เวริทัส

เวริทัส – ชุดกล้องโทรทรรศน์สี่ตัว
ชื่อเรียกอื่น	ระบบกล้องโทรทรรศน์ภาพรังสีพลังงานสูงมาก
สถานที่ตั้ง	แอริโซนา
พิกัด	31°40′30″เหนือ110°57′07″ตะวันตก / 31.6751°N 110.952°W / 31.6751; -110.952
ระดับความสูง	1,268 เมตร (4,160 ฟุต)
เส้นผ่านศูนย์กลาง	12 เมตร (39 ฟุต 4 นิ้ว)
พื้นที่เก็บรวบรวม	100,000 ตารางเมตร( 1,100,000 ตารางฟุต)
เว็บไซต์	veritas .sao .arizona .edu
ที่ตั้งของ VERITAS
สื่อที่เกี่ยวข้องบน Commons
[ แก้ไขในวิกิดาต้า ]

VERITAS ( Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System ) เป็นหอดู ดาวรังสีแกมมาภาคพื้นดินขนาดใหญ่ที่มีอาร์เรย์ของตัวสะท้อนแสงแบบออปติคอลขนาด 12 เมตรจำนวน 4 ตัว สำหรับการศึกษาดาราศาสตร์รังสีแกมมาใน ช่วง พลังงานโฟ ตอน GeV – TeV VERITAS ใช้ เทคนิค Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopeในการสังเกตรังสีแกมมาที่ก่อให้เกิดฝนอนุภาคในชั้นบรรยากาศของโลก ซึ่งรู้จักกันในชื่อฝนอนุภาคในอากาศ (extensive air showers ) อาร์เรย์ของ VERITAS ตั้งอยู่ที่หอดูดาว Fred Lawrence Whippleในรัฐแอริโซนาตอน ใต้ สหรัฐอเมริกาการออกแบบตัวสะท้อนแสงของ VERITAS คล้ายกับกล้องโทรทัศน์รังสีแกมมาขนาด 10 เมตรของ Whipple รุ่นก่อนหน้าซึ่งตั้งอยู่ที่เดียวกัน แต่มีขนาดใหญ่กว่าและมีทางยาวโฟกัสที่ยาวกว่าเพื่อการควบคุมความคลาดเคลื่อนทางแสงได้ดีขึ้น VERITAS ประกอบด้วยชุดกล้องโทรทรรศน์ถ่ายภาพที่ติดตั้งเพื่อสังเกตการณ์อนุภาคเชเรนคอฟในชั้นบรรยากาศจากหลายตำแหน่ง เพื่อให้ได้ความไวสูงสุดในช่วงพลังงาน 100 GeV – 10 TeV (โดยมีความไวตั้งแต่ 50 GeV ถึง 50 TeV) หอดูดาวพลังงานสูงมากนี้ สร้างเสร็จในปี 2550 และเสริมการทำงานของกล้องโทรทรรศน์พื้นที่ขนาดใหญ่ (LAT) ของกล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีแกมมาเฟอร์มิได้ อย่างมีประสิทธิภาพ เนื่องจากมีพื้นที่รับแสงที่ใหญ่กว่าและครอบคลุมช่วงพลังงานที่สูงกว่า

