| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
Velmi velký dalekohled (VLT)
Jiří Hofman
Trocha historie
V dějinách Velmi velkého dalekohledu (VLT, Very Large Telescope) jsou nejdůležitější především tyto dva letopočty: 1962, kdy byla založena Evropská jižní observatoř (ESO) a 1987, kdy vedení této observatoře rozhodlo o vybudování největšího pozemského optického dalekohledu. V následujících letech se začala odlévat první zrcadla a hledala se příhodná lokalita. Ta byla nalezena na 2635 metrů vysoké hoře Cerro Paranal v Chile, asi 120 km jižně od města Antofagasta uprostřed proslulé pouště Atacama, která je nejsušším místem na Zemi (24° 40′ S, 70° 25′ W).
Nalevo: Schéma dalekohledu v řezu. Napravo: Jeden z dalekohledů (Kueyen)
VLT se sestává ze čtyř osmimetrových dalekohledů (Ø 8,2 m), které mohou pracovat samostatně nebo společně, kdy se celkový výkon vyrovná jednomu šestnáctimetrovému dalekohledu. Sběrná plocha každého zrcadla je 53 metrů čtverečních. Jména hlavních dalekohledů (Antu, Kueyen, Melipal a Yepun) pocházejí z mapušštiny a znamenají postupně Slunce, Měsíc, Jižní kříž a Venuše. Dalekohledy mohou být použity v kombinovaném režimu pro interferometrická měření o základně 200 m, která poskytují obrázky vysokého rozlišení. Každý z dalekohledů využívá tři ohniska (Nasmyth, Coudé, Cassegrain) do kterých lze umístit řadu přístrojů. Optický systém dalekohledů je typu Ritchey-Chretien. Rozlišovací schopnost je 0,18″ a se systémem adaptivní optiky je pod hranicí 0,05″. Kromě systému adaptivní optiky jsou primární zrcadla vybavena systémem aktivní optiky. Tenké primární zrcadlo je ohebné a lze aktivně měnit jeho zakřivení pomocí počítačových povelů podpůrnému systému. Povely jsou vydávány na základě monitoringu kvality obrazu referenční hvězdy.
Ke čtyřem velkým dalekohledům patří ještě tři menší (Ø 1,8 m) podpůrné dalekohledy a pomocný dvouapůlmetrový VST (Very Large Telescope Survey Telescope) pro širokoúhlé optické zobrazení. K tomu všemu se má v roce 2004 dokončit britský čtyřmetrový dalekohled pro infračervené pozorování (VISTA).
Rozmístění dalekohledů na Cerro Paranal.
Astronomická pozorování a objevy
Na přelomu minulého a tohoto roku ESO zveřejnilo výsledky několika zajímavých pozorování, a to jak z velmi vzdáleného, tak blízkého vesmíru, včetně naší Sluneční soustavy. Dva nejvzdálenější obrázky vznikly při pozorování oblastí ze známých fotografií CDFS (Chandra Deep Field South) a HDFS (Hubble Deep Field South) pořízených v RTG oboru družicí Chandra a ve viditelném oboru dalekohledem HST. Do prvního obrázku se po padesáti hodinách expozice vešlo neuvěřitelných sto tisíc galaxií a ve druhém se spojily síly HST a VLT, čímž vznikl pestrý obrázek, v němž barvy odpovídají typu a vzdálenosti jednotlivých galaxií. Lomenou čárou na zvětšenině pravého snímku je vyznačena oblast původní fotografie z HST.
Nalevo: CDFS z dalekohledu VLT. Naúravo: HDFS z dalekohledů VLT+HST
Dalekohledem VLT byla pozorována galaxie 3C 445 ve Vodnáři, která je 1 miliardu světelných let daleko. Galaxie má v centru supermasivní černou díru, ze které tryskají dva, jeden a půl milionu světelných let dlouhé plasmové výtrysky se silným synchrotronním zářením pocházejícím z rychle se pohybujících elektronů v magnetickém poli (obrázek a). Pomocí VLT se získaly detailní infračervené (1,25 a 0,9 µm) obrázky "horké skvrny" - místa, kde se jet střetává s mezigalaktickým vodíkem (obrázky b a c). Dvě postranní "horké skvrny" jsou zřejmě způsobené elektrony urychlenými při sekundárních procesech.
„Horké skvrny“ blízko galaxie 3C 455
Při pozorování nejbližší kupy galaxií v Panně (50 milionů světelných let daleko) se v prostoru mezi galaxiemi této kupy našly planetární mlhoviny. VLT v lednu 2002 při svém spetroskopickém experimentu poprvé ukázal, že některé z nich jsou "napájeny" mladými masivními hvězdami. Vzájemné vztahy s okolními objekty budou předmětem dalšího zkoumání.
V prosinci 2002 se povedlo zprovoznit MID-Infrared interferometric instrument (MIDI), unikátní doplněk k VLT interferometru, který jako první měří na vlnové délce 8,7 µm s tak velkými zrcadly (Ø 8,2 m) a se základnou 100 m. Měření na této vlnové délce je extrémně obtížné, protože v tomto oboru září vše kolem nás. Interferometr umožní sledovat zahřívání kosmického materiálu (prachu a plynu) v blízkosti horkého objektu. Uplatní se při výzkumu exoplanet a černých děr. Jeden z prvních objektů, na kterých se MIDI vyzkoušel, byla i záhadná obří hvězda Eta Carinae.
Schéma VLT
interferometru: ZL – zpožďovací llinka, L – laboratoř,
IP –
interferenční proužky
Avšak pozorují se nejen velké objekty. Koncem roku 2002 VLT zodpověděl i otázku, jak malé jsou vlastně malé hvězdy. K měření byla zvolena naše po Slunci nejbližší hvězda – Proxima Centauri (4,2 světelných let daleko), která je tak malá, že ztěží může ve svém nitru spalovat vodík. Pro malé hvězdy neplatí, že jejich průměr závisí na jejich hmotnostech. To je způsobeno degenerací plynu ve hvězdě. Velikost Proximy Centauri o hmotnosti 15 % hmoty Slunce byla známá jen z teorií. Měřením se však potvrdilo, že ačkoli je 150 krát hmotnější než Jupiter, tak je jen 1,5 krát větší než tato planeta. Změřený úhlový průměr Proximy Centauri je 1,02 ± 0,08 obloukových milivteřin, což se dá srovnat se špendlíkovou hlavičkou na povrchu Země viděnou z Mezinárodní kosmické stanice.
Velikosti malých hvězd změřenými VLT interferometrem.
Pomalu se dostáváme až do naší Sluneční soustavy. Ze začátku nového roku VLT objevil tři nové měsíce planety Neptun. Jsou to první měsíčky tohoto plynného obra, které byly objeveny od průletu Voyageru 2 v roce 1989, a první nalezené ze Země od roku 1949. Již v prosinci ale VLT překvapil snímkem, který si nezkušený pozorovatel může splést se Saturnem. Nicméně, planeta se zářivým prstencem je Uran v blízkém infračerveném oboru spektra. Samotná planeta toto záření díky metanové atmosféře pohlcuje, zatímco ledový disk ho velmi dobře odráží.
Uran se svými měsíčky (VLT, Antu)
Odkazy
