Adriano Guarnieri Bologna recepty

GTC (Gran Telescopio Canarias) je dalekohled pro viditelnou a infračervenou oblast s primárním dalekohledem o průměru 10,4 m, který je instalován na Observatorio del Roque de Los Muchachos (ORM) na La Palmě. V červenci loňského roku zaznamenala sonda First Light, která vykazovala velmi slibné chování. Velmi dobrá kvalita obrazu dosažená již v rané fázi uvádění dalekohledu do provozu je přímým důsledkem kvality jeho optiky, vysoké kvality výkony jeho primárního systému řízení zrcadel a vysoce technicky vyspělé konstrukce dalekohledu a servosystému. V současné době postupujeme s uváděním dalekohledu do provozu, jehož první výsledky jsou prezentovány zde. Dva vědecké přístroje Day One: OSIRIS a CanariCam jsou připravovány k instalaci a uvedení do provozu na dalekohledu. Vědecké ověřování je plánováno na konec a pravidelný provoz do března

Observatoř Large Binocular Telescope (LBT) je výsledkem spolupráce mezi institucemi v Arizoně, Německu, Itálii, Indianě, Minnesotě, Ohiu a Virginii. Dalekohled na Mt. Graham v jihovýchodní Arizoně používá primární zrcadla o průměru 2 metry namontovaná vedle sebe, aby vytvořila sběrnou plochu ekvivalentní metru kruhové apertury. Jedinečnou vlastností LBT je, že světlo ze dvou primárních zrcadel lze kombinovat a vytvářet tak zobrazení pomocí technologie Phased Array v rozšířeném poli. Tento koherentní Zobrazování spolu s adaptivní optikou dává dalekohledu difrakční rozlišení metrového dalekohledu. Popíšeme vědecké výsledky a technické výzvy monokulárního zobrazování s primárním ohniskem počínaje podzimem Binokulární zobrazování se dvěma společně zaostřenými kamerami s primárním ohniskem začalo na podzim Instalace pevného (neadaptivního) sekundárního zrcadla nastala na jaře, v době příchodu prvního gregoriánského spektrometru. Dalekohled bude používat dvě adaptivní sekundáry F/15 ke korekci atmosférických turbulencí. První z těchto adaptivních zrcadel se nyní testuje v Itálii a je plánováno na dalekohled v rámci Summer

Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST) je inovativní projekt dalekohledu s velkou aperturou (efektivní ve 4 metrech) a širokým zorným polem (5 stupňů) pro dosažení spektroskopického pozorování ve velkém měřítku. Jedná se o horizontální poledník odrážející Schmidtovu stupnici konfigurace realizovaná aktivní deformovatelnou Schmidtovou deskou. Pro dosažení tak ambiciózního projektu s omezeným rozpočtem jsou segmentovány jak jeho primární zrcadlo (m × m), tak Schmidtova deska (m × m). Očekává se, že projekt LAMOST bude dokončen před koncem roku Montáž a testování celého dalekohledu a 16 spektrografů s optickými vlákny v jeho ohniskové rovině bude dokončena v srpnu Pouze s částečnou aperturou, více než optickými vlákny a jedním spektrografem, bylo provedeno vědecké uvedení do provozu a byly získány některé předběžné výsledky. Tento článek představuje pokrok projektu LAMOST v průběhu a , a prezentuje úspěchy v jeho technologii, která je užitečná i pro budoucí extrémně velké dalekohledy.

Projekt dalekohledu Large Synoptic Survey Telescope je partnerstvím veřejného a soukromého sektoru, které úspěšně dokončilo koncepční návrh svého širokoúhlého pozemního průzkumného systému a zahájila několik dlouhodobých stavebních činností s využitím soukromých finančních prostředků. Dalekohled má 3-zrcadlový širokoúhlý optický systém s metrovým primárním, metrovým sekundárním a 5 metrovým terciárním zrcadlem. Reflexní optika napájí tři refrakční členy a 64 cm gigapixelovou kameru. Dalekohled bude umístěn na vrcholu hory Cerro Pachón v Chile. Systém správy dat LSST bude redukovat, přenášet, upozorňovat, archivovat zhruba 15 terabajtů dat vyprodukovaných každou noc a poskytovat surová a katalogová data hromadící se v průměru 7 petabajtů za rok komunitě bez jakéhokoli proprietárního období. Tato přehlídka poskytne souvislé překrývající se snímky 20 čtverečních stupňů oblohy v 6 pásech optických filtrů pokrývajících vlnové délky od do nm. Projekt nadále přitahuje institucionální partnery a získal nefederální finanční prostředky dostatečné k vybudování primárního zrcadla, které již probíhá na Arizonské univerzitě, a k jeho financování detektor prototypu, dvě z nejdelších olověných položek v LSST. Projekt předložil návrh na výstavbu do programu National Science Foundation Major Research Equipment and Facilities Construction (MREFC) a připravuje se na povolení financování.