VERITAS ประกอบด้วยกล้องโทรทรรศน์ Cherenkov ในบรรยากาศ ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 12 เมตร จำนวน 4 ตัว โดยมีระยะห่างโดยประมาณ 100 เมตร (330 ฟุต) ระหว่างกล้องโทรทรรศน์แต่ละตัวที่อยู่ติดกัน^{[ 1 ]}กล้องโทรทรรศน์แต่ละตัวประกอบด้วยตัวสะท้อนแสงขนาดใหญ่ที่สามารถปรับทิศทางได้ และ กล้อง หลอดโฟโตมัลติพลายเออร์ ความเร็วสูง จำเป็นต้องใช้กล้องโทรทรรศน์หลายตัวในรูปแบบอาร์เรย์เพื่อการสังเกตแบบสามมิติของแสง Cherenkov ที่เกิดขึ้นในฝักอนุภาคในอากาศขนาดใหญ่ การสังเกตแบบสามมิตินี้ช่วยให้สามารถสร้างรูปทรงเรขาคณิตของฝักอนุภาค ได้อย่างแม่นยำ จึงให้ความละเอียดเชิงมุมและพลังงานที่ดีขึ้นอย่างมากเมื่อเทียบกับกล้องโทรทรรศน์ตัวเดียว ทิศทางเชิงมุมของฝักอนุภาคที่เข้ามาจะถูกกำหนดโดยการหาแกนกลางของการกระจายตัวของฝักอนุภาคบนกล้องโทรทรรศน์แต่ละตัว และลากแกนเหล่านั้นไปจนกว่าจะตัดกัน จุดตัดของแกนเหล่านี้จะกำหนดทิศทางที่เข้ามาของอนุภาคหลัก (รังสีคอสมิกหรือรังสีแกมมา) ที่เริ่มต้นฝักอนุภาคในชั้นบรรยากาศตอนบน นอกจากนี้ยังใช้ในการกำหนดตำแหน่งแกนกลางของฝักบัวอนุภาค กล่าวคือ ตำแหน่งที่คาดการณ์ของอนุภาคปฐมภูมิบนพื้นดินหากไม่มีการปฏิสัมพันธ์ พลังงานของอนุภาคปฐมภูมิถูกกำหนดจากปริมาณแสงเชเรนคอฟทั้งหมดที่วัดได้ในกล้องโทรทรรศน์แต่ละตัว พร้อมกับระยะห่างของกล้องโทรทรรศน์นั้นจากแกนกลางของฝักบัวอนุภาค

กล้องโทรทรรศน์แต่ละตัวมีช่องรับแสงขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 12 เมตร และมุมมองภาพ 3.5 องศา กล้องโทรทรรศน์เหล่านี้สร้างขึ้นบนการออกแบบทางแสงแบบ Davies-Cotton ซึ่งใช้ตัวสะท้อนแสงทรงกลมและสร้างและปรับตั้งได้ง่าย การออกแบบนี้ทำให้เกิดการกระจายเวลาในการมาถึงของโฟตอน Cherenkov ที่กล้อง แต่การกระจายนี้มีขนาดเล็ก (~ 4 นาโนวินาที) ^{[ 2 ]}ตัวสะท้อนแสงประกอบด้วยกระจกเงา 350 ชิ้น รูปทรงหกเหลี่ยม ติดตั้งบนโครงสร้างรองรับทางแสงที่แข็งแรง กล้องบนกล้องโทรทรรศน์แต่ละตัวมีพิกเซล 499 พิกเซล ( หลอดโฟโตมัลติพลายเออร์ ความเร็วสูงขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 26 มม. ) VERITAS เช่นเดียวกับIACT อื่นๆ มีความไวต่ออนุภาคปฐมภูมิที่สร้างแสง Cherenkov ในชั้นบรรยากาศเพียงพอที่จะตรวจจับได้ที่พื้นดิน ช่วงความไวเต็มรูปแบบคือตั้งแต่ 50 GeV ถึง 50 TeV (แม้ว่าการสร้างสเปกตรัมจะไม่เริ่มจนกว่าจะถึงอย่างน้อย 100 GeV ขึ้นอยู่กับความแรงของแหล่งกำเนิด) ความละเอียดด้านพลังงานและความละเอียดเชิงมุมขึ้นอยู่กับพลังงานของรังสีแกมมาที่ตกกระทบ แต่ที่ 1 TeV ความละเอียดด้านพลังงานอยู่ที่ประมาณ 17% และความละเอียดเชิงมุมอยู่ที่ 0.08 องศา (รัศมีครอบคลุม 65%) อาร์เรย์ทั้งหมดมีพื้นที่ใช้งานสูงสุด 100,000 ตารางเมตรที่ระดับพลังงานสูงกว่า 1 TeV แหล่งกำเนิดทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่อ่อนมากซึ่งมีฟลักซ์รังสีแกมมาเพียง 1% ของเนบิวลาปูสามารถตรวจจับได้ด้วย VERITAS ภายในเวลาสังเกตการณ์น้อยกว่า 25 ชั่วโมง แหล่งกำเนิดที่แรงกว่าสามารถตรวจจับได้ในเวลาที่น้อยกว่าอย่างมาก

