الفلك

هل سيستخدم E-ELT البصريات التكيفية في الأطوال الموجية المرئية؟

هل سيستخدم E-ELT البصريات التكيفية في الأطوال الموجية المرئية؟

قرأت في مقال BBC الأخير أن التلسكوب الأوروبي الكبير للغاية أو E-ELT في التصميم النهائي ومن المخطط أن يكون على الإنترنت بحلول عام 2024 ، وأنه (بالطبع) سيعتمد بشكل كبير على تقنية البصريات التكيفية (AO).

في إجابة ومناقشة رائعة تتعلق بسؤالي السابق ، يبدو أنه بينما يتم تنفيذ معظم AO بالفعل للتصوير بالأشعة تحت الحمراء ، يتم العمل على دفع التكنولوجيا إلى أطوال موجية مرئية.

هل سيحتوي E-ELT على AO متاحًا للتصوير بالضوء المرئي في البداية ، هل سيتم تنفيذه على مراحل لاحقًا ، أم أنه لا توجد حاليًا خطة للضوء المرئي AO؟

ملاحظة: تسمح تقنيات البصريات التكيفية (AO) للمراصد الأرضية بتحسين الدقة بشكل كبير من خلال التعويض الفعال عن تأثيرات الرؤية الفلكية من خلال البصريات القابلة للتشوه ديناميكيًا. يتم أيضًا تنفيذ AO في علم الفلك الراديوي مطبقًا حسابيًا عند تجميع البيانات من المصفوفات ، كما هو موضح في هذه الإجابة.

رسم لـ E-ELT من ويكيبيديا (ملاحظة مقياس البشر):


من خلال النظر إلى موقع E-ELT على الويب ، يبدو أنه للوهلة الأولى ، سيعمل AO فقط للأشعة تحت الحمراء القريبة. على وجه التحديد ، الأداة التي يمكن أن تستخدم AO هي أداة MICADO. تنص صفحة الوصف لهذه الأداة

تعد MICADO ، أو كاميرا التصوير البصري متعدد التكيفية للرصدات العميقة ، واحدة من أدوات الإضاءة الأولى لأداة التلسكوب الأوروبي الكبير للغاية (E-ELT) وتنقل تقنية البصريات التكيفية إلى المستوى التالي. ستكون أول كاميرا تصوير مخصصة لـ E-ELT وتعمل مع وحدة البصريات التكيفية متعددة الاقتران ، MAORY.

ستقوم MICADO بتزويد E-ELT بقدرة الضوء الأولى للتصوير المحدود للحيود عند أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء القريبة.

ستكون أداة MAORY هي أداة AO المحددة التي ستعمل عند الضوء الأول

أطوال موجية من 0.8-2.4 ميكرومتر

باختصار ، يبدو أن الإجابة هي أن E-ELT سيكون لها فقط قدرات AO للأشعة تحت الحمراء القريبة عند أول ضوء.

فيما يتعلق بما إذا كانت هناك خطط لقدرات AO المرئية أم لا ، لم أجد أي شيء محدد لهذا السؤال. بالنظر إلى أن الضوء الأول لهذا المشروع هو 8 سنوات في أحسن الأحوال ، أعتقد أن خطط الترقيات المستقبلية مؤقتة في أحسن الأحوال ، ومن المحتمل ألا يكون من السهل الوصول إليها لمن ليسوا في المشروع. سأقول أنه بينما يبدو أن الجهاز MAORY هو نظام AO المقصود للضوء الأول ، هناك أداة AO ثانية تسمى ATLAS ستشق طريقها في النهاية إلى التلسكوب. بينما لا يمكنني العثور على تفاصيل محددة عن هذه الأداة المعينة ، فمن الممكن أن يوفر ذلك AO المرئي.

في ملاحظة ذات صلة عرضية ، سيكون لهذا التلسكوب أيضًا بصريات نشطة تساعد في تحسين قدرات التصوير الخاصة بهم.


البصريات التكيفية

البصريات التكيفية (AO) هي تقنية تسمح بتصحيح تأثيرات الاضطرابات الجوية ، من أجل زيادة أداء التلسكوب الأرضي. في LAM ، يجري الباحثون والمهندسون أنشطة بحثية مبتكرة في AO ويطورون الجيل التالي من الأدوات.

البصريات التكيفية؟

علم الفلك هو علم حيث تكون ملاحظات الأشياء البعيدة للغاية هي المصدر الوحيد للمعلومات. لذلك ، تلعب التلسكوبات ذات الفتحة الأكبر والدقة الزاويّة الأعلى دورًا مهمًا. لتحقيق هذه الأهداف ، كان أحد الإنجازات التكنولوجية الرئيسية التي تم تحقيقها في العقود الماضية هو إدخال البصريات التكيفية (AO) للرصدات الفلكية.
عند تقاطع البصريات والإلكترونيات وعلوم الغلاف الجوي ونظرية التحكم وعلوم الكمبيوتر والرياضيات ، فإن AO هي تقنية تهدف إلى تعويض الانحرافات الضوئية المتغيرة بسرعة لاستعادة حد الدقة الزاوي النهائي لنظام بصري. يستخدم مزيجًا من أجهزة الاستشعار الأمامية الموجية لتحليل انحرافات الموجة الضوئية والمرايا القابلة للتشوه لتعويضها.

بالنسبة للتلسكوبات الفلكية ، يسمح AO بالتغلب على الحدود الطبيعية & # 8217 & # 8217 & # 8217 & # 8217: ضبابية الصور التي يفرضها الاضطراب الجوي ويحد من الدقة الزاوية للتلسكوب الأرضي إلى ذلك الذي يمكن تحقيقه بواسطة تلسكوب 10 إلى 50 سم ، وهو ترتيب حجم أقل من حد الانعراج للمقاريب الكبيرة فئة 8 أمتار والتي هي المعيار الحالي.

