Stanislav Štefl o továrně na vědu v chilských Andách

Otevírání dalekohledů po západu Slunce. Credit: Stanislav Štefl
Otevírání dalekohledů po západu Slunce. Credit: Stanislav Štefl

Very Large Telescope (VLT) v Chile je považován za továrnu na vědu. Jedná se o nejlepší astronomickou techniku, kterou má současná pozemská astronomie k dispozici. Čtyři osmimetrové dalekohledy mohou pracovat samostatně nebo jako interferometr. Jak se pracuje na Cerro Paranal, jednom z chilských stanovišť Evropské jižní observatoře, jsme se zeptali Stanislava Štefla.

 


 

1) Na čem v současné době v ESO pracujete?

 

Jako u ostatních astronomů pracujících na Paranalu se moje práce skládá z povinnosti na observatoři a mého vlastního výzkumu. Na observatoři vykonávám práci nočního astronoma na VLT interferometru (VLTI), na 8m dalekohledu UT2 (Kueyen) a koordinátora směn astronomů a inženýrů (shift coordinator). Dále jsem pověřený operačním zajištěním 2m  AT dalekohledů používaných pro interferometrii, což zahrnuje i přípravu nových interferometrických konfigurací a souvisejících modelů pro korekce optických drah (OPD modely).

 

Donedávna jsem se rovněž podílel jako druhy „instrument scientist“ na provozu interferometru AMBER. V současné době se zapojuji do pozorování interferometrem Pionier, který je na Paranalu jako „hostující“ přistroj skupiny IPAG v Grenoblu.

 

Moje vědecká práce zahrnuje především studie raných hvězd a hvězd typu Be (hvězdy typu B s emisními čarami a cirkumstelárními disky). V těchto studiích se snažím kombinovat vice astronomických pozorování, která popisuji fyzikálně různé části cirkumstelárních disků a která můžeme potom konzistentním fyzikálním modelem složit v opravdu reálný obraz systémů hvězdy a disku.

 

Základem jsou spektro-interferometrická pozorovaní, především interferometr AMBER ve vysokém rozlišení. Spektro-interferometrie umožňuje nejen rozlišit disky kolem hvězd s průměrem několika málo tisícin obloukových vteřin (tedy daleko pod difrakčním limitem atmosféry a možnostmi adaptivní optiky), ale i studovat jejich dynamické vlastnosti. Ani infračervená spektro-interferometrie však nemůže poskytnout informaci o celém disku kolem hvězdy, a protože je drahá, nelze ji použít pro dlouhodobé monitorování. Interferometrická pozorovaní proto kombinuji s klasickými fotometrickými, spektroskopickými a polarimetrickými pozorováními. Informace o vnějších částech disku, které vypovídají o jejich vnější struktuře, disipaci a vývoji lze ale získat pouze v daleké infračervené a milimetrové oblasti. Proto jsem svůj zájem rozšířil na infračervenou fotometrii pomoci přístroje VISIR na UT3 a milimetrová pozorování na radioteleskopech APEX (Chile) a CARMA (Kalifornie). Tato rádiová pozorovaní jsou doufám i cestou k projektům na observatoři ALMA.

 

Dále se podílím na několika projektech, zaměřených na studium raných hvězd se silnými magnetickými poli (hvězdy typu sigma Ori) a extrémně hmotných raných hvězd (Pistol star).

 

Při interpretaci pozorování spolupracuji s předními teoretiky, především z Brazílie, Japonska a USA. Studium fyzikálních vlastností cirkumstelárních disků, především jejich viskozity, je přínosné pro několik oblastí moderní astrofyziky, např. protoplanetární disky, aktivní galaktická jádra (AGN) atd.

 

Dalekohled AT2, nejvyšší kopec napravo od dalekohledu je Cerro Amazonas, kde se bude stavět ELT. Credit: Stanislav Štefl.
Dalekohled AT2, nejvyšší kopec napravo od dalekohledu je Cerro Amazonas, kde se bude stavět ELT. Credit: Stanislav Štefl.