เพื่อแยกแยะระหว่างเหตุการณ์พื้นหลัง (เช่นฝักอนุภาคแฮดรอนิกและมิวออน ) หรือสัญญาณรบกวน (เช่น แสงดาวและแสงจันทร์) กับข้อมูลที่กำหนดเป้าหมาย (เช่นฝักอนุภาคแม่เหล็กไฟฟ้าที่เกิดจากรังสีแกมมา) VERITAS ใช้ระบบทริกเกอร์สามระดับ ระดับแรกสอดคล้องกับการตัดผ่านระดับในแต่ละพิกเซลโดยใช้ตัวแยกความแตกต่างแบบเศษส่วนคงที่ ระดับที่สองคือทริกเกอร์การเลือกรูปแบบ ซึ่งจะเลือกฝักอนุภาคที่คล้ายโฟตอนซึ่งมีรูปร่างกะทัดรัด และกำจัดฝักอนุภาคพื้นหลังส่วนใหญ่ซึ่งสร้างรูปร่างแบบสุ่มมากขึ้นในแต่ละกล้อง ระดับที่สามคือทริกเกอร์อาร์เรย์ซึ่งมองหาความบังเอิญในเวลาการมาถึงของฝักอนุภาคที่กล้องโทรทรรศน์หลายตัว^{[ 3 ]}

แสงเชเรนคอฟที่เกิดจากรังสีแกมมาในชั้นบรรยากาศเบื้องบนนั้นมีความสว่างน้อยมาก ดังนั้นกล้องโทรทรรศน์อวกาศเวริทาสจึงสังเกตการณ์ได้ดีที่สุดภายใต้ท้องฟ้าที่ปลอดโปร่งและมืดสนิท การสังเกตการณ์เป็นไปไม่ได้ภายใต้ท้องฟ้าที่มีเมฆมากหรือฝนตก หรือเมื่อดวงจันทร์สว่างมาก อย่างไรก็ตาม มีการสังเกตการณ์เป็นประจำเมื่อดวงจันทร์มีความสว่างน้อยหรือปานกลาง (โดยทั่วไปมีความสว่างน้อยกว่า 60%) เวลาสังเกตการณ์ทั้งหมดต่อปีโดยทั่วไปอยู่ที่ประมาณ 1,200 ชั่วโมง (ซึ่งประมาณ 200-250 ชั่วโมงอยู่ในช่วงที่ดวงจันทร์สว่างกว่า โดยมีความสว่างระหว่าง 20 ถึง 60%) โดยทั่วไปแล้วหอดูดาวจะไม่เก็บข้อมูลในเดือนกรกฎาคมหรือสิงหาคมเนื่องจากสภาพมรสุมในท้องถิ่น

