Astronomie

Comment l'optique adaptative du VLT a-t-elle obtenu cette résolution pour Neptune ? Fonctionne-t-il vraiment dans les longueurs d'onde visibles ?

Comment l'optique adaptative du VLT a-t-elle obtenu cette résolution pour Neptune ? Fonctionne-t-il vraiment dans les longueurs d'onde visibles ?

Cette image de Neptune prise avec le VLT est vraiment impressionnante. La résolution est obtenue grâce aux récentes améliorations apportées à l'optique adaptative.

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Mais je ne comprends pas vraiment, est-ce que cela vient d'un seul miroir de 8 mètres, ou est-ce que cela utilise plus d'un des quatre qui composent le VLT ? De plus, est-ce vraiment en utilisant l'optique adaptative qui fonctionnent dans le visible, y compris les longueurs d'onde bleues ? Ou est-ce une image en fausses couleurs ? Voir les excellentes réponses à Pourquoi (en réalité) les observatoires au sol n'utilisent-ils pas l'optique adaptative pour les longueurs d'onde visibles ?


Il s'agit d'une image prise avec le nouveau mode champ étroit de l'instrument MUSE à l'aide du module d'optique adaptative GALACSI sur un seul télescope VLT (UT4) utilisant des étoiles de guidage laser.

J'ai beaucoup de difficulté (par exemple à partir de ce communiqué de presse) à déterminer à quelle(s) longueur(s) d'onde cette image a été prise. Je ne crois pas que le système AO fonctionne aux longueurs d'onde bleues et donc la comparaison avec HST (qui le fait certainement) est quelque peu trompeuse. Je pense (d'après les propres pages d'instrumentation de l'ESO) que le mode champ étroit MUSE a une efficacité nulle aux longueurs d'onde bleues et la description de GALACSI ne parle que de la correction AO approchant les images limitées par diffraction à 650 nm (c'est-à-dire les longueurs d'onde rouges).

Les légendes des images du communiqué de presse trouvées ici suggèrent que les longueurs d'onde les plus courtes utilisées dans ce image en fausses couleurs étaient de 550 nm et que la plupart des détails que vous voyez proviennent de longueurs d'onde plus rouges (600-920 nm).


Images super nettes de la nouvelle optique adaptative VLT

Le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO a obtenu la première lumière avec un nouveau mode d'optique adaptative appelé tomographie laser - et a capturé des images de test remarquablement nettes de la planète Neptune, des amas d'étoiles et d'autres objets. L'instrument pionnier MUSE en mode champ étroit, fonctionnant avec le module d'optique adaptative GALACSI, peut désormais utiliser cette nouvelle technique pour corriger les turbulences à différentes altitudes dans l'atmosphère. Il est désormais possible de capturer des images depuis le sol à des longueurs d'onde visibles plus nettes que celles du télescope spatial NASA/ESA Hubble. La combinaison d'une netteté d'image exquise et des capacités spectroscopiques de MUSE permettra aux astronomes d'étudier les propriétés des objets astronomiques de manière beaucoup plus détaillée qu'auparavant.
L'instrument MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) du Very Large Telescope (VLT) de l'ESO fonctionne avec une unité d'optique adaptative appelée GALACSI. Cela utilise le Laser Guide Star Facility, 4LGSF, un sous-système de l'Adaptive Optics Facility (AOF). L'AOF fournit une optique adaptative pour les instruments du VLT Unit Telescope 4 (UT4). MUSE a été le premier instrument à bénéficier de cette nouvelle fonctionnalité et il dispose désormais de deux modes d'optique adaptative : le mode champ large et le mode champ étroit [1].

Le mode champ large MUSE couplé à GALACSI en mode couche de sol corrige les effets de la turbulence atmosphérique jusqu'à un kilomètre au-dessus du télescope sur un champ de vision relativement large. Mais le nouveau mode champ étroit utilisant la tomographie laser corrige presque toutes les turbulences atmosphériques au-dessus du télescope pour créer des images beaucoup plus nettes, mais sur une plus petite région du ciel [2].

Avec cette nouvelle capacité, l'UT4 de 8 mètres atteint la limite théorique de netteté de l'image et n'est plus limité par le flou atmosphérique. Ceci est extrêmement difficile à atteindre dans le visible et donne des images d'une netteté comparable à celles du télescope spatial NASA/ESA Hubble. Il permettra aux astronomes d'étudier avec des détails sans précédent des objets fascinants tels que des trous noirs supermassifs au centre de galaxies lointaines, des jets de jeunes étoiles, des amas globulaires, des supernovae, des planètes et leurs satellites dans le système solaire et bien plus encore.

L'optique adaptative est une technique pour compenser l'effet de flou de l'atmosphère terrestre, également connu sous le nom de vision astronomique, qui est un gros problème auquel sont confrontés tous les télescopes au sol. La même turbulence dans l'atmosphère qui fait scintiller les étoiles à l'œil nu donne des images floues de l'Univers pour les grands télescopes. La lumière des étoiles et des galaxies se déforme lorsqu'elle traverse notre atmosphère, et les astronomes doivent utiliser une technologie intelligente pour améliorer artificiellement la qualité de l'image.

Pour y parvenir, quatre lasers brillants sont fixés à UT4 qui projettent des colonnes de lumière orange intense de 30 centimètres de diamètre dans le ciel, stimulant les atomes de sodium haut dans l'atmosphère et créant des étoiles artificielles de guidage laser. Les systèmes d'optique adaptative utilisent la lumière de ces «étoiles» pour déterminer la turbulence dans l'atmosphère et calculer les corrections mille fois par seconde, commandant au miroir secondaire fin et déformable d'UT4 de modifier constamment sa forme, en corrigeant la lumière déformée.

MUSE n'est pas le seul instrument à bénéficier de l'Adaptive Optics Facility. Un autre système d'optique adaptative, GRAAL, est déjà utilisé avec la caméra infrarouge HAWK-I. Il sera suivi dans quelques années par le nouvel instrument puissant ERIS. Ensemble, ces développements majeurs dans l'optique adaptative améliorent la flotte déjà puissante de télescopes de l'ESO, mettant l'Univers au point.