في غضون عقد من الزمن ، سيشهد العالم جيلًا جديدًا من التلسكوبات بقطر يصل إلى 39 مترًا ، تسمى التلسكوبات الكبيرة للغاية (ELTs). ستعالج هذه الكواكب العملاقة حالات علوم الفيزياء الفلكية الأساسية مثل التصوير المباشر وتوصيف العوالم الخارجية أو دراسة الكتلة وتطور المجرات الأولى. تعتمد الإمكانات العلمية لهذه الشركات العملاقة على تحدي مفاهيم AO الجديدة ، المدمجة داخل التلسكوب نفسه ، وتوفير صور عالية الدقة لجميع الأجهزة في اتجاه مجرى النهر.

في LAM ، تغطي أنشطة AO كلاً من البحث المبتكر والمشاركة في المشاريع الكبيرة. مع أكثر من 15 شخصًا (دائمون ، دكتوراه ، ما بعد المستندات) LAM هي واحدة من المعاهد الرائدة عالميًا لـ AO.

معرفة المزيد عن AO

هناك الكثير من البرامج التعليمية الرائعة حول Adaptive Optics على الويب ، وفيما يلي قائمة غير شاملة بالأمثلة:

المشاركة في مشاريع AO الكبيرة

ايلت هارموني

HARMONI هو مطياف مجال متكامل ومرئي قريب من الأشعة تحت الحمراء ، ويوفر القدرة الطيفية الأساسية لـ E-ELT. سوف تستغل المكانة العلمية لـ E-ELT في سنواتها الأولى ، بدءًا من أول ضوء. للحصول على الحساسية الكاملة وكسب الدقة المكانية ، ستعمل HARMONI في نطاقات محدودة الانعراج. سيكون هذا ممكنًا بفضل نظامي البصريات التكيفية ، المكملان لبعضهما البعض. الأول هو نظام AO متقارن واحد بسيط ولكنه فعال (أداء جيد ، تغطية منخفضة للسماء) ، متكامل تمامًا في HARMONI نفسها. والثاني هو نظام الليزر المقطعي AO (أداء متوسط ​​، تغطية السماء جيدة جدا).

يقود HARMONI مجموعة من 6 شركاء - اثنان من المملكة المتحدة: جامعة أكسفورد (معهد PI) ، و UK-ATC اثنان من إسبانيا: IAC في تينيريفي ، و CAB في مدريد واثنان من فرنسا: CRAL في ليون و LAM في مرسيليا. علاوة على ذلك ، يعمل أربعة شركاء مشاركين أيضًا مع فريق HARMONI وهم جامعة دورهام ، ONERA (باريس) ، IPAG (Grenoble) و RAL Space.
بالنسبة إلى HARMONI ، فإن LAM مسؤولة عن توصيل وحدتي AO. على وجه الخصوص ، المجموعة مسؤولة عن توفير المحاكاة الأكثر واقعية للمجموعة العلمية ، واقتراح ميزانيات الأخطاء التفصيلية المتعلقة بنظام AO ، لتحليل الواجهات مع الجهاز والتلسكوب ، وأخيراً اقتراح مفاهيم مستشعر واجهة الموجة التي تجيب على المجالات العلمية المتنوعة. القيود الفنية.

EELT-MOSAIC


تتوقع خطة الأجهزة الخاصة بـ EELT مطيافًا متعدد الأغراض (E-ELT MOS). تم اقتراح مشروع MOSAIC من قبل اتحاد أوروبي برازيلي ، لتوفير مرفق MOS فريد من نوعه للفيزياء الفلكية ، ودراسات الوسط بين المجرات وعلم الكونيات. تتراوح الحالات العلمية من التحليل الطيفي للمجرات الأبعد ، والتجمع الشامل وتطور المجرات ، عبر المجموعات النجمية التي تم حلها وعلم الآثار المجري ، إلى دراسات تكوين الكواكب. هناك محرك قوي آخر هو ملاحظات المتابعة الطيفية للأهداف التي سيتم اكتشافها باستخدام تلسكوب جيمس ويب الفضائي.
سيتم دعم أداة MOSAIC بالعديد من نكهات البصريات التكيفية ، بما في ذلك مخطط AO متعدد الكائنات. تم مؤخرًا عرض تقنية AO الجديدة هذه في تجارب على السماء مثل Canary أو Raven.
بالنسبة إلى MOSAIC ، فإن LAM مسؤول عن إجراء عمليات محاكاة AO ، بالإضافة إلى تطوير دليل الليزر Star WFSs.

مافيس


تفكر ESO في بناء أداة بصريات تكيفية لتحقيق أقصى استفادة من مرفق البصريات التكيفية (AOF). يجب تثبيت هذه الأداة المسماة MAVIS في VLT بحلول عام 2025.
يقدم VLT بالفعل مجموعة من أدوات الدقة الزاويّة العالية والتباين العالي ، وسيقوم E-ELT بتوسيع هذه الإمكانات بشكل أكبر. لذلك سيكون أحد التطورات المحتملة هو فتح مساحة المعلمة باتجاه أداة AO مرئية واسعة المجال.
يمثل دفع التصحيحات نحو الأطوال الموجية المرئية ، وتوفير صور محدودة الانعراج على مجال الرؤية المتوسط ​​(15 & # 8221 إلى 30 & # 8221) ، ومع تغطية السماء المعقولة يمثل خطوة كبيرة إلى الأمام ، ومكانًا علميًا فريدًا لتلسكوبات 8 متر عصر ELT. في الواقع ، ستمثل مثل هذه الأداة بديلاً مثاليًا لتلسكوب هابل الفضائي (HST) ، وتغطي مساحة معلمة لن يتم تغطيتها بواسطة أي من أدوات الإضاءة الأولى من ELT ، ولا بواسطة مهمات فضائية مستقبلية. ومع ذلك ، فإن دفع تصحيح المجال الواسع لـ AO نحو أطوال موجية مرئية يتطلب تطويرًا صعبًا في المفاهيم والتقنيات واستراتيجيات المراقبة الجديدة.
تقود مجموعتنا الأنشطة من أجل أن تكون في قلب هذه التطورات ، ولتوفير كل الطوب المطلوب لهذه الأداة المستقبلية.

