Explorador espectroscópico de várias unidades - Multi-unit spectroscopic explorer
O explorador espectroscópico de várias unidades ( MUSE ) é um espectrógrafo de campo integral instalado no Very Large Telescope (VLT) do European Southern Observatory (ESO). Ele opera na faixa de comprimento de onda visível e combina um amplo campo de visão com uma amostragem espacial fina e uma grande faixa espectral simultânea. Ele é projetado para aproveitar a resolução espacial aprimorada fornecida pela óptica adaptativa . O MUSE teve a primeira luz no VLT em 31 de janeiro de 2014.
Fundo
Tradicionalmente, as observações astronômicas na região óptica foram separadas em imagens e espectroscopia. O primeiro pode cobrir um amplo campo de visão, mas ao custo de uma resolução muito grosseira na direção do comprimento de onda. O último tendeu a perder resolução espacial - completamente no caso de espectrógrafos de fibra e parcialmente no caso de espectrógrafos de fenda longa - ou a ter apenas poder de resolução espacial grosso no caso de espectrógrafos de campo integral recentes .
O MUSE foi concebido para melhorar esta situação, proporcionando uma alta resolução espacial e uma boa cobertura espectral. O principal investigador do instrumento é Roland Bacon, do Centro de Pesquisa Astrofísica de Lyon (CRAL) , responsável por um consórcio formado por seis grandes institutos europeus: O CRAL do Observatório de Lyon é o instituto PI e liderou a construção da maior parte do instrumento. Outros institutos envolvidos incluem o German Institut für Astrophysik Göttingen (IAG) e o Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP), a Netherlands Research School for Astronomy (NOVA), o Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP), França, ETH Zürich , Suíça, bem como o Observatório Europeu do Sul (ESO).
O pontapé inicial para o projeto foi em 18 de janeiro de 2005, com a revisão final do projeto em março de 2009. O instrumento foi aprovado em sua aceitação final na Europa em 10 de setembro de 2013. O MUSE foi montado na plataforma Nasmyth do quarto telescópio da Unidade VLT em 19 de janeiro De 2014 e viu a primeira luz em 31 de janeiro de 2014.
Objetivos científicos
Estrelas e populações estelares resolvidas
O MUSE tem um campo de visão que combina bem com uma série de objetos fascinantes da Via Láctea, como aglomerados globulares e nebulosas planetárias . A alta resolução espacial e amostragem permitirão ao MUSE observar simultaneamente os espectros de milhares de estrelas em um tiro em regiões densas como aglomerados globulares. Em regiões de formação de estrelas, com uma mistura de gás ionizado e estrelas, o MUSE fornecerá informações sobre o conteúdo estelar e nebular nesta região.
Emissores Lyman-alfa
Um objetivo principal do projeto do MUSE era ser capaz de estudar os progenitores de galáxias normais próximas até redshifts z> 6. Essas fontes podem ser extremamente fracas, caso em que só podem ser detectadas por meio da emissão no Lyman- linha de emissão alfa , tais galáxias são freqüentemente chamadas de emissores Lyman-alfa .
Uma maneira comum de estudar essas fontes é usar imagens de banda estreita, mas essa técnica só pode pesquisar uma faixa de desvio para o vermelho muito estreita de cada vez - definida pela largura do filtro. Além disso, este método não é tão sensível quanto os estudos espectroscópicos diretos porque a largura do filtro é maior do que a largura típica de uma linha de emissão.
Como o MUSE é um espectrógrafo com campo de visão 1'x1 ', ele pode ser usado para pesquisar fontes de linha de emissão em uma ampla faixa no redshift (z = 2,9–6,65 para Lyman-alpha) ao mesmo tempo. Espera-se que o instrumento possa ser usado para a exposição de até 100 horas, caso em que ele deve atingir um fluxo limite de 3x10 -19 erg / s / cm 2 , que é uma ordem de grandeza mais fraca do que as pesquisas actuais imagem de banda estreita .