Ce nouveau mode constitue également une avancée majeure pour le télescope extrêmement grand de l'ESO, qui aura besoin de la tomographie laser pour atteindre ses objectifs scientifiques. Ces résultats sur UT4 avec l'AOF aideront à rapprocher les ingénieurs et les scientifiques d'ELT de la mise en œuvre d'une technologie d'optique adaptative similaire sur le géant de 39 mètres.
Remarques

[1] MUSE et GALACSI en mode champ large fournissent déjà une correction sur un champ de vision large de 1,0 minute d'arc, avec des pixels de 0,2 par 0,2 seconde d'arc. Ce nouveau mode champ étroit de GALACSI couvre un champ de vision beaucoup plus petit de 7,5 secondes d'arc, mais avec des pixels beaucoup plus petits, seulement 0,025 par 0,025 seconde d'arc pour exploiter pleinement la résolution exquise.

[2] La turbulence atmosphérique varie avec l'altitude, certaines couches provoquent plus de dégradation du faisceau lumineux des étoiles que d'autres. La technique complexe d'optique adaptative de la tomographie laser vise à corriger principalement la turbulence de ces couches atmosphériques. Un ensemble de couches prédéfinies est sélectionné pour le mode champ étroit MUSE/GALACSI à 0 km (la couche au sol est toujours un contributeur important), à 3, 9 et 14 km d'altitude. L'algorithme de correction est ensuite optimisé pour ces couches afin de permettre aux astronomes d'atteindre une qualité d'image presque aussi bonne qu'avec une étoile guide naturelle et correspondant à la limite théorique du télescope.
Plus d'information

L'ESO est la principale organisation intergouvernementale d'astronomie en Europe et de loin l'observatoire astronomique au sol le plus productif au monde. Elle compte 15 États membres : l'Autriche, la Belgique, la République tchèque, le Danemark, la France, la Finlande, l'Allemagne, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, le Portugal, l'Espagne, la Suède, la Suisse et le Royaume-Uni, ainsi que l'État hôte du Chili et avec L'Australie en tant que partenaire stratégique. L'ESO mène un programme ambitieux axé sur la conception, la construction et l'exploitation de puissantes installations d'observation au sol permettant aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de premier plan dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche astronomique. L'ESO exploite trois sites d'observation uniques de classe mondiale au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le Very Large Telescope et son interféromètre pour Very Large Telescope, leader mondial, ainsi que deux télescopes d'étude, VISTA travaillant dans l'infrarouge et le VLT Survey Telescope à lumière visible. L'ESO est également un partenaire majeur dans deux installations sur Chajnantor, APEX et ALMA, le plus grand projet astronomique existant. Et sur Cerro Armazones, près de Paranal, l'ESO construit l'Extremely Large Telescope de 39 mètres, l'ELT, qui deviendra « le plus grand œil du monde sur le ciel ».


Comment l'optique adaptative du VLT a-t-elle obtenu cette résolution pour Neptune ? Fonctionne-t-il vraiment dans les longueurs d'onde visibles ? - Astronomie

La technologie nous a aidés à dépasser ce qui aurait été possible avec un équipement optique similaire il y a 50 ans. Pour la plupart, les miroirs optiques et les lentilles sont les mêmes, mais ce que nous pouvons maintenant faire avec eux a beaucoup changé.

Par exemple, voici une vidéo de Mars à travers un petit télescope : http://i.imgur.com˸juHPdn.gifv

Si nous prenons les meilleures parties de chaque image vidéo de cette vidéo et les combinons de manière intelligente, un processus appelé imagerie chanceuse, nous pouvons réduire l'impact de l'atmosphère : http://i.imgur.com˼zLZTlv. png

Je me demande dans quelle mesure ce travail serait généralisable via des réseaux de neurones spécialisés : https:/˺rxiv.org⾫s�.00403

Concernant votre article, je dois vous rappeler que Michael a obtenu de bons résultats en suréchantillonnant les images avant d'exécuter son logiciel. En fait, j'avais prévu d'utiliser les unités de texture pour cela, pour économiser sur le calcul de la bande passante & x2Faddress dans la réécriture partielle en attente de mon logiciel. Le GAN n'utilise également qu'une seule image, alors qu'il utilise les propriétés de la distribution des distorsions lorsqu'elles sont vues dans le domaine fréquentiel pour déterminer comment les distorsions sont les plus probables, puis combine le SNR des nombreuses images en une seule image . Il y a des recherches utilisant une méthode très similaire à Michael's avec un GPU, GTX 580 ou plus iirc, qui fait >15 fps @720p en temps réel, avec moins de 2 trames de latence et pas plus de 1 trame de latence nécessaire si vous exécutez le Files d'attente de travail GPU plutôt vides (risque de sous-utilisation si vous n'obtenez pas à nouveau suffisamment de temps CPU). Combinez avec par ex. une belle Volta DGX, et quelque chose comme une caméra Schmidt de 400 mm comprenant un objectif à aplatissement de champ et un CMOSIS CMV12000 (comme, retirez le capteur d'une caméra bêta AXIOM, réduisez la carte autour de celle-ci au plus petit possible et collez-la avec une lentille sur le dessus face à un miroir sphérique de 20 cm, avec une plaque correctrice

80cm du miroir. C'est à propos de

1000 $ d'optique, 2500 $ de matériel d'image (y compris celui nécessaire pour obtenir le flux complet à >100 fps dans le DGX), et quel que soit le loyer que vous payez pour le DGX. Ralenti 10x sans distorsion avec une taille de pixel de 14 mm à 1 km de distance.


Ceci est une photo de Neptune, vue du sol ! La nouvelle optique adaptative de l'ESO fait que les télescopes au sol ignorent l'atmosphère de la Terre

Wow, c'est énorme. Depuis le survol du voyageur, les géantes gazeuses froides n'ont pas beaucoup retenu l'attention. Espérons que cette nouvelle technique produise de la bonne science !

D'accord, c'est presque aussi bon qu'un survol, à un coût bien inférieur. J'ai hâte de voir de quoi sont capables les futurs modèles de télescopes plus grands.

Pas complètement ignoré car ils ne peuvent toujours pas recevoir de lumière que l'atmosphère ne transmettra pas, mais ils clarifient certainement ce qu'elle peut.

C'est incroyable. En supposant que cela puisse être reproduit pour toutes les observations avec des télescopes au sol, le télescope spatial Hubble et son successeur pourraient ne plus être nécessaires.

Je me demande si cela peut également aider à imager les objets de la ceinture de Kuiper.