VERITAS ได้รับการออกแบบมาเพื่อสำรวจท้องฟ้าที่มีรังสีแกมมาพลังงานสูงมาก (VHE) เหนือ 100 GeVโดยต่อยอดจากความสำเร็จของกล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมา Whipple ขนาด 10 เมตร กล้องโทรทรรศน์ Whipple เป็นผู้บุกเบิกการใช้กล้อง Cherenkov แบบสร้างภาพร่วมกับตัวสะท้อนแสงขนาดใหญ่เส้นผ่านศูนย์กลาง 10 เมตร ทำให้สามารถตรวจจับแหล่งกำเนิดรังสีแกมมา VHE ได้อย่างชัดเจนเป็นครั้งแรก นั่นคือเนบิวลาปูในปี 1989 ^{[ 4 ]}ต่อมา กล้องโทรทรรศน์ HEGRAบนเกาะลาปาลมาได้แสดงให้เห็นถึงความไวที่ดีเหนือ 1 TeV โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ Cherenkov แบบสร้างภาพในชั้นบรรยากาศหลายตัว VERITAS ผสมผสานข้อดีของการสังเกตการณ์แบบสามมิติในอาร์เรย์กับตัวสะท้อนแสงขนาดใหญ่สำหรับเกณฑ์พลังงานต่ำ เมื่อเทียบกับกล้องโทรทรรศน์ Whipple แล้ว VERITAS ใช้ตัวสะท้อนแสงขนาดใหญ่กว่าเส้นผ่านศูนย์กลาง 12 เมตร เลนส์ที่ดีขึ้นและประสิทธิภาพการรวบรวมแสงที่ดีขึ้น และกล้องที่มีพิกเซลละเอียดกว่า ทั้งระบบบันทึกข้อมูล (โดยใช้ Flash-ADC แบบกำหนดเองความเร็ว 500 MS/s) และระบบทริกเกอร์อิเล็กทรอนิกส์ (โดยใช้ระบบสามระดับที่ซับซ้อน) ได้รับการปรับปรุงอย่างมากเมื่อเทียบกับเครื่องมือรุ่นก่อนๆ VERITAS ถูกคิดค้นขึ้นในทศวรรษ 1990 พร้อมกับกล้องโทรทรรศน์ Cherenkov ในบรรยากาศแบบอาร์เรย์ (IACT) อีกสามชุด ได้แก่ CANGAROO-III, HESSและMAGICปัจจุบัน VERITAS เป็นกล้องโทรทรรศน์ IACT แบบอาร์เรย์เพียงชุดเดียวที่ใช้งานอยู่ในซีกโลกตะวันตก

ข้อเสนอแรกสำหรับ VERITAS (ซึ่งในขณะนั้นเรียกว่า VHEGRA) ถูกส่งโดยTrevor Weekes ( หอดูดาวฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมิธโซเนียน (SAO)) ไปยังสถาบันสมิธโซเนียนในปี 1995 ข้อเสนอนี้อธิบายถึงอาร์เรย์ของกล้องโทรทรรศน์ Cherenkov ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 เมตร จำนวน 9 ตัว ในปี 1998 การประชุมความร่วมมือ VERITAS ครั้งแรกจัดขึ้นที่มหาวิทยาลัยชิคาโกในปี 2000 แนวคิดของ VERITAS ในฐานะอาร์เรย์กล้องโทรทรรศน์ 7 ตัวได้รับการแนะนำโดยการสำรวจทศวรรษด้านดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ปี 2000 ว่าเป็นโครงการขนาดปานกลาง^{[ 5 ]}เกิดความล่าช้าเนื่องจากความยากลำบากกับสถานที่ที่เสนอไว้สองแห่งในแอริโซนา (Montosa Canyon ที่เชิงเขาMount HopkinsและKitt Peak ) และเนื่องจากเงินทุนที่มีอยู่ลดลง ข้อเสนอสำหรับชุดกล้องโทรทรรศน์สี่ตัว (ปัจจุบันมีกล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสงขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 12 เมตร) ได้รับการพิจารณาในเชิงบวกในปี 2545 และการก่อสร้าง VERITAS เริ่มขึ้นในปี 2546 ที่หอดูดาว Fred Lawrence Whippleกล้องโทรทรรศน์ต้นแบบตัวแรกสร้างเสร็จสมบูรณ์ในชื่อกล้องโทรทรรศน์หมายเลข 1 และเริ่มใช้งานครั้งแรกในปี 2547 การก่อสร้างกล้องโทรทรรศน์หมายเลข 2 เสร็จสมบูรณ์ในปี 2548 และเริ่มการสังเกตการณ์แบบสเตอริโอครั้งแรกในปีนั้น กล้องโทรทรรศน์หมายเลข 3 และ 4 สร้างเสร็จสมบูรณ์ในช่วงต้นปี 2550 และการเฉลิมฉลองการใช้งานกล้องโทรทรรศน์ทั้งสี่ตัวครั้งแรกเกิดขึ้นในวันที่ 27-28 เมษายน 2550 ^{[ 6 ]}การดำเนินงานทางวิทยาศาสตร์ปกติของ VERITAS เริ่มขึ้นในเดือนกันยายน 2550 การก่อสร้าง VERITAS ได้รับทุนสนับสนุนส่วนใหญ่ในสหรัฐอเมริกาโดยกระทรวงพลังงานมูลนิธิวิทยาศาสตร์แห่งชาติและสถาบันสมิธโซเนียนเงินทุนก่อสร้างเพิ่มเติมได้รับจาก Enterprise Ireland (ปัจจุบันคือScience Foundation Ireland ) และParticle Physics and Astronomy Research Councilในสห ราชอาณาจักร