 

2) Říká se, že jedna pozorovací noc na VLT je velmi drahá. Lze nějakým způsobem vyčíslit náklady za jednu noc v okamžiku, kdy pracuje jeden z dalekohledů,  a  když pracují všechny čtyři jako interferometr?

 

Velice hrubý odhad pro provozní náklady na jednom 8m VLT dalekohledu je „1 sekunda = 1 Euro“. Opakuji, že to zahrnuje pouze provozní náklady, ne investiční náklady na stavbu dalekohledu. Tedy provoz jednoho 8m dalekohledu za jednu zimní noc (asi 10,5 hod) vychází téměř na 38 tisíc EUR a provoz všech 4 UT dalekohledů – ať již v samostatném režimu nebo ve spojení s interferometrem – téměř na 152 tisíc EUR.

 

Pro upřesnění bych dodal, že všechny čtyři UT dalekohledy bude možné kombinovat v interferometrickém modu až od tohoto roku pomocí interferometru Pionier. Ten již nyní pracuje velmi úspěšně se čtyřmi AT dalekohledy. Dosud používané interferometry MIDI a AMBER mohly kombinovat pouze paprsky dvou (MIDI) nebo 3 (AMBER) dalekohledů.

 

Pravidlo „1 sec=1 Eur“ si ale pamatuji již od začátku svého pobytu na Paranalu. To znamená, že již nejméně 7 roků nebylo opraveno o inflaci.

 

 UT1 hlavni zrcadlo M1 + M3 věz/zrcadlo. Credit: Stanislav Štefl
UT1 hlavni zrcadlo M1 + M3 věz/zrcadlo. Credit: Stanislav Štefl

 

3) Můžete stručně popsat, jakým způsobem se vybírá pozorovací program pro VLT?

 

Výběr projektů na VLT je celkem složitý a žádná členská země – pouze s jedinou výjimkou – nemá za svůj finanční příspěvek zajištěnou ani hodinu pozorovacího času. Projekty se vybírají pouze na základě své vědecké kvality.

 

Většina pozorovacího času je přidělena v soutěži tzv. řádných pozorovacích návrhů (regular proposals), které se předkládají dvakrát do roka před 1. dubnem a 1. říjnem. Jejich hodnocením se zabývá tzv. „komise pozorovacích programů“ (OPC = Observing Programmes Committee), ve které má svého zástupce každá členská země, tedy i Česká republika.

 

Hodnocení programu probíhá podobně stejně jako například hodnocení vědeckých článků. Ke každému návrhu vypracují posudek jeden až dva specialisté a v úvahu se bere i vyjádřeni astronoma odpovědného za přístroj na Paranalu, na kterém mají být pozorování provedena. Ten se vyjadřuje k tomu, zda požadovaná konfigurace přístroje je skutečně dostupná a zda lze dosáhnout parametru pozorování, která jsou potřebná k dosažení vědeckého cíle návrhu. Výsledky soutěže o pozorovací čas jsou známy obyčejně asi 3 měsíce po jejich podáni.

 

Počet žádostí o pozorování se každým rokem zvyšuje a v posledních semestrech již překračuje jeden tisíc. Ve svých zprávách OPC uvádí parametr, charakterizující „přetlak“ na každém přístroji (tzv. pressure factor), který udává, kolikrát více času bylo požadováno, než mohlo byt přiděleno. Ten se pro jednotlivé přístroje pohybuje mezi 3 až 8. To znamená, že na některých přístrojích je čas přidělen pouze jednomu ze tří nebo dokonce jednomu z osmi podaných návrhů.

 

V každém návrhu žadatel specifikuje, zda chce být přítomen při pozorováních (tzv. visitor mode), nebo chce pouze dodat požadavky, za jakých podmínek mají pozorování provést astronomové observatoře (tzv. service mode).