Le HST est déjà proche de la fin de sa vie (et bien au-delà de sa durée de vie nominale).

Le télescope généralement cité comme successeur de Hubble est le télescope spatial James Webb (JWST). Cependant, le JWST est en grande partie conçu pour observer dans l'infrarouge plutôt que dans le visible. Les observations prises depuis le sol à des longueurs d'onde supérieures à environ 5 um sont presque entièrement interdites par l'absorbance et la diffusion atmosphériques et le JWST est conçu pour observer jusqu'à près de 29 um. Contrairement à la faible absorbance et aux légères distorsions visées par la technologie de l'article, pratiquement aucune lumière au-delà de 5 um n'atteint le sol (jusqu'à ce que vous alliez à des longueurs d'onde beaucoup plus longues, c'est pourquoi nous pouvons faire la plupart des radioastronomie à partir de le sol), cette technologie ne rendra donc pas les télescopes spatiaux en général obsolètes.

La correction de la distorsion atmosphérique n'est en fait pas nouvelle du tout, et le JWST a été conçu en pensant à ces télescopes au sol améliorés. Ce n'est qu'une nouvelle amélioration par rapport à cela - qui n'est pas moins impressionnante - juste que cela n'est pas une grande surprise pour les concepteurs des futures missions.

Quant à l'observation des objets de la ceinture de Kuiper avec ce nouveau télescope, j'imagine que cela va certainement aider ! étant donné à quel point ils sont plus petits et plus éloignés que Neptune, je doute que nous obtenions directement de bonnes images de surface, mais nous obtenons toujours de meilleures données en astrométrie et peut-être même en spectroscopie. Nous pourrons peut-être également cartographier la surface d'un KBO avec cela si nous en trouvons un avec une lune à éclipse, comme nous avons pu le faire avec Hubble et Pluton/Charon.


Images super nettes de la nouvelle optique adaptative VLT

Le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO a obtenu la première lumière avec un nouveau mode d'optique adaptative appelé tomographie laser - et a capturé des images de test remarquablement nettes de la planète Neptune, des amas d'étoiles et d'autres objets. L'instrument pionnier MUSE en mode champ étroit, fonctionnant avec le module d'optique adaptative GALACSI, peut désormais utiliser cette nouvelle technique pour corriger les turbulences à différentes altitudes dans l'atmosphère. Il est désormais possible de capturer des images depuis le sol à des longueurs d'onde visibles plus nettes que celles du télescope spatial NASA/ESA Hubble. La combinaison d'une netteté d'image exquise et des capacités spectroscopiques de MUSE permettra aux astronomes d'étudier les propriétés des objets astronomiques de manière beaucoup plus détaillée qu'auparavant.

L'instrument MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) du Very Large Telescope (VLT) de l'ESO fonctionne avec une unité d'optique adaptative appelée GALACSI. Cela utilise le Laser Guide Star Facility, 4LGSF, un sous-système de l'Adaptive Optics Facility (AOF). L'AOF fournit une optique adaptative pour les instruments du VLT Unit Telescope 4 (UT4). MUSE a été le premier instrument à bénéficier de cette nouvelle fonctionnalité et il dispose désormais de deux modes d'optique adaptative : le mode champ large et le mode champ étroit [1].

Le mode champ large MUSE couplé à GALACSI en mode couche de sol corrige les effets de la turbulence atmosphérique jusqu'à un kilomètre au-dessus du télescope sur un champ de vision relativement large. Mais le nouveau mode champ étroit utilisant la tomographie laser corrige presque toutes les turbulences atmosphériques au-dessus du télescope pour créer des images beaucoup plus nettes, mais sur une plus petite région du ciel [2].

Avec cette nouvelle capacité, l'UT4 de 8 mètres atteint la limite théorique de netteté de l'image et n'est plus limité par le flou atmosphérique. Ceci est extrêmement difficile à atteindre dans le visible et donne des images d'une netteté comparable à celles du télescope spatial NASA/ESA Hubble. Il permettra aux astronomes d'étudier avec des détails sans précédent des objets fascinants tels que des trous noirs supermassifs au centre de galaxies lointaines, des jets de jeunes étoiles, des amas globulaires, des supernovae, des planètes et leurs satellites dans le système solaire et bien plus encore.

L'optique adaptative est une technique pour compenser l'effet de flou de l'atmosphère terrestre, également connu sous le nom de vision astronomique, qui est un gros problème auquel sont confrontés tous les télescopes au sol. La même turbulence dans l'atmosphère qui fait scintiller les étoiles à l'œil nu donne des images floues de l'Univers pour les grands télescopes. La lumière des étoiles et des galaxies se déforme lorsqu'elle traverse notre atmosphère, et les astronomes doivent utiliser une technologie intelligente pour améliorer artificiellement la qualité de l'image.

Pour y parvenir, quatre lasers brillants sont fixés à UT4 qui projettent des colonnes de lumière orange intense de 30 centimètres de diamètre dans le ciel, stimulant les atomes de sodium haut dans l'atmosphère et créant des étoiles artificielles de guidage laser. Les systèmes d'optique adaptative utilisent la lumière de ces «étoiles» pour déterminer la turbulence dans l'atmosphère et calculer les corrections mille fois par seconde, commandant au miroir secondaire fin et déformable d'UT4 de modifier constamment sa forme, en corrigeant la lumière déformée.

MUSE n'est pas le seul instrument à bénéficier de l'Adaptive Optics Facility. Un autre système d'optique adaptative, GRAAL, est déjà utilisé avec la caméra infrarouge HAWK-I. Il sera suivi dans quelques années par le nouvel instrument puissant ERIS. Ensemble, ces développements majeurs dans l'optique adaptative améliorent la flotte déjà puissante de télescopes de l'ESO, mettant l'Univers au point.

Ce nouveau mode constitue également une avancée majeure pour le télescope extrêmement grand de l'ESO, qui aura besoin de la tomographie laser pour atteindre ses objectifs scientifiques. Ces résultats sur UT4 avec l'AOF aideront à rapprocher les ingénieurs et les scientifiques d'ELT de la mise en œuvre d'une technologie d'optique adaptative similaire sur le géant de 39 mètres.

