2.2 FORS1 și eu
Timpul de observare alocat programului SNLS pe VLT pentru primii ani este limitat la instrumentul FORS1. Această secțiune descrie setul de instrumente telescop +, configurațiile posibile și cele utilizate pentru observațiile SNLS.
2.2.1 Descrierea fiarei
Cele 4 telescoape ale VLT sunt de tip Ritchey-Chrétien (oglinzi hiperbolice primare și secundare pentru o corectare excelentă a aberațiilor optice pe tot câmpul), pe o montură Alt-Azymuthal (cu axe verticale de rotație - furculița - și orizontală) tub -, pentru a fi opus monturilor ecuatoriale a căror axă principală de rotație, aliniată cu axa de rotație a pământului, indică polul ceresc).
Lumina colectată de oglinda primară M1 de 8,2 metri este returnată de oglinda secundară M2 de 1,1 metri către gaura centrală a M1. O oglindă terțiară plană și detașabilă face posibilă redirecționarea fasciculului către unul dintre cele două focare Nasmyth (aliniate cu axa orizontală de rotație, deci fixate în raport cu furca telescopului și capabile să găzduiască instrumente foarte grele) sau trece prin orificiul central al M1 pentru a se concentra pe focalizarea Cassegrain, care urmărește mișcarea telescopului (vezi figura 2.2).
În modul interferometric (VLTI), 5 oglinzi suplimentare redirecționează fasciculul către focalizarea Coudé, fixată în raport cu clădirea, de unde este injectată în tunelul interferometric. Prin urmare, 3 instrumente pot coexista pe fiecare telescop, care rămâne totuși disponibil pentru a participa la VLTI.
O montură Alt-Azimuthal este mult mai simplă, mai compactă și mai economică decât o montură ecuatorială. Dar are dezavantajul că în timpul urmăririi rotației cerești, orientarea câmpului stelar se rotește relativ la detector, în același mod în care constelațiile se rotesc în raport cu verticala noastră în timpul nopții, ceea ce le face atât de dificile de recunoașteți pentru neofiți. Prin urmare, este necesar să se includă un "derotator" înainte de fiecare instrument pentru a compensa acest efect. Este un element suplimentar simplu, uneori masiv, și care face designul mecanic general mult mai simplu.
FORS1 este un spectro-imager multifuncțional, design simplu și robust (a se vedea figura 2.3). A fost proiectat pentru a fi adăpostit în casa Cassegrain a UT-urilor și, prin urmare, este „ușor” (2,3 tone pentru 3x1,5 metri). A fost montat pe Antu („Soarele” în limba Mapuche, UT1: Unitatea Telescop One du VLT) în septembrie 1998 pentru prima sa lumină.
Acoperă gama de la aproape UV până la aproape infraroșu (330-1100nm, sensibilitate a detectoarelor în tehnologia siliciu) și poate funcționa ca un imager, ca spectrograf și ca spectro-polarimetru. Aceste funcții sunt obținute datorită numeroaselor elemente mobile: 3 roți filtrante, 2 roți filtrante de interferență, o mască lungă cu fantă, 19 perechi de cuțite mobile și doi colimatori interschimbabili.
Detectorul este o matrice CCD (Încărcați dispozitivul cuplat) de 2080x2048 pixeli de 24 m, corespunzând unei rezoluții de 0,2 "/ pixel și unui câmp de 6,8" x 6,8 "cu colimatorul SR (Rezoluție standard) și de două ori mai puțin cu colimatorul HR (Rezoluție înaltă). Acești colimatori reduc distanța focală efectivă a telescopului (de la 108 m la 25 m în modul SR) pentru a acoperi un câmp mare cu un detector mic și dau numele instrumentului: FOcal Reduca pectrograf.
2.2.2 Caracteristici tehnice
Spectroscopia constă în dispersarea luminii din surse în funcție de lungimea lor de undă, ca o prismă. Această dimensiune suplimentară este împrumutată din imaginea bidimensională: câmpul vizual este redus la o fantă îngustă, unidimensională, iar lumina este împrăștiată perpendicular pe această fantă. Pe detector, una dintre axe corespunde apoi unei dimensiuni spațiale și cealaltă unei dimensiuni spectrale.
Planul focal:
Prima etapă a FORS1 este situată la nivelul focalizării Cassegrain a telescopului, unde se formează imaginea cerului și face posibilă alegerea și poziționarea fantelor.
În modul imager (IMG), lăsăm planul focal liber.
În modul spectroscopie cu fantă lungă (LSS: Spectroscopie cu fantă lungă), masca cu fantă este introdusă în ea. 9 fante de 6,8 "lungime și lățimi diferite au fost gravate acolo, iar o a doua mască vine să ascundă toate fante nedorite. Prin urmare, poziția fantei în câmpul vizual variază de la o fanta la alta (a se vedea tabelul 2.1).
În modul spectroscopie multi-obiect (MOS: Spectroscopie multi-obiect), este un set de 19 perechi de lame care se mișcă în planul focal pentru a sintetiza 19 fante mici de 20 ", cu poziție și lățime arbitrare. Spre deosebire de modul LSS unde se pot obține doar spectrele obiectelor aliniate, acest mod face posibilă obținerea simultană a spectrelor a 19 obiecte alese în câmp.
Orientarea fantelor în raport cu cerul este obținută prin rotirea întregului instrument față de telescop, datorită "derotatorului".
Urmează etapa colimatorului. Cele două seturi interschimbabile de trei grupuri de lentile reprezintă imaginea planului focal de pe detector, dar cu măriri diferite: una va imagina fanta unei secunde de arc pe 10 pixeli (SR), iar cealaltă peste 20 de pixeli (HR).
| l ('') | 2,50 | 1,60 | 1,00 | 0,51 | 0,28 | 0,40 | 0,70 | 1.31 | 2.00 |
| (mm) | -24 | -18 | -12 | -6 | 0 | 6 | 12 | 18 | 24 |
| ('') | 45.3 | 34,0 | 22.6 | 11.3 | 0,0 | -11.3 | -22.6 | -34,0 | -45.3 |
| (Pix.) | -226 | -170 | -113 | -57 | 0 | 57 | 113 | 170 | 226 |