Австралийская астрономическая обсерватория

После Второй мировой войны оптическая астрономия в Великобритании находилась в упадке из-за отсутствия современной инфраструктуры. В Южном полушарии Земли не было крупных телескопов, несмотря на то, что именно эти широты лучше всего подходят для наблюдения некоторых интересных астрономических объектов (например, галактического центра и Магеллановых Облаков). Самым крупным телескопом в Южном полушарии на тот момент был 1,88-метровый телескоп обсерватории Радклиффа в Претории, ЮАР^[5][7][8]. В 1950-х годах британский астроном Ричард Вулли предложил построить большой телескоп в Австралии.

После ряда встреч между британскими и австралийскими учёными в начале 1960-х годов для обсуждения технических вопросов и начала поиска подходящего места для телескопа, в июле 1965 года был сделан официальный запрос правительствам обеих стран. В апреле 1967 года было окончательно согласовано строительство 3,9-метрового Англо-австралийского телескопа (AAT) на горе Сайдинг-Спринг, недалеко от города Кунабарабран в Новом Южном Уэльсе, где с 1965 года уже располагалась обсерватория Австралийского национального университета и связанная с ней инфраструктура^[9]. Условия в этом месте благоприятны для спектроскопических наблюдений в течение примерно 65% ночей, для фотометрических наблюдений — на протяжении 35—50% ночей^[8]. В сочетании с низким уровнем атмосферной турбулентности это делало Сайдинг-Спринг лучшим местом в Австралии для оптической обсерватории^[5]. Позже в том же году был сформирован временный орган под названием Объединённый стратегический комитет (англ. Joint Policy Committee), в который вошли такие известные учёные, как Эдвард Боуэн (Австралия), Олин Эгген (Австралия), Ричард Вулли (Великобритания) и Джим Хози (Великобритания). В январе 1968 года Комитетом было сформировано проектное бюро, в задачи которого входила разработка полного проекта телескопа — его конструкции и технических характеристик, а также планов монтажа телескопа и строительства башни. После этого для реализации проекта были заключены крупные международные контракты с компаниями Японии, Швейцарии, США, Австралии и Великобритании^[9]; при этом использовался опыт членов команды, участвовавшей в разработке и строительстве обсерватории Паркса. Соглашение об Англо-австралийском телескопе было подписано 25 сентября 1969 года и вступило в силу 22 февраля 1971 года^[5]. Согласно этому соглашению, расходы на строительство, эксплуатацию и обслуживание телескопа были разделены поровну между правительствами Австралии и Великобритании, и аналогичным образом делилось время наблюдений на телескопе между астрономами обоих государств^[9][5]. Объединённый стратегический комитет был заменён Советом Англо-австралийского телескопа (англ. Anglo-Australian Telescope Board, AATB) — юридическим лицом, имеющим полный правовой статус в соответствии с австралийским законодательством и осуществляющим контроль за работой телескопа.

В ходе строительства AAT разгорелись споры относительно структуры управления телескопом. Директор обсерваторий Маунт-Стромло и Сайдинг-Спринг Олин Эгген и вице-канцлер Австралийского национального университета, экономист Джон Кроуфорд, утверждали, что двусторонняя договорённость между государствами не предусматривает создание отдельной обсерватории. По их мнению, телескоп в конечном итоге должен находиться под контролем директора обсерваторий Маунт-Стромло и Сайдинг-Спринг, а дополнительный персонал для нового телескопа должен быть предоставлен Австралийским национальным университетом. Однако, опасаясь, что они будут всего лишь гостями, а не равноправными партнёрами в проекте AAT, британские астрономы настаивали на назначении отдельного директора и штата сотрудников, которые были бы наняты Советом Англо-австралийского телескопа (AATB) и подчинялись бы только ему. Вопрос был решён только в июне 1973 года, когда правительство Австралии одобрило решение AATB о формировании независимого штата, что ознаменовало рождение Англо-австралийской обсерватории. Первый директор обсерватории, Джозеф Уомплер, занимал эту должность с сентября 1974 года до 1976 года^[5].

В середине 2000-х годов правительство Великобритании заявило о своем намерении выйти из двустороннего соглашения, и в середине 2010 года обсерватория стала полностью австралийским учреждением, сменив название на Австралийская астрономическая обсерватория^[9]. При этом Совет Англо-австралийского телескопа (AATB) был заменён на Консультативный комитет Австралийской астрономической обсерватории (англ. AAO Advisory Committee). В 2012 году штаб-квартира Австралийской астрономической обсерватории переместилась в Норт-Райд.

