Menu główne - Polska strona teleskopu SALT

Poniższy tekst ukazał się w piśmie Urania - Postępy Astronomii, 1/1999, str. 10-15.


Romuald Tylenda, Krzysztof Rochowicz

SALT - nadzieja polskiej astronomii?

Z okazji pobytu w Polsce delegacji rządowej Republiki Południowo-Afrykańskiej odbyło się w Warszawie posiedzenie Międzynarodowego Komitetu Budowy Teleskopu SALT. W dniu 17 listopada, na otwartym posiedzeniu Komitetu Astronomii PAN członkowie Konsorcjum HET-a i SALT-a przedstawili astronomom polskim oba teleskopy. Można było szczegółowo zapoznać się z już działającym teleskopem HET oraz z aktualnym stanem zaawansowania planów budowy SALT-a, jego rozwiązań technicznych, kosztów i programu badawczego (red.).

Spis treści

Wstęp

Dnia 11 marca 1998 r. Komitet Astronomii PAN podjął uchwałę popierającą wejście Polski do międzynarodowego konsorcjum budującego 10-m teleskop w Republice Południowej Afryki. Teleskop nosi nazwę Southern African Large Telescope (SALT) i przeznaczony będzie przede wszystkim do obserwacji spektroskopowych w zakresie optycznym i bliskiej podczerwieni. Instrument będzie zlokalizowany w Obserwatorium Astronomicznym w Sutherland na płaskowyżu Karru, około 350 km na północny-wschód od Kapsztadu. Ma to być kopia teleskopu Hobby-Eberly (HET), który rozpoczyna pracę w Obserwatorium McDonald w Teksasie. Polscy astronomowie chcieliby uzyskać dostęp do minimum 10% czasu teleskopu SALT. Jeśli okoliczności (przede wszystkim finansowe) pozwolą na realizację tego przedsięwzięcia, stanie się ono niewątpliwie elementem w dużym stopniu determinującym rozwój polskiej astronomii w ciągu najbliższych kilkunastu lat.

Wydawać by się mogło, że w dobie obserwatoriów satelitarnych, pozwalających na obserwacje w zakresach spektralnych nieosiągalnych z Ziemi (podczerwień, ultrafiolet, zakres rentgenowski i gamma), angażowanie się w budowę dużego teleskopu optycznego naziemnego nie ma większego sensu. Tak jednak nie jest. Podstawową przyczyną jest to, że większość obiektów astronomicznych, takich jak gwiazdy i galaktyki, gros swojej energii emituje właśnie w zakresie optycznym i podczerwonym. Stąd analiza promieniowania w tych zakresach, głównie przy pomocy metod spektroskopowych, jest źródłem takich podstawowych danych, jak temperatura i gęstość promieniującej materii, jej skład chemiczny i kinematyka, całkowita moc promieniowania obiektu itp. Ale i nawet badania obiektów promieniujących intensywnie w innych zakresach, jak np. kwazarów i innych aktywnych jąder galaktyk czy też pulsarów rentgenowskich, trudno sobie wyobrazić bez obserwacji w obszarze optycznym. Jeśli się weźmie jeszcze pod uwagę to, że koszty budowy i uruchomienia instrumentu naziemnego są wielokrotnie niższe niż instrumentu satelitarnego, to zrozumiałym staje się fakt, że w ciągu ostatnich 5 lat, gdy pojawiły się nowe możliwości techniczne, w astronomii światowej obserwuje się wyraźną tendencję do budowy dużych teleskopów naziemnych. Obecnie działają trzy: Keck I, Keck II (Hawaje) i HET. W najbliższym czasie rozpoczną pracę: MMT (Arizona), Subaru (Hawaje), Gemini (Hawaje), VLT (Chile) i Magellan (Chile). W większości przypadków są to przedsięwzięcia finansowane przez grupy uniwersytetów bądź grupy państw.


