เครื่องสำรวจสเปกโทรสโคปแบบหลายหน่วย
เครื่องมือวัดสเปกตรัมแบบหลายยูนิต ( MUSE ) เป็นสเปกโตรกราฟแบบสนามรวมที่ติดตั้งอยู่ที่กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มาก (VLT) ของหอดูดาวทางใต้แห่งยุโรป (ESO) [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]เครื่องมือนี้ทำงานในช่วงความยาวคลื่นที่มองเห็นได้[ 1 ]และรวมมุมมองภาพ ที่กว้าง เข้ากับความละเอียดเชิงพื้นที่สูงและช่วงสเปกตรัมพร้อมกันที่กว้าง (480-930 นาโนเมตร) [ 4 ]ได้รับการออกแบบมาโดยเฉพาะเพื่อใช้ประโยชน์จากความละเอียดเชิงพื้นที่ที่ดีขึ้นที่ได้จากระบบปรับแสงแบบปรับได้ทำให้ ได้ประสิทธิภาพ ที่จำกัดด้วยการเลี้ยวเบนในรูปแบบการกำหนดค่าเฉพาะ[ 1 ] MUSE ได้เริ่มใช้งานครั้งแรกบนกล้องโทรทรรศน์ยูนิต 4 (UT4) ของ VLT เมื่อวันที่ 31 มกราคม 2014 [ 5 ]
พื้นหลัง
โดยทั่วไปแล้ว การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ในย่านแสงที่มองเห็นได้นั้นแบ่งออกเป็นสองประเภท คือ การถ่ายภาพและการวิเคราะห์สเปกตรัม การถ่ายภาพสามารถครอบคลุมมุมมองที่กว้าง แต่มีข้อเสียคือความละเอียดในทิศทางความยาวคลื่นค่อนข้างต่ำ ส่วนการวิเคราะห์สเปกตรัมนั้นมักจะสูญเสียความละเอียดเชิงพื้นที่ไป — อย่างสิ้นเชิงในกรณีของสเปกโทรกราฟแบบไฟเบอร์และบางส่วนในกรณีของสเปกโทรกราฟแบบช่องยาว — หรือมีความละเอียดเชิงพื้นที่ต่ำมากในกรณีของ สเปก โทรกราฟแบบสนามรวม รุ่นใหม่ๆ
MUSE ถูกคิดค้นขึ้นเพื่อปรับปรุงสถานการณ์นี้ โดยให้ทั้งความละเอียดเชิงพื้นที่สูงและช่วงสเปกตรัมที่ดี หัวหน้าโครงการวิจัยของเครื่องมือนี้คือ โรลันด์ เบคอน จากศูนย์วิจัยฟิสิกส์ดาราศาสตร์ลียง (CRAL)ซึ่งรับผิดชอบกลุ่มสถาบันวิจัยชั้นนำ 6 แห่งในยุโรป โดย CRAL ที่หอดูดาวลียงเป็นสถาบันหลักและเป็นผู้นำในการก่อสร้างเครื่องมือส่วนใหญ่ สถาบันอื่นๆ ที่เกี่ยวข้อง ได้แก่สถาบันฟิสิกส์ดาราศาสตร์เกิตติงเงน (IAG) และสถาบันฟิสิกส์ดาราศาสตร์ไลบ์นิซพอตส์ดัม (AIP) ประเทศเยอรมนี โรงเรียนวิจัยดาราศาสตร์แห่งเนเธอร์แลนด์ (NOVA) สถาบันวิจัยฟิสิกส์ดาราศาสตร์และดาวเคราะห์ (IRAP) ประเทศฝรั่งเศสETH Zürich ประเทศสวิตเซอร์ แลนด์ และหอดูดาวยุโรปตอนใต้ (ESO)
โครงการเริ่มต้นเมื่อวันที่ 18 มกราคม พ.ศ. 2548 โดยมีการตรวจสอบการออกแบบขั้นสุดท้ายในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2552 เครื่องมือดังกล่าวผ่านการยอมรับขั้นสุดท้ายในยุโรปเมื่อวันที่ 10 กันยายน พ.ศ. 2556 [ 7 ] MUSE ได้รับการติดตั้งบนแท่น Nasmythของกล้องโทรทรรศน์ VLT Unit ตัวที่สี่ เมื่อวันที่ 19 มกราคม พ.ศ. 2557 และได้เห็นแสงแรกเมื่อวันที่ 31 มกราคม พ.ศ. 2557
