Menu główne - Polska strona teleskopu SALT

Aktualizacja: 15 września 2014 roku

Opis teleskopu

Teleskop SALT (Southern African Large Telescope) został zbudowany w Republice Południowej Afryki. Znajduje się terenie South African Astronomical Observatory (http://www.saao.ac.za). Obserwatorium położone jest na płaskowyżu Karoo – około 370 km na północ od Kapsztadu. Siedziba obserwatorium leży na wysokości 1759 m n.p.m. Archiwalne oraz aktualne zdjęcia teleskopu można zobaczyć na stronie http://www.salt.ac.za/gallery/

Budowa zakończona została w 2005 roku. Lata od 2006 do 2009, to okres uruchamiania oraz testowania urządzeń i instrumentów. Od września 2011 roku prowadzone są regularne obserwacje.

Teleskop został zbudowany przez międzynarodowe konsorcjum, którego skład weszli przedstawiciele RPA, Polski, USA, Wielkiej Brytanii, Niemiec i Nowej Zelandii. Strona polska wniosła wkład w wysokości 10% kosztów i dysponuje takim samym odsetkiem czasu obserwacyjnego SALTa. Polski udział w przedsięwzięciu został sfinansowany przez Komitet Badań Naukowych oraz "Fundację Teleskopu SALT w Polsce".

SALT jest udoskonaloną wersją nowatorskiego teleskopu HET, który działa od kilku lat w McDonald Observatory w Teksasie (http://www.as.utexas.edu/mcdonald/het). Teleskop ma tylko jeden stopień swobody. Może obracać się azymutalnie przy stałej odległości zenitalnej wynoszącej 37 stopni (szerokość geograficzna obserwatorium SAAO wynosi 32st. 23min. South). Główne zwierciadło ma kształt sferyczny i składa się z mozaiki 91 sześciokątów foremnych o boku 1 m. Powierzchnia skupiająca odpowiada pojedynczemu kolistemu lustru o średnicy około 10.5 metra. W trakcie obserwacji teleskop pozostaje nieruchomy, a obraz nieba przesuwającego się nad lustrem głównym jest śledzony przez ruchomy „tracker” znajdujący się na powierzchni ogniskowej. Tracker jest wyposażony w korektory aberracji sferycznej oraz różnicowej dyfrakcji atmosferycznej. Przy ustalonej pozycji teleskopu obserwacje możliwe są w pasie nieba o szerokości 12 stopni. W efekcie do obserwacji dostępne są obszary nieba o deklinacji od +10 stopni do -75 stopni. W zależności od deklinacji obiektu maksymalny czas jego obserwacji w trakcie danej nocy wynosi od 45 do 150 minut. W trakcie obserwacji zmienia się efektywna powierzchnia skupiająca, która może spaść w skrajnych przypadkach do odpowiadającej lustru o średnicy 8 m. Zmienna powierzchnia skupiająca ogranicza możliwości absolutnej kalibracji fotometrii oraz spektrofotometrii.

Średnica pola widzenia teleskopu wynosi 8 minut łuku. W bardzo dobrych warunkach atmosferycznych obrazy gwiazd mają profile o FWHM rzędu 1 sekundy łuku (50% światła obiektu punktowego jest skupione w krążku o promieniu 1 sekundy łuku).

Obserwacje są wykonywane wyłącznie w trybie „kolejkowym”. Oznacza to, że programy zakwalifikowane do realizacji wykonywane są w całości przez personel SALTa, bez udziału autorów danego projektu. Po wykonaniu każdej części z zaplanowanych obserwacji autor projektu otrzymuje komplet danych. Dane otrzymuje zarówno w postaci surowej (prosto z teleskopu), jak i częściowo zredukowane.

Dostęne instrumenty

Obecnie teleskop wyposażony jest w następujące instrumenty:

  • kamera CCD – SALTICAM,
  • spektrograf niskiej i średniej rozdzielczości – RSS,
  • płyta mikrokanałowa – BVIT,
  • spektrograf wysokiej rozdzielczości typu Echelle.

