Широкоугольный обзорный телескоп

Проект по разработке и строительству телескопа WFST был запущен в 2017 году^[7] совместно Научно-техническим университетом Китая и обсерваторией Цзыцзиньшань Китайской академии наук^[3] при финансовой и административной поддержке правительства Хайси-Монгольско-Тибетского автономного округа провинции Цинхай^[1]. Работа над проектом началась 1 марта 2018 года. В июле 2019 года началось строительство телескопа на вершине горы Сайшитэн (Тибетское нагорье), неподалёку от города Лэнху в провинции Цинхай^[9]. Это место, названное астрономической наблюдательной станцией Лэнху, находится на высоте около 4200 м над уровнем моря^[1] и характеризуется ясным ночным небом, низким уровнем атмосферной турбулентности, сухим климатом и низким уровнем светового загрязнения^[10][4]. В октябре 2022 года к проекту в качестве соисполнителя присоединилась Лаборатория по исследованию глубокого космоса^[9].

Строительство телескопа завершилось в августе 2023 года^[9]. В период 9—13 сентября того же года телескоп получил 150 первых снимков галактики Андромеды и её окрестностей с экспозицией 30 секунд в нескольких фотометрических полосах^[11]. Полное изображение, составленное из этих снимков, было опубликовано 17 сентября и стало первым светом телескопа^[1][10].

Телескоп получил название в честь древнекитайского учёного и философа Мо-цзы, который, как считается, первым провёл оптический эксперимент^[1][10]. Он оставил первое известное описание камеры-обскуры и сформулировал закон прямолинейного распространения света, а также исследовал отражение (в том числе от плоских и кривых зеркал) и преломление света^[12][13][14].

Телескоп WFST представляет собой рефлектор с одним вогнутым зеркалом, которое имеет гиперболическую форму, диаметр 2,5 м и толщину 12 см. Отражённый им свет сразу попадает в камеру, расположенную перед зеркалом, в его главном фокусе^[2]. Фокусное расстояние зеркала равно 6,2 м^[5], относительное отверстие ${\displaystyle f/2{,}48}$^[15]. Телескоп установлен на альт-азимутальной монтировке^[2].

На пути света между зеркалом и камерой расположены пять коррекционных линз для устранения аберраций и обеспечения высокого качества изображения по всему широкому полю зрения. Также в этой области расположены компенсатор атмосферной дисперсии и 6 светофильтров для наблюдений на разных длинах волн^[2]. В телескопе применяется технология активной оптики, включающая датчики кривизны волнового фронта и 66 пневмоприводов (54 осевых и 12 боковых) для автоматической коррекции возникающих деформаций зеркала^[1][15][16].

В качестве детектора излучения в камере используется мозаика из девяти ПЗС-матриц (3 ряда по 3 матрицы в каждом) размером 9216 × 9232 пикселей каждая^[3][17][18]. Вся мозаика имеет форму квадрата со стороной около 30 см^[2][19]. Благодаря передовой оптической системе инструмента с расположением камеры в главном фокусе, технологии активной оптики и мозаичной ПЗС‑камере с большим 765‑мегапиксельным детектором, телескоп обладает широким полем зрения и высокой разрешающей способностью^[1]. Поле зрения телескопа имеет угловой диаметр около 3°^[2][5] и площадь 6,5 квадратных градусов^[3]. Фокальная поверхность телескопа является плоской (то есть представляет собой фокальную плоскость) с масштабом изображения 0,03 мм на 1″^[2]. Камера охлаждается с помощью криостата для уменьшения теплового шума^[5].

Телескоп предназначен для работы в оптической области электромагнитного спектра. Наблюдения могут проводиться в 6 фотометрических полосах (u, g, r, i, z, w), лежащих в интервале длин волн 320—960 нм (что включает в себя видимый диапазон спектра, а также небольшие участки ближнего инфракрасного и ближнего ультрафиолетового диапазонов)^[2]. Максимальная видимая звёздная величина объектов, которые способен зарегистрировать телескоп, достигает примерно 23 при времени экспозиции 30 секунд^[6][2] и почти 26 при экспозиции 50 минут^[2]. Благодаря этому телескоп обеспечивает возможность обнаружения очень большого числа транзиентов в ближней Вселенной и систематического исследования переменности объектов в Галактике и за её пределами^[16]. Инструмент способен охватить наблюдениями до 6000 квадратных градусов неба всего за одну ночь, или всё северное полушарие неба за 3 ночи^[1].

Основной функцией телескопа является мониторинг переменных и поиск транзиентных астрономических объектов и накопление временны́х рядов наблюдательных данных (англ. time-domain astronomy). В его научные задачи входит^[3][16]:

• регулярный обзор северного полушария неба с максимальной чувствительностью и обнаружение транзиентных источников (таких как вспышки сверхновых звёзд, события приливного разрушения, сопутствующее электромагнитное излучение от источников гравитационных волн), а также новых явлений для современной астрофизики^[3][16]. В частности, перед телескопом поставлена задача регистрировать около 100 сверхновых ежегодно^[8];

• обнаружение и отслеживание миллиона объектов Солнечной системы для составления её многоволновой картины и изучения кинематической эволюции; открытие планет или их спутников в поясе Койпера и за его пределами;

• составление высокоточных астрометрических и фотометрических каталогов объектов с видимой звёздной величиной до 25 в фотометрической полосе r, позволяющих построить детальные карты строения нашей Галактики и ближайшей области Вселенной;

• исследование взаимосвязи галактик и гало тёмной материи, более точное изучение характеристик скоплений галактик и измерение космологических параметров по изображениям, накопленным в течение 6 лет^[3].