มีการปรับปรุงและอัปเกรด VERITAS เป็นระยะๆ ตั้งแต่ปี 2007 กล้องโทรทัศน์หมายเลข 1 ถูกย้ายในช่วงฤดูร้อนปี 2009 ไปยังตำแหน่งใหม่เพื่อให้ได้รูปทรงเรขาคณิตของอาร์เรย์ที่ดีขึ้น (และเพิ่มความไวต่อรังสีแกมมา) ^{[ 1 ]}ระหว่างปี 2009 ถึง 2011 ได้มีการดำเนินโครงการอัปเกรดที่ปรับปรุงการจัดเรียงของหน้ากระจก VERITAS และเปลี่ยนระบบทริกเกอร์ระดับ 2 นอกจากนี้ ในช่วงฤดูร้อนปี 2012 หลอดโฟโตมัลติพลายเออร์ของกล้องทั้งหมดได้รับการอัปเกรดเป็นหลอดที่มีประสิทธิภาพควอนตัมสูง ซึ่งช่วยเพิ่มความไวอีกครั้ง โดยเฉพาะอย่างยิ่งใกล้กับช่วงพลังงานรังสีแกมมาต่ำ เมื่อเทียบกับความไวในการออกแบบเริ่มต้น ความไวที่ได้จริงของ VERITAS ดีขึ้นอย่างมาก โดยเวลาที่ใช้ในการตรวจจับแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาที่อ่อนแอจะลดลงมากกว่าสองเท่า^{[ 6 ]}

ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2560 ได้มีการจัดงานเฉลิมฉลองที่หอดูดาววิปเปิลเพื่อฉลองครบรอบสิบปีของวิทยาศาสตร์ VERITAS ^{[ 7 ]}