ترقية SPHERE


SPHERE هي أداة مثبتة في تلسكوب VLT UT1. تم تحسين SPHERE من أجل اكتشاف وتوصيف الكواكب الخارجية. فهو يجمع بين نظام AO قوي للغاية ، يسمى eXtreme AO أو XAO ، مع فقرة لقمع ضوء النجم المضيف ، واستكشاف محيطه حيث تتشكل الكواكب وتتطور. يتم تصور مشروع من أجل تحسين أداء AO بشكل أكبر ، لا سيما عن طريق تغيير مستشعر Wave-Front من Shack-Hartmann الكلاسيكي ، إلى هرم قريب من الأشعة تحت الحمراء أكثر حساسية.

أنشطة AO R & ampD

استشعار الموجة الأمامية

يعد التحكم في مقدمة الموجة جانبًا أساسيًا عند البحث عن الأداء والتغطية القصوى للسماء لأنظمة AO. مستشعر واجهة الموجة (WFS) هو الأداة التي توفر القياسات التي يتم من خلالها التحكم في المرآة القابلة للتشوه لتصحيح الاضطرابات الجوية. تعمل مجموعة R & ampD على تقنيات WFS مختلفة ، تغطي ما يسمى "مستوى التلميذ" وأنواع "المستوى البؤري". على هذا النحو ، نحن نغطي مجموعة واسعة من المفاهيم ، بما في ذلك Shack-Hartmann أو Lifted Shack-Hartmann أو Pyramid أو Zelda أو COFEE. تجمع مجموعة R & ampD العديد من أسرة الاختبار البصري AO ، التي تم تطويرها للتحقق من صحة المفاهيم الجديدة ، من التجارب المعملية إلى عمليات التحقق من الصحة في السماء.

معالجة البيانات

إن تعميم وتنويع أنظمة AO يفتحان قدرًا لا يُصدق من الاكتشافات الفلكية الجديدة. كما أنه يجلب تحديات جديدة من حيث تقليل البيانات وتحسين النظام.
من أجل الحصول على أفضل النتائج العلمية من صور AO ، ولتحسين عودة مثل هذه الأنظمة المعقدة بشكل كامل ، هناك حاجة إلى أدوات تخفيض مخصصة ومحسنة. يجب بناء هذه الأدوات بفهم عميق لأداء النظام والقيود. يجب تكييف هذه الأدوات مع كل أهداف علمية. استنادًا إلى المهارات والمعرفة الفريدة التي تم جمعها في فريقنا ، نقوم بتطوير مجموعة من أدوات تقليل البيانات وتحليلها لأنظمة AO. هذه الأدوات ستكون في متناول المجتمع الفلكي ، وينبغي أن تمهد الطريق لإعداد ELTs.

من المجالات المهمة التي تساهم فيها مجموعة LAM R & ampD بنشاط إعادة بناء PSF. في الواقع ، يمكن أن تستفيد جميع الحالات العلمية في AO إلى حد كبير من المعرفة الدقيقة بوظيفة انتشار النقاط (PSF). بينما يمكن تقدير PSF في بعض الأحيان ، فإنها تظل مشكلة رئيسية عند تحليل البيانات من أنظمة AO الحالية. لذلك فإن أحد الأهداف المهمة لفريقنا هو تمكين PSF من اشتقاق ملاحظات AO.

تصوير عالي التباين

بالاقتران مع AO المتطرفة ، يعد التصوير عالي التباين أحد الأساليب الرئيسية لتصوير الكواكب الخارجية وتمييزها مباشرة. طورت GRD مستشعرات للواجهة الموجية بناءً على أقنعة الطور (ZEUS ، ZELDA) ، بدءًا من التطورات النظرية وحتى التحقق من الصحة في السماء في المرافق ذات المستوى العالمي. وهي الآن تقود مشروع HiRise ERC الذي يهدف إلى اقتران VLT / SPHERE و VLT / CRIRES + مع وصلة ألياف بصرية. الهدف هو الجمع بين قوة التصوير عالي التباين والتحليل الطيفي عالي الدقة لتوصيف الكواكب الخارجية المعروفة.

لتطوير عمليات البحث والتطوير العملية ، طورت GRD اختبار التصوير في مرسيليا للتباين العالي (MITHIC) ، وهي منصة مرنة مخصصة لاختبار مكونات ومفاهيم التصوير عالي التباين للتطبيقات الأرضية.