В июле 2018 года обсерватория была реорганизована и её функции были разделены между двумя разными организациями:

• отдел разработок в Норт-Райде получил название Australian Astronomical Optics Macquarie (AAO-Macquarie) и стал подразделением естественно-научного и инженерного факультета университета Маккуори; с тех пор он занимается разработкой астрономических оптических приборов (в том числе с использованием волоконной оптики), фотонных устройств, систем позиционирования, систем управления астрономическими данными и др.;
• функции по эксплуатации телескопов на горе Сайдинг-Спринг перешли Австралийскому национальному университету^[3][6].

С этого времени финансирование Англо-австралийского телескопа осуществляется консорциумом из 13 австралийских университетов. Австралийский национальный университет управляет телескопом по договору с некоммерческой организацией Astronomy Australia Limited^[9].

Главное зеркало Англо-австралийского телескопа (AAT) массой 16,19 тонн^[10] было отлито из стеклокерамики Cervit со сверхнизким коэффициентом теплового расширения американской компанией Owens-Illinois в апреле 1969 года^[10]. В том же году заготовка была доставлена в Ньюкасл-апон-Тайн, где фирма Grubb Parsons начала длительный процесс её полировки для превращения в готовое зеркало. В июне 1973 года^[10] зеркало было готово и обладало очень высоким оптическим качеством: среднеквадратичный размер неровностей зеркала составляет 20 нм^[5]; алюминирование было произведено в конце 1974 года^[9]. Зеркало имеет диаметр 3,9 м и фокусное расстояние 12,7 м^[11][12], толщина внешнего края составляет 63 см^[10]. Длина телескопа составляет 15 м, масса без монтировки — 116 тонн, с монтировкой — 260 тонн^[10].

Строительство здания и купола телескопа, осуществляемое соответственно австралийскими компаниями Leighton Constructions Limited и Evans-Deakin Industries Limited, началось в конце 1970 года и было завершено к концу 1972 года^[9]. Здание построено из бетона, имеет высоту 26 м и 9 этажей^[10], в которых размещаются рабочие кабинеты, лаборатории и камера для алюминирования зеркал. Телескоп стоит на бетонном основании с отдельным от главного здания фундаментом для снижения уровня вибраций. Купол с двойной оболочкой изготовлен из стали и алюминия, обладает диаметром 37 м и массой 560 тонн^[10]. Телескоп установлен на экваториальной монтировке, почти копируя конструкцию 4-метрового телескопа Мейола Национальной обсерватории Китт-Пик^[5]. Монтировка, система привода и контроля были изготовлены японской компанией Mitsubishi Electric^[9] в Муроране, отправлены в Австралию в начале 1973 года и затем собраны в Сайдинг-Спринг в апреле того же года. Система привода телескопа была одной из первых, управлявшихся компьютером (Interdata Model 70^[13]), и обеспечивала новый уровень точности наведения и отслеживания.

Сборка телескопа была завершена к 1974 году, а ввод в эксплуатацию начался в апреле того же года. Первое изображение (первый свет) на телескопе было получено 27 апреля 1974 года^[5]. Всего на строительство ушло 8 лет, а стоимость составила 16 млн австралийских долларов^[9]. Телескоп был открыт принцем Чарльзом 16 октября 1974 года^[9] и поступил в общее пользование в июне 1975 года^[5][14]. Научная работа на телескопе началась в начале 1975 года, а регулярные плановые наблюдения — 28 июня 1975 года^[9]

Наблюдения в инфракрасном диапазоне длин волн стали возможны в 1979 году с появлением инфракрасного фотометра и спектрометра IRPS. С его помощью можно было наблюдать астрономические объекты сквозь межзвёздные пылевые облака и изучать самые ранние стадии звездообразования. Примерно через десятилетие был введён в эксплуатацию прибор IRIS, сочетавший в себе инфракрасную камеру и спектрограф и оказавший большое влияние на дальнейшее использование телескопа. Оба этих инструмента дали впечатляющие результаты, в том числе при изучении объектов Солнечной системы (например, топографические исследования поверхности Венеры и наблюдение столкновения фрагментов кометы Шумейкеров — Леви 9 с Юпитером в 1994 году), подробных наблюдениях объектов нашей Галактики (таких как туманность Ориона и галактический центр), а также в области внегалактической астрономии^[5][8]. В середине 1990-х годов телескоп был оснащён прибором 2dF, использующим многоволоконные спектрографы, при помощи которого был осуществлён обзор красных смещений галактик 2dF. В 2014 году на основе этого прибора был установлен оптоволоконный спектрограф HERMES для исследований эволюции Галактики^[8][15].