Nowe wielkie teleskopy optyczne

Rośnie liczba wielkich teleskopów optycznych. Poniższe zestawienie obejmuje teleskopy oddane niedawno do użytku oraz kilka znajdujących się w budowie.

teleskop

lokalizacja

średnica

rok
uruchomienia

Keck II

Mauna Kea, Hawaje

10 m

1996

Hobby-Eberly

Teksas

11 m

1997

Subaru

Mauna Kea, Hawaje

8.3 m

1998

MMT

Mt. Hopkins, Arizona

6.5 m

1998

ESO-VLT

Cerro Paranal, Chile

4 × 8 m

1998

Magellan

Las Campanas, Chile

2 × 6.5 m

1999

Large Binocular

Mt. Graham, Arizona

2 × 8.4 m

 

Gemini

Mauna Kea, Hawaje

8.1 m

1998

 

Cerro Pachon, Chile

8.1 m

 

SALT

Płd. Afryka

11 m

plany


Spektroskopia w zakresie optycznym należy do tradycyjnych metod badawczych w wielu ośrodkach astronomicznych w Polsce. Ze względu na brak możliwości obserwacyjnych w kraju, obserwacje są wykonywane w obserwatoriach zagranicznych. Spora grupa astronomów polskich próbuje już obecnie korzystać z dużych teleskopów optycznych. Odbywa się to jednak sporadycznie, dzięki indywidualnym kontaktom, co nie sprzyja długofalowemu planowaniu badań. Widać więc wyraźną potrzebę dostępu do dużego teleskopu optycznego, zwłaszcza nastawionego na obserwacje widmowe.

Ze względu na warunki pogodowe budowa dużego teleskopu w Polsce nie ma większego sensu. Nie stać też nas na budowę własnego, dużego instrumentu poza granicami kraju i jego późniejsze utrzymanie. Z tego względu jedynym rozsądnym rozwiązaniem jest włączenie się do międzynarodowego konsorcjum planującego budowę nowoczesnego instrumentu w dobrych warunkach klimatycznych. Teleskop SALT wydaje się tu dobrą i optymalną okazją i należy zrobić wszystko, by astronomia polska mogła z niej skorzystać.

Teleskopy SALT/HET wywodzą się z nowatorskiej koncepcji instrumentu ukierunkowanego na badania spektroskopowe, koncepcji będącej kompromisem między uniwersalnością instrumentu a kosztami jego budowy. W efekcie koszt budowy teleskopu SALT wyniesie 1/5 kosztów uniwersalnego 10-m teleskopu. Koszty eksploatacji będą również mniejsze niż w przypadku konstrukcji klasycznych. Jednym z powodów jest to, że konstrukcja instrumentu narzuca kolejkowy, komputerowo układany proces wykonywania obserwacji, co eliminuje potrzebę obecności obserwatora na miejscu.

Bardzo istotnym faktem przemawiającym za zaangażowaniem się w budowę teleskopu SALT jest prawie pewna już dziś perspektywa ścisłej współpracy pomiędzy konsorcjum SALT a konsorcjum HET. Oznacza to, że wstępując do konsorcjum SALT, polscy astronomowie uzyskaliby również dostęp do teleskopu HET w Teksasie. Możliwość prowadzenia obserwacji na obu półkulach nieba bardzo podobnymi instrumentami w istotny sposób poszerza zakres potencjalnych programów badawczych.

Idea i konstrukcja teleskopu

Czytelnicy "Uranii - Postępów Astronomii" mieli już okazję zapoznać się ogólnie z ideą budowy i przeznaczenia zarówno teleskopu HET (PA 2/97, str. 27), jak i SALT (Urania-PA 1/98, str. 30). Pierwotny zamysł oparto na stwierdzeniu, że duża powierzchnia zbierająca zapewni uzyskanie widm obiektów astronomicznych w stosunkowo krótkim czasie. Rozważając statystyki wykorzystania funkcjonujących teleskopów, przekonano się, że większość obserwacji uzyskano przy czasach ekspozycji nie przekraczających jednej godziny oraz w średnich odległościach zenitalnych. Zrezygnowano więc z kosztownej konstrukcji mechanicznej, pozwalającej na ciągłe prowadzenie ruchem teleskopu za ruchem nieba, odświeżając koncepcję instrumentu przejściowego, który mógłby śledzić gwiazdy w ograniczonym zakresie - dzięki ruchowi odbiornika w ognisku (rys. 1). Nasuwa się tu analogia z "prowadzeniem za obiektem" przez nieruchomy radioteleskop w Arecibo.