تم تطوير المقعد في الأصل من أجل التحقق من صحة جهاز Roddier curagraph وجهاز استشعار واجهة الموجة ZELDA في بيئة ثابتة. وهو يشتمل الآن على محاكي للاضطرابات المتبقية يتيح اختبار المفاهيم في بيئة أكثر واقعية لأجهزة XAO الأرضية. ينصب التركيز العلمي الرئيسي لـ MITHIC حاليًا على 1 / تطوير استراتيجيات لقياس وتعويض انحرافات المسار غير الشائعة ، و 2 / التحقق من صحة تقنيات التحكم في واجهة الموجة لتحسين التباين في الصور التاجية وغير التاجية. منذ عام 2018 ، يتم استخدام MITHIC في مشروع HiRISE للتحقق من استراتيجيات الاستحواذ والتوسيط للحقن في ألياف أحادية الوضع.

شبكة تعاون

العمل الذي قام به فريق LAM AO هو عمل تعاوني ، يتم مشاركته مع العديد من المجموعات الأوروبية والدولية. شبكتنا التعاونية قوية ، وتسمح باستضافة كبار العلماء لفترات قصيرة وطويلة ، وتبادل الطلاب ، ومشاركة برامج الدكتوراه. من بين أمور أخرى ، قمنا بتطوير شبكة قوية مع الفرق التالية:

  • مرصد كيك
  • INAF-Arcetri
  • PUC- سانتياغو
  • مرصد الجوزاء
  • مطار حمد الدولي كندا


أهداف العلم

سيتم تحسين MUSE لدراسة:

  • تشكيل المجرات
    • الانزياح الأحمر العالي لبواعث ألفا ليمان
    • الانبعاث الفلوري والشبكة الكونية
    • إعادة التأين
    • عمليات التغذية الراجعة وتشكيل المجرات
    • المسوحات العميقة باستخدام عدسة جاذبية قوية
    • التحليل الطيفي عند الانزياحات الحمراء المتوسطة
    • تأثير Sunyaev-Zeldovich
    • في وقت متأخر تشكيل الكائنات الثالثة
    • الثقوب السوداء الهائلة في المجرات القريبة
    • حركيات ومجموعات نجمية
    • تتفاعل المجرات
    • تشكل النجوم في المجرات القريبة
    • المراحل الأولى من تطور النجوم
    • التحليل الطيفي الهائل للحقول النجمية:
      • مجرة درب التبانة وغيوم ماجلان
      • المجموعة المحلية وما بعدها
      • الأقمار الصناعية الجليل ، تيتان
      • عدم التجانس السطحي للأجسام الصغيرة
      • التغيرات الزمنية في الغازات الكواكب العملاقة

      تم تطوير هذه الأهداف العلمية من قبل MUSE Consortium أثناء دراسة المرحلة أ.


      2 القدرات الرئيسية والمحركات العلمية

      سوف تتفوق MICADO في العديد من القدرات الرئيسية التي تجسد الميزات الفريدة لـ E-ELT. هذه هي أصل الحالات العلمية ، والتي تشمل العناصر الرئيسية للفيزياء الفلكية الحديثة ، والتي قادت تصميم الكاميرا. تم تطوير الحالات العلمية بالتفصيل في مكان آخر [6] وهنا نركز على كيفية تمكين خصائص MICADO من معالجتها.

      2.1 الحساسية والقرار

      تم تحسين MICADO للتصوير عند حد الانعراج ، وستقوم بأخذ عينات كاملة من 6-10 mas FWHM في نطاقات J – K. مع معدل نقل يتجاوز 60٪ ، ستكون حساسيته عند 1-2 ميكرومتر قابلة للمقارنة أو تتجاوز ، JWST للمصادر النقطية المعزولة. تعني دقة MICADO أنها ستكون متفوقة بشكل واضح على JWST في المناطق المزدحمة. بالإضافة إلى ذلك ، فإن مجال الرؤية الخاص به لما يقرب من 1 arcmin يعطي ميزة تعدد إرسال كبيرة مقارنة بالكاميرات الأرضية الأخرى في ELTs. معًا ، تجعل هذه الخصائص MICADO أداة قوية للعديد من الحالات العلمية. إن رسم الخرائط المستمرة وخطوط الانبعاث للمجرات ذات الانزياح الأحمر العالي سيمكنها من معالجة الأسئلة المتعلقة بتجميعها والتطور اللاحق من حيث الاندماجات وعدم الاستقرار الداخلي العلماني ونمو الانتفاخ. دقة أفضل من 100 جهاز كمبيوتر عند z ∼ 2 ، أي ما يعادل 1 ′ تصوير مجرات عنقود العذراء ، ستحل مجمعات وعناقيد تشكل النجوم الفردية ، وهو المفتاح لفهم العمليات التي تقود تطورها. بدلاً من ذلك ، يمكن للمرء أن يسبر تطور المجرة من خلال الرسوم البيانية ذات الحجم اللوني التي تتبع السجل الأحفوري لتشكيل نجمها. يعد الحل المكاني للمجموعات النجمية بهذه الطريقة قدرة حاسمة ، نظرًا لأن اللمعان المتكامل يهيمن عليه فقط السكان الأصغر سناً والأكثر سطوعًا. ستقوم MICADO بتوسيع حجم العينة من المجموعة المحلية إلى مجموعة برج العذراء ودفع تحليل التجمعات النجمية إلى عمق مراكز هذه المجرات.