Evolução da galáxia
O MUSE será um instrumento poderoso para estudar as propriedades dinâmicas de galáxias do Universo próximo até pelo menos um desvio para o vermelho de 1,4, após o qual a linha de emissão proibida [O II] em 372,7 nm desaparece na extremidade vermelha do espectrógrafo.
Em redshift baixo, o MUSE fornecerá mapas bidimensionais da cinemática e das populações estelares em todos os tipos de galáxias. Ele irá construir e expandir a ciência feita com o instrumento SAURON no Telescópio William Herschel , estendendo-o para raios maiores e galáxias mais distantes. Com o modo de campo estreito, o MUSE será capaz de ampliar a região ao redor do buraco negro supermassivo no centro de galáxias massivas. Espera-se que isso ajude os astrônomos a entender o processo pelo qual esses gigantes se formaram - provavelmente por meio de um processo de fusão em que dois buracos negros se aglutinam para formar um produto final mais massivo e ao mesmo tempo perturbar as órbitas estelares no centro da galáxia.
Em redshift mais alto, o MUSE fornecerá o poder de construir mapas da distribuição de metais nas galáxias e, ao mesmo tempo, fornecerá restrições à estrutura dinâmica desses objetos. Combinando isso com informações ambientais devido ao amplo campo de visão (1 minuto de arco corresponde a 430 quilo-parsec em um redshift de 0,7), será possível estudar como as propriedades das galáxias são afetadas pelo ambiente em que se encontram de uma forma muito poderosa , e principalmente de maneira nova.
Ciência com o modo de campo estreito
O MUSE também terá um modo de alta resolução espacial com um campo de visão de 7,5x7,5 arcsec 2 e uma resolução espacial de 0,042 arcsec a 750 nm. O principal uso científico deste modo é para estudar em detalhes sistemas mais próximos, como o ambiente em torno de buracos negros supermassivos em galáxias próximas. Em particular, será possível resolver a esfera de influência dos buracos negros na maioria das galáxias massivas até o aglomerado de Virgem e para as galáxias mais massivas também no aglomerado de galáxias Coma .
Mais perto de casa, o MUSE será capaz de estudar jatos em regiões de formação de estrelas próximas e as superfícies de uma série de objetos do sistema solar. Isso poderia ser usado, por exemplo, para realizar estudos de monitoramento espectroscópico da atividade vulcânica em Io e estudos espectroscópicos da atmosfera de Titã .
Técnico
| Modo de campo amplo | |
|---|---|
| Campo de visão | 1 x 1 arcmin |
| Amostragem espacial | 0,2 x 0,2 arcsec |
| Resolução espacial em 0,75 μm (visualização mediana) | 0,46 arcsec (AO) 0,65 arcsec (não AO) |
| Cobertura Sky com AO | 70% no pólo galáctico 99% no equador galáctico |
| Limitando magnitude em 80h | I AB = 25,0 (resolução total) I AB = 26,7 (R = 180 resolução degradada) |
| Limitando o fluxo em 80h | 3,9 x 10 −19 erg / s / cm 2 |
| Modo de campo estreito | |
| Campo de visão | 7,5 x 7,5 arcsec |
| Amostragem espacial | 0,025 x 0,025 arcsec |
| Resolução espacial em 0,75 μm (visualização mediana) | 0,042 arcsec |
| Razão de Strehl em 0,75 μm | 5% (meta de 10%) |
| Limitando magnitude em 1h | R AB = 22,3 |
| Limitando o fluxo em 1h | 2,3 x 10 −18 erg / s / cm 2 |
| Limite o brilho da superfície em 1h (mag) | R AB = 17,3 arcsec −2 |
| Fonte : | |
Para atender aos objetivos científicos do instrumento, o MUSE teve que cumprir uma série de requisitos:
- O instrumento deve ter alto rendimento.
