画像クレジット：ESO
欧州南天天文台のエンジニアのチームは最近、チリのパラナル天文台にある超大型望遠鏡（VLT）の新しい補償光学施設をテストしました。この技術は、地球の大気によって引き起こされる歪みを取り除くために望遠鏡によって撮られた画像を適応させますか？まるで宇宙から見たようなものです。次のステップは、同様のシステムを施設のすべての望遠鏡に接続し、それらを大きなアレイに接続することです。これにより、天文台が現在よりも100倍暗いオブジェクトを解決できるようになります。
2003年4月18日、ESOのエンジニアチームは、パラナル天文台（チリ）の超大型望遠鏡（VLT）のMACAO-VLTI適応光学施設の「ファーストライト」の成功を祝いました。これは、NACO施設（ESO PR 25/01）に続き、この天文台で運用を開始した2番目のAdaptive Optics（AO）システムです。
地上望遠鏡の達成可能な画像の鮮明さは、通常、大気の乱気流の影響によって制限されます。ただし、Adaptive Optics（AO）技術を使用すると、この主要な欠点を克服して、望遠鏡が理論的に可能な限り鮮明な画像を生成できるようになります。
頭字語「MACAO」は「Multi Application Curvature Adaptive Optics」の略で、大気の乱流のぼかし効果を「排除する」光学補正が行われる特定の方法を指します。
MACAO-VLTIファシリティはESOで開発されました。これは非常に複雑なシステムであり、8.2 mのVLTユニット望遠鏡ごとに1つずつ、計4つが望遠鏡の下（クッドの部屋）に設置されます。これらのシステムは、VLT干渉計（VLTI）の共通焦点に向けられる前に、大型の望遠鏡からの光線（大気乱流によって引き起こされる）の歪みを修正します。
最初のユニットが設置された4つのMACAO-VLTIユニットの設置は、VLT干渉法の革命に他なりません。 VLTIの感度が100倍向上するため、効率が大幅に向上します。
簡単に言えば、MACAO-VLTIで今より100倍暗い天体を観測できるようになります。すぐに天文学者は、この強力な観測技術を使って、これまで手の届かなかった多数の物体のVLTI（ESO PR 23/01）との干渉縞を得ることができます。外部銀河。その後の高解像度の画像とスペクトルは、銀河系外の研究や、私たち自身の銀河である銀河系の多くのかすかな天体の研究において、まったく新しい展望を開きます。
現在の期間中、4つのMACAO-VLTIファシリティの最初のファシリティがインストールされ、統合され、一連の観測によってテストされました。これらのテストのために、パフォーマンスの詳細な評価を可能にする赤外線カメラが特別に開発されました。また、さまざまな天体のいくつかの最初の壮観なビューも提供しました。その一部をここに示します。
MACAO – Multi Application Curvature Adaptive Optics機能
適応光学（AO）システムは、大気の乱気流によって引き起こされる画像の歪みを打ち消すコンピューター制御の変形可能ミラー（DM）によって機能します。これは、「波面センサー」（特別なカメラ）によって毎秒数百回という非常に高速で取得された画像データから計算されたリアルタイムの光学補正に基づいています。
ESOマルチアプリケーションカーバチュアアダプティブオプティクス（MACAO）システムは、60エレメントのバイモルフ可変形状ミラー（DM）と60エレメントの曲率波面センサーを使用し、350 Hz（1秒あたりの回数）の「ハートビート」を実現します。この高い空間的および時間的補正能力により、MACAOは、波長約8.2 nmで、スペクトルの近赤外領域にある8.2 m VLTユニット望遠鏡の理論的に可能な（「回折限界」）画質をほぼ復元できます。 2μm。結果として得られる画像解像度（シャープネス）は60ミリアーク秒のオーダーであり、標準的な視認限界の観察と比較して10倍以上改善されています。 AO技術の利点がなければ、そのような画像の鮮明さは望遠鏡が地球の大気の上に置かれた場合にのみ得られます。