Remarques

[1] MUSE et GALACSI en mode champ large fournissent déjà une correction sur un champ de vision large de 1,0 minute d'arc, avec des pixels de 0,2 par 0,2 seconde d'arc. Ce nouveau mode champ étroit de GALACSI couvre un champ de vision beaucoup plus petit de 7,5 secondes d'arc, mais avec des pixels beaucoup plus petits, seulement 0,025 par 0,025 seconde d'arc pour exploiter pleinement la résolution exquise.

[2] La turbulence atmosphérique varie avec l'altitude, certaines couches provoquent plus de dégradation du faisceau lumineux des étoiles que d'autres. La technique complexe d'optique adaptative de la tomographie laser vise à corriger principalement la turbulence de ces couches atmosphériques. Un ensemble de couches prédéfinies est sélectionné pour le mode champ étroit MUSE/GALACSI à 0 km (la couche au sol est toujours un contributeur important), à 3, 9 et 14 km d'altitude. L'algorithme de correction est ensuite optimisé pour ces couches afin de permettre aux astronomes d'atteindre une qualité d'image presque aussi bonne qu'avec une étoile guide naturelle et correspondant à la limite théorique du télescope.

Plus d'information

L'ESO est la principale organisation intergouvernementale d'astronomie en Europe et de loin l'observatoire astronomique au sol le plus productif au monde. Elle compte 15 États membres : l'Autriche, la Belgique, la République tchèque, le Danemark, la France, la Finlande, l'Allemagne, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, le Portugal, l'Espagne, la Suède, la Suisse et le Royaume-Uni, ainsi que l'État hôte du Chili et avec L'Australie en tant que partenaire stratégique. L'ESO mène un programme ambitieux axé sur la conception, la construction et l'exploitation de puissantes installations d'observation au sol permettant aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de premier plan dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche astronomique. L'ESO exploite trois sites d'observation uniques de classe mondiale au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le Very Large Telescope et son interféromètre pour Very Large Telescope, leader mondial, ainsi que deux télescopes d'étude, VISTA travaillant dans l'infrarouge et le VLT Survey Telescope à lumière visible. L'ESO est également un partenaire majeur dans deux installations sur Chajnantor, APEX et ALMA, le plus grand projet astronomique existant. Et sur Cerro Armazones, près de Paranal, l'ESO construit l'Extremely Large Telescope de 39 mètres, l'ELT, qui deviendra « le plus grand œil du monde sur le ciel ».


L'optique adaptative inaugure une nouvelle ère dans l'astronomie au sol

SANTA CRUZ, CA -- La technologie d'optique adaptative peut supprimer l'effet de flou de l'atmosphère terrestre qui a longtemps tourmenté les astronomes, permettant aux télescopes au sol d'obtenir une clarté de vision auparavant atteignable uniquement par des instruments spatiaux. Les systèmes d'optique adaptative (AO) actuels sont capables de produire des images supérieures à celles du télescope spatial Hubble en lumière infrarouge.

La technologie a cependant encore des limites. Par exemple, les systèmes d'optique adaptative d'aujourd'hui sur les plus grands télescopes ne sont pas capables de corriger les images en lumière visible. Les systèmes AO avancés actuellement en cours de développement devraient étendre considérablement les applications de l'optique adaptative et seront essentiels pour la prochaine génération de télescopes extrêmement grands actuellement en cours de planification.

« L'optique adaptative fonctionne bien aujourd'hui sur plusieurs grands télescopes, mais pour les télescopes géants du futur, les systèmes d'optique adaptative devront être nettement plus sophistiqués qu'ils ne le sont actuellement », a déclaré Jerry Nelson, directeur du Center for Adaptive Optics ( CfAO), un centre scientifique et technologique de la National Science Foundation (NSF) basé à l'Université de Californie à Santa Cruz. Créé en 1999, le CfAO joue un rôle clé dans l'avancement de la technologie de l'optique adaptative à travers un réseau de partenaires qui comprend des institutions académiques, des laboratoires nationaux et des entreprises des industries connexes.

Déjà, les astronomes ont été enthousiasmés par les résultats obtenus avec les systèmes d'optique adaptative fonctionnant dans certains des principaux observatoires du monde. À l'observatoire W. M. Keck à Hawaï, par exemple, la technologie d'optique adaptative a permis d'améliorer par huit la qualité de l'image, a déclaré le directeur de l'observatoire, Frederic H. Chaffee.

"Lorsque le télescope Keck II a été "équipé" pour la première fois d'optiques adaptatives en 1999, l'effet était aussi spectaculaire que quelqu'un qui a eu une vision 20/150 toute sa vie s'équipe de lunettes et voit le monde avec des yeux 20/20 pour la première fois temps », a déclaré Chaffee. "Avec l'optique adaptative, les télescopes Keck offrent aux astronomes des vues sans précédent des planètes et de leurs lunes, des étoiles proches et des galaxies lointaines. C'est un tout nouvel univers là-bas."

Andrea Ghez, directeur associé du CfAO et professeur d'astronomie et de physique à l'UCLA, utilise le système AO des télescopes Keck pour étudier le trou noir au centre de notre galaxie d'origine, la Voie lactée. Ghez a d'abord démontré l'existence d'un trou noir supermassif au centre galactique en utilisant une technique appelée interférométrie de speckle, un précurseur de l'optique adaptative.

"C'était en quelque sorte l'optique adaptative du pauvre, et elle fournissait des informations très limitées par rapport à ce que nous sommes maintenant en mesure de recueillir à l'aide de l'optique adaptative", a-t-elle déclaré. "Par exemple, nous pouvons maintenant commencer à utiliser la spectroscopie pour comprendre les types d'étoiles situées à proximité du trou noir, et nous obtenons des résultats très surprenants."

Un système d'optique adaptative utilise une source lumineuse ponctuelle comme balise de référence pour mesurer les effets de l'atmosphère. La lumière est analysée par un détecteur, appelé capteur de front d'onde, qui mesure la façon dont les ondes lumineuses ont été déformées lorsqu'elles ont traversé l'atmosphère. La lumière collectée par le télescope est ensuite rebondie sur un miroir déformable qui change de forme pour contrer les distorsions mesurées par le capteur de front d'onde. Un ordinateur à grande vitesse calcule les corrections nécessaires plusieurs centaines de fois par seconde, permettant au système de répondre aux turbulences en constante évolution de l'atmosphère.