Rys. 1

Ogólny schemat teleskopu HET/ SALT przedstawiony jest na rys. 2. Główne zwierciadło jest sześciokątnym zwierciadłem sferycznym, składającym się z 91 segmentów jednometrowych. Rozmiar maksymalny zwierciadła, zdefiniowany jako średnica okręgu opisanego na sześciokącie, wynosi 11 metrów (średnica okręgu wpisanego to 9.87 m). Jego ogniskowa wynosi 13.08 m, a powierzchnia zbierająca - 77.6 m2. Wybór sferycznego kształtu zwierciadła podyktowany został względami ekonomicznymi. W odróżnieniu np. od teleskopu Kecka, wszystkie segmenty są identyczne, co obniża koszt ich produkcji. Znacznie prostszy, a więc i tańszy, jest też system wzajemnego dopasowywania segmentów. Opiera się on na tej właściwości zwierciadła sferycznego, że światło wysłane ze środka krzywizny po odbiciu od zwierciadła musi wrócić do punktu wyjścia.

Rys. 2

W odróżnieniu od klasycznego koła południkowego teleskop HET/SALT może zataczać pełne koło w azymucie, zachowując jednak stałe nachylenie swej osi, 35 stopni, do zenitu. Pozwala to ustawić instrument w wybranym kierunku, by rejestrować spodziewane przejście interesującego nas obiektu przez jego pole widzenia. W trakcie samej obserwacji zwierciadło teleskopu pozostaje nieruchome (ten fakt pozwolił znacznie uprościć, a więc i obniżyć koszt konstrukcji podtrzymującej segmenty), a obiekt może być obserwowany dzięki ruchowi urządzenia śledzącego w płaszczyźnie ogniskowej. To urządzenie śledzące, zwane trackerem, będące nowatorskim rozwiązaniem konstruktorów teleskopu HET, jest najważniejszym, obok zwierciadła, elementem instrumentu. Jego schemat przedstawiony jest na rys. 3. Podstawowym zadaniem trackera jest wykonywanie wszelkiego rodzaju drobnych i precyzyjnych ruchów związanych z nastawieniem instrumentu na zadany obiekt i prowadzeniem za ruchem dobowym obiektu na sferze niebieskiej. Dzięki ruchowi trackera, pomimo unieruchomionego zwierciadła, obiekt może być obserwowany na odcinku 12 stopni (ą6 stopni od osi zwierciadła). Platforma trackera jest też miejscem, gdzie zamontowane są niektóre instrumenty optyczne teleskopu. Przede wszystkim tam znajduje się korektor aberracji. Korektor ten, złożony z 4 luster, eliminuje aberracje sferycznego zwierciadła głównego i daje dobre ogniskowanie w polu o średnicy 4 minut łuku. Stwarza to możliwość wykonywania obrazów nieba o takich właśnie rozmiarach. Na platformie trackera może być też zamontowany niewielki spektrograf o małej zdolności rozdzielczej. Duże spektrografy znajdują się w pomieszczeniu pod teleskopem, a promieniowanie z ogniska korektora doprowadzane jest do nich przez system światłowodów.

