Англо-австралийский телескоп

В 1959 году британский астроном Ричард Вулли выдвинул идею строительства большого оптического телескопа в Южном полушарии Земли для осуществления высококачественных наблюдений Южного полушария неба^[7]. В то время большинство крупных телескопов располагались в Северном полушарии, из-за чего южное небо было плохо изучено. В 1965 году президент Австралийской академии наук Фрэнк Бёрнет предложил федеральному правительству Австралии (в лице министра образования Джона Гортона) поддержать совместный британо-австралийский проект телескопа. Гортон одобрил инициативу и выдвинул Австралийский национальный университет и Государственное объединение научных и прикладных исследований в качестве представителей Австралии в совместном предприятии. В апреле 1967 года предложение было одобрено кабинетом министров Австралии, который согласился оплатить половину стоимости строительства телескопа. Несколько недель спустя было заключено соглашение с Великобританией, и в августе 1967 года специально созданный Объединённый стратегический комитет (англ. Joint Policy Committee) начал планирование строительства телескопа^[8], продолжавшееся до сентября 1969 года^[9]. Соглашение изначально предусматривало, что конструкция нового телескопа будет создана на основе 4-метрового телескопа Мейола Национальной обсерватории Китт-Пик, пока не выяснились её недостатки. В частности, нуждались в усовершенствовании монтировка и система наведения телескопа^[10].

Заготовка главного зеркала была произведена в 1969 году^[11] американской компанией Owens-Illinois из стеклокерамики Cervit со сверхнизким коэффициентом теплового расширения. Затем её перевезли в Ньюкасл-апон-Тайн где фирмой Grubb Parsons была осуществлена шлифовка и полировка поверхности зеркала^[4][10]. В июне 1973 года^[11] зеркало было готово и обладало очень высоким оптическим качеством: среднеквадратичный размер неровностей составлял 20 нм^[4]; алюминирование было произведено в конце 1974 года^[12]. Монтировка телескопа была построена японской компанией Mitsubishi Electric к августу 1973 года. Сборка телескопа завершилась в 1974 году, а ввод его в эксплуатацию начался в апреле того же года. Первое изображение (первый свет) на телескопе было получено 27 апреля 1974 года^[4]. Телескоп был официально открыт принцем Чарльзом 16 октября 1974 года^[10][12] и поступил в общее пользование в июне 1975 года^[4][13]. Научная работа на телескопе стартовала в начале 1975 года, а регулярные плановые наблюдения — 28 июня 1975 года^[12].

Англо-австралийский телескоп являлся самым большим телескопом в Южном полушарии Земли с 1974 по 1976 годы, затем вторым после 4-метрового телескопа имени Виктора Бланко в Чили до 1998 года (когда был построен первый из четырёх 8,2-метровых телескопов комплекса Very Large Telescope Европейской южной обсерватории в Чили). Для координации совместного использования телескопа Великобританией и Австралией в 1973 году была создана отдельная организация — Англо-австралийская обсерватория, в которую вошли представители обеих стран. В соответствии с соглашением между этими государствами, расходы на строительство, эксплуатацию и обслуживание телескопа были разделены поровну между их правительствами, и аналогичным образом делилось время наблюдений на телескопе между британскими и австралийскими астрономами^[12][4]. Телескоп стимулировал возрождение британской оптической астрономии^[7]. Однако в середине 2000-х годов правительство Великобритании заявило о своем намерении выйти из двустороннего соглашения, и с 1 июля 2010 года телескоп полностью перешёл под контроль Австралии, а управляющая им организация стала называться Австралийской астрономической обсерваторией^[12]. В 2018 году эта обсерватория была реорганизована и управление телескопом было передано Австралийскому национальному университету^[3][4][5][6].

AAT был одним из последних крупных телескопов, установленных на экваториальной монтировке^[14]. В дальнейшем для больших телескопов использовалась более компактная и механически стабильная альт-азимутальная монтировка. Однако AAT был одним из первых телескопов, полностью управляемых компьютером, и установил новые стандарты точности наведения и слежения за объектами.

Телескоп сконструирован по схеме Ричи — Кретьена^[2]. Гиперболическое^[2][15] главное зеркало телескопа имеет диаметр 3,9 м и фокусное расстояние 12,7 м^[2][15], толщина внешнего края составляет 63 см, масса зеркала — 16,19 тонн^[11]. Труба телескопа длиной 15 м^[11] установлена на экваториальной монтировке и поддерживается внутри массивной подковообразной конструкции диаметром 12 м, которая вращается вокруг оси мира (параллельной оси вращения Земли) для слежения за суточным вращением небесной сферы^[14]. Масса телескопа без монтировки — 116 тонн, с монтировкой (общая подвижная масса) — 260 тонн. Помимо главного зеркала телескоп содержит 6 дополнительных зеркал диаметрами от 37,6 см до 1,47 м^[11].