La source lumineuse de la balise de référence peut être une étoile brillante dans le ciel - soit la même étoile étudiée, soit une étoile adjacente à l'objet d'intérêt, qui peut être une galaxie lointaine et faible. S'appuyer sur ces étoiles guides "naturelles", cependant, limite les observations AO à la petite fraction du ciel qui est proche des étoiles relativement brillantes - seulement environ 1 pour cent du ciel. Les chercheurs ont donc imaginé des moyens de créer des étoiles guides artificielles à l'aide de lasers puissants.

Cependant, les étoiles guides laser sont encore en cours de perfectionnement et la plupart des observations AO sont toujours effectuées à l'aide d'étoiles guides naturelles. La recherche de planètes et d'autres objets sombres autour des étoiles proches est une application naturelle de cette approche, a déclaré Nelson, directeur de CfAO.

"Une étoile brillante émet beaucoup de lumière qui se diffuse dans l'atmosphère, produisant une brume qui bloque votre capacité à voir des choses faibles à proximité, comme une planète, une naine rouge ou un disque de poussière où des planètes peuvent se former ", a déclaré Nelson.

L'optique adaptative peut être utilisée pour concentrer la lumière des étoiles dans une région plus petite, tout en concentrant en même temps la lumière des objets faibles, ce qui les rend plus faciles à détecter. Cela peut être fait dans une certaine mesure avec les systèmes AO actuels, comme cela a été démontré au début de cette année par des astronomes de l'Université d'Hawaï et de l'UC Berkeley qui ont utilisé les systèmes AO sur les télescopes Gemini North et Keck pour obtenir des images d'une naine brune dans un proche orbite autour de son étoile mère. Les chercheurs travaillent également au développement de systèmes spécialisés « extrêmes AO » spécialement conçus pour ces observations à contraste élevé.

"Vous avez besoin de beaucoup de lumière pour faire cela, donc cela ne fonctionnera qu'autour d'étoiles brillantes. Mais c'est là que nous voulons de toute façon chercher pour trouver des planètes", a déclaré Nelson. "Je pense que dans les deux ou trois prochaines années, nous pouvons nous attendre à des améliorations spectaculaires dans ce domaine."

Actuellement, seul le télescope Shane de 3 mètres de l'observatoire Lick de l'UC possède une étoile de guidage laser opérationnelle que les astronomes utilisent pour les observations. Dans les prochains mois, cependant, les chercheurs prévoient de commencer à utiliser un système d'étoiles de guidage laser récemment installé sur le télescope Keck II de 10 mètres. Les chercheurs du CfAO de l'UCSC et du Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL) travaillent avec le personnel de l'observatoire pour intégrer le laser au système Keck AO et optimiser ses performances.

"L'étoile guide laser nous permet de faire des observations n'importe où dans le ciel en utilisant l'optique adaptative", a déclaré Claire Max, directrice associée du CfAO.

Max, professeur d'astronomie et d'astrophysique à l'UCSC avec une nomination conjointe à LLNL, a dirigé les équipes LLNL qui ont développé des étoiles de guidage laser pour les observatoires Lick et Keck. Le système Lick AO a également été construit par son groupe à LLNL, et le système Keck AO a été construit dans le cadre d'un partenariat entre LLNL et l'Observatoire Keck.

Chez Lick et Keck, un laser puissant réglé sur la longueur d'onde à laquelle les atomes de sodium absorbent et émettent de la lumière est utilisé pour créer un point lumineux dans une couche riche en sodium de la haute atmosphère. Cette étoile artificielle n'est pas visible à l'œil nu, mais elle fournit suffisamment de lumière pour que le capteur de front d'onde du système AO puisse l'analyser. Cependant, la construction de lasers spécialisés est coûteuse et leur fonctionnement peut être difficile.

"Ce sont vraiment des prototypes, et nous devons développer une meilleure technologie laser pour la rendre largement utile à plus d'observatoires", a déclaré Max.

La pointe de la technologie d'optique adaptative est un domaine appelé AO multi-conjugué, qui nécessite plusieurs balises laser dans le ciel. Il y a de nombreux défis à surmonter, mais Nelson a prédit qu'un système AO multi-conjugué sera en place sur le télescope Gemini South dans environ 5 ans.

« La conception de systèmes d'AO multi-conjugués est une priorité élevée pour le CfAO », a déclaré Nelson. « Au niveau qualitatif, nous comprenons comment construire un de ces systèmes, mais ce ne sera pas facile. Les outils analytiques sont loin d'être complets, et la technologie pour les miroirs et les lasers est également très exigeante. Mais c'est le seul moyen raisonnable de construire des systèmes AO pour les télescopes géants avec des miroirs de 30 ou 50 mètres qui sont prévus pour l'avenir."

En attendant, les chercheurs sont impatients de commencer à utiliser l'étoile guide laser de Keck, en particulier ceux qui étudient des galaxies lointaines extrêmement faibles. Les astronomes James Larkin de l'UCLA et David Koo et Eric Steinbring de l'UCSC ont utilisé le système Keck AO avec des étoiles guides naturelles pour étudier une poignée de galaxies lointaines, dont certaines avaient déjà été imagées par le télescope spatial Hubble (HST). HST et Keck fournissent des informations complémentaires, car le HST fonctionne mieux pour l'imagerie de la lumière visible, ou des longueurs d'onde "optiques", tandis que l'optique adaptative fonctionne mieux aux longueurs d'onde proches de l'infrarouge.

"Avec l'optique adaptative, les télescopes Keck peuvent surpasser le Hubble dans le proche infrarouge, ce qui signifie que nous pouvons désormais regarder ces galaxies très éloignées non seulement dans la gamme optique avec le Hubble, mais aussi avec la même précision et la même netteté dans le proche infrarouge avec Keck », a déclaré Koo, professeur d'astronomie et d'astrophysique à l'UCSC.

Ceci est important car l'effet de décalage vers le rouge, par lequel la lumière d'objets distants est déplacée vers des longueurs d'onde plus longues par l'expansion de l'univers, fait que la lumière visible émise à l'origine par ces galaxies lointaines est décalée dans le proche infrarouge au moment où elle atteint la Terre.

"Lorsque vous regardez dans le proche infrarouge avec une optique adaptative, vous voyez la lumière visible d'origine de ces galaxies, tandis que les images optiques de Hubble sont en fait la lumière ultraviolette d'origine", a déclaré Steinbring, chercheur postdoctoral travaillant avec Koo.

