предельная звездная величина B ≈ 28m. Поле 7’x7’.• Зависимость числа галактик от видимой звездной величины (ранняя

эволюция галактик)• Определение поверхностной корреляционной функции галактик• Выбор наиболее удаленных галактик по цветовым индексам

Глубокие проколы. HST. 1.


HDF N&S (Hubble Deep Field): (1995 – North;1998 - South)

Северный: Фильтры (центральная длина волны) 300, 450, 606, 814 nm. Предельная звездная величина B ≈ 29m.• Удаленные галактики более асимметричны.

Множество взаимодействующих и иррегулярных.• Новые данные о морфологии и размерах галактик.• Новые удаленные объекты (z > 5).

Южный:Использование трех инструментов: камеры прямого зрения в видимой и ИК части спектра и спектрограф.• Получены фотометрические данные и спектр

квазара на z = 2.24

Глубокие проколы. VLT.


FDF (FORS Deep Field): VLT (1999 – 2000)

FORS – спектрограф низкого разрешения + фотометрия: 5 широкополосных фильтров, покрывающих диапазон 370-800 нм.Предельная звездная величина B ≈ 29m.• 10 000 новых объектов.• Первичные параметры и эволюция функции светимости для

удаленных галактик (z > 3).

Глубокие проколы. Subaru.


SDF (Subaru Deep Field): Subaru (с 1999)

Фотометрия: 5 широкополосных фильтров в видимой части спектра + 2 узкополосных фильтра в ближней ИК области.Выборка галактик на z > 4. Предельная звездная величина B ≈ 28m.5 и K ≈ 23m.5• 150 000 новых объектов.• Обнаружение нескольких объектов на z > 6.

Глубокие проколы. HST. 2.


HUDF (Hubble Ultra Deep Field): (с 2003)

Фотометрия в видимой и ИК частях спектра.Согласование области наблюдений с другими проектами.10000 объектов до предельной звездной величины B ≈ 30m. В фильтрах J, H до 27m.5.• Новые кандидаты на z ~ 7-8.• (2011) галактика на z ≈ 10.

Гравитационные линзы. Принцип.


• Возможность определить массу линзирующего объекта

• «Усиление» света от далекого объекта• Временная задержка для разных частей

полученного изображения

Гравитационные линзы. Результаты HST.


Справа: скопление галактик Abell 1689.Внизу: Крест Эйнштейна = Q2237+030 (галактика в центре и четыре изображения далекого квазара)

Гравитационные линзы. Результаты HST.


SDSSJ0946+1006

Двойное гравитационное линзирование. Три галактики на луче зрения. Впервые определена масса карликовой галактики (109 Msol) на космологическом смещении (z=0.6).

Сверхновые типа Ia не имеют одинаковой абсолютной звездной величины, однако абсолютная звездная величина is коррелирует с наклоном (быстрее = слабее). Для компенсации этого эффекта применяется «коэффициент растяжения». Кроме того, проводится коррекция за спектральное красное смещение и межзвездное поглощение.

Сверхновые типа Ia как стандартные свечи.


High-Z Supernova Search Team & Supernova Cosmology Progect.


Цель: поиск сверхновых типа Ia на больших z.Результаты HZSST (1999), SCP (1998).Телескопы :European Southern Observatory VLT, Keck telescopes, Canada- France-Hawaii telescope, Cerro Tololo Inter-American Observatory,Hubble Space Telescope

Модели Эйнштейна-де Ситтера:Во Вселенной доминирует материя:WM=1.0, WL=0.0, Пустая Вселенная: WM=0.0, WL=0.0, Вселенная с доминирующей космологической константой: WM=0.0, WL=1.0.Модель c 30% вкладом материи и 70% вкладом космологической константы: WM=0.3 and WL=0.7

High-Z Supernova Search Team & Supernova Cosmology Progect.


Распределение вероятности по наблюдениям сверхновых типа Ia.WL=0 исключено на уровне > 95%

Спасибо за внимание!


Documents

Телескопы и приборы для оптической космологии