      2.2 قياس الفلك الدقيق

      مع المرايا الثابتة فقط في مجال التصوير الأساسي ، والدوران الثابت للجاذبية ، وكاشفات HAWAII-4RG (التي تم تطويرها لتلبية المتطلبات الصارمة لبعثات القياس الفلكي في الفضاء) ، تعد MICADO أداة مثالية للقياس الفلكي. سيؤدي وجود خط أنابيب قوي إلى إدخال القياس الفلكي الدقيق في التيار الرئيسي. يُظهر تحليل التأثيرات الإحصائية والمنهجية [7 ، 8] أن دقة 40 μ كما في حقبة واحدة من الملاحظات يمكن تحقيقها وبعد 3-4 سنوات فقط سيكون من الممكن قياس الحركات المناسبة بمقدار 10 μ في العام - 1 ، أي ما يعادل 5 كم ثانية - 1 عند 100 كيلوبت في الثانية. في هذا المستوى ، لم تعد العديد من الأجسام الفلكية ثابتة ولكنها أصبحت ديناميكية ، مما يؤدي إلى رؤى جديدة مثيرة في البنية ثلاثية الأبعاد وتطور العديد من الظواهر. ستقيس الحركات المناسبة للنجوم الباهتة في غضون ساعات ضوئية من مركز المجرة إمكانات الجاذبية في النظام النسبي القريب جدًا من الثقب الأسود المركزي ، وقد تكشف أيضًا عن توزيع الكتلة الممتد المتوقع نظريًا من الثقوب السوداء النجمية التي يجب أن تهيمن على المنطقة الداخلية . ستوفر الحركات الداخلية والحركات المناسبة للعناقيد الكروية رؤى ثاقبة حول الثقوب السوداء ذات الكتلة المتوسطة بالإضافة إلى تكوين المجرة وتطورها. ستكشف التحليلات المماثلة لـ Dwarf Spheroidals عن كمية وتوزيع المادة المظلمة في هذه الكائنات ، وبالتالي نماذج اختبار لتشكيل الهيكل الهرمي.

      2.3 التحليل الطيفي عالي الإنتاجية

      يُعد التحليل الطيفي مكملاً واضحًا وقويًا للتصوير النقي ، ويتم تنفيذه كمقياس طيفي شق بسيط ذو إنتاجية عالية وهو مثالي للحصول على أطياف الأجسام المدمجة. دقة R ∼ 3000 كافية للتحقيق بين خطوط الأشعة تحت الحمراء القريبة من OH. ستعمل هذه الإضافة البسيطة على تحسين العديد من الحالات العلمية ، على سبيل المثال: اشتقاق الأنواع النجمية والمدارات ثلاثية الأبعاد في مركز المجرة باستخدام سرعات النجوم في المجرات القريبة لاستكشاف كتل الثقب الأسود المركزية وتوزيعات الكتلة الممتدة التي تقيس خطوط الامتصاص في المجرات عند z = 2 –3 وخطوط الانبعاث في المجرات عند z = 4 –6 لاشتقاق أعمارها ، وفلزاتها ، وتواريخ تشكل النجوم والحصول على أطياف المستعرات الأعظمية الأولى عند z = 1 –6.


      قرار التلسكوب

      بالإضافة إلى جمع أكبر قدر ممكن من الضوء ، يريد علماء الفلك أيضًا الحصول على أدق الصور الممكنة. القرار يشير إلى دقة التفاصيل الموجودة في الصورة: أي أصغر الميزات التي يمكن تمييزها. يتوق علماء الفلك دائمًا إلى توضيح المزيد من التفاصيل في الصور التي يدرسونها ، سواء كانوا يتابعون الطقس على كوكب المشتري أو يحاولون النظر إلى القلب العنيف لمجرة & # 8220cannibal & # 8221 التي تناولت جارتها مؤخرًا لتناول طعام الغداء.

      أحد العوامل التي تحدد مدى جودة الدقة سيكون بحجم التلسكوب. تنتج الفتحات الأكبر حجمًا صورًا أكثر وضوحًا. حتى وقت قريب جدًا ، على أية حال ، لم يكن بوسع تلسكوبات الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء على سطح الأرض إنتاج صور حادة كما تقول نظرية الضوء.

      المشكلة - كما رأينا سابقًا في هذا الفصل - هي الغلاف الجوي لكوكبنا ، وهو مضطرب. يحتوي على العديد من النقط الصغيرة أو خلايا الغاز التي يتراوح حجمها من بوصات إلى عدة أقدام. كل خلية لها درجة حرارة مختلفة قليلاً عن جارتها ، وتعمل كل خلية مثل العدسة ، وتثني (تنكسر) مسار الضوء بكمية صغيرة. يغير هذا الانحناء قليلاً الموضع الذي يصل فيه كل شعاع ضوئي في النهاية إلى الكاشف في التلسكوب. خلايا الهواء في حالة حركة ، تتطاير باستمرار عبر مسار ضوء التلسكوب بفعل الرياح ، غالبًا في اتجاهات مختلفة على ارتفاعات مختلفة. نتيجة لذلك ، فإن المسار الذي يتبعه الضوء يتغير باستمرار.

      للتشابه ، فكر في مشاهدة استعراض من نافذة عالية في ناطحة سحاب. قررت أن ترمي بعض قصاصات الورق نحو المتظاهرين. حتى لو أسقطت حفنة كلها في نفس الوقت وفي نفس الاتجاه ، فإن التيارات الهوائية ستقذف القطع حولها ، وستصل إلى الأرض في أماكن مختلفة. كما وصفنا سابقًا ، يمكننا التفكير في الضوء الصادر من النجوم على أنه سلسلة من الحزم المتوازية ، كل منها يشق طريقه عبر الغلاف الجوي. سيكون كل مسار مختلفًا قليلاً ، وسيصل كل مسار إلى كاشف التلسكوب في مكان مختلف قليلاً. والنتيجة هي صورة غير واضحة ، ولأن الرياح تهب على الخلايا ، فإن طبيعة التمويه ستتغير عدة مرات كل ثانية. ربما لاحظت هذا التأثير باعتباره & # 8220twinkling & # 8221 للنجوم التي تُرى من الأرض. تنحني أشعة الضوء بدرجة كافية بحيث يصل جزء من الوقت إلى عينك ، وجزء من الوقت يغيب عن بعضها ، مما يجعل النجم يبدو متباينًا في السطوع. ومع ذلك ، فإن ضوء النجوم ثابت في الفضاء.