VERITAS มีโครงการวิทยาศาสตร์ที่ครอบคลุมซึ่งผสมผสานแง่มุมสำคัญของดาราศาสตร์ โดยสำรวจจักรวาลในช่วงคลื่นใหม่ของรังสีแกมมาพลังงานสูงมาก (VHE gamma rays) และฟิสิกส์ โดยค้นหาอนุภาคหรือปรากฏการณ์ใหม่ๆ ที่อยู่นอกเหนือแบบจำลองมาตรฐานของฟิสิกส์อนุภาค คำถามพื้นฐานที่ศึกษาได้แก่ การทำความเข้าใจการเร่งอนุภาคในจักรวาลในกาแล็กซีของเรา (โดยเน้นเป็นพิเศษที่การทำความเข้าใจต้นกำเนิดของรังสีคอสมิก ) และนอกกาแล็กซีของเรา การสำรวจสภาพแวดล้อมสุดขั้วใกล้กับวัตถุขนาดกะทัดรัด เช่นดาวนิวตรอนและหลุมดำธรรมชาติของสสารมืดและสนามแม่เหล็กระหว่างกาแล็กซี และความเร็วของแสงคงที่หรือไม่ที่พลังงานรังสีแกมมาสุดขั้วเหล่านี้ โครงการสังเกตการณ์ของ VERITAS ครอบคลุมแหล่งกำเนิดในกาแล็กซี เช่นซากซูเปอร์โนวา พัลซาร์เนบิวลาลมพัลซาร์ระบบดาวคู่และแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาลึกลับที่ใจกลางกาแล็กซีแหล่งกำเนิดนอกกาแล็กซี ได้แก่นิวเคลียสกาแล็กซีที่กำลังทำงาน กาแล็กซีที่เกิดดาวฤกษ์อย่างรวดเร็วและการระเบิดรังสีแกมมา องค์ประกอบสำคัญของการสังเกตการณ์ของ VERITAS คือการติดตาม ผลแบบหลายความยาวคลื่นและ หลายแหล่งข้อมูล รวมถึง การระเบิดคลื่นวิทยุเร็ว (FRB) นิวตริโน พลังงานสูง และ เหตุการณ์ คลื่นความโน้มถ่วง VERITAS มีโครงการสสารมืดที่ครอบคลุม ซึ่งดำเนินการค้นหาทางอ้อมเพื่อหารังสีแกมมาพลังงานสูงมาก (VHE) ที่เกิดจากการทำลายล้างของอนุภาคสสารมืด การค้นหาส่วนใหญ่มุ่งเป้าไปที่ใจกลางกาแล็กซีและกาแล็กซีแคระทรงกลมตั้งแต่ปี 2017 โครงการวิทยาศาสตร์ของ VERITAS ได้ขยายขอบเขตเพื่อรวมการสังเกตการณ์ในช่วงคลื่นแสงที่มองเห็นได้ผ่านการวัดการบังของดาวเคราะห์น้อยและการแทรกสอดความเข้มของดาวฤกษ์ด้วยความละเอียดเวลาสูง

ณ ปี 2020 งานวิจัยของ VERITAS ส่งผลให้มีผู้สำเร็จการศึกษาระดับปริญญาเอก 58 คน และตีพิมพ์ในวารสารวิชาการมากกว่า 100 ฉบับ ดังแสดงในภาพ VERITAS ตรวจพบแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาพลังงานสูงมากทางดาราศาสตร์ 63 แหล่ง (ข้อมูล ณ เดือนมกราคม 2020) แคตตาล็อกแหล่งกำเนิดแรกของ VERITAS มีเพียง 6 แหล่งเท่านั้น

จุดเด่นทางวิทยาศาสตร์บางส่วนของงาน VERITAS ได้แก่:

• 2008: การค้นพบบลาซาร์แรกของ ประเภท BL Lacertae (IBL) ที่มีความถี่ระดับกลางสูงสุดที่พลังงานสูงมาก คือ W Comae ^{[ 8 ]}ตามด้วย IBL 3C 66A ตัวที่สอง^{[ 9 ]}

• 2009: การค้นพบกาแล็กซีระเบิดดาวดวงแรกที่ปล่อยรังสีแกมมาออกมา คือ กาแล็กซีซิการ์ หรือM 82 ^{[ 10 ] [ 11 ]}ผลลัพธ์นี้มีความสำคัญเนื่องจากเป็นวัตถุนอกกาแล็กซีแรกที่ตรวจพบซึ่งเชื่อว่ารังสีแกมมาถูกผลิตขึ้นผ่านกระบวนการทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ทั่วไปที่พบในกาแล็กซีของเรา ตรงข้ามกับกระบวนการสุดขั้วที่พบในเจ็ตของนิวเคลียสกาแล็กซีที่กำลังทำงานอยู่^{[ 12 ]}

• 2010; การตรวจจับการปล่อยรังสีแกมมาแบบขยายจากเนบิวลาแมงกะพรุนหรือ IC 443 ^{[ 13 ]}ตามด้วยการศึกษาสัณฐานวิทยาโดยละเอียดโดย VERITAS ซึ่งเมื่อรวมกับข้อมูลจากFermi-LATจะให้หลักฐานที่ชัดเจนสำหรับการเร่งความเร็วของรังสีคอสมิกโดยซากซูเปอร์โนวาในกาแล็กซี^{[ 14 ]}

