| Velký zenitový dalekohled | |
|---|---|
| Velký zenitový dalekohled | |
| 6metrové tekuté zrcadlo velkého zenitového dalekohledu. (pro srovnání velikosti, vedle stojí dívka) | |
| Typ | zenitový dalekohled |
| Umístění | Kanada |
| Souřadnice | 49°17′17″ severní šířky sh. 122°34′23″ západní délky e. |
| Výška | 395 m |
| datum otevření | 2003 |
| Průměr | 6 m |
| Ohnisková vzdálenost | 10 m |
| webová stránka | astro.ubc.ca/lmt/lzt/ |
| dodatečně | |
| Mediální soubory na Wikimedia Commons | |
Velký zenitový dalekohled [1] je největší světový dalekohled s kapalinovým zrcadlem a třetí největší optický přístroj v Severní Americe . Jeho hlavní zrcadlo má průměr 6 metrů . Umístil v Kanadě , se blížit k Vancouveru .
Jedním z hlavních faktorů, které určují výkon dalekohledu, je velikost a kvalita jeho primárního zrcadla. Klasické konstrukce dalekohledů používají sférická, parabolická nebo hyperbolická zrcadla, z nichž každé může vnášet své vlastní zkreslení - aberace . Z těchto typů je nejvýhodnější parabolické zrcadlo, které díky své geometrii zcela postrádá sférickou aberaci – shromažďuje všechny paprsky, které vycházejí na jeho povrch, striktně v jednom bodě – ohnisku [2] . Proces výroby zrcadla, jehož povrch se liší od ideálního paraboloidu o méně než čtvrtinu vlnové délky (Rayleighovo kritérium), je složitý technický problém. Má to však elegantní řešení – pokud se otočí miska naplněná tekutinou, hladina tekutiny získá parabolický tvar. Právě tato myšlenka byla realizována při vytváření velkého zenitového dalekohledu.
Stavba začala v roce 1994 a byla dokončena na jaře 2003. Zúčastnili se jí vědci z University of British Columbia , která teleskop vlastní, Laval University a Paris Astrophysical Institute. Klíčovou součástí konstrukce dalekohledu je vzduchový polštář, který nese jeho třítunové primární zrcadlo. Pomocí motoru se rovnoměrně otáčí rychlostí šest otáček za minutu. Zaostření dalekohledu se provádí změnou polohy zrcadla: šest podpěr, na kterých je upevněn, může měnit jeho výšku. Adaptivní systém se skládá ze sady elektromagnetů umístěných pod zrcadlem a určených k doladění jeho tvaru za účelem eliminace atmosférického rušení [3] .
Tekuté zrcadlo má oproti pevným řadu nepopiratelných výhod. Je řádově levnější než složitá vícesegmentová zrcadla používaná ve velkých dalekohledech, protože pro získání správného optického tvaru nevyžaduje složité technické zpracování. Pevná zrcadla kvůli své obrovské hmotnosti podléhají deformaci, a proto mají omezení velikosti, zatímco rtuťové zrcadlo lze vyrobit mnohem větší. Má však značné nevýhody, což vysvětluje skutečnost, že nedochází k hromadnému přechodu na levná ideálně parabolická kapalinová zrcadla. Všechno je to o zemské gravitaci: pokud se zrcadlo vychýlí z vodorovné polohy, pak zkreslí jeho tvar do takové míry, že astronomická pozorování nebudou možná. Zorné pole takového přístroje proto musí směřovat výhradně k zenitu , což značně omezuje možnosti pozorování. Použitý ferrofluid na bázi rtuti je navíc vysoce toxická látka, takže práce s dalekohledem vyžaduje zvýšenou opatrnost.
Hlavní vědecké cíle projektu jsou měření distribuce energie ve spektrech galaxií a kvasarů , jejich rudé posuvy , hledání vzdálených supernov a sledování vesmírného odpadu. Tato data jsou základem pro stavbu kosmologických modelů a umožňují studovat vývoj galaxií a celého vesmíru v největších měřítcích .