С помощью системы дополнительных зеркал и крепёжных колец, устанавливаемых на верхнем конце трубы, телескоп может иметь несколько различных оптических конфигураций:^{[2][15][16][17]}

• прямой фокус с эффективным фокусным расстоянием ${\displaystyle f}$ = 12,7 м и относительным отверстием ${\displaystyle f/3,\!3}$ (используется только главное зеркало с корректирующими линзами, но без вторичных зеркал). Применялся в основном до 1980-х годов для фотографических наблюдений, также использовался для установки прибора 2dF;
• кассегреновский фокус с ${\displaystyle f}$ = 31,12 м и ${\displaystyle f/8}$, реализуемый с помощью главного и самого крупного из вторичных зеркал;
• несколько вариантов кассегреновского фокуса, использующие меньшие вторичные зеркала, с ${\displaystyle f}$ = 58,16 м ${\displaystyle (f/15)}$ и ${\displaystyle f}$ = 140,72 м ${\displaystyle (f/36)}$;
• фокус куде (${\displaystyle f}$ = 140,72 м и ${\displaystyle f/36}$), позволяющий приёмнику излучения оставаться неподвижным независимо от вращения телескопа.

Башня телескопа представляет собой круглое бетонное здание диаметром 37 м и высотой 26 м (до основания купола), имеющее 9 этажей^[11], на которых расположены служебные помещения. Сверху башня увенчана вращающимся стальным куполом массой 560 тонн, под которым и находится телескоп^[11]. Основание башни телескопа расположено на высоте 1134 м над уровнем моря, вершина купола находится на высоте 50 м над уровнем земли^[11]. Купол спроектирован таким образом, чтобы выдерживать сильные ветры, преобладающие в данном регионе, и имеет узкую щель. Купол вращается вместе с телескопом^[10].

• IRPS (англ. Infrared Photometer Spectrometer) — инфракрасный фотометр и спектрометр, установленный в 1979 году (первый инфракрасный прибор на этом телескопе). Позволил проводить наблюдения сквозь облака космической пыли и изучать самые ранние стадии звездообразования^[4][18].

• IRIS (англ. Infrared Imager and Spectrograph) — инфракрасная (ИК) камера и спектрограф на основе ртутно-кадмиево-теллуридного (HgCdTe) детектора NICMOS2 размером 128 × 128 пикселей^[19]. Диапазон принимаемого ИК-излучения ограничен длиной волны 2,5 мкм^[19]. Прибор предназначен для установки в кассегреновских фокусах телескопа с относительными отверстиями ${\displaystyle f/15}$ и ${\displaystyle f/36}$^[19].

• IRIS2 — усовершенствованная версия IRIS, широкоугольная инфракрасная камера и многообъектный спектрограф на основе HgCdTe детектора HAWAII-1 размером 1024 × 1024 пикселей. Установлен и введён в эксплуатацию в период между октябрём 2001 года и июлем 2002 года^[20]. Позволяет получать широкоугольные изображения размером 7,7′ × 7,7′, а также осуществлять спектроскопию с длинной щелью и многообъектную спектроскопию с разрешением ${\displaystyle R=2400}$^[20][21] в интервале длин волн 0,9—2,5 мкм^[21].

• SAMI (англ. Sydney-AAO Multi-object Integral-field spectrograph) — многообъектный оптоволоконный спектрограф, предназначенный для проведения астрономического обзора неба SAMI Galaxy Survey, начавшегося в 2013 году^[22][23][24]. Работал совместно со спектрографом AAOmega^[25]. Прекратил работу в конце октября 2018 года^[25].

• UCLES (англ. University College London Échelle Spectrograph) — оптический эшелле-спектрограф Университетского колледжа Лондона с высоким разрешением (40 000 — 120 000^[26]), расположенный в фокусе куде телескопа и способный наблюдать объекты ярче 17-й звёздной величины^[27]. Предназначался для поиска экзопланет методом доплеровской спектроскопии их родительских звёзд, при этом был способен измерять колебания лучевой скорости звёзд с точностью около 1 м/с^[4]. Прекратил работу в 2018 году^[26].

• UHRF (англ. Ultra High Resolution Facility) — эшелле-спектрограф со сверхвысоким разрешением до ~10⁶, установленный в фокусе куде^[28].