La netteté, ou la résolution, des images Keck AO est juste assez bonne pour distinguer les caractéristiques structurelles importantes des galaxies, telles que les bras spiraux et les renflements centraux, a déclaré Koo. Avec l'étoile guide laser, les astronomes obtiendront la même résolution dans tout le ciel, ce qui leur permettra d'étudier de nombreuses galaxies plus éloignées, rassemblant des indices précieux sur les processus impliqués dans la formation des galaxies. Le petit échantillon étudié jusqu'à présent ne fournit pas beaucoup d'informations sur la formation des galaxies, mais il montre que l'optique adaptative est un outil très puissant pour étudier les galaxies faibles, a déclaré Steinbring.

"Au début, il n'était pas évident que cela fonctionnerait, c'est donc passionnant que nous puissions le faire à partir de télescopes au sol", a-t-il déclaré.


Le Very Large Telescope de l'ESO fournit désormais de meilleures images que le Hubble

Le très grand télescope (VLT) de l'Observatoire européen austral (ESO) dispose d'un nouveau mode d'optique adaptative, qui leur permet désormais d'obtenir des images meilleures et plus nettes que le Hubble !

En haut de cet article se trouve leur nouvelle image de Neptune, comparez-la avec l'image de Hubble :

Le fait est que le VLT est 4 fois plus grand que le Hubble, mais en raison de sa localisation sur Terre, il doit faire face à de nombreuses turbulences atmosphériques, ce qui rend les images spatiales floues. Les systèmes d'optique adaptative changent vraiment la donne ici, en utilisant des "étoiles de guidage laser" artificielles pour compenser ces turbulences.

Comparez la nouvelle image avec celle prise sans utiliser l'optique adaptative :

Wow, quelle différence ça fait !

Pour y parvenir, l'observatoire projette quatre puissants lasers dans le ciel, afin de créer des étoiles artificielles et de surveiller comment elles sont déformées par les turbulences atmosphériques :

WoW, c'est incroyable qu'ils y soient parvenus avec un télescope au sol ! J'ai hâte de voir d'autres objets.

une réponse à: Alien Abduct
Ils ont également publié cette image comparative d'un amas d'étoiles :

Encart du milieu : sans optique adaptative, encart à droite : avec optique adaptative.

Pour y parvenir, l'observatoire projette quatre puissants lasers dans le ciel, afin de créer des étoiles artificielles et de surveiller comment elles sont déformées par les turbulences atmosphériques :

Des gars intelligents. C'est merveilleux ce que font ces scientifiques et Dieu merci, ils ont le financement pour repousser les limites. Le VLT pourrait changer notre façon de voir l'univers comme l'a fait Hubble. Ce n'est que récemment qu'ils ont publié une image d'une planète au début de sa vie. J'attends avec impatience les nouvelles images et leur mise au point ingénieux.

une réponse à : Kandinsky
I can't wait for when ESO's Extremely Large Telescope goes into service. It will have a primary mirror of nearly 40 meters in diameter (The Hubble's is only 2 m, and VLT's 8 m). It will already exceed Hubble's resolution, but with this new mode of adaptive optics, the results would be unimaginably better. Since this new mode practically removes any atmospheric influence, it would be like having a 40-meter space telescope!

Thanks for those extra tidbits, I am just stunned! I love this! That video is friggin jaw dropping it really puts it into perspective. Just fascinating S&F

It makes the mouth water, doesn't it? I was just reading around their achievements and wondering if they'll be doing any 'signs of life' searches? Imagine when the James Webb is fully active and something like this ELT in tandem? Will the ELT be used for similar pursuits?

Hubble's an old girl now so no surprise technology is passing her by , nice to see ESO making advancements in ground based technology and getting results that exceed space based options given the failure by NASA to get JWST off the ground.

It makes the mouth water, doesn't it? I was just reading around their achievements and wondering if they'll be doing any 'signs of life' searches? Imagine when the James Webb is fully active and something like this ELT in tandem? Will the ELT be used for similar pursuits?

I saw the ESO have done work (years ago) analysing the composition of space within galaxies. It made me wonder if this new level of accuracy will aid the refraction of exoplanetary atmospheres for signs of life. Not just production of heavy metals associated with technology, but mainly for signals of Cambrian explosions and so forth. Yeah, I know these may well be very, very rare, but more likely than technologies.

Any/every technological world will have passed through some kind of atmospheric process towards being habitable. Based on our sample of one (lol), we can expect the process of oxygenating an atmosphere to occupy a larger period of time than developing technology or smelting metals. Looking for Goldilocks atmospheres could be a lot of fun.


Author information

Present address: Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Adolfo Ibáñez, Peñalolén, Chile

Affiliations

Departamento de Astronomía, Universidad de Chile, Las Condes, Chile

James S. Jenkins, Matías R. Díaz, Nicolás T. Kurtovic, Jose I. Vines, Pablo A. Peña Rojas & Pía Cortés-Zuleta

Centro de Astrofísica y Tecnologías Afines (CATA), Santiago, Chile

James S. Jenkins & Matías R. Díaz

Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD, USA

Center of Astro-Engineering UC, Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile

Rafael Brahm & Pascal Torres

Millennium Institute for Astrophysics, Santiago, Chile

Rafael Brahm & Andrés Jordán

School of Physics and Astronomy, Queen Mary University of London, London, UK

NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, USA

Department of Physics, University of Warwick, Coventry, UK

George W. King, Peter J. Wheatley, David J. Armstrong, Daniel Bayliss, Edward M. Bryant, Benjamin F. Cooke, Emma Foxell, Boris T. Gänsicke, Samuel Gill, James A. G. Jackman, Tom Louden, James McCormac, Don Pollacco, Simon. R. Walker & Richard G. West

Centre for Exoplanets and Habitability, University of Warwick, Coventry, UK

George W. King, Peter J. Wheatley, David J. Armstrong, Edward M. Bryant, Benjamin F. Cooke, Emma Foxell, Samuel Gill, James A. G. Jackman, Tom Louden, James McCormac, Don Pollacco & Richard G. West

Department of Astrophysical Sciences, Princeton University, Princeton, NJ, USA

NASA Exoplanet Science Institute, Caltech, Pasadena, CA, USA

David R. Ciardi, Charles A. Beichman & Jessie L. Christiansen

Department of Physics and Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, MA, USA

George Ricker, Sara Seager, Christopher J. Burke, Jesus Noel Villaseñor, Michael Vezie & Maximilian N. Günther