เป้าหมายทางวิทยาศาสตร์
ดาวฤกษ์และประชากรดาวฤกษ์ที่จำแนกได้แล้ว
กล้องโทรทรรศน์อวกาศ MUSE มีมุมมองที่เหมาะสมกับวัตถุหลายอย่างในกาแล็กซีทางช้างเผือกเช่นกระจุกดาวทรงกลมและเนบิวลาดาวเคราะห์ความละเอียดเชิงพื้นที่และการสุ่มตัวอย่างที่สูงจะช่วยให้ MUSE สามารถสังเกตสเปกตรัมของดาวฤกษ์หลายพันดวงพร้อมกันได้ในครั้งเดียวในบริเวณที่มีความหนาแน่นสูง เช่น กระจุกดาวทรงกลม ในบริเวณที่เกิดดาวฤกษ์ ซึ่งมีส่วนผสมของก๊าซไอออนและดาวฤกษ์ MUSE จะให้ข้อมูลทั้งเกี่ยวกับองค์ประกอบของดาวฤกษ์และเนบิวลาในบริเวณนั้น
แหล่งกำเนิดไลแมน-อัลฟา
เป้าหมายหลักประการหนึ่งของการออกแบบ MUSE คือการสามารถศึกษาแหล่งกำเนิดของกาแล็กซีปกติที่อยู่ใกล้เคียงได้จนถึงค่าเรดชิฟต์ z > 6 แหล่งกำเนิดเหล่านี้อาจมีความสว่างน้อยมาก ซึ่งในกรณีดังกล่าวจะสามารถตรวจจับได้โดยใช้การปล่อยรังสีในเส้นสเปกตรัมไลแมน-อัลฟา เท่านั้น กาแล็กซีดังกล่าวจึงมักถูกเรียกว่ากาแล็กซีที่ปล่อยรังสีไลแมน-อัลฟา
วิธีทั่วไปในการศึกษาแหล่งกำเนิดดังกล่าวคือการใช้การถ่ายภาพแบบแถบแคบ[ 8 ]แต่เทคนิคนี้สามารถสำรวจช่วงเรดชิฟต์ที่แคบมากในแต่ละครั้งเท่านั้น ซึ่งกำหนดโดยความกว้างของตัวกรอง นอกจากนี้ วิธีนี้ยังไม่ไวเท่ากับการศึกษาสเปกโทรสโกปีโดยตรง เนื่องจากความกว้างของตัวกรองกว้างกว่าความกว้างทั่วไปของเส้นการปล่อยแสง
เนื่องจาก MUSE เป็นสเปกโทรกราฟที่มีขอบเขตการมองเห็น 1'x1' จึงสามารถใช้ค้นหาแหล่งกำเนิดเส้นสเปกตรัมการปล่อยแสงในช่วงเรดชิฟต์ที่กว้าง (z = 2.9–6.65 สำหรับไลแมน-อัลฟา) ได้พร้อมกัน คาดว่าเครื่องมือนี้จะถูกใช้สำหรับการถ่ายภาพต่อเนื่องได้นานถึง 100 ชั่วโมง ซึ่งในกรณีนี้จะได้ค่าฟลักซ์สูงสุดที่ 3 × 10 −19 erg/s/cm 2ซึ่งจางกว่าการสำรวจภาพแบบแถบความถี่แคบในปัจจุบันถึงหนึ่งอันดับ
วิวัฒนาการของกาแล็กซี
MUSE จะเป็นเครื่องมืออันทรงพลังสำหรับการศึกษาคุณสมบัติทางพลศาสตร์ของกาแล็กซีจากเอกภพใกล้เคียงไปจนถึงค่าเรดชิฟต์อย่างน้อย 1.4 ซึ่งหลังจากนั้นเส้นการปล่อยรังสีต้องห้าม [O II] ที่ 372.7 นาโนเมตรจะหายไปจากปลายด้านสีแดงของสเปกโตรกราฟ