• 2dF (англ. Two Degree Field) — прибор, работавший совместно с двумя многоволоконными спектрографами (каждый из которых оснащён 400 оптическими волокнами) и позволявший измерять одновременно спектры 400 астрономических объектов в поле зрения 2°. Устанавливался в главном фокусе телескопа. С его помощью был выполнен обзор красных смещений галактик 2dF^{[29][30][31][32][33][34][35]}. В настоящее время работает в сочетании со спектрографом AAOmega^[36].

• AAOmega — усовершенствованный оптический оптоволоконный спектрограф, введённый в эксплуатацию в январе 2006 года^[37]. Установлен в фокусе куде, что даёт ему возможность оставаться в стационарном положении при вращении телескопа. Функционирует совместно с прибором 2dF и использует все его возможности. С помощью 400 оптических волокон свет звёзд и галактик передаётся от телескопа к спектрографу, где раскладывается в спектр для последующего детального анализа. В сочетании с широким полем зрения (в 4 раза больше углового диаметра Луны) это даёт возможность спектроскопического наблюдения большого количества объектов в обширной области неба за относительно короткий срок времени^{[37][38][4][18]}.

• HERMES (англ. High Efficiency and Resolution Multi Element Spectrograph) — звёздный оптоволоконный спектрограф высокого разрешения (28 000 — 50 000^[39]), работающий в диапазонах длин волн 471,5—788,7 нм^[39]. Установлен в 2013 году^[40], соединён с прибором 2dF^[39] и предназначен для исследования эволюции нашей Галактики путём измерения содержания химических элементов в большом количестве (~1 млн) отдельных звёзд по их спектрам (т. н. галактическая археология)^[4][18].

• KOALA (англ. Kilofibre Optical AAT Lenslet Array) — дополнительный широкоугольный блок, устанавливаемый в кассегреновском фокусе телескопа с относительным отверстием ${\displaystyle f/8}$ и предназначенный для совместного использования со стационарно установленным спектрографом AAOmega, которому излучение передаётся через 31-метровый оптоволоконный кабель^[41].

• Veloce — стабилизированный эшелле-спектрограф высокого разрешения (80 000), работающий в диапазоне длин волн 396—940 нм^[42]. Предназначен в первую очередь для измерения лучевых скоростей звёзд с помощью эффекта Доплера^[43].

Ещё самые ранние инфракрасные приборы телескопа IRPS и IRIS показали впечатляющие результаты, в том числе в области исследований Солнечной системы, а также галактической и внегалактической астрономии. В частности, с их помощью было произведено топографическое исследование поверхности Венеры, наблюдалось столкновение фрагментов кометы Шумейкеров — Леви 9 с Юпитером в 1994 году, были подробно исследованы объекты нашей Галактики (например, туманность Ориона и галактический центр) и за её пределами^[4][18].

С помощью прибора 2dF 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 (рис. 3). 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^[35]. Кроме того, данный обзор обеспечил независимую оценку постоянной Хаббла^[44][45].

С использованием прибора AAOmega был выполнен астрономический обзор неба WiggleZ Dark Energy Survey для измерения красного смещения 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[46][47][48]}. Основной целью обзора было 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^[49][50].

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 было статистическое исследование галактик и гало холодной тёмной материи, проверка предсказаний стандартной космологической модели, изучение формирования и эволюции галактик^[51].

С использованием эшелле-спектрографа UCLES была проведена программа Anglo-Australian Planet Search по поиску экзопланет методом доплеровской спектроскопии их родительских звёзд^[4]. Было обнаружено более 20 экзопланет массой от 0,1 до >10 масс Юпитера^[52]. Этот инструмент используется также для исследований в области астросейсмологии^[4].

Среди других результатов работы телескопа^[14]:

• обнаружение облаков вблизи поверхности Венеры сквозь её плотную атмосферу;
• наблюдение взрыва сверхновой звезды 1987A (самой яркой сверхновой с момента изобретения телескопа около 400 лет назад), позволившее значительно улучшить понимание конечных стадий эволюции звёзд;
• обнаружение ультракомпактных карликовых галактик;
• первое наблюдение изолированного коричневого карлика в нашей Галактике;
• измерение соотношения видимого барионного вещества и скрытой массы во Вселенной;
• обнаружение звёздных потоков в нашей Галактике, являющихся остатками поглощённых ею карликовых галактик.

В 2001–2003 годах AAT считался самым продуктивным в научном отношении 4-метровым оптическим телескопом в мире на основе количества научных публикаций, в которых используются полученные на нём данные^[4]. В 2009 году был признан пятым по научному влиянию среди оптических телескопов мира^[53][54].