      يبحث علماء الفلك في العالم عن المواقع التي تكون فيها كمية الضبابية أو الاضطراب الجوي أقل ما يمكن. اتضح أن أفضل المواقع تقع في سلاسل الجبال الساحلية وعلى قمم بركانية منعزلة في وسط المحيط. الهواء الذي يتدفق لمسافات طويلة فوق الماء قبل أن يصطدم بالأرض يكون مستقرًا بشكل خاص.

      ال الدقة الصورة تقاس بوحدات الزاوية في السماء ، وعادةً بوحدات الثواني القوسية. ثانية قوسية واحدة تساوي 1/3600 درجة ، وهناك 360 درجة في دائرة كاملة. لذلك نحن نتحدث عن زوايا صغيرة في السماء. لإعطائك فكرة عن مدى صغر حجمها ، قد نلاحظ أن 1 ثانية قوسية هي ما سيبدو عليه الربع عند رؤيته من مسافة 5 كيلومترات. تكشف أفضل الصور التي تم الحصول عليها من الأرض باستخدام التقنيات التقليدية عن تفاصيل صغيرة تصل إلى عدة أعشار من الثانية القوسية. حجم هذه الصورة جيد بشكل ملحوظ. كان أحد الأسباب الرئيسية لإطلاق تلسكوب هابل الفضائي هو الهروب من الغلاف الجوي للأرض والحصول على صور أكثر وضوحًا.

      ولكن نظرًا لأنه لا يمكننا وضع كل تلسكوب في الفضاء ، فقد ابتكر علماء الفلك تقنية تسمى البصريات التكيفية يمكنها التغلب على الغلاف الجوي للأرض في لعبة التشويش الخاصة بها. تستخدم هذه التقنية (الأكثر فعالية في منطقة الأشعة تحت الحمراء من الطيف مع تقنيتنا الحالية) مرآة صغيرة مرنة موضوعة في شعاع التلسكوب. يقيس المستشعر مقدار تشويه الغلاف الجوي للصورة ، وبقدر ما يصل إلى 500 مرة في الثانية ، فإنه يرسل تعليمات إلى المرآة المرنة حول كيفية تغيير الشكل من أجل التعويض عن التشوهات الناتجة عن الغلاف الجوي. وهكذا يتم إرجاع الضوء إلى التركيز البؤري الحاد تمامًا تقريبًا في الكاشف. يوضح [رابط] مدى فعالية هذه التقنية. مع البصريات التكيفية، يمكن أن تحقق التلسكوبات الأرضية قرارات 0.1 ثانية قوسية أو أفضل قليلاً في منطقة الأشعة تحت الحمراء من الطيف. هذا الرقم المثير للإعجاب يعادل الدقة الذي يحققه تلسكوب هابل الفضائي في منطقة الضوء المرئي من الطيف.

      قوة البصريات التكيفية. واحدة من أوضح صور كوكب المشتري التي تم التقاطها من الأرض على الإطلاق ، تم إنتاج هذه الصورة باستخدام البصريات التكيفية باستخدام تلسكوب يبلغ قطره 8 أمتار في التلسكوب الكبير جدًا في تشيلي. تستخدم البصريات التكيفية أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء لإزالة الضبابية في الغلاف الجوي ، مما ينتج عنه صورة أكثر وضوحًا. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة ESO ، F.Marchis ، M.Wong (UC Berkeley) E.Marchetti ، P.Amico ، S.Tordo (ESO))

      من وجهة النظر الشعبية (وبعض الأفلام السيئة) ، يقضي الفلكي معظم الليالي في مرصد بارد يحدق من خلال التلسكوب ، لكن هذا ليس دقيقًا للغاية اليوم. لا يعيش معظم علماء الفلك في المراصد ، ولكن بالقرب من الجامعات أو المعامل التي يعملون فيها. قد يقضي عالم الفلك أسبوعًا واحدًا أو نحو ذلك كل عام في المراقبة في التلسكوب وبقية الوقت في قياس أو تحليل البيانات المكتسبة من مشاريع التعاون الكبيرة والمسوحات المخصصة. يستخدم العديد من علماء الفلك التلسكوبات الراديوية لإجراء التجارب الفضائية ، والتي تعمل أيضًا خلال ساعات النهار. لا يزال آخرون يعملون في مشاكل نظرية بحتة باستخدام أجهزة الكمبيوتر العملاقة ولا يلاحظون أبدًا في تلسكوب من أي نوع.

      حتى عندما يراقب الفلكيون التلسكوبات الكبيرة ، نادرًا ما ينظرون من خلالها. تقوم الكواشف الإلكترونية بتسجيل البيانات بشكل دائم لتحليلها بالتفصيل لاحقًا. في بعض المراصد ، يمكن إجراء الملاحظات عن بُعد ، حيث يجلس الفلكي على جهاز كمبيوتر على بعد آلاف الأميال من التلسكوب.

      يعتبر الوقت على التلسكوبات الرئيسية أعلى من سعره ، وسيتلقى مدير المرصد عادةً طلبات أكثر بكثير لوقت التلسكوب مما يمكن استيعابه خلال العام. لذلك يجب على علماء الفلك كتابة اقتراح مقنع يشرح كيف يرغبون في استخدام التلسكوب ولماذا ستكون ملاحظاتهم مهمة لتقدم علم الفلك. ثم يُطلب من لجنة من علماء الفلك الحكم على المقترحات وترتيبها ، ويخصص الوقت فقط لمن يتمتعون بأكبر قدر من الجدارة. حتى إذا كان اقتراحك من بين المقترحات عالية التصنيف ، فقد تضطر إلى الانتظار عدة أشهر حتى يأتي دورك. إذا كانت السماء غائمة في الليالي التي تم تخصيصها لك ، فقد يمر أكثر من عام قبل أن تحصل على فرصة أخرى.

      لا يزال بعض علماء الفلك الأكبر سناً يتذكرون الليالي الطويلة والباردة التي قضتها بمفردها في قبة المرصد ، مع موسيقى فقط من جهاز تسجيل أو محطة إذاعية طوال الليل للشركة. كان مشهد النجوم المتلألئة ساعة بعد ساعة من خلال الشق المفتوح في قبة المرصد لا يُنسى. وكذلك كان الارتياح حيث أعلن أول ضوء شاحب في الفجر نهاية جلسة المراقبة التي استمرت 12 ساعة. أصبح علم الفلك أسهل بكثير اليوم ، حيث تعمل فرق من المراقبين معًا ، غالبًا على أجهزة الكمبيوتر الخاصة بهم ، في غرفة دافئة. ومع ذلك ، قد يجادل أولئك الذين هم أكثر حنينًا إلى أن بعض الرومانسية قد اختفت من الميدان أيضًا.

      المفاهيم الأساسية والملخص

      أدت التقنيات الجديدة لإنشاء ودعم المرايا خفيفة الوزن إلى إنشاء عدد من التلسكوبات الكبيرة منذ عام 1990. يجب اختيار موقع المرصد الفلكي بعناية من أجل الطقس الصافي والسماء المظلمة وانخفاض بخار الماء والرؤية الممتازة للغلاف الجوي (الغلاف الجوي المنخفض اضطراب). تتدهور دقة وضوح تلسكوب الضوء المرئي أو الأشعة تحت الحمراء بسبب الاضطرابات في الغلاف الجوي للأرض. ومع ذلك ، فإن تقنية البصريات التكيفية يمكنها إجراء تصحيحات لهذا الاضطراب في الوقت الفعلي وإنتاج صور مفصلة بشكل رائع.


      هل سيستخدم E-ELT البصريات التكيفية في الأطوال الموجية المرئية؟ - الفلك

      ستكون METIS ، التي سميت على اسم إلهة الحكمة اليونانية ، واحدة من الجيل الأول من أدوات ELT. سيغطي نطاق الطول الموجي للأشعة تحت الحمراء والاستفادة الكاملة من المرآة الرئيسية العملاقة التي يبلغ ارتفاعها 39 مترًا من التلسكوب لدراسة مجموعة واسعة من الموضوعات العلمية ، من الكائنات في نظامنا الشمسي إلى المجرات النشطة البعيدة.

      ستكون METIS ، التي سميت على اسم إلهة الحكمة اليونانية ، واحدة من الجيل الأول من أدوات ELT. سيغطي نطاق الطول الموجي للأشعة تحت الحمراء والاستفادة الكاملة من المرآة الرئيسية العملاقة التي يبلغ ارتفاعها 39 مترًا من التلسكوب لدراسة مجموعة واسعة من الموضوعات العلمية ، من الكائنات في نظامنا الشمسي إلى المجرات النشطة البعيدة.

      ستكون METIS ، التي سميت على اسم إلهة الحكمة اليونانية ، واحدة من الجيل الأول من أدوات ELT. سيغطي نطاق الطول الموجي للأشعة تحت الحمراء والاستفادة الكاملة من المرآة الرئيسية العملاقة التي يبلغ ارتفاعها 39 مترًا من التلسكوب لدراسة مجموعة واسعة من الموضوعات العلمية ، من الأجسام في نظامنا الشمسي إلى المجرات النشطة البعيدة.

      سيسمح لنا مطياف METIS القوي وتصويره عالي التباين بعمل اكتشافات مذهلة قريبة وبعيدة وكشف بعض الألغاز الأكثر إلحاحًا حول كوننا. على وجه الخصوص ، من المتوقع أن تقدم مساهمات كبيرة في أحد أكثر مجالات علم الفلك ديناميكية وإثارة لكل من العلماء والجمهور - الكواكب الخارجية. سيسمح لعلماء الفلك بالتحقيق في الخصائص الفيزيائية والكيميائية الأساسية للكواكب الخارجية ، مثل معلماتها المدارية ودرجة حرارتها وإشراقها والتركيب والديناميكيات في غلافها الجوي. بالإضافة إلى ذلك ، ستساهم METIS في العديد من المجالات الأخرى ، بما في ذلك دراسة أجسام النظام الشمسي ، والأقراص النجمية ومناطق تشكل النجوم ، وخصائص الأقزام البنية ، ومركز مجرة ​​درب التبانة ، وبيئة النجوم المتطورة ، ونواة المجرة النشطة.

      يعد METIS مناسبًا تمامًا للتحقيق في مجموعة متنوعة من الأجسام الفلكية ، بما في ذلك أقراص الكواكب الأولية والكواكب الخارجية وأجسام النظام الشمسي والنجوم.

      تتكون الأداة من وحدتين منفصلتين ، واحدة لجهاز التصوير والأخرى لجهاز الطيف. إنه موجود بالكامل في ناظم البرد للحفاظ على درجات الحرارة المنخفضة المستقرة المطلوبة لأداء جيد في أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء المتوسطة.

      أصبح METIS ممكنًا من خلال التعاون بين معاهد علم الفلك في مختلف البلدان في أوروبا AMD في الخارج.

      كيف تتشكل النجوم والكواكب؟ كم عدد الكواكب بحجم الأرض الموجودة حول أقرب النجوم؟ ما الذي يكمن في مركز مجرة ​​درب التبانة والمجرات البعيدة؟ هذه ليست سوى بعض الأسئلة التي ستعالجها أداة METIS في ELT.

      سيساعد METIS علماء الفلك على فهم تكوين الكواكب بشكل أفضل من خلال التحقيق في التركيب الفيزيائي لأقراص الكواكب الأولية وتطورها ، بالإضافة إلى التركيب الكيميائي للمواد المكونة للكوكب. ستسمح الأداة أيضًا لعلماء الفلك بالنظر في الكواكب المتكونة بالفعل حول النجوم الأخرى ، من خلال التحقيق في المناخات وخصائص الغلاف الجوي للكواكب الخارجية القصيرة والطويلة التي يهيمن عليها الغاز ، بالإضافة إلى البحث عن الكواكب الصغيرة حول أقرب النجوم.

      في نظامنا الشمسي ، سيسمح METIS لعلماء الفلك بالتحديق عبر الغلاف الجوي للمريخ ، والبحث عن أنواع جزيئية غير معروفة في أطراف المريخ ، والتي تشكلت على ارتفاعات 80-100 كيلومتر تحت تدفق الأشعة فوق البنفسجية الشمسية. ستدرس METIS أيضًا الكويكبات وأجسام حزام كايبر ، والتي توفر نافذة على خصائص قرص الكواكب الأولية حيث تشكلت الأرض والكواكب الأخرى. باستخدام METIS ، سيتمكن علماء الفلك من اشتقاق الظروف الفيزيائية والتركيب الكيميائي لقرص تكوين كوكبنا عبر التحليل الطيفي للكويكبات (المناطق الداخلية) وأجسام حزام كويبر (المناطق الخارجية).

      سيكون METIS مناسبًا تمامًا لدراسة دورة حياة النجوم ، من النجوم الأولية إلى النجوم الأكبر سنًا قرب نهاية حياتها. سيعزز فهمنا لتكوين النجوم الضخمة من خلال التحقيق في عمليات التراكم وخصائص القرص ، والتعددية ، وعمليات التغذية الراجعة ، ووظائف اللمعان في العناقيد النجمية المدمجة. كما أنه سيساعد علماء الفلك على دراسة النجوم المتطورة وبيئاتها المحيطة بالنجوم ، مما يسمح لنا بفهم أفضل لمنطقة الرياح الداخلية المعقدة لمغلفات النجوم الفرعية العملاقة المقاربة: السرعة والكثافة والتراكيب الحرارية للمغلفات المعقدة وكيميائها. كما أن نظام METIS مناسب تمامًا لدراسة الأقزام البنية منخفضة الكتلة (النجوم "الفاشلة") ، مما يسمح بالبحث عن مجموعة محتملة من الأقزام البنية الأكثر برودة (T & lt 400 K) ودراسات سرعتها الدورانية.

      In addition, the instrument will allow astronomers to study galaxies and the environments at their centres where black holes lurk. In our own Milky Way, METIS will investigate the immediate vicinity of the galactic black hole, as well as the properties of surrounding young star clusters. METIS will also allow us to do extragalactic science, both at low and intermediate redshift. Looking at closer-by galaxies, it will help us understand the physical origin of the correlation between black hole and galactic spheroid mass from size, geometry, and dynamics of the circumnuclear region, and the interplay between star formation and nuclear feedback. At intermediate redshifts, METIS will study the evolution and merger history of the most luminous infrared galaxies via the morphology and velocity field of their redshifted Hα emission.


      Wave-front correctors

      GMT Adaptive Secondary Mirrors design overview
      Daniele Gallieni, Roberto Biasi

      The new VLT-DSM M2 unit: construction and electromechanical testing [Paper] [Slides]
      Daniele Gallieni, Roberto Biasi

      Manufacturing E-ELT M4 glassy thin shell: feasibility and preliminary results
      Florence Poutriquet, Eric Ruch

      Optical calibration and test of the VLT Deformable Secondary Mirror [Paper] [Slides]
      Runa Briguglio, Marco Xompero, Armando Riccardi, Mario Andrighettoni, Dietrich Pescoller, Roberto Biasi, Daniele Gallieni, Elise Vernet, Johann Kolb, Robin Arsenault, Pierre-Yves Madec

      MEMS Deformable Mirrors for Advanced AO Instrumentation [Slides]
      Paul Bierden

      The Adaptive Mirror for the E-ELT [Paper] [Slides]
      Elise Vernet, Marc Cayrel, Norbert Hubin, Roberto Biasi, Gerald Angerer, Mario Andrighettoni, Dietrich Pescoller, Daniele Gallieni, Matteo Tintori, Marco Mantegazza, Armando Riccardi, Marco Riva, Giorgio Pariani, Runa Briguglio, Marco Xompero

      Improving the broadband contrast at small inner working angles using image sharpening techniques [Paper]
      Sandrine Thomas, Eugene Pluzhnik, Julien Lozi, Ruslan Belikov, Fred Witteborn, Thomas Greene, Glenn Schneider, Olivier Guyon

      Progress towards a woofer-tweeter adaptive optics test bench based on a magnetic-fluid DM
      Denis Brousseau, Jean-Pierre Veran, Simon Thibault, Ermanno Borra, Simon Fortin-Boivin

      On the cg-method for atmospheric reconstruction
      Andreas Obereder, Sergiy Pereverzyev Jun., Ronny Ramlau, Matthias