Rys. 3

Kątowe rozmycie źródła punktowego przez teleskop HET/SALT szacowane jest na 0.6 sekundy łuku. Uwzględnia to dokładność wykonania i zestrojenie luster zwierciadła głównego, optykę korektora i precyzję ruchu trackera. Średni "seeing" w obserwatorium w Sutherland oceniany jest na 0.9 sekundy łuku. Tak więc kątowa zdolność rozdzielcza teleskopu powinna typowo wynosić 1.1 sekundy łuku. Nie jest to wynik imponujący, zwłaszcza w porównaniu z teleskopami wyposażonymi w optykę aktywną i pracującymi w obserwatoriach wysokogórskich (Chile, Hawaje). Jest to jednak efekt przyjętej koncepcji budowy teleskopu o wysokiej sprawności w dziedzinie spektroskopii za możliwie niską cenę.

Wspomniana powyżej wartość powierzchni zbierającej zwierciadła teleskopu SALT/HET jest większa niż dla teleskopu Kecka. Trzeba jednak pamiętać o dwóch czynnikach, które sprawiają, że użyteczna powierzchnia zbierająca nie jest w rzeczywistości tak duża. Pierwszy, to efekt winietowania, czyli przesłaniania fragmentu zwierciadła przez aparaturę znajdującą się w jego ognisku. Zmniejsza on efektywną średnicę lustra do 9 m. Drugi wynika z natury obserwacji: gdy interesujący nas obiekt znajduje się na krawędzi lustra (rys. 2), jego powierzchnia zbierająca jest taka, jak dla zwierciadła o średnicy 7 m. Warto w tym miejscu uświadomić sobie też to, że w czasie każdej ekspozycji użyteczna powierzchnia ulegać będzie ciągłym zmianom.

Stały kąt nachylenia osi teleskopu oznacza, że możliwe są obserwacje obiektów astronomicznych, leżących w pasie o szerokości 12 stopni, poprowadzonym dla odległości zenitalnej 35 stopni (rys.4). Biorąc pod uwagę pozorny ruch sfery niebieskiej oraz szerokość geograficzną południowoafrykańskiego obserwatorium (-32 stopnie), możemy określić zakres deklinacji, które teleskop SALT obejmie swym polem widzenia: od +9 do -73 stopni (pokryje to ok. 70% nieba dostępnego z tego miejsca). Analogicznie, teleskop HET, na szerokości geograficznej +31 stopni, obejmuje część sfery niebieskiej o deklinacjach od -10 do +72. Tak więc oba instrumenty będą w stanie obserwować całe niebo z wyjątkiem okolic okołobiegunowych.

Rys. 4

Czas śledzenia obiektu przez teleskop SALT/HET, obejmujący odcinek 12 stopni na sferze niebieskiej, zależy od położenia na niebie (rys. 5): w pasie równikowym wynosi on 45 minut, a dla największych dostępnych deklinacji przekroczy 2 godziny. Tyle będzie więc mogła trwać pojedyncza integracja sygnału.

Rys. 5

Przyrządy (spektrografy)

Teleskopy SALT/HET przeznaczone są do obserwacji spektroskopowych w optycznym i podczerwonym zakresie widma. Tak więc ich podstawowe wyposażenie stanowić mają spektrografy. Przewidywane są trzy podstawowe instrumenty o niskiej, średniej i wysokiej zdolności rozdzielczej. Oto ich podstawowe parametry i charakterystyki:

  • Spektrograf niskiej rozdzielczości LRS (Low Resolution Spectrograph) umieszczony będzie bezpośrednio na platformie trackera w ognisku pierwotnym. Pozwalał on będzie na uzyskiwanie widm w zakresie 360 - 1000 nm o zdolności rozdzielczej (R = l/dl) od 500 do 1500. Będzie możliwe jednoczesne obserwowanie do 13 obiektów w polu widzenia teleskopu (4 minuty łuku). Instrument ten będzie też dawał możliwość otrzymywania wąsko- i szerokopasmowych obrazów nieba.