 

Visitor mode je využíván pro nestandardní pozorování, kdy autor projektu může na místě reagovat na pozorovací podmínky a výsledky pozorování a měnit jejich strategii. Jsou naplánovány na pevné datum, což samozřejmě obnáší riziko, že v den, kdy astronom přijede na observatoř, počasí nebude pro jeho pozorování optimální. V tom je určitý paradox, protože pro visitor mode jsou často vybírány projekty na hranici možnosti přístrojů a lze je realizovat pouze za mimořádně příznivých atmosférických podmínek. Pozorování v servisním modu mají v tomto ohledu zřejmou výhodu. Autor programu dodá tzv. pozorovací bloky – softwarové skripty, které obsahují data o pozorovacím objektu, nastavení přístroje atd. Ty jsou pak zařazeny podle přístroje a své priority (která odráží vědeckou hodnotu projektu) do tzv. „front“ (queues) a astronomové observatoře je realizují podle velice přísných a přesných pravidel, když jsou splněné požadované podmínky. V každém semestru bývá asi 40-50% řádných pozorovacích návrhů přijato ve visitor modu, zbytek v servisním modu. Pokud je program přijat ve visitor modu, ESO platí pozorovateli cestu na observatoř Paranal.

 

Existuje několik dalších kategorií, ve kterých je přidělena menší část pozorovacího času. Je to např. čas z kvóty generálního ředitele (DDT=Director’s Discretionary Time), ze kterého se přiděluje čas na pozorování, která nelze předvídat v rámci řádných proposlu, např. vzplanutí novy. Část času je přidělena konsorciím, která se podílela na stavbě přístrojů (tzv. Guaranteed Time Observations).

 

Pak je zde velkorysá výjimka pro hostitelskou zemi, kterou jsem zmínil na začátku této odpovědi. Chilští astronomové dostávají 10% pozorovacího času na observatoři Paranal, bez toho, že by museli vstupovat do soutěže řádných pozorovacích návrhů. Protože chilská astronomie zažívá velký rozkvět a chilští astronomové umějí tuto silnou kartu dobře využívat pro spolupráci s evropskými i americkými kolegy, dochází k určitému přetlaku i v rámci chilských pozorovacích návrhů. Jejich hodnocením se zabývá komise odborníků z chilských univerzit. 10% pozorovacího času má Chile přislíbené i pro ELT.

 

Přemisťování AT dalekohledů. Credit: Stanislav Štefl
Přemisťování AT dalekohledů. Credit: Stanislav Štefl

 

4) Jaká je dnes limitní magnituda VTL? Před lety se hovořilo o možnosti zachycení Halleyovy komety v aféliu při jasnosti 29,4 mag. Je tohle maximum nebo dokáže jit VLT dnes ještě dál?

 

Bylo by příliš zjednodušené, pokud bych řekl nějakou magnitudu jako maximální. Přístroje na Paranalu pracují v mnoha spektrálních oborech od ultrafialového prahu atmosféry (asi 340 nm) až po střední infračervenou oblast (asi 20 mikronů) a citlivost detektoru s vlnovou délkou se silně mění.

 

Jednotlivé přístroje VLT systému dokážou využít jen část světla pozorovaného objektu pro záznam vědecké informace a část fotonu je „ztracena“ pro pomocné operace. Extrémní ztráty mají právě interferometry. Jen 2-4% fotonu zachycených dalekohledy je v nich využito pro vědeckou informaci.

 

Mezní magnituda pro interferometr AMBER pracující s  8m UT dalekohledy je překvapivě pouze 7-8. Zde bych upozornil, že většina přístrojů nedosahuje limitní magnitudy udávané ve svých projektových studiích.

 

Z nich mohou pocházet i příliš optimistické údaje v tisku. Záleží i na typu objektu. Např. pro některé velmi vzdálené kvasary pozorujeme pouze nejsilnější emisní čáry a spojité záření nezaznamenáme ani po několikahodinové expozici. Objekt stejné magnitudy bez emisních čar by tedy byl pro přistroj nedostupný.