Royal Observatory of Belgium, Brussels, Belgium

Center for Astrophysics | Harvard and Smithsonian, Cambridge, MA, USA

David W. Latham, Allyson Bieryla, Samuel N. Quinn & Karen A. Collins

Department of Earth and Planetary Sciences, Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, MA, USA

NASA Ames Research Center, Moffett Field, CA, USA

Jon M. Jenkins, Christopher E. Henze, Todd C. Klaus, Sean McCauliff & Jack J. Lissauer

Department of Astronomy, The University of Tokyo, Tokyo, Japan

Mayuko Mori, Motohide Tamura & Jerome Pitogo de Leon

Komaba Institute for Science, The University of Tokyo, Tokyo, Japan

Astrobiology Center, Tokyo, Japan

Norio Narita & Motohide Tamura

National Astronomical Observatory of Japan, Tokyo, Japan

Norio Narita & Motohide Tamura

Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), Tenerife, Spain

Norio Narita & Enric Palle

Department of Physics, Kyoto Sangyo University, Kyoto, Japan

George Mason University, Fairfax, VA, USA

Campo Catino Astronomical Observatory, Guarcino, Italy

Giovanni Isopi, Franco Mallia & Andrea Ercolino

Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto, Toronto, Ontario, Canada

Centre for Planetary Sciences, Department of Physical and Environmental Sciences, University of Toronto at Scarborough, Toronto, Ontario, Canada

Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Adolfo Ibáñez, Peñalolén, Chile

Department of Physics and Astronomy, University of Leicester, Leicester, UK

Jack S. Acton, Claudia Belardi, Matthew R. Burleigh, Sarah L. Casewell, Michael R. Goad, Liam Raynard & Rosanna H. Tilbrook

Observatoire de Genéve, Université de Genéve, Sauverny, Switzerland

François Bouchy, Louise D. Nielsen, Oliver Turner & Stéphane Udry

Institute of Planetary Research, German Aerospace Center, Berlin, Germany

Juan Cabrera, Philipp Eigmüller, Anders Erikson, Heike Rauer, Alexis M. S. Smith & Ruth Titz-Weider

Center for Astronomy and Astrophysics, TU Berlin, Berlin, Germany

Alexander Chaushev & Heike Rauer

Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, Cambridge, UK

Edward Gillen & Didier Queloz

Astrophysics Research Centre, School of Mathematics and Physics, Queen’s University Belfast, Belfast, UK

Matthew J. Hooton & Christopher A. Watson

Instituto de Astronomía, Universidad Católica del Norte, Antofagasta, Chile

Institute of Geological Sciences, FU Berlin, Berlin, Germany

Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna (ULL), Tenerife, Spain

Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Toronto, Toronto, Ontario, Canada

Department of Physics and Astronomy, The University of North Carolina at Chapel Hill, Chapel Hill, NC, USA

Nicholas Law & Andrew W. Mann

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Contributions

J.S.J. led the TESS precision radial-velocity follow-up programme, selection of the targets, analysis and project coordination, and wrote the bulk of the paper. M.D., N.T. and R.B. performed the HARPS radial-velocity observations, P.T. observed the star with Coralie and M.D. analysed the activity data from these sources. N.E. performed the global modelling, with P.C.-Z. performing the TTV analysis, and R.B., M.G.S. and A.B. performing the stellar characterization using the spectra and evolutionary models. P.A.P.R. worked on the EMPEROR code and assisted in fitting the HARPS radial velocities. E.D.L. created a structure model for the planet, and in addition to G.W.K. and P.J.W., performed photoevaporation modelling. J.N.W. performed analysis of the system parameters. D.R.C. led the Keck NIRC2 observations and analysis. G.R., R.V., D.W.L., S.S. and J.M.J. have been leading the TESS project, observations, organization of the mission, processing of the data, organization of the working groups, selection of the targets and dissemination of the data products. C.E.H., S.M. and T.K. worked on the SPOC data pipeline. C.J.B. was a member of the TOI discovery team. S.N.Q. contributed to TOI vetting, TFOP organization and TRES spectral analysis. J.L. and C.P. helped with the interpretation of the system formation and evolution. K.A.C. contributed to TOI vetting, TFOP organization, and TFOP SG1 ground-based time-series photometry analysis. G.I., F.M., A.E., K.I.C., M.M., N.N., T.N. and J.P.L. contributed TFOP SG1 observations. J.S.A., D.J.A., D.B., F.B., C.B., E.M.B., M.R.B., J.C., S.L.C., A.C., B.F.C., P.E., A.E., E.F., B.T.G., S.G., E.G., M.N.G., M.R.G., M.J.H., J.A.G.J., T.L., J.M., M.M., L.D.N., D.P., D.Q., H.R., L.R., A.M.S.S., R.H.T., R.T.-W., O.T., S.U., J.I.V., S.R.W., C.A.W., R.G.W., P.J.W. and G.W.K. are part of the NGTS consortium who provided follow-up observations to confirm the planet. E.P. and J.J.L. helped with the interpretation of the result. C.B. performed the observations at SOAR and reduced the data, C.Z. performed the data analysis, and N.L. and A.W.M. assisted in the survey proposal, analysis and telescope time acquisition. All authors contributed to the paper.

Corresponding author


Astronomy Final Exam

The Orion Nebula is about 1600 light years away from Earth. You need to know that but it may not be in the book, so it is provided in this problem.

the mass of the cloud increases as it collapses

total gravitational force is a conserved quantity

Stays constant at all times

gradually becomes stronger

kinetic energy being converted to radiative energy

thermal energy being converted to radiative energy

A. the quantum state of one particle instantaneously determines the quantum state of its entangled particle even if it is far away.

B. the quantum states of entangled particles exists even before any measurement is made.

A. The planet must be geologically active, that is, have volcanoes, planetquakes, and erosion from weather.

B. The planet must have an atmosphere.

C. The planet must have a molten interior.

D. The planet must have a rocky surface.

A. the distance from the Sun where temperatures were low enough for hydrogen and helium to condense, between the present-day orbits of Jupiter and Saturn

B. the distance from the Sun where temperatures were low enough for metals to condense, between the Sun and the present-day orbit of Mercury

C. the distance from the Sun where temperatures were low enough for rocks to condense, between the present-day orbits of Mercury and Venus

D. the distance from the Sun where temperatures were low enough for asteroids to form, between the present-day orbits of Venus and Earth


The Resolution of a Telescope

In addition to gathering as much light as they can, astronomers also want to have the sharpest images possible. Resolution refers to the precision of detail present in an image: that is, the smallest features that can be distinguished. Astronomers are always eager to make out more detail in the images they study, whether they are following the weather on Jupiter or trying to peer into the violent heart of a &ldquocannibal galaxy&rdquo that recently ate its neighbor for lunch.

