WM Keck Observatory - W. M. Keck Observatory
 Keck-observatoriet kupoler uppe på Mauna Kea
| |
| Alternativa namn | Keck-teleskop 
|
|---|---|
| Del av |
Mauna Kea Observatories
|
| Plats (er) | Waimea , Hawaii County , Hawaii |
| Koordinater |
19 ° 49′35 ″ N 155 ° 28′28 ″ V / 19,8263 ° N 155,47441 ° W Koordinater: 19 ° 49′35 ″ N 155 ° 28′28 ″ V / 19,8263 ° N 155,47441 ° W
|
| Höjd över havet | 4,145 m (13,599 fot)
|
| Byggd | September 1985–1996
|
| Första ljuset | 24 november 1993, 23 oktober 1996
|
| Teleskopstil |
astronomiskt observatorium optiskt teleskop reflekterande teleskop
|
| Antal teleskop | 2
|
| Diameter | 10 m (32 fot 10 tum)
|
| Vinkelupplösning | 0,04 bågsekund, 0,4 bågsekund
|
| Samlingsområde | 76 m 2 (820 kvm)
|
| Brännvidd | 17,5 m (57 ft 5 tum)
|
| Montering |
altazimuth mount
|
| Inhägnad | Sfärisk kupol
|
| Hemsida |
www
|
  Plats för WM Keck-observatoriet | |
 Relaterade medier på Wikimedia Commons
| |
Den WM Keck Observatory är en två-teleskop astronomiskt observatorium på en höjd av 4,145 meter (13.600 fot) i närheten av toppen av Mauna Kea i US statligt av Hawaii . Båda teleskopen har 10 m (33 fot) primära speglar med bländare och var färdiga 1993 (Keck 1) och 1996 (Keck 2) de största astronomiska teleskopen i världen. De är för närvarande den 3: e och 4: e största.
Översikt
Med ett koncept som först föreslogs 1977 hade teleskopdesigners vid University of California, Berkeley (Terry Mast) och Lawrence Berkeley Laboratory ( Jerry Nelson ) utvecklat den teknik som behövs för att bygga ett stort markbaserat teleskop. Med en design i handen började en sökning efter finansieringen. 1985 gav Howard B. Keck från WM Keck Foundation 70 miljoner dollar för att finansiera byggandet av Keck I-teleskopet, som började i september 1985, med första ljuset som inträffade den 24 november 1990 med nio av de eventuella 36 segmenten. Med byggandet av det första teleskopet långt framåt tillät ytterligare donationer byggandet av ett andra teleskop med början 1991. Keck I-teleskopet inledde vetenskapliga observationer i maj 1993, medan första ljuset för Keck II inträffade den 23 oktober 1996.
Nyckelförskottet som gjorde det möjligt att bygga Keck-teleskop var användningen av aktiv optik för att driva mindre spegelsegment som en enda, sammanhängande spegel. En spegel av liknande storlek gjutna av ett enda glasstycke kunde inte göras tillräckligt styv för att hålla sin form exakt; den skulle sjunka mikroskopiskt under sin egen vikt när den vändes till olika positioner och orsakade avvikelser i den optiska banan. I Keck-teleskopen består varje primärspegel av 36 sexkantiga segment som fungerar tillsammans som en enhet. Varje segment är 1,8 meter brett, 7,5 centimeter tjockt och väger ett halvt ton. Speglarna tillverkades av Zerodur -glaskeramik av det tyska företaget Schott AG . I teleskopet hålls varje segment stabilt av ett system med aktiv optik , som använder extremt styva stödstrukturer i kombination med tre ställdon under varje segment. Under observationen justerar det datorstyrda systemet med sensorer och ställdon dynamiskt varje segments position i förhållande till dess grannar och håller en ytformsnoggrannhet på fyra nanometer . När teleskopet rör sig motverkar denna justering två gånger per sekund effekterna av tyngdkraften och andra miljö- och struktureffekter som kan påverka spegelns form.
Varje Keck-teleskop sitter på ett altazimuthfäste . De flesta nuvarande 8–10 m-teleskop använder altazimuth-design på grund av deras minskade strukturella krav jämfört med äldre ekvatoriella mönster . Altazimuth-montering ger den största styrkan och styvheten med den minsta mängden stål, som för Keck Observatory uppgår till cirka 270 ton per teleskop, vilket ger varje teleskops totala vikt till mer än 300 ton. Två föreslagna konstruktioner för nästa generations 30 och 40 m teleskop använder samma grundläggande teknik som pionjärer vid Keck Observatory: en sexkantig spegeluppsättning i kombination med en altazimuth-montering.