  • Spektrograf średniej rozdzielczości MRS (Medium Resolution Spectrograph) umieszczony będzie w podziemnej części kopuły, a zebrane przez zwierciadło promieniowanie będzie doń dostarczane przez system światłowodów. Będzie to spektrograf typu "echelle", z oddzielną optyką dla zakresu widzialnego i dla zakresu podczerwonego. Widma optyczne (450 - 900 nm, z możliwością sięgnięcia do 380 nm) oraz podczerwone (900 - 1300 nm, z możliwością rozszerzenia do 1700 nm) będą rejestrowane jednocześnie. Zdolność rozdzielcza wahać się będzie od 3500 do 20 000. Instrument będzie pozwalał na jednoczesne obserwacje do 10 obiektów w polu widzenia. Obserwacje obiektów rozciągłych będzie można prowadzić przez system światłowodów ułożonych w "długą szczelinę" o długości 30 sekund łuku bądź zgrupowanych w mozaikę.

  • Spektrograf wysokiej rozdzielczości HRS (High Resolution Spectrograph) będzie też spektrografem typu "echelle", w pomieszczeniu pod kopułą teleskopu. Obejmie on zakres widmowy od 400 do 11 000 nm ze zdolnością rozdzielczą od 30 000 do 120 000. Możliwa będzie obserwacja tylko pojedynczego obiektu. Spektrograf będzie zapewniał bardzo wysoką stabilność w długości fali, odpowiadającą dokładności w prędkościach radialnych, równą 10 m/s.

Spodziewane możliwości obserwacyjne spektrografów teleskopu SALT/ HET demonstruje rys. 6. Przedstawia on stosunek sygnału do szumu widma uzyskanego w trakcie 50-minutowej integracji w zależności od jasności obiektu dla różnych spektrografów i różnych zdolności rozdzielczych.

Rys. 6

Ograniczenia i możliwości obserwacyjne

Jak już wspomniano we wstępie, idea teleskopu SALT/HET jest swego rodzaju kompromisem między kosztami a uniwersalnością teleskopu. Za sumę ok. 1/5 kosztów teleskopu Kecka udało się stworzyć instrument o podobnej sprawności w zakresie spektroskopii. Ale tylko w tej dziedzinie. Do innego typu obserwacji, jak precyzyjna fotometria czy robienie obrazów nieba techniką aktywnej optyki, SALT/HET nie nadaje się. Poza tym, jak łatwo wywnioskować z rozdziału 2, konstrukcja teleskopu narzuca ograniczenia na programy obserwacyjne (również spektroskopowe). W danym momencie czasowym przez teleskop SALT/HET można obserwować obiekty leżące jedynie w dość wąskim pasie na niebie (pierścień o promieniu 35 stopni wokół zenitu i szerokości 12 stopni - patrz rys. 4). W efekcie dla większości pozycji obiektów na niebie możliwa jest jedynie integracja sygnału o długości około 1 godziny (patrz rys. 5) w ciągu nocy i to w ściśle określonym czasie, gdy obiekt przechodzi przez wyżej wspomniany pas. Dla niektórych pozycji obiekt przechodzi dwukrotnie przez pas widzenia i wtedy możliwe jest wykonanie dwóch obserwacji w ciągu nocy. Tak więc programy obserwacyjne, wymagające monitorowania przez całą noc lub kilkakrotnych obserwacji w ciągu jednej nocy, nie mogą być realizowane na teleskopie SALT/HET. Stąd obserwacje zmienności widmowych o skalach czasowych rzędu godzin są poważnie utrudnione. Oczywiście, badania zmienności w skalach krótszych niż godzina lub dłuższych niż kilka dni mogą być z powodzeniem realizowanie. Również we wszystkich programach, dla których dokładny moment obserwacji nie jest ważny, ograniczenia konstrukcyjne teleskopu SALT/HET nie są istotne.