SALTICAM

Kamera SALTICAM umieszczona jest w ognisku głównym teleskopu SALT. Zbudowana jest z dwóch matryc CCD o rozdzielczości 2048 x 4102 pikseli. Piksele mają rozmiar 15 μm, co daje rozdzielczość 0.14 sekundy kątowej/piksel. Sygnał może być odczytywany przez cztery wzmacniacze. Zakres długości rejestrowanych fal zawiera się w przedziale od 320 nm (bliski ultrafiolet) do 900 nm (bliska podczernień). Instrument ten charakteryzuje się wysoką rozdzielczością czasową obrazowania – do 10 klatek na sekundę. Pole widzenia SALTICAM wynosi 10 minut łuku, z czego 8 minut łuku może być wykorzystane do obserwacji naukowych, a zewnętrzne obszary mogą być wykorzystane do gwiazd prowadzenia.

Istnieją cztery możliwe kombinacje szybkości odczytu i ustawień wzmocnienia, dające wartości gain pomiędzy 1.0 a 4.5 elektronów/ADU, z szumem odczytu 3.3 lub 5 elektronów na piksel. Poziom prądu ciemnego jest zwykle mniejszy niż 1 elektron na piksel na godzinę. Pełna głębokość studni to około 170 000 elektronów. Obrazy mogą być binowane od 1x1 do 9x9 w każdym kierunku niezależnie. W celu przyspieszenia odczytu można zdefiniować do dziesięciu różnych wycinków obrazu.

Standardowe tryby pracy to: normalne obrazowanie (full-frame), transfer połowy ramki (half frame readout), oraz tryb szczelinowy (144-wiersze odczytu). Trzeba zwrócić uwagę, że z powodu zmiennej źrenicy wejściowej nie ma możliwości wykonywania fotometrii bezwzględnej.

Magazynek filtrów w SALTICAM ma osiem pozycji. Dostępne filtry są wymienione w poniższej tabeli.

Typ Nazwa
Johnson-Cousins U, B, V, R, I
Sloan u', g', r', i', z'
Strömgren u, b, v, y, H-β szeroki, H-β wąski, SRE1, SRE2, SRE3, SRE4, przezroczysty
Inne H-α (zerowe przesunięcie ku czerwieni)
380 nm (FWHM 40A)
neutralny

Dane na temat transmisji filtrów dla promieni równoległych dostępne są pod adresem: http://www.salt.ac.za/telescope/instrumentation/salticam/specifications/

Wskutek zmienności źrenicy wejściowej pojawiają się trudności z korekcją flat-field. Z tego powodu, wydaje się, że najlepsze wyniki fotometrii uzyskuje się w trybie dithering, w którym kolejne zdjęcia tego samego obiektu wykonywane są z niewielkim przesunięciem pola widzenia. Należy jednak pamiętać, że SALT nie zapewnia automatycznego ditheringu, co sprawia, każde przesunięcie zajmie około 30 sekund.

SALTICAM został wyposażony w system automatycznego prowadzenia za wybranym obiektem. Jednak ze względu na ograniczenia konstrukcyjne oraz krótkie maksymalne czasy ekspozycji nie jest zalecane jego używanie. W przypadku obserwacji obiektów w Układzie Słonecznym możliwe jest śledzenie obiektów przemieszczających się na tle gwiazd.

Spektrograf Roberta Stobie (RSS)

Robert Stobie Spectrograph (RSS) jest głównym narzędziem pracy wykorzystywanym w teleskopie SALT. Instrument ten ma wiele trybów pracy i oferuje szereg możliwości. RSS umieszczony jest w ognisku pierwotnym. Został zaprojektowany tak, aby zmiana konfiguracji odbywała się zdalnie i zajmowała niewiele czasu.

