導入
30 メートル望遠鏡(TMT) は、直径 30 メートルの多面鏡を備えた地上天文台で、近紫外から中赤外(0.31 ～ 28 μm –マイクロメートルまたはミクロン) まで観測できます。補償光学システムは、地球の大気によって引き起こされる画像のぼやけを補正します。 0.8 μm を超える波長では、この補正により、ハッブル宇宙望遠鏡の 10 倍の空間分解能での観測が可能になります。自然視覚モードでは、TMT は既存の地上望遠鏡よりも 10 倍、補償光学モードでは 100 倍高い感度を持ちます。計画通りに完成すれば、TMT は超大型望遠鏡の最初の望遠鏡になります ( ELT）世代。
科学プロジェクト
TMT の詳細な科学プログラムは [1] からアクセスできます。
TMT は、以下を含むさまざまな天体物理学の主題の研究を実行できる「ジェネラリスト」天文台になります。
- 暗黒エネルギー、暗黒物質、素粒子物理学の標準模型の検証。
- 宇宙の最初の星と最初の銀河の説明。
- 再電離時代の研究。
- 過去130億年にわたる銀河の集合と進化。
- 超大質量ブラックホールと銀河の関係。
- 最大 1,000 万パーセク離れた銀河の星ごとの分解。
- 星と惑星形成の物理学。
- 系外惑星の発見と説明。
- カイパーベルト天体の表面化学。
- 太陽系の惑星大気の化学と気象学];
- 太陽系外の惑星で生命を探しましょう。
TMT は、ジェームズ ウェッブ宇宙望遠鏡とアタカマ大型ミリ波アレイ (ALMA) を補完するように設計されました。
実装
AURA と協力して、TMT プロジェクトは次の 5 つのサイトの複数年にわたる評価を実施しました。
- アルマゾネス山脈、
- セロ・トランチャール、
- チリ共和国のアントファガスタ地域にあるこれら 3 つの山岳地帯、セロ トラール。
- マウナケア、アメリカ合衆国ハワイ州の群島にある火山
- そしてメキシコのバハ・カリフォルニア半島にあるシエラ・サン・ペドロ・マルティル山脈にもあります。
TMT 天文台法人の理事会は、さらなる検討のために、リストを各半球に 1 つずつ、チリのアタカマ砂漠のセロ・アルマゾン山脈とハワイ島のマウナケアの 2 つの主要な地点に絞り込みました。 2009年7月21日、最終的に希望だったマウナケアを選択した。この決定は、科学的、財政的、政治的基準の組み合わせに基づいて行われました。地元住民の感受性も、TMT サイトの選択における重要な基準でした。
天文台の設計
1990 年代にカリフォルニア超大型望遠鏡 (CELT) という名前で打ち上げられ、好評を博して開発が続けられました。プロジェクトの名前は、開発におけるさまざまな関係者の変更により、2003 年から 2004 年に「三十メートル望遠鏡」に変更されました。プロジェクトの設計は、TMT 建設提案書 (2007)の [2] に記載されています。
望遠鏡
TMT 天文台の中心要素は、直径30 m の主鏡を備えたリッチー クレティアン望遠鏡です。この鏡は 492 面の 1.40 m の基本六角形鏡で構成されます。各ファセットの形状と、隣接するミラーに対するその位置は、補償光学によって制御されます。
3 m の二次鏡は、焦点比 15 で直径 20分角の遮るもののない視野を生成します。平面状の三次鏡は、大きなNasmythプラットフォームに取り付けられた科学機器に光を導きます。各望遠鏡の形状も補償光学によって制御されます。
望遠鏡には経緯台が付いています。このマウントを使用すると、最低精度 2 秒角で、5 分以内に望遠鏡を空の任意の点に位置変更することができます。天体を指すと、望遠鏡は数ミリ秒の精度で天体を追跡します。
TMT の可動質量は計器を含めて 2000 トンになります。その設計は、非常に成功したと考えられているケック天文台の設計に基づいています。
補償光学
マルチ共役補償光学 (MCAO) システムが天文台に統合されます。このシステムは、自然 (本物) と人工 (レーザーでシミュレートされた星) の星の組み合わせを比較することによって大気の乱気流を測定します。これらの測定に基づいて、一対の可変ミラーが1 秒間に数回調整され、この乱流によって引き起こされる波面の歪みが補正されます。
このシステムは、直径が 30 秒角を超える視野にわたって回折限界で画像を生成します。たとえば、点広がり関数の中心の大きさは、波長2.2 μm で 0.015 秒角となり、これはハッブル宇宙望遠鏡のほぼ 10 倍です。
科学機器
初期性能
TMT の科学的利用の開始時には、3 つの観測機器が利用可能になります。
- 広視野光学分光計(WFOS) は、40 分角を超える視野で近紫外から光学 (波長0.3 ～ 1.0 μm) までの画像とスペクトルを提供します。焦点面でのカットマスクの使用により、WFOS は単一の物体の長期観察だけでなく、数百の物体の短期観察を同時に行うことができます。 WFOS は自然な (未補正の) 画像を使用します。
- 赤外イメージング分光計-IRIS は MCAO システムに搭載され、近赤外波長 (0.8 ～ 2.5 μm) での回折限界および積分視野分光法での画像の収集が可能になります。
- 赤外多物体分光計-IRMS を使用すると、近赤外波長 (0.8 ～ 2.5 μm) で直径 2 分角の視野にわたる回折限界付近のイメージングと分光セクションが可能になります。
10年間の開発プログラム
運用開始から最初の 10 年間に、6 つの新しい科学機器の配備が計画されました。 2010 年以降、この予測は年 2 回見直され、更新されます。
優先順位を付けなければ、補完的な科学的成果には以下が含まれます。
- 近赤外線での系外惑星の非常に高コントラストのイメージングと分光法 (波長 1.65 μm で 10 8あたり 1 部)
- 近赤外波長 (1.0 ～ 2.5 μm) の回折限界 (分解能 ~25,000) でのスケール分光法。
- 中赤外波長 (8 ～ 28 μm) での回折限界イメージングおよびスケール分光法 (分解能 ~50,000)。
- 近赤外線波長 (1.0 ～ 2.5 μm) での高精度天文イメージング (~0.01 秒角) および (<<0.001 秒角) 天文計測。
- 直径 5 分角の視野にわたって展開できる複数のフィールド積分分光計。それぞれ近赤外波長 (1.0 ～ 2.5 μm) で補償光学によって補正されます。