現在の形のMACAO-VLTIの技術開発は1999年に始まり、プロジェクトのレビューは6か月間隔で行われたため、プロジェクトはすぐに巡航速度に達しました。効果的な設計は、ESOのAO部門とヨーロッパの業界との間の非常に実り多いコラボレーションの結果であり、60アクチュエータを備えたバイモルフDM、高速反応チップ傾斜マウント、他の多く。 ESO-Garchingスタッフは、この複雑なリアルタイムシステムの組み立て、テスト、パフォーマンス調整を想定していました。
Paranalでのインストール
MACAOコンポーネントを搭載した60立方メートル以上の出荷の最初の箱は、2003年3月12日にパラナル天文台に到着しました。その後すぐに、ESOのエンジニアと技術者は、VLT 8.2 mのKUEYEN望遠鏡（以前はUT2）。
彼らは、電子機器、水冷システム、機械部品、光学部品の設置を含む、慎重に計画された計画に従いました。最後に、彼らは厳しい光学調整を行い、計画された最初のテスト観測の1週間前に完全に組み立てられた機器を提供しました。この追加の週は、実際の観察に備えて多数のテストとキャリブレーションを実行する非常に歓迎的で有益な機会を提供しました。
干渉測定のサービスへのAO
VLT干渉計（VLTI）は、2つ以上の8.2- VLTユニット望遠鏡（後で4つの移動可能な1.8 m補助望遠鏡からも）によってキャプチャされたスターライトを組み合わせ、画像解像度を大幅に向上させます。望遠鏡からの光線は「同相」に（コヒーレントに）まとめられます。主鏡から始まり、数百メートルの合計距離にわたってさまざまな経路に沿って多数の反射を経て、干渉実験室に到達し、波長の一部、つまりナノメートル以内に結合されます！
干渉技術による利得は非常に大きく、100メートル離れた2つの望遠鏡からの光線を組み合わせると、100メートルの直径の単一の望遠鏡でしか解決できない細部を観察できます。干渉測定を解釈し、星の直径などの観測されたオブジェクトの重要な物理パラメータを推定するには、高度なデータ削減が必要です。 ESO PR 22/02。
VLTIは、観測された干渉縞パターンのコントラストで表される、結合されたビームのコヒーレンスの度合いを測定します。個々のビーム間のコヒーレンスの度合いが高いほど、測定信号は強くなります。 MACAO-VLTIシステムは、大気の乱流によって導入される波面収差を取り除くことにより、個々の望遠鏡のビームを結合する効率を大幅に向上させます。
干渉測定プロセスでは、スターライトを機能させるために非常に小さい光ファイバーに入射する必要があります。直径わずか6 µm（0.006 mm）。 MACAOの「リフォーカス」アクションがなければ、望遠鏡で捕らえられたごく一部のスターライトのみがファイバーに注入され、VLTIは設計された効率のピークで機能しません。
MACAO-VLTIは、注入された光束で100倍のゲインを可能にします。これは、MACAO-VLTIを装備した2つのVLTユニット望遠鏡が一緒に動作するときに詳細にテストされます。ただし、最初のシステムで実際に達成された非常に優れたパフォーマンスにより、エンジニアはこのオーダーの利益が実際に達成されると確信しています。この究極のテストは、今年後半に2つ目のMACAO-VLTIシステムが設置されるとすぐに実行されます。
MACAO-VLTIファーストライト
1か月の設置作業と、KUEYENのNasmythフォーカスに設置された人工光源を使用したテストの後、4月18日、マカオVLTIはいくつかの天体から「本物の」光を受けました。
1.2、1.6、および2.2μmの近赤外線スペクトルバンドで画像の改善（鮮明度、光エネルギーの集中）を測定するための前述のパフォーマンステスト中に、MACAO-VLTIは、このために開発されたカスタムメイドの赤外線テストカメラによって確認されましたESOによる目的。この中間テストは、修正された光線をVLTIに供給するために使用する前に、MACAOが適切に機能することを確認するために必要でした。