Pomocí pole sedmimetrových antén na Havaji jsme provedli krátká pozorování několika kup galaxií pomocí Sunjajevova-Zeldovičova jevu na vlnové délce 3 mm v roce Pozorování byla provedena s rozlišením 6 ', a pro optimalizaci detekce jsme zvolili masivní kupy s nízkým rudým posuvem (z=). Hlavní kontaminace dat pochází z instrumentálního offsetu a pozemního snímání. Výsledky si ukážeme na jednoduchém pozorovacím schématu přepínání on source - off source. Kromě toho byla také zkoumána výkonnost širokopásmového analogového 4-lag korelátoru.

ASTE je m submilimetrový dalekohled pracující v Atacamě poušť v severním Chile od té doby NAOJ a kolaboranti. Díky vynikajícím pozorovacím podmínkám v místě dalekohledu ASTE produkuje řadu astronomických výsledků z oblastí zrodu hvězd, galaktického středu, Magellanových oblaků, blízkých galaxií a kup galaxií. V průběhu let došlo ke třem hlavním vylepšením: kamera kontinua "AzTEC", nový přijímač SIS "CATS" a širokopásmový spektrometr "WHSF". AzTEC je pole boometrů na GHz, vyvinuté University of Massachusetts a spolupracovníky. Rychlost mapování dosahuje arcmin ² /h/mJy ² . CATS je SIS přijímač pro separaci postranního pásma (2SB) vyvinutý Tokijskou univerzitou a NAOJ. Šířka pásma IF je 4 GHz s potlačením postranního pásma lepším než 10 dB. Dosáhli jsme typické systémové šumové teploty K (SSB) v GHz, přičemž nejlepší hodnota je K (SSB) na frekvenci ¹² CO(J=) na GHz za typického počasí podmínka. Nový spektrometr WHSF využívá autokorelátor typu FX, ultra-vysokorychlostní vzorkovač a digitální vysílač signálu. Lze jej provozovat ve dvou režimech; Šířka pásma MHz × 2 IF nebo šířka pásma MHz × 4 IF, obě s kanály ve spektrálním rozlišení.

Vzhledem k tomu, že dalekohled LMT (Large Millimeter Telescope) pokračoval ve vývoji směrem k vědeckým operacím, došlo k předběžnému uvedení řídicího systému dalekohledu do provozu. Představujeme architekturu řídicího systému LMT spolu s počátečními výsledky uvedení servopohonného systému LMT do provozu. Systém azimutálního pohonu LMT je mechanismus kola na dráze se šestnácti samostatně poháněnými koly na kruhové dráze. Systém elevačního pohonu se skládá ze dvou hlavních převodových oblouků, z nichž každý je poháněn dvěma pastorky. Všech dvacet pohonů (šestnáct v azimutu a čtyři v elevaci) se skládá z motoru a převodovky. Tyto pohony jsou řízeny plně digitálním servosystém, který je rozdělen na řídicí jednotku pohonu, která se skládá ze servozesilovačů a vestavěného PLC, které implementuje sdílení točivého momentu a bezpečnostní blokování, a anténní řídicí jednotku, která implementuje servo řídicí smyčky a astronomické sledování. Výsledky počátečního uvedení servopohonného systému LMT do provozu zahrnují pohyb v celém rozsahu v azimutu a elevaci, efekty svařování azimutové dráhy, efekty vyrovnání ráfků elevačního kola, vyvážení elevace, příspěvek tření k chybám serva a počáteční přesnost sledování.

Společnost AMOS SA získala zakázku na návrh, výrobu, montáž, testy a instalaci na místě (Nainital, lokalita Devasthal v nadmořské výšce mm) 3,6 m optického dalekohledu pro ARIES (Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences), Nainital (Indie). Tento článek popisuje optomechanickou konstrukci tohoto dalekohledu a prezentuje přijatá řešení AMOS, aby splnil specifické požadavky. Dalekohled má Ritchey-Chrétienovu optickou konfiguraci s Cassegrainovým ohniskem vybavenou jedním axiálním portem a dvěma bočními porty. Primární zrcadlo je meniskové aktivní zrcadlo.