Var och en av de två teleskopen har en primärspegel på 10 meter (32,8 fot eller 394 tum), något mindre än Gran Telescopio Canarias . Emellertid skickas allt ljus som samlats in av Kecks primära speglar (75,76 m 2 ) till sekundärspegeln och instrumenten, jämfört med GTC: s primära spegel, som har en effektiv ljussamlingsyta på 73,4 m 2 eller 2,36 m 2 ( 25,4 kvm mindre än var och en av Kecks primära speglar. På grund av denna grundläggande konstruktionsskillnad förblir Keck-teleskopen utan tvekan det största styrbara, optiska / infraröda teleskopet på jorden.
Teleskopen är utrustade med en uppsättning kameror och spektrometrar som möjliggör observationer över mycket av det synliga och nära infraröda spektrumet.
Förvaltning
Keck Observatory förvaltas av California Association for Research in Astronomy, en ideell 501 (c) (3) organisation vars styrelse inkluderar företrädare för Caltech och University of California . Byggandet av teleskopen möjliggjordes genom privata bidrag på över 140 miljoner dollar från WM Keck Foundation . Den National Aeronautics and Space Administration (NASA) anslöt sig till samarbetet i oktober 1996 då Keck II påbörjades observationer.
Teleskoptiden tilldelas av partnerinstitutionerna. Caltech, University of Hawaii System och University of California accepterar förslag från sina egna forskare; NASA accepterar förslag från forskare baserade i USA.
Jerry Nelson , Keck Telescope-projektforskare, bidrog till senare multi-mirror-projekt fram till sin död i juni 2017. Han tänkte en av Kecks innovationer: en reflekterande yta av flera tunna segment som fungerar som en spegel.
Instrument
- MOSFIRE
- MOSFIRE ( Multi-Object Spectrometer for Infra-Red Exploration ), ett tredje generations instrument, levererades till Keck Observatory den 8 februari 2012; första ljuset erhölls på Kecks I-teleskopet den 4 april 2012. En multifunktionsspektrograf vidvinkelkamera för den nästan infraröda (0,97 till 2,41 μm), dess speciella egenskap är dess kryogena konfigurerbara slitsenhet (CSU) som är omkonfigurerbar med fjärrkontroll på under sex minuter utan termisk cykling. Stänger rör sig in från varje sida för att bilda upp till 46 korta slitsar. När staplarna tas bort blir MOSFIRE en bredbildsbildare. Det utvecklades av team från University of California, Los Angeles ( UCLA ), California Institute of Technology ( Caltech ) och University of California, Santa Cruz , (UCSC). Dess huvudsakliga utredare är Ian S. McLean ( UCLA ) och Charles C. Steidel (Caltech) och projektet leddes av WMKO Instrument Program Manager Sean Adkins. MOSFIRE finansierades delvis av Telescope System Instrumentation Program (TSIP), som drivs av AURA och finansieras av National Science Foundation; och genom en privat donation till WMKO av Gordon och Betty Moore.
- DEIMOS
- Deep Extragalactic Imaging Multi-Object Spectrograph kan samla spektra från 130 galaxer eller mer i en enda exponering. I "Mega Mask" -läget kan DEIMOS ta spektrum på mer än 1 200 objekt samtidigt med ett speciellt smaltbandfilter.
- Hyror
- Det största och mest mekaniska komplexet av Keck Observatory huvudinstrument, Echelle Spectrometer med hög upplösning bryter upp inkommande ljus i dess komponentfärger för att mäta den exakta intensiteten hos var och en av tusentals färgkanaler. Dess spektrala kapacitet har resulterat i många genombrott upptäckter, såsom upptäckt av planeter utanför vårt solsystem och direkta bevis för en modell av Big Bang teorin. Detta instrument har upptäckt fler extrasolära planeter än någon annan i världen. Den radiella hastighetsprecisionen är upp till en meter per sekund (1,0 m / s). Instrumentdetektionsgränsen vid en AU är 0,2 M J .
- KCWI
- Keck Cosmic Web Imager är en integrerad fältspektrograf som arbetar vid våglängder mellan 350 och 560 nm .