 

Obecně, nejvyšší magnitudu můžeme dosáhnout při jednoduchém zobrazení (imaging) v širokém optickém filtru (odhaduji 25-26). Avšak je nutné si uvědomit, že vědecká hodnota takových pozorování je relativně nízká.  Často se používají pro přípravu složitějších projektů. Spektroskopická pozorovaní v optickém oboru mají hranici kolem 24-25 magnitudy pro nízké spektrální rozlišení (přístroj FORS2 na UT-1, VIMOS na UT-3), 22-24 mag pro střední a vysoké spektrální rozlišení (FLAMES, UVES na UT2). Tyto hodnoty platí pro 1 až 2 hodinové expozice používané v servisním modu.  O jednu až tři magnitudy slabší objekty lze zaznamenat skládáním vice expozic. Dvacátou devátou magnitudu vsak považuji při skutečných pozorováních za těžko dosažitelnou a nepamatuji, že bychom takto slabý objekt na Paranalu pozorovali.

 

5) Některé země dnes připravuji pro VLT přístroj ESPRESSO [2]. Zaujalo mě, že přístroj bude schopen pracovat ve dvou režimech. Při 1-UT bude pracovat jeden ze čtyř dalekohledů VLT a dosahovaná přesnost má být u radiálních rychlostí 10 cm/s. Při režimu 4-UT budou v „akci“ všechny čtyři dalekohledy a bude sice možné pozorovat i slabší hvězdy, avšak přesnost má být výrazně nižší (kolem 1 m/s). Můžete nám vysvětlit, proč je přesnost při nasazení všech dalekohledů menší?

 

Přístroj bude pracovat dokonce ve třech režimech. Při spojeni se čtyřmi dalekohledy jsou navrženy dva režimy. Pro slabé objekty bude Espresso kombinovat světlo ze čtyř dalekohledů se spektrálním rozlišením 40 000 [3] a bez možnosti simultánní kalibrace vlnové délky, tj. rychlosti. Velmi efektivní režim pro čtyři dalekohledy bude mít spektrální rozlišeni 80 000 a bude možné zaznamenat i simultánní kalibraci. Tento režim však bude možné použít jen pro jasnější objekty.

 

Spektrální rozlišení určuje, jakou nejmenší změnu vlnové délky nebo rychlosti můžeme rozlišit ve spektru. Přístroje s největší přesnosti v radiální rychlosti vyžadují maximální stabilitu a té je možné dosáhnout vyloučením pohyblivých částí přístroje. Na tomto principu je založen i přístroj HARPS na observatoři La Silla, ze kterého Espresso vychází. HARPS je dnes nejúspěšnějším lovcem nových exoplanet.

 

Důležitým faktorem při pozorováni Espressa v režimu s jedním UT dalekohledem je nepohyblivá pupila dalekohledu. Ta dovolí spektrální rozlišení 160 000 a měření radiální rychlosti s přesnosti na desítky centimetrů. K této fantastické přesnosti přispěje i nový systém laserové simultánní kalibrace a umístění přístroje ve vakuu s teplotou kontrolovanou na několik K. Při použití všech čtyř VLT dalekohledů sice zachytíme více fotonů a tím dohlédneme na slabší hvězdy, avšak kombinováním paprsků, které procházejí čtyřmi nezávislými pupilami, dojde k určitému rozostření systému. Polohy pupil v jednotlivých dalekohledech lze nastavit vždy jen s omezenou, i když vysokou, přesností.

 

Proto mají také režimy pro čtyři dalekohledy podstatně nižší spektrální rozlišení a tím i nižší přesnost v radiální rychlosti.

 

Redakční poznámky:
[1] Interferometr VLTI se skládá ze čtyř osmimetrových dalekohledů, které jsou označovány jako UT1, UT2, UT3 a UT4 a nesou jména Antu, Kueyen, Melipal  a Jepun. Kromě toho jsou k dispozici menší (1,8 m) pojízdné dalekohledy AT.

[2] Článek o spektrografu ESPRESSO na exoplanety.cz.

[3] O spektrálním rozlišení jsme kdysi psali článek.

 

 

 

www.novedalekohledy.cz