ที่ค่าเรดชิฟต์ต่ำ MUSE จะสร้างแผนที่สองมิติของการเคลื่อนที่และประชากรดาวฤกษ์ในกาแล็กซีทุกประเภท โดยจะต่อยอดและขยายขอบเขตงานวิจัยที่ได้จากเครื่องมือ SAURON บนกล้องโทรทรรศน์วิลเลียม เฮอร์เชลขยายขอบเขตไปสู่รัศมีที่ใหญ่ขึ้นและกาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไป ด้วยโหมดสนามแคบ MUSE จะสามารถซูมเข้าไปในบริเวณรอบหลุมดำมวลมหาศาลที่อยู่ใจกลางกาแล็กซีขนาดใหญ่ได้ หวังว่าสิ่งนี้จะช่วยให้นักดาราศาสตร์เข้าใจกระบวนการก่อตัวของยักษ์ใหญ่เหล่านี้ ซึ่งน่าจะเกิดขึ้นจากกระบวนการรวมตัวกันของหลุมดำสองหลุมเพื่อสร้างมวลที่มากขึ้น และในขณะเดียวกันก็รบกวนวงโคจรของดาวฤกษ์ที่อยู่ใจกลางกาแล็กซี
ที่ค่าเรดชิฟต์สูงขึ้น MUSE จะมีศักยภาพในการสร้างแผนที่การกระจายตัวของโลหะในกาแล็กซี และในขณะเดียวกันก็ให้ข้อจำกัดเกี่ยวกับโครงสร้างทางพลศาสตร์ของวัตถุเหล่านี้ การรวมสิ่งนี้เข้ากับข้อมูลสภาพแวดล้อมเนื่องจากมุมมองภาพที่กว้าง (1 อาร์คมินิตเทียบเท่ากับ 430 กิโลพาร์เซกที่เรดชิฟต์ 0.7) จะทำให้สามารถศึกษาได้ว่าคุณสมบัติของกาแล็กซีได้รับผลกระทบจากสภาพแวดล้อมอย่างไรในรูปแบบที่มีประสิทธิภาพและส่วนใหญ่เป็นรูปแบบใหม่
วิทยาศาสตร์ด้วยโหมดสนามแคบ
MUSE จะมีโหมดความละเอียดเชิงพื้นที่สูงด้วยมุมมองภาพ 7.5 × 7.5 อาร์คเซค และความละเอียดเชิงพื้นที่ 0.042 อาร์คเซค ที่ความยาวคลื่น 750 นาโนเมตร การใช้งานทางวิทยาศาสตร์หลักของโหมดนี้คือการศึกษาในรายละเอียดของระบบที่อยู่ใกล้เคียงมากขึ้น เช่น สภาพแวดล้อมรอบหลุมดำมวลมหาศาลในกาแล็กซีใกล้เคียง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง จะสามารถแยกแยะขอบเขตอิทธิพลของหลุมดำในกาแล็กซีที่มีมวลมากที่สุดไปจนถึงกระจุกกาแล็กซีเวอร์โกและสำหรับกาแล็กซีที่มีมวลมากที่สุดในกระจุกกาแล็กซีโคมาได้ ด้วย
ในบริเวณใกล้เคียง MUSE จะสามารถศึกษาลำแสงในบริเวณก่อกำเนิดดาวฤกษ์ใกล้เคียง และพื้นผิวของวัตถุต่างๆ ในระบบสุริยะได้ ตัวอย่างเช่น อาจใช้ในการศึกษาติดตามกิจกรรมภูเขาไฟบนไอโอ ด้วยวิธีการทางสเปกโทรสโกปี และศึกษาชั้นบรรยากาศของไททันด้วย วิธีการทางสเปกโทรสโกปี
ทางเทคนิค
| โหมดมุมมองกว้าง | |
|---|---|
| ขอบเขตการมองเห็น | 1 × 1 อาร์คมิน |
| การสุ่มตัวอย่างเชิงพื้นที่ | 0.2 × 0.2 อาร์คเซค |
| ความละเอียดเชิงพื้นที่ 0.75 ไมโครเมตร (ระดับการมองเห็นปานกลาง) | 0.46 arcsec (AO) 0.65 arcsec (ไม่ใช่ AO) |
| การครอบคลุมของ Sky ด้วย AO | 70% ที่ขั้วกาแล็กซี99% ที่เส้นศูนย์สูตรกาแล็กซี |
| ขนาดจำกัดใน 80 ชั่วโมง | I = 25.0 (ความละเอียดเต็ม) I = 26.7 (ความละเอียดลดลงที่ R=180) |