MACAO-VLTIは、ほんの数夜のテストとさまざまな機能と運用パラメーターの最適化を経て、天体観測に使用する準備が整いました。以下の画像は平均的な観察条件下で撮影されたもので、MACAO-VLTIを使用した場合の画質の向上を示しています。
MACAO-VLTI –最初の画像
これは、8.2 mのVLT KUEYEN望遠鏡に設置された最初のMACAO-VLTIシステムのテストカメラで取得した最初の画像の一部です。
PR写真12b-c / 03は、補償光学による画像補正なしと補正ありで得られた星（視覚等級10）の赤外線Kバンド（波長2.2μm）の最初の画像を示しています。
PR Photo 12d / 03は、初期のテスト中にMACAO-VLTIで取得された最高の画像の1つを表示します。これは、MACAO-VLTIの作成に応じた仕様を満たすストレール比（光量の測定）を示しています。 AOテクニックを使用した場合のこの大幅な改善は、PR Photo 12e / 03で明確に示されています。補正されていない画像プロファイル（左）は、補正されたプロファイル（右）と比較するとほとんど見えません。
PR Photo 11f / 03は、かすかなガイド星を使用した場合のMACAO-VLTIの補正機能を示しています。異なるスペクトルタイプを使用したテストでは、制限された視覚的な等級は、初期型Bスターでは16、後期型Mスターでは約18の間で変化することが示されました。
回折限界で見られる天体
MACAO-VLTIで現在開かれている研究の機会を暫定的に評価するために、2つのよく知られている天体のMACAO-VLTI観測の以下の例が取得されました。それらは、宇宙ベースの画像と比較されるかもしれません。
銀河センター
私たち自身の銀河の中心は、約3万光年の距離にある射手座星座にあります。 PR写真12h / 03は、初期のテスト段階でMACAO-VLTIによって取得された、この領域の短露光赤外線ビューを示しています。
VLTのNACO施設を使用した最近のAOの観測は、260万個の太陽質量を持つ超大質量ブラックホールが中心にあるという説得力のある証拠を提供しています。 ESO PR 17/02。この結果は、ブラックホールを周回し、わずか17光時間以内の距離に近づく星の天体観測に基づくと、回折限界の解像度の画像なしでは不可能でした。
イータカリナエ
イータカリナエは知られている中で最も重い星の1つで、質量はおそらく太陽の質量の100倍を超えています。太陽よりも約400万倍明るく、知られている最も明るい星の1つです。
そのような巨大な星は、寿命が約100万年と比較的短く、宇宙のタイムスケールで測定すると、Eta Carinaeはごく最近形成されたに違いありません。この星は非常に不安定で、激しい爆発を起こしやすいです。それらは、星の上層での非常に高い放射圧によって引き起こされます。これにより、数年続く激しい噴火中に、「表面」で物質のかなりの部分が空間に吹き付けられます。これらの最後の爆発は1835年から1855年の間に発生し、1843年にピークに達しました。比較的長い距離（約7,500から10,000光年）にもかかわらず、イータカリナエはそのとき空で2番目に明るい星になりました（見かけの等級-1） ）、シリウスのみを超えました。
フロスティ・レオ
Frosty Leoは、11等星（AGB後）の星で、ガス、ダスト、大量の氷（したがって、名前）のエンベロープに囲まれています。関連する星雲は「蝶」形（双極形態）であり、2つの後期進化段階、漸近巨大枝（AGB）とそれに続く惑星状星雲（PNe）の間の短い移行期の最も有名な例の1つです。
このような3つの太陽の質量の物体の場合、この段階は数千年しか続かないと考えられています。これは、星の生命の中で瞬く間に瞬きます。したがって、このようなオブジェクトは非常にまれであり、Frosty Leoはその中で最も近く、最も明るいものの1つです。
元のソース：ESOニュースリリース