• 2011: การค้นพบองค์ประกอบใหม่และไม่คาดคิดของการปล่อยรังสีแกมมาเหนือ 100 GeV จากพัลซาร์ปูซึ่งท้าทายแบบจำลองพัลซาร์ที่มีอยู่เดิมอย่างมาก^{[ 15 ]}

• 2011: การค้นพบการปล่อยรังสีแกมมา TeV จากซากซูเปอร์โนวาไทโค [ ^{16 ]}ซากนี้เกิดจากซูเปอร์โนวาครั้งประวัติศาสตร์เพียงไม่กี่ครั้งในกาแล็กซีของ^เรา

• 2013: การระบุตำแหน่งการปล่อยรังสีแกมมาในเจ็ตของนิวเคลียสกาแล็กซีที่ใช้งานอยู่ผ่านการรวมกันของการสังเกตรังสีแกมมา VHE ที่ทำโดย VERITAS และการสังเกตความละเอียดเชิงมุมสูงที่ทำโดยVery Long Baseline Array ^{[ 17 ]}

• 2015: ตรวจพบรังสีแกมมา TeV จากควาซาร์ PKS 1441+25 ที่ ค่า เรดชิฟต์ ~ 1 ซึ่งบ่งชี้ถึงความโปร่งใสโดยทั่วไปของเอกภพต่อโฟตอนที่พลังงานเหล่านี้^{[ 18 ]}

• 2018: การตรวจจับรังสีแกมมา VHE จากทิศทางของวัตถุ BL Lac TXS 0506+056 [ ^{19 ] ซึ่ง}ตรงกับเหตุการณ์นิวตริโนพลังงานสูง IC 170922A ที่รายงานโดยกล้องโทรทรรศน์นิวตริโนIceCube
• 2019-2020: การวัดเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของดาวฤกษ์โดยตรงด้วยกล้องโทรทรรศน์ Cherenkov บรรยากาศแบบถ่ายภาพ^{[ 20 ]}และการสาธิตการแทรกสอดความเข้มของดาวฤกษ์ด้วยระบบกล้องโทรทรรศน์ที่ทันสมัย^{​​[ 21 ]}

นักวิจัยของ VERITAS ยังเป็นผู้บุกเบิกการใช้IACTเพื่อดำเนินการCitizen Science อีกด้วย เพื่อปรับปรุงการตรวจจับเหตุการณ์มิวออน โครงการ Muon Hunter จึงถูกสร้างขึ้นบนแพลตฟอร์ม Zooniverseโครงการนี้แสดงภาพที่ถ่ายด้วย VERITAS และอาสาสมัครพลเมืองต้องจำแนกภาพเหล่านั้นว่าเป็นเหตุการณ์มิวออนหรือไม่ใช่มิวออน จากนั้นนักวิจัยได้ฝึก อัลกอริทึม การเรียนรู้ของเครื่องซึ่งทำงานได้ดีกว่าการวิเคราะห์มาตรฐาน^{[ 22 ]}ใน Muon Hunter 2.0 โครงการจะพยายามปรับปรุงผลลัพธ์ด้วยวิธีการเรียนรู้ของเครื่องที่แตกต่างออกไป^{[ 23 ]}