Широкоугольный Британский телескоп Шмидта (англ. UK Schmidt Telescope, UKST) с апертурой 1,24 м^[16] был построен в дополнение к Англо-австралийскому телескопу и официально начал работу в августе 1973 года^[5][17]. Он разработан для проведения астрономических обзоров неба и имеет большое поле зрения, позволяющее фотографировать участки неба размером 6,6° × 6,6°. Первоначальной задачей телескопа было проведение глубокого фотографического обзора Южного полушария неба в синей области спектра видимого излучения, который был завершён в 1980-х годах. Затем было осуществлено множество других обзоров в разных областях видимого диапазона спектра, а также в ближнем инфракрасном диапазоне^[17]. До 1988 года телескоп использовался Королевской обсерваторией в Эдинбурге, после чего было решено передать управление телескопом Англо-австралийской обсерватории^[9][5][17]. Последним фотографическим обзором, выполненным с помощью телескопа, стал обзор Млечного Пути и Магеллановых Облаков в спектральной линии водорода Hα серии Бальмера. После установки более современной аппаратуры телескоп использовался для проведения масштабного обзора красных смещений галактик 6dF, измерения лучевых скоростей (с точностью ~1 км/с) и физических характеристик около полумиллиона звёзд нашей Галактики (эксперимент RAVE) и других исследований^[17].

Австралийская астрономическая обсерватория на протяжении нескольких десятилетий использует для наблюдений оптические волокна^[18]. Такие инструменты, как 2dF и его усовершенствованный преемник AAOmega, используют оптоволокно для передачи света звёзд и галактик от телескопа к спектрографу, где он раскладывается в спектр для последующего детального анализа. Широкое поле зрения инструментов 2dF и AAOmega (в 4 раза больше углового диаметра Луны) и использование 400 оптических волокон делают возможным спектроскопическое наблюдение большого количества объектов в обширной области неба за относительно короткий срок времени^[19][20].

Эти возможности использовались в ряде крупных исследований. С помощью прибора 2dF, установленного на Англо-австралийском телескопе, был выполнен обзор красных смещений галактик 2dF для получения спектров и измерения красного смещения более 221 тысячи галактик Южного полушария неба ярче видимой звёздной величины 19,5 в фотометрической полосе B на протяжении всего лишь 272 ночей. Размер выборки обзора был на порядок больше, чем у предыдущих обзоров, что позволило провести строгую оценку космологических параметров. Например, обзор позволил уточнить значение параметра плотности Вселенной, оценить долю барионного вещества в этой плотности и установить верхний предел общей массы нейтрино^[21]. Кроме того, данный обзор обеспечил независимую оценку постоянной Хаббла^[22][23].

В рамках астрономического обзора неба WiggleZ Dark Energy Survey Англо-австралийский телескоп и установленный на нём прибор AAOmega использовались для измерения красных смещений 240 тысяч галактик, ярких в ультрафиолетовой (УФ) области спектра, с линиями излучения и видимой звёздной величиной до 22,8 в ближнем УФ-диапазоне длин волн. Обзор охватывал область небесной сферы общей площадью примерно 1000 квадратных градусов и объём пространства 1 Гпк^{3[24][25][26]}. Основная цель этого обзора — измерение характерного размера барионных акустических осцилляций в крупномасштабном распределении галактик, который может быть использован в качестве стандартной линейки для установления зависимости угломерного расстояния от космологического красного смещения и углубления знаний об истории расширения Вселенной и природе тёмной энергии^[27][28].

В ходе обзора неба GAMA, выполненного с помощью прибора AAOmega в течение 210 ночей в 2008—2014 годах, были осуществлены спектроскопические наблюдения около 300 тысяч галактик ярче звёздной величины 19,8 в фотометрической полосе r в области неба площадью 286 квадратных градусов. Целью обзора является статистическое исследование галактик и гало холодной тёмной материи, проверка предсказаний стандартной космологической модели, изучение формирования и эволюции галактик^[29].

С использованием эшелле-спектрографа UCLES, установленного на Англо-австралийском телескопе, была проведена программа Anglo-Australian Planet Search по поиску экзопланет методом доплеровской спектроскопии их родительских звёзд. При этом UCLES способен измерять колебания лучевой скорости звёзд с точностью около 1 м/с^[5]. В рамках программы было обнаружено более 20 экзопланет массой от 0,1 до >10 масс Юпитера^[30]. Этот инструмент используется также для исследований в области астросейсмологии^[5].

С помощью Британского телескопа Шмидта был выполнен обзор галактик 6dF, в ходе которого было исследовано почти всё Южное полушарие неба с целью получения спектров и измерения красного смещения и пекулярной скорости более 100 тысяч галактик. Всего было получено 134 304 спектра, на основе которых были впервые измерены красные смещения 110 256 объектов и составлен новый каталог 125 071 галактик. Кроме того, были измерены пекулярные скорости 8885 галактик^{[31][5][32][33][34]}. Возможности данного телескопа по осуществлению многообъектной спектроскопии также используются для проведения спектроскопических измерений лучевых скоростей звёзд нашей Галактики (RAVE)^[35].