- A capacidade de realizar integrações muito longas, portanto, o instrumento deve ser muito estável.
- Em combinação com a óptica adaptativa, o instrumento deve permitir um aumento na resolução espacial em relação à visualização de observações limitadas no campo de visão da esfera celeste.
- Um amplo campo de visão, permitindo a operação de levantamento
- Produção eficiente para reduzir custos e design eficiente para se adequar às restrições de volume e massa.
Para atingir os dois últimos pontos, o espectrógrafo consiste em 24 unidades de campo integral idênticas (IFU), reduzindo assim o custo por replicação. Cada um deles tem excelente qualidade de imagem e a luz no plano do instrumento é dividida e enviada para IFUs individuais usando um divisor de imagem .
O design do espectrógrafo alcançou uma excelente qualidade de imagem em toda a largura de banda espectral do MUSE com a inclinação do detector compensando o cromaticismo axial . Com esse design, materiais ópticos caros, como CaF 2, não são necessários, reduzindo assim o custo geral.
O rendimento é mantido alto usando CCDs de alta eficiência quântica . Também há apenas uma grade, uma grade holográfica de fase de alto volume de transmissão . Isso gerou uma taxa de transferência que atinge picos acima de 50% em torno de 700-800 nm e excede 40% em quase toda a faixa de comprimento de onda do instrumento.
O instrumento completo pesa cerca de oito toneladas métricas e preenche essencialmente o volume da plataforma Nasmyth de 50 m 3 . Mas, devido ao design modular, cada uma das 24 IFUs pode ser removida para manutenção ou reparo - para fazer isso, uma base especial foi projetada para remover e inserir com segurança uma IFU.
Interface de óptica adaptativa
Para obter o aumento necessário na resolução espacial na esfera celeste, o MUSE usa a interface GALACSI, que faz parte do Adaptive Optics Facility em UT4 no VLT. Todos os componentes da óptica adaptativa (AO) são todos montados no derotator Nasmyth e um sistema de metrologia é usado para garantir o alinhamento do sistema AO com o MUSE. Isso é necessário porque o MUSE está localizado na plataforma Nasmyth.
Armado com o sistema AO, espera-se que o MUSE atinja uma resolução espacial mediana de 0,46 segundos de arco, ou ~ 3 kpc em um desvio para o vermelho> 3, através do campo de visão 1'x1 'do modo de campo amplo. No modo de campo estreito, a resolução espacial deve atingir 0,042 segundos de arco a 750 nm, correspondendo a uma resolução de ~ 3 pc na distância do aglomerado de galáxias de Virgem .
Taxas de dados e gerenciamento
Cada exposição com o MUSE retornará um arquivo de dados com dados das 24 IFUs de 35 MB cada - portanto, o tamanho total do arquivo de dados bruto é de 0,84 GB. Após a redução de dados, isso se expandirá para um total de 3,2 GB por exposição conforme os dados são convertidos em valores de ponto flutuante e um cubo de estimativa de erro é produzido. Isso significa que as observações que dependem de muitas exposições curtas podem produzir conjuntos de dados muito grandes - produzindo facilmente 100 GB por noite de dados bastante complexos.
Galeria
Esta sequência de vídeo foi criada a partir de muitas observações separadas do MUSE do planeta Júpiter durante um trânsito da lua Europa e sua sombra.
Esta vista mostra como o instrumento oferece uma visão tridimensional da Nebulosa de Órion.
Esta visualização mostra como o instrumento oferece uma visão tridimensional de uma galáxia distante.
Esta visualização mostra como o instrumento oferece uma visão tridimensional do NGC 4650A.
Outra visão de como o instrumento oferece uma visão tridimensional do NGC 4650A.
Esta imagem mostra como o MUSE fornece uma representação tridimensional da galáxia ESO 137-001 conforme ela cai no vasto aglomerado de galáxias Norma e é despojada de seu gás.