Możliwości instrumentu są następujące:

  • Zakres długości fal od 320 nm do 900 nm,
  • W pełni regulowany układ kamera/czujnik wykorzystujący siatki holograficzne typu Volume Phase Holographic transmission gratings (VPHGs) pozwalający na szeroki wybór zakresu długości fal i rozdzielczości widmowych w zakresie od R~5000 do R~9000.
  • Możliwość wykonywania spektroskopii wielu obiektów (MOS) przy użyciu laserowo ciętej maski umieszczanej w płaszczyźnie ogniskowej, nawet do ~50 obiektów na raz.
  • Spektropolarymetria oraz polarymetria we wszystkich modach Stokesa.
  • Spektroskopia Fabry-Perot - obrazowanie w zakresie 430nm-860 nm z użyciem trzech etalonów, oferująca trzy zakresy rozdzielczości R = 320-770, 1250/50 i 9000.
  • Możliwość prowadzenia szybkich obserwacji - do 0,05 s ekspozycji.

Spektrograf wysokiej rozdzielczości HRS

HRS to spektrograf wysokiej rozdzielczości typu Echelle. Widmo optyczne dzielone jest na dwie wiązki o zakresach długości fal od 370 nm do 550 nm oraz od 550 nm do 890 nm. Światło z teleskopu doprowadzane jest za pomocą dwóch światłowodów: jeden dla obserwowanego obiektu, a drugi dla tła. Niebieska część widma rejestrowana jest przy użyciu kamery CCD o rozdzielczości 2k x 4k pikseli. Do rejestracji czerwonej części widma wykorzystywana jest specjalna kamera CCD o rozdzielczości 4k x 4k pikseli, która minimalizuje występowanie zakłóceń typu fringing.

Dostępne są następujące tryby pracy:

Tryb Rozdzielczość R Sprawność %
zakres niebieski zakres czerwony zakres niebieski zakres czerwony
Niskiej rodzielczości 15000 14000 12 19
Średniej rozdzielczości 43000 40000 7 11
Wysokiej rozdzielczości 64400 69200 7 12
Wysokiej stabilmości 65000 65000 4 6

BVIT

Berkeley Visible Image Tube camera (BVIT) to instrument zbudowany w Space Science Laboratory na University of California w Berkeley. Jest to kamera zliczająca fotony z polem widzenia o średnicy ~1.3 minut łuku. Instrument charakteryzuje się bardzo wysoką rozdzielczością czasową fotometrii – rzędu mikrosekund. Fotometria w filtrach B, V, R oraz H-alfa może być wykonywana dla obiektów o jasnościach V~12-20 mag.

Każdemu zarejestrowanemu fotonowi przypisywany jest czas nadejścia oraz współrzędne X,Y. Pozwala to na dużą elastyczność procesu redukcji i analizy danych.

Dokładne i aktualne informacje na temat tego instrumentu, można znaleźć na stronie: http://bvit.ssl.berkeley.edu/.

Procedura składania wniosków obserwacyjnych

Składanie wniosków obserwacyjnych podzielone jest na dwie fazy. W obydwu fazach podstawowym narzędziem do przygotowywania wniosku jest program PIPT.

Obecnie wnioski dzielone są na 5 typów:

  • naukowe: podlegające zwykłym regułom przydziału czasu,
  • naukowe – długoterminowe: podlegające podobnym regułom, jak naukowe, ale realizowane dłużej niż przez jeden semestr,
  • zespołowe: składane przez grupy w skład których wchodzi więcej niż jeden partner konsorcjum SALT,
  • uznaniowy czas dyrektora: mogą być składane w dowolnym momencie, powinny wymagać niewielkich ilości czasu obserwacyjnego,
  • rozruchowe: pozwalające wykonać testy nowo uruchamianych instrumentów.

Każdej zamawianej obserwacji przyporządkowywany jest jeden z następujących priorytetów:

Priorytet 0

Przeznaczony jest dla obserwacji, które mogą być wykonane tylko w konkretnym momencie czasu. Obserwacje mają najwyższą szansę na wykonanie, jeżeli tylko pozwolą na to warunki pogodowe. Przykładami takich obserwacji mogą być wybuchy supernowych lub błyski gamma.

Priorytet 1

Dla wniosków ocenionych najwyżej pod względem naukowym. Mają dużą szansę realizacji.

Priorytet 2

Dla wniosków ocenionych dość wysoko. Obserwacje wykonywane są po zaplanowanych z priorytetem 1.

Priorytet 3

Dla wniosków niżej ocenionych, ale wciąż wartych realizacji. Mają być realizowane w przypadku pojawienia się wolnych miejsc w kolejce.

Priorytet 4

Obserwacje mają być realizowane przy niesprzyjających warunkach atmosferycznych. Wyniki mają być mimo tego użyteczne naukowo.

Oprogramowanie wspomagające składanie wniosków

Najważniejszym programem służącym do przygotowywania wniosków obserwacyjnych jest PIPT (Principal Investigator Proposal Tool). Programu PIPT można używać w dowolnym systemie operacyjnym, w którym działa Java w wersji 1.6 lub nowszej. Nie wymaga on żadnej instalacji. Wystarczy pobrać plik i zapisać na lokalnym dysku i uruchomić przez kliknięcie odpowiedniej ikonki.

Oprogramowanie wspomagające planowanie obserwacji to:

  • Visibility Calculator,
  • Tim’s Finder Chart Tool,
  • SALTICAM Simulator,
  • RSS Simulator,
  • HRS Simulator,
  • Count Rate Estimator (BVIT),
  • RSMT (przygotowanie masek dla RSS; starsza wersja),
  • PySlitMask (przygotowanie masek dla RSS; nowa wersja),

Faza I

Faza pierwsza polega na złożeniu merytorycznie uzasadnionej listy obiektów do obserwacji oraz podania wymaganego całkowitego czasu potrzebnego na ich wykonanie.

Kolejne kroki są następujące:

  1. Instalacja i uruchomienie programu PIPT,
  2. Pobranie i wypełnienie szablonu zawierającego następujące informacje:
    • osoby zaangażowane w realizację projektu,
    • wymagane warunki obserwacyjne,
    • obiekty do obserwacji (nazwa, współrzędne, jasność),
    • wybrane instrumenty i ich tryby pracy,
    • podstawowy opis programu badawczego,
    • lista wcześniejszych wniosków i ich aktualny status,
    • uzasadnienie naukowe,
    • raport o stanie realizacji poprzednich wniosków,
  3. Użycie programów symulujących obserwacje wybranymi instrumentami do oszacowania wymaganych czasów ekspozycji, stosunku sygnału do szumu i innych szczegółów,
  4. Sprawdzenie za pomocą programu Visibility Tool, czy wybrane obiekty będą w zasięgu teleskopu SALT w danym semestrze obserwacyjnym,
  5. Zarejestrowanie się w systemie Web Manager (https://www.salt.ac.za/wm/),
  6. Potwierdzenie złożenia wniosku w systemie Web Manager.

Część informacji należy wpisywać w odpowiednie ramki formularza, a część należy przygotować jako dokument w formacie PDF. Wzory taki dokumentów można pobrać ze strony http://astronomers.salt.ac.za/proposals/proposal-templates/

Wnioski są następnie oceniane przez komisję i akceptowane lub odrzucane.

Faza II

Zaakceptowane wnioski wymagają precyzyjnego zaplanowania obserwacji:

  1. Sprawdzenie najnowszych wytycznych na temat konfiguracji dostępnych instrumentów,
  2. Dodanie listy wybranych do obserwacji obiektów z ich parametrami i mapkami,
  3. Sprawdzenie widoczności obiektów w wybranym okresie czasu,
  4. Przygotowanie bloków obserwacyjnych z informacjami o ustawieniach instrumentów,
  5. Obliczenie całkowitego czasu obserwacji w poszczególnych przedziałach przyznanego czasu,
  6. Wysłanie bloków obserwacyjnych do kolejki,
  7. Wysłane bloki obserwacyjne zostają sprawdzone przez wyznaczonego do realizacji obserwatora SALT i zaakceptowane w kolejce.

Redukcja danych

Po każdej nocy obserwacji na teleskopie SALT uzyskany materiał obserwacyjny przesyłany jest do serwera pracującego w Kapsztadzie. Tam poddawany jest procesowi wstępnej redukcji. Następnie poszczególni użytkownicy dostają e-mail z informacją o możliwości pobrania swoich danych. Do ściągnięcia udostępniony jest zestaw danych surowych – katalog raw, zestaw danych wstępnie zredukowanych - katalog produkt oraz dokumentacja – doc. Dokumentacja zawiera między innymi notatki astronoma prowadzącego obserwacje, dziennik procesu wstępnej redukcji, szczegółowe informacje o warunkach atmosferycznych podczas obserwacji oraz dane techniczne na temat teleskopu i używanego instrumentu. Jeżeli zachodzi taka potrzeba, to można również pobrać dane kalibracyjne, takie jak obserwacje gwiazd standardowych.

Ostateczna redukcja danych może odbywać się przy użyciu dowolnie wybranego pakietu oprogramowania astronomicznego. Najwygodniej jednak jest użyć specjalnie przygotowanego pakietu procedur działających w środowisku IRAF o nazwie PySALT. Pakiet można pobrać ze strony http://pysalt.salt.ac.za/

PySALT napisany jest w języku python/PyIRAF. Do jego zainstalowania potrzebne są następujące pakiety: python, PyRAF oraz IRAF. Zawiera paczki programów, które umożliwiają redukcję danych uzyskanych za pomocą następujących instrumentów i trybów ich pracy:

  • SALTICAM:
    • Full-Field (normalne obrazowanie),
    • Frame Transfer,
    • Slotmode,
    • Drift Scanning,
  • RSS:
    • Long-Slit,
    • MOS,
    • MMS,
    • Fabry-Perot,
    • Polarimetry,
    • High Speed,
  • HRS,
  • BVIT.

SALTICAM

Procedury redukcji danych z kamery SALTICAM obejmują następujące kroki:

  1. saltprepare – funkcja wprowadza odpowiednie modyfikacje do nagłówków plików (m.in. informacja o złych pikselach),
  2. saltgain – kompensacja różnic poziomów sygnału odczytywanego z matrycy przez różne wzmacniacze,
  3. saltxtalk – likwidacja sygnału związanego z interferencją pomiędzy wzmacniaczami,
  4. saltbias – odjęcie sygnału BIAS,
  5. saltflat – korekcja różnic czułości poszczególnych pikseli,
  6. saltcrclean – usuwanie śladów promieni kosmicznych,
  7. saltmosaic – tworzenie jednego obrazu z danych uzyskanych przez zestaw matryc CCD.

Zredukowane dane mogą być w zależności od potrzeb poddawane dalszej analizie fotometrycznej lub astrometrycznej.

RSS

Pierwsze etapy redukcji danych spektroskopowych różni się od przypadku opisanego w poprzednim podrozdziale metodą korygowania różnic czułości poszczególnych pikseli. Konstrukcja instrumentu na ogół uniemożliwia jednolite oświetlenie powierzchni detektora. Dlatego konieczne jest zastosowanie procedury normalizacji obrazu typu flat-field. Potrzebne są też kolejne kroki redukcji:

  1. wyznaczenie położenia śladu widma na powierzchni detektora,
  2. identyfikacja linii widmowych w widmie lampy kalibracyjnej,
  3. wyznaczenie dyspersji – zależności długości fali od położenia na dwuwymiarowym obrazie widm,
  4. odczytanie dwuwymiarowego obrazu widma do postaci widma jednowymiarowego,
  5. normalizacja widma.

Tak przygotowane widma nadają się do dalszej analizy – pomiarów prędkości, wyznaczania obfitości pierwiastków, badania warunków fizycznych w fotosferze itp.

HRS

Widma typu Echelle charakteryzują się rozłożeniem badanego widma na szereg odcinków o znacznie mniejszych zakresach długości fal, które poprzesuwane są względem siebie tak, że w sumie pokrywają cały zakres. Redukcja danych w tym przypadku zawiera dodatkowy krok sumowania poszczególnych fragmentów dla uzyskania całego badanego widma.