| ฟลักซ์จำกัดใน 80 ชั่วโมง | 3.9 × 10 −19 erg/s/cm 2 |
| โหมดมุมมองแคบ | |
| ขอบเขตการมองเห็น | 7.5 × 7.5 อาร์คเซค |
| การสุ่มตัวอย่างเชิงพื้นที่ | 0.025 × 0.025 อาร์คเซค |
| ความละเอียดเชิงพื้นที่ 0.75 ไมโครเมตร (ระดับการมองเห็นปานกลาง) | 0.042 อาร์คเซค |
| อัตราส่วนสเตรห์ลที่ 0.75 ไมโครเมตร | 5% (เป้าหมาย 10%) |
| ขนาดจำกัดใน 1 ชั่วโมง | R = 22.3 |
| ฟลักซ์จำกัดใน 1 ชั่วโมง | 2.3 × 10 −18 erg/s/cm 2 |
| จำกัดความสว่างพื้นผิวใน 1 ชั่วโมง (แมกนิจูด) | R AB =17.3 arcsec −2 |
| แหล่งที่มา : | |
เพื่อให้บรรลุเป้าหมายทางวิทยาศาสตร์ของอุปกรณ์ MUSE จำเป็นต้องปฏิบัติตามข้อกำหนดหลายประการ:
- เครื่องมือดังกล่าวควรมีประสิทธิภาพในการประมวลผลสูง
- ความสามารถในการดำเนินการคำนวณแบบบูรณาการที่ยาวนานมาก ทำให้เครื่องมือต้องมีความเสถียรสูงมาก
- เมื่อใช้ร่วมกับระบบปรับเลนส์อัตโนมัติ เครื่องมือนี้จะช่วยเพิ่มความละเอียดเชิงพื้นที่เมื่อเทียบกับการสังเกตการณ์ที่มีขอบเขตจำกัดทั่วทรงกลมท้องฟ้า
- มุมมองกว้าง ช่วยให้สามารถดำเนินการสำรวจได้
- การผลิตที่มีประสิทธิภาพเพื่อลดต้นทุน และการออกแบบที่มีประสิทธิภาพเพื่อให้เหมาะสมกับข้อจำกัดด้านปริมาตรและน้ำหนัก
เพื่อให้บรรลุเป้าหมายสองประการหลัง สเปกโทรกราฟประกอบด้วยหน่วยสนามรวม (IFU) ที่เหมือนกัน 24 หน่วย ซึ่งช่วยลดต้นทุนโดยการทำซ้ำ หน่วยเหล่านี้แต่ละหน่วยมีคุณภาพของภาพที่ยอดเยี่ยม และแสงในระนาบของเครื่องมือจะถูกแบ่งออกและส่งไปยัง IFU แต่ละหน่วยโดยใช้ ตัว แบ่งภาพ
การออกแบบสเปกโตรกราฟนี้ทำให้ได้ภาพที่มีคุณภาพดีเยี่ยมตลอดช่วงความถี่สเปกตรัมของ MUSE โดยการเอียงของตัวตรวจจับช่วยชดเชยความคลาดเคลื่อนสี ตามแนวแกน ด้วยการออกแบบเช่นนี้ จึงไม่จำเป็นต้องใช้วัสดุทางแสงราคาแพง เช่นCaF₂ซึ่งช่วยลดต้นทุนโดยรวมลง
อัตราการส่งผ่านแสงสูงเนื่องจากใช้CCD ที่มีประสิทธิภาพควอนตัมสูง นอกจากนี้ยังมีตะแกรงเพียงอันเดียว ซึ่งเป็น ตะแกรงโฮโลแกรม เฟสที่มีปริมาตรการส่งผ่านสูง ทำให้ได้อัตราการส่งผ่านแสงสูงสุดเกิน 50% ในช่วงความยาวคลื่นประมาณ 700-800 นาโนเมตร และเกิน 40% เกือบตลอดช่วงความยาวคลื่นของเครื่องมือ
อุปกรณ์ทั้งหมดมีน้ำหนักเกือบแปดตันและกินพื้นที่ส่วนใหญ่ของแท่นนาสมิธซึ่งมีปริมาตร 50 ลูกบาศก์เมตรแต่เนื่องจากการออกแบบแบบโมดูลาร์ ทำให้สามารถถอด IFU ทั้ง 24 ตัวออกเพื่อการบำรุงรักษาหรือซ่อมแซมได้ โดยได้มีการออกแบบแท่นวางพิเศษเพื่อถอดและใส่ IFU อย่างปลอดภัย