Opisane powyżej ograniczenia co do czasu obserwacji powodują to, że tradycyjny sposób przydziału czasu na teleskopach naziemnych, tzn. typowo kilka nocy pod rząd dla jednego obserwatora, nie ma większego sensu w przypadku teleskopu SALT/HET. Konstrukcja teleskopu wymusza stosowanie systemu kolejkowego: w ciągu nocy realizowane są fragmenty różnych programów ustawionych w kolejkę w zależności od czasu przechodzenia obiektów przez pas widzenia teleskopu. Każdy typowy program obserwacyjny dzielony jest więc na odpowiednie odcinki do realizacji w trakcie różnych nocy. Ten system, stanowiący swego rodzaju wyzwanie dla autorów software'u teleskopu, zapewnia dużą efektywność wykorzystania przyznanego czasu z punktu widzenia indywidualnego użytkownika teleskopu. Przyznany czas jest bowiem efektywnym czasem realizacji programu, a nie czasem, gdy teleskop jest do dyspozycji autora programu. System ten umożliwia też realizację programów wymagających, np. próbkowania obserwacyjnego jednego obiektu co kilka nocy przez długi okres czasu. Tego typu programy są na ogół bardzo trudne do zrealizowania w tradycyjnym systemie przyznawania czasu teleskopowego.

Podstawowym atutem teleskopu SALT/HET jest duża powierzchnia jego zwierciadła. Ten fakt, w połączeniu z nowoczesną konstrukcją spektrografów, zapewnia bardzo wysoką efektywność i sprawność instrumentu w zakresie spektroskopii.

Jak można łatwo zauważyć z rys. 6, badania spektroskopowe w niskiej zdolności rozdzielczej i przy niezbyt wygórowanych wymaganiach co do stosunku sygnału do szumu będzie można prowadzić dla obiektów o jasności pozornej do około 24 mag. Jest to chyba najpoważniejszą zaletą teleskopu, stwarzającą ogromne możliwości prowadzenia różnorakich badań astrofizycznych, wymagających spektroskopii obiektów bardzo słabych. Z tego też względu kosmologia obserwacyjna wymieniana jest na ogół na pierwszym miejscu na liście dziedzin astrofizyki, mogących w szczególny sposób skorzystać na uruchomieniu teleskopów SALT/HET. Pomiary redshiftów dla bardzo odległych (słabych) kwazarów i galaktyk są sprawą kluczową dla badań rozmieszczenia i dynamiki materii we Wszechświecie.

Spektroskopia obiektów bardzo słabych to również możliwości powstania i rozwoju nowych dziedzin badań astrofizycznych, np. astrofizyki tzw. brązowych karłów. Obiekty te, które ze względu na masę sytuują się pomiędzy gwiazdami a planetami, stanowią najprawdopodobniej bardzo liczną, bardzo ważną i bardzo słabo poznaną populację w Galaktyce.

Obiekty tzw. Pasa Kuipera to kolejna klasa bardzo słabych i bardzo intrygujących obiektów astronomicznych. Są to ciała przypominające jądra komet, będące resztkami słonecznego dysku protoplanetarnego na peryferiach Układu Słonecznego. Możliwości obserwacyjne teleskopów SALT/HET stwarzają szansę rozwoju spektroskopii tych obiektów. Powinno to umożliwić ostateczną klasyfikację tych ciał i zbadanie składu chemicznego materii protoplanetarnej.

Możliwości równoczesnej spektroskopii kilkunastu obiektów w polu 4 minut łuku to szczególna szansa rozwoju spektroskopii gwiazd w innych galaktykach. Badania tego typu dotychczas ograniczały się głównie do galaktyk Grupy Lokalnej (Obłoki Magellana, M31). Teleskopami SALT/HET spektroskopię niskiej rozdzielczości gwiazd dużej jasności absolutnej (nadolbrzymy, gwiazdy Wolfa-Rayeta, mgławice planetarne) będzie można prowadzić przy odległościach rzędu 10 Mpc (np. galaktyki gromady Virgo).

Jak wspomniano powyżej, kolejkowy system prowadzenia obserwacji na teleskopach SALT/HET stanowi bardzo istotne ułatwienie w realizacji programów systematycznego (np. raz na kilka dni) monitorowania obiektów przez długi okres czasu (np. kilka lat). Możliwość prowadzenia spektroskopii w takim systemie jest nieodzowna do badania długookresowych gwiazd zmiennych i podwójnych (także w innych galaktykach) czy zmienności aktywnych jąder galaktyk. Jeśli do tego zapewniona jest wysoka stabilność i precyzja pomiaru prędkości radialnych, to otrzymujemy narzędzie bardzo dobrze nadające się do wykrywania układów planetarnych wokół innych gwiazd.