Hobby-Eberly Telescope (HET) je inovativní velký dalekohled s metrovou aperturou, který se nachází v západním Texasu na McDonaldově observatoři. HET pracuje s pevně segmentovaným primárním a má tracker, který pohybuje čtyřzrcadlovým korektorem a přístrojovým balíčkem s primárním zaostřením pro sledování siderických a nesiderických pohybů objektů. V současné době probíhá zásadní modernizace přístroje HET, která podstatně zvětší zorné pole výměnou korektoru, trackeru a soupravy přístrojů s primárním zaostřením. Kromě podpory stávající sady přístrojů bude tento upgrade širokého pole napájet nový revoluční spektrograf pro celé pole nazvaný VIRUS, který bude podporovat dalekohled Hobby-Eberly Telescope Dark Energy Experiment (HETDEX). Tento článek pojednává o současném stavu této aktualizace.

Globální dalekohled Las Cumbres Observatory Global Telescope (LCOGT) nově definuje funkci robotických dalekohledů tím, že rozmístí měřicí dalekohledy, které fungují jako vysoce propojené inteligentní přístroje. Měřicí dalekohledy (P4) jsou optimalizovány pro rychlé a přesné získávání a sledování objektů. To minimalizuje dobu odezvy a umožňuje využití nástroje. Jeden P4 může nezávisle provádět více vědeckých programů současně nebo se spojit s dalšími P4 pro hlubší nebo vícebarevná pozorování jednoho cíle. Inteligentní řídicí software optimalizuje plán pozorování pro každý jednotlivý dalekohled a celou síť. LCOGT rozmisťuje po celém světě 6 síťových klastrů skládajících se ze čtyř P4, které poskytují kapacitu a všestrannost nad rámec klasické observatoře. Každý P4 má nulový prokluz, žádné systémy tření bez vůle a je V současné době dosahuje rychlosti otáčení 20 stupňů/s. Slepé ukazování je v současné době 8 úhlových rychlostí RMS. Při použití rutiny získávání AG bude mít disk opakovatelné ukazování s úhlovou délkou do 12 sekund z libovolného místa na obloze. Mezi další funkce patří korekce větrného bufetu, rychlá termalizace, duální automatické naváděče, nové skenovací ploché polní zařízení, velká kapacita přístrojů 20 kg, vysokorychlostní měnič přístrojů a tuhý držák s děleným prstencem.

eSMA ("rozšířená SMA") kombinuje SMA, JCMT a CSO do jednoho zařízení, což poskytuje zvýšenou citlivost a prostorové rozlišení díky větší sběrné ploše na nejdelších základnách. Dokud nebude ALMA provedena první vědecká pozorování (), bude eSMA zařízením schopným pozorování s nejvyšším úhlovým rozlišením na GHz. Nárůst citlivosti a rozlišení přinese nové poznatky v různých oblastech, jako jsou protoplanetární / přechodové disky, tvorba hvězd s vysokou hmotností, sluneční soustava tělesa, blízké galaxie a galaxie s vysokým Z. Proto je eSMA důležitým zařízením pro přípravu základů pro ALMA a školení vědců v těchto technikách. Během posledních dvou let, a zejména od listopadu, došlo k podstatnému pokroku směrem k tomu, aby se eSMA stal funkčním interferometrem. Konkrétně (i) v JCMT a CSO byly instalovány nové GHz přijímače, které odpovídají schopnostem systému SMA; (ii) byly provedeny četné zkoušky kalibrace přijímače, korelátoru a základní kalibrace za účelem stanovení a zohlednění účinků vyplývajících z rozdílů mezi třemi typy antén; (iii) První proužky na GHz byly získány 30. srpna a pole vstoupilo do fáze vědeckého ověření. Informujeme o charakteristikách eSMA a jeho naměřeném výkonu v GHz a očekávaném v GHz. Prezentujeme také výsledky uvedení do provozu a některé počáteční vědecko-verifikace pozorování, včetně prvního měření absorpce poměru C/CO v galaxii v galaxii z=, která se nachází podél zorného pole na čočkovitý kvasar PKS, a na zobrazení vibračně excitované čáry HCN směrem k IRC+