ความร่วมมือ VERITAS ก่อตั้งขึ้นอย่างเป็นทางการโดยการลงนามในข้อตกลงความร่วมมือในปี 2000 ระหว่างสถาบันสมาชิก 9 แห่งใน 3 ประเทศ สถาบันสมาชิก ได้แก่มหาวิทยาลัยไอโอวา สเตท , มหาวิทยาลัยเพอร์ดู , หอดูดาวฟิสิกส์ดาราศาสตร์ส มิธโซเนียน , มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย ล อสแอนเจลิส , มหาวิทยาลัย ชิคาโก , มหาวิทยาลัยยูทาห์และมหาวิทยาลัยวอชิงตันในเซนต์หลุยส์ในสหรัฐอเมริกามหาวิทยาลัยลีดส์ในสหราชอาณาจักร และมหาวิทยาลัยแห่งชาติไอร์แลนด์ ดับลินในไอร์แลนด์ สถาบันสมาชิกแห่งที่สิบ คือมหาวิทยาลัยแมคกิลล์ในแคนาดา ได้เข้าร่วมด้วยข้อตกลงที่ปรับปรุงใหม่ในปี 2008 ตัวแทนจากสถาบันสมาชิกจัดตั้งสภาบริหาร VERITAS (VEC) ซึ่งทำหน้าที่เป็นหน่วยงานตัดสินใจขั้นสูงสุดภายในความร่วมมือ^{[ 6 ]}

ในปี 2008 ความร่วมมือได้ขยายวงกว้างขึ้นโดยการเพิ่มสถาบันที่ร่วมมือซึ่งมีตัวแทนอยู่ในคณะกรรมการวิทยาศาสตร์ของ VERITAS ซึ่งเป็นผู้กำกับดูแลโครงการวิทยาศาสตร์ของ VERITAS สถาบันที่ร่วมมือในระยะเริ่มต้น ได้แก่Adler Planetarium , Barnard College , Cork Institute of Technology , DePauw University , Galway-Mayo Institute of Technology , Grinnell College , National University of Ireland, Galway , University of California, Santa Cruz , University of IowaและUniversity of Massachusetts, Amherst

ณ ปี 2019 ความร่วมมือ VERITAS ประกอบด้วยนักวิทยาศาสตร์ประมาณ 80 คนจากสถาบันต่างๆ ในแคนาดา เยอรมนี ไอร์แลนด์ และสหรัฐอเมริกา สถาบันที่เข้าร่วม ได้แก่Barnard College , Columbia University , Cork Institute of Technology , DESY , Georgia Institute of Technology , Iowa State University , McGill University , National University of Ireland, Galway , Purdue University , Smithsonian Astrophysical Observatory , University College Dublin , University of California, Los Angeles , University of California, Santa Cruz , University of Chicago , University of Delaware , University of Iowa , University of Minnesota , University of UtahและWashington University in St. Louisนอกจากนี้ยังมีสมาชิกที่ไม่เกี่ยวข้องและสมาชิกสมทบจากสถาบันอื่นๆ อีกจำนวนหนึ่ง^{[ 6 ]}

ประธานคณะกรรมการวิทยาศาสตร์ VERITAS คือโฆษก และมีรองโฆษกเพื่อช่วยในการนำการดำเนินงานของความร่วมมือนี้ ตารางด้านล่างแสดงรายชื่อโฆษกและรองโฆษกของ VERITAS เรียงตามลำดับเวลา ตั้งแต่ปี 2550 เป็นต้นมา โฆษก/รองโฆษกดำรงตำแหน่งวาระละสองปี และสามารถได้รับการเลือกตั้งใหม่ได้

ณ ปี 2019 หน่วยงานต่อไปนี้ให้ทุนสนับสนุนการดำเนินงานแก่ VERITAS ได้แก่มูลนิธิวิทยาศาสตร์แห่งชาติและสถาบันสมิธโซเนียนในสหรัฐอเมริกาสภาวิจัยวิทยาศาสตร์และวิศวกรรม แห่งชาติ ในแคนาดา และสมาคมเฮล์มโฮลทซ์ในเยอรมนี

• กล้องโทรทัศน์อวกาศเฟอร์มิรังสีแกมมา
• ระบบสเตอริโอสโคปิกพลังงานสูง
• ไอเอซีที
• รายชื่อหอดูดาว
• เมจิก (กล้องโทรทรรศน์)

วิกิมีเดียคอมมอน ส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับVERITAS

• เว็บไซต์อย่างเป็นทางการของ VERITAS