อินเทอร์เฟซออปติกแบบปรับได้
เพื่อให้ได้การเพิ่มความละเอียดเชิงพื้นที่ที่ต้องการทั่วทรงกลมท้องฟ้า MUSE ใช้อินเทอร์เฟซ GALACSI [ 12 ]ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของAdaptive Optics Facility [ 13 ]บน UT4 ที่ VLT ส่วนประกอบ Adaptive Optics (AO) ทั้งหมดติดตั้งอยู่ใน Nasmyth derotator และใช้ระบบการวัดเพื่อตรวจสอบให้แน่ใจว่าระบบ AO อยู่ในแนวเดียวกันกับ MUSE ซึ่งจำเป็นเนื่องจาก MUSE ตั้งอยู่บนแท่น Nasmyth
ด้วยระบบ AO คาดว่า MUSE จะมีความละเอียดเชิงพื้นที่เฉลี่ย 0.46 อาร์คเซคอนด์ หรือประมาณ 3 กิโลพาร์เซก ที่เรดชิฟต์> 3 ในขอบเขตการมองเห็น 1'x1' ของโหมดสนามกว้าง ในโหมดสนามแคบ ความละเอียดเชิงพื้นที่ควรจะถึง 0.042 อาร์คเซคอนด์ ที่ 750 นาโนเมตร ซึ่งสอดคล้องกับความละเอียดประมาณ 3 พาร์เซก ที่ระยะห่างของกระจุกกาแล็กซี เวอร์โก
อัตราข้อมูลและการจัดการ
การถ่ายภาพแต่ละครั้งด้วย MUSE จะส่งไฟล์ข้อมูลที่มีข้อมูลจาก IFU ทั้ง 24 ตัว ขนาดไฟล์ละ 35 MB ดังนั้นขนาดไฟล์ข้อมูลดิบทั้งหมดจึงอยู่ที่ 0.84 GB หลังจากลดขนาดข้อมูลแล้ว ขนาดไฟล์จะขยายเป็น 3.2 GB ต่อการถ่ายภาพหนึ่งครั้ง เนื่องจากข้อมูลจะถูกแปลงเป็นค่าทศนิยมและมีการสร้างคิวบ์ประมาณค่าความคลาดเคลื่อน ซึ่งหมายความว่าการสังเกตการณ์ที่อาศัยการถ่ายภาพในช่วงเวลาสั้นๆ หลายครั้ง สามารถสร้างชุดข้อมูลขนาดใหญ่มากได้ โดยอาจสร้างข้อมูลที่ซับซ้อนถึง 100 GB ต่อคืนได้อย่างง่ายดาย
การดำเนินงานและผลลัพธ์
แกลเลอรี่
- ลำดับวิดีโอนี้สร้างขึ้นจากข้อมูลการสังเกตการณ์ดาวพฤหัสบดีโดยยาน MUSE หลายครั้ง ในช่วงที่ดวงจันทร์ยูโรปาเคลื่อนผ่านหน้าดาวพฤหัสบดีและเงาของดวงจันทร์ยูโรปา
- ภาพนี้แสดงให้เห็นว่าเครื่องมือนี้ให้ภาพสามมิติของเนบิวลาโอไรออนได้อย่างไร
- ภาพนี้แสดงให้เห็นว่าเครื่องมือนี้ให้ภาพสามมิติของกาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไปได้อย่างไร
- ภาพนี้แสดงให้เห็นว่าเครื่องมือนี้ให้ภาพสามมิติของ NGC 4650A ได้อย่างไร
- ภาพอีกมุมหนึ่งแสดงให้เห็นว่าเครื่องมือนี้ให้ภาพสามมิติของ NGC 4650A ได้อย่างไร
- ภาพนี้แสดงให้เห็นว่า MUSE สร้างภาพสามมิติของกาแล็กซี ESO 137-001 ขณะที่มันตกลงไปในกระจุกกาแล็กซี Norma อันกว้างใหญ่ และถูกดึงเอาแก๊สออกไป
ลิงก์ภายนอก
- หน้าเพจ MUSE ในลียง
- หน้า MUSE ที่ ESO
- บล็อกการว่าจ้างของ MUSE