One factor that determines how good the resolution will be is the size of the telescope. Larger apertures produce sharper images. Until very recently, however, visible-light and infrared telescopes on Earth&rsquos surface could not produce images as sharp as the theory of light said they should.

The problem&mdashas we saw earlier in this chapter&mdashis our planet&rsquos atmosphere, which is turbulent. It contains many small-scale blobs or cells of gas that range in size from inches to several feet. Each cell has a slightly different temperature from its neighbor, and each cell acts like a lens, bending (refracting) the path of the light by a small amount. This bending slightly changes the position where each light ray finally reaches the detector in a telescope. The cells of air are in motion, constantly being blown through the light path of the telescope by winds, often in different directions at different altitudes. As a result, the path followed by the light is constantly changing.

For an analogy, think about watching a parade from a window high up in a skyscraper. You decide to throw some confetti down toward the marchers. Even if you drop a handful all at the same time and in the same direction, air currents will toss the pieces around, and they will reach the ground at different places. As we described earlier, we can think of the light from the stars as a series of parallel beams, each making its way through the atmosphere. Each path will be slightly different, and each will reach the detector of the telescope at a slightly different place. The result is a blurred image, and because the cells are being blown by the wind, the nature of the blur will change many times each second. You have probably noticed this effect as the &ldquotwinkling&rdquo of stars seen from Earth. The light beams are bent enough that part of the time they reach your eye, and part of the time some of them miss, thereby making the star seem to vary in brightness. In space, however, the light of the stars is steady.

Astronomers search the world for locations where the amount of atmospheric blurring, or turbulence, is as small as possible. It turns out that the best sites are in coastal mountain ranges and on isolated volcanic peaks in the middle of an ocean. Air that has flowed long distances over water before it encounters land is especially stable.

The resolution of an image is measured in units of angle on the sky, typically in units of arcseconds. One arcsecond is 1/3600 degree, and there are 360 degrees in a full circle. So we are talking about tiny angles on the sky. To give you a sense of just how tiny, we might note that 1 arcsecond is how big a quarter would look when seen from a distance of 5 kilometers. The best images obtained from the ground with traditional techniques reveal details as small as several tenths of an arcsecond across. This image size is remarkably good. One of the main reasons for launching the Hubble Space Telescope was to escape Earth&rsquos atmosphere and obtain even sharper images.

But since we can&rsquot put every telescope into space, astronomers have devised a technique called adaptive optics that can beat Earth&rsquos atmosphere at its own game of blurring. This technique (which is most effective in the infrared region of the spectrum with our current technology) makes use of a small flexible mirror placed in the beam of a telescope. A sensor measures how much the atmosphere has distorted the image, and as often as 500 times per second, it sends instructions to the flexible mirror on how to change shape in order to compensate for distortions produced by the atmosphere. The light is thus brought back to an almost perfectly sharp focus at the detector. Figure (PageIndex<7>) shows just how effective this technique is. With adaptive optics, ground-based telescopes can achieve resolutions of 0.1 arcsecond or a little better in the infrared region of the spectrum. This impressive figure is the equivalent of the resolution that the Hubble Space Telescope achieves in the visible-light region of the spectrum.

Figure (PageIndex<7>) Power of Adaptive Optics. One of the clearest pictures of Jupiter ever taken from the ground, this image was produced with adaptive optics using an 8-meter-diameter telescope at the Very Large Telescope in Chile. Adaptive optics uses infrared wavelengths to remove atmospheric blurring, resulting in a much clearer image. (credit: modification of work by ESO, F.Marchis, M.Wong (UC Berkeley) E.Marchetti, P.Amico, S.Tordo (ESO))

how astronomers really use telescopes

In the popular view (and some bad movies), an astronomer spends most nights in a cold observatory peering through a telescope, but this is not very accurate today. Most astronomers do not live at observatories, but near the universities or laboratories where they work. An astronomer might spend only a week or so each year observing at the telescope and the rest of the time measuring or analyzing the data acquired from large project collaborations and dedicated surveys. Many astronomers use radio telescopes for space experiments, which work just as well during the daylight hours. Still others work at purely theoretical problems using supercomputers and never observe at a telescope of any kind.

Even when astronomers are observing with large telescopes, they seldom peer through them. Electronic detectors permanently record the data for detailed analysis later. At some observatories, observations may be made remotely, with the astronomer sitting at a computer thousands of miles away from the telescope.

Time on major telescopes is at a premium, and an observatory director will typically receive many more requests for telescope time than can be accommodated during the year. Astronomers must therefore write a convincing proposal explaining how they would like to use the telescope and why their observations will be important to the progress of astronomy. A committee of astronomers is then asked to judge and rank the proposals, and time is assigned only to those with the greatest merit. Even if your proposal is among the high-rated ones, you may have to wait many months for your turn. If the skies are cloudy on the nights you have been assigned, it may be more than a year before you get another chance.

Some older astronomers still remember long, cold nights spent alone in an observatory dome, with only music from a tape recorder or an all-night radio station for company. The sight of the stars shining brilliantly hour after hour through the open slit in the observatory dome was unforgettable. So, too, was the relief as the first pale light of dawn announced the end of a 12-hour observation session. Astronomy is much easier today, with teams of observers working together, often at their computers, in a warm room. Those who are more nostalgic, however, might argue that some of the romance has gone from the field, too.

Summary

New technologies for creating and supporting lightweight mirrors have led to the construction of a number of large telescopes since 1990. The site for an astronomical observatory must be carefully chosen for clear weather, dark skies, low water vapor, and excellent atmospheric seeing (low atmospheric turbulence). The resolution of a visible-light or infrared telescope is degraded by turbulence in Earth&rsquos atmosphere. The technique of adaptive optics, however, can make corrections for this turbulence in real time and produce exquisitely detailed images.


Voir la vidéo: œil et voies optiques 2: Optique, vision et photo-transduction- Système neuro sensoriel. (Juillet 2021).