Jako jeden z předběžných výzkumných projektů čínského ELT je 30m RIT - Ring Interferometric Telescope simulován a předběžně navržen na Yunnan Astronomical Observatory, CAS. Simulace 30m RIT jsou zahrnuty zejména následovně: PSF transformace a kvalita obrazu v režimu omezených fotonů, aktivní režim řízení primárního prstencového zrcadla, fázovací režim 30m segmentovaného prstencového zrcadla, turbulentní atmosféra a adaptivní optika atd. Tento článek také představuje některé předběžné výsledky návrhu 30m RIT, jako je optický návrh, koncepční návrh krytu. V tomto článku jsou také představeny astronomické experimenty s omezeným počtem případů a difrakčního limitu případu. Prsten Na vstupní pupili metrového dalekohledu byla nasazena aperturní maska, tímto "prstencovým dalekohledem" byly pozorovány skutečné astronomické objekty a rekonstruovány zobrazovacími technikami s vysokým rozlišením, jako je maskování skvrn, iterativní posun a metody sčítání. Těmito astronomickými experimenty byla prokázána schopnost difrakčního zobrazování a schopnost plného pokrytí u-v prstencovou aperturou.

Představujeme stav projektu Sardinský radioteleskop (SRT), nového univerzálního, plně řiditelného parabolického radioteleskopu o průměru 64 m, který je schopen pracovat s vysokou účinností v kmitočtovém rozsahu GHz. Přístroj je výsledkem vědecké a technické spolupráce mezi třemi strukturami italského Národního institutu pro astrofyziku (INAF): Institutem radioastronomie v Bologni, Astronomickou observatoří v Cagliari (na Sardinii) a astrofyzikální observatoří Arcetri ve Florencii. Financující agentury jsou italské Ministerstvo školství a vědeckého výzkumu, regionální vláda Sardinie a Italská kosmická agentura (ASI), které se nedávno znovu připojily k projektu. Observatoř dalekohledu se nachází asi 35 km severně od Cagliari. Radioteleskop má tvarovanou gregoriánskou optickou konfiguraci se sekundárním zrcadlem o průměru m a doplňkovými zrcadly BWG (Beam-Waveguide). Se čtyřmi možnými ohniskovými pozicemi (primární, gregoriánská a dvě BWG) bude SRT schopen přidělit až 20 dálkově ovladatelných přijímačů. Jednou z nejpokročilejších technických vlastností SRT je aktivní povrch: primární zrcadlo bude složeno z panelů podporovaných elektromechanickými aktuátory digitálně řízenými pro kompenzaci gravitačních deformací. S dokončením základů na jaře vstoupil projekt SRT do závěrečné fáze výstavby. Tento článek informuje o nejnovějších pokrocích v projektu SRT.

Vibrace se stávají stále důležitějšími při navrhování konstrukcí dalekohledů, protože tyto struktury se stávají většími a poddajnějšími a zahrnují systémy ovládání s větší šířkou pásma. Tento článek popisuje metody tlumení vibrací dostupné pro současnou a budoucí implementaci a porovnává jejich účinnost pro model dalekohledu LSST (Large Synoptic Survey Telescope), což je konstrukce, která je ve skutečnosti tužší než většina velkých dalekohledů. Přestože konstrukce zařízení a montáže, strukturální vyztužení a příležitostná izolace vibrací byly u dosud postavených dalekohledů dostatečné, tlumení vibrací nabízí hmotnostně efektivní prostředek ke snížení vibrační odezvy, ať už jsou vibrace způsobeny vnějšími poruchami větru, otáčením dalekohledu nebo jinými vnitřními poruchami způsobenými přesouvajícími se nebo rotujícími součástmi. Článek prezentuje několik tlumicích technik včetně viskoelastických vrstev s omezením, viskózních a magnetoreologických (MR) fluidních zařízení, pasivních a aktivních piezoelektrických tlumiče, laděné hmotové tlumiče (tlumiče vibrací) a aktivní rezonanční tlumiče. Jsou diskutovány základní architektury a praktické aspekty implementace a očekávaná výkonnost je posouzena pomocí modelu konečných prvků LSST. S cílem zkrátit dobu ustálení během přehlídek dalekohledu a s ohledem na praktické aspekty integrace se strukturou dalekohledu byly identifikovány dvě metody tlumení: pasivní laděné hmotové tlumiče a aktivní elektromagnetické rezonanční tlumiče.