- LRIS
- Imaging Spectrograph med låg upplösning är ett instrument med svagt ljus som kan ta spektra och bilder av de mest avlägsna kända föremålen i universum. Instrumentet är utrustat med en röd arm och en blå arm för att utforska stjärnpopulationer av avlägsna galaxer, aktiva galaktiska kärnor , galaktiska kluster och kvasarer .
- LWS
- Lång våglängdsspektrometer för Keck I-teleskopet är och avbildar och gitter spektrometer som arbetar i våglängdsområdet 3-25 mikron. Precis som NIRC var LWS ett instrument för framåtkassering och användes för att studera kometiska, planetariska och extragalaktiska föremål. LWS är nu pensionerad från vetenskapliga observationer.
- NIRC
- Den nära infraröda kameran för Keck I-teleskopet är så känslig att den kan upptäcka motsvarigheten till en enda ljusflamma på månen . Denna känslighet gör den idealisk för ultradjupa studier av galaktisk bildning och utveckling, sökandet efter proto-galaxer och bilder av kvasarmiljöer. Det har gett banbrytande studier av det galaktiska centrumet och används också för att studera protoplanetära skivor och stjärnformande regioner med hög massa . NIRC drog sig tillbaka från vetenskapliga observationer 2010.
- NIRC-2
- Den andra generationen Near Infrared Camera arbetar med Keck Adaptive Optics-system för att producera markbaserade bilder och spektroskopi med högsta upplösning i intervallet 1–5 mikrometer (µm). Typiska program inkluderar kartläggning av ytfunktioner på solsystemets kroppar, sökning efter planeter runt andra stjärnor och analys av morfologin i avlägsna galaxer.
- NIRES
- Near-Infrared Echellette Spectrometer är en spektrograf som ger samtidig täckning av våglängder från 0,94 till 2,45 mikron .
- NIRSPEC
- The Near Infrared Spectrometer studerar mycket höga röda skift radiogalaxer , rörelser och typer av stjärnor som ligger nära Galactic Center , naturen hos bruna dvärgar , kärnområdena i dammiga stjärnburstgalaxer, aktiva galaktiska kärnor, interstellarkemi , stjärnfysik och solsystem vetenskap.
- OSIRIS
- OH-undertryckande infraröd bildspektrograf är en nästan infraröd spektrograf för användning med Keck I-adaptiva optiksystem. OSIRIS tar spektra i ett litet synfält för att ge en serie bilder med olika våglängder. Instrumentet tillåter astronomer att ignorera våglängder där jordens atmosfär lyser starkt på grund av utsläpp från OH ( hydroxyl ) -molekyler, vilket möjliggör upptäckt av föremål 10 gånger svagare än tidigare tillgängliga. Ursprungligen installerad på Keck II, i januari 2012 flyttades OSIRIS till Keck 1-teleskopet.
- Keck interferometer
- Interferometern gjorde det möjligt att kombinera ljuset från båda Keck-teleskopen till en baslinje på 85 meter (279 fot), nära infraröd, optisk interferometer . Denna långa baslinje gav interferometern en effektiv vinkelupplösning på 5 milliarsekunder (mas) vid 2,2 um och 24 mas vid 10 pm. Flera backend-instrument tillät interferometern att fungera i en mängd olika lägen, som fungerar i H-, K- och L-band nära infraröd, såväl som att nollställa interferometri . Från och med mitten av 2012 har Keck Interferometer upphört på grund av bristande finansiering.
Båda Keck Observatory-teleskopen är utrustade med laserguide- adaptiv optik , som kompenserar för suddighet på grund av atmosfärsturbulens . Det första AO-systemet som används i ett stort teleskop har utrustningen ständigt uppgraderats för att utöka kapaciteten.
Mitt : Natthimlen och Keck Observatory-laser för adaptiv optik. Höger : WM Keck-observatoriet vid solnedgången
Se även
Referenser
externa länkar
- WM Keck Observatory (officiell webbplats)
- Mauna Kea Observatories (officiell webbplats)
- Keck Observatory Archive (KOA)
- Lawrence Berkeley Lab, Revolution in telescope design
- Bilder av Keck-teleskop och andra Mauna Kea-observatorier från "A Gentle Rain of Starlight: The Story of Astronomy on Mauna Kea" av Michael J. West. ISBN 0-931548-99-3 .