Powyższe zestawienie, ograniczone ramami artykułu do przykładowych tematów, jest bardzo dalekie od pełnej listy programów badawczych, możliwych do realizacji teleskopami SALT/HET. Ale nawet i ono pokazuje, że ograniczenia wynikające z konstrukcji tych teleskopów nie są tak ważne, jak może się wydawać na pierwszy rzut oka. Dla ogromnej większości problemów astrofizycznych ograniczenia te są nieistotne, a teleskopy SALT/HET stwarzają bardzo szerokie i wszechstronne możliwości prowadzenia badań spektroskopowych.

Zakończenie

Koszt budowy teleskopu SALT jest szacowany na 20-25 mln USD. Zasadniczy ciężar inwestycji spadnie na Republikę Południowej Afryki, której rząd wyasygnował sumę około 10 mln USD na ten cel. Resztę mają pokryć udziałowcy z zagranicy. Oprócz Polski bardzo poważne intencje zaangażowania się złożyły dwa amerykańskie uniwersytety - Carnegie Mellon University i Rutgers University - Nowa Zelandia i Uniwersytet w Getyndze. Również konsorcjum teleskopu HET wyraża gotowość udziału poprzez udostępnienie dokumentacji, oprogramowania i doświadczeń związanych z budową i uruchamianiem HET. Inwestycja planowana jest na pięć lat, tzn. w latach 2003-4 należy spodziewać się uruchomienia teleskopu SALT.

10% czasu dla polskich astronomów na teleskopie SALT oznacza potrzebę zaangażowania 2.5 mln USD z naszej strony, tzn. średnio 500 tys. USD rocznie. Nie ulega wątpliwości, że przy sumach tego rzędu głównym sponsorem przedsięwzięcia powinien być Komitet Badań Naukowych. Nie wyklucza to oczywiście możliwości zaangażowania funduszy z innych źródeł, jak np. fundusze własne uniwersytetów i instytucji astronomicznych, fundacje naukowe czy też sponsorzy prywatni. Wręcz przeciwnie. Gotowość zaangażowania się finansowego - nawet na stosunkowo niskim poziomie - uniwersytetów czy też instytutów astronomicznych stanowiłaby bardzo poważny argument w staraniach o zasadnicze dotacje z KBN.

Wydawać się może, że 10% czasu na teleskopie to niewiele jak na możliwości i oczekiwania polskich astronomów. Nie ulega wątpliwości, że potencjał polskiej astronomii pozwalałby na efektywne wykorzystanie nawet wyraźnie większego udziału w teleskopie SALT. Postulowany udział jest swego rodzaju kompromisem pomiędzy "apetytem" polskiej astronomii a możliwościami finansowymi w realiach naszego kraju. Ale nawet i te 10% stanowić powinno bardzo istotne źródło wysokiej klasy danych astrofizycznych dla polskich astronomów. Przyjmując średnie warunki pogodowe w obserwatorium w Sutherland (75-80% nocy pogodnych w ciągu roku), otrzymujemy do naszej dyspozycji około 300 godzin obserwacji rocznie. Zakładając, że typowy czas ekspozycji widma wynosi 30 min, oznacza to możliwość otrzymania od 600 do kilku tysięcy (przy równoczesnej spektroskopii wielu obiektów) widm w ciągu roku. Od nas - polskich astronomów - będzie zależało, jakie obiekty, kiedy i w jakiej konfiguracji instrumentalnej będą obserwowane.


Romuald Tylenda jest profesorem astrofizyki pracującym w CAMK-u i UMK w Toruniu oraz koordynatorem planów polskiego uczestnictwa w budowie SALT-a.

Dr Krzysztof Rochowicz jest toruńskim astrofizykiem, jednym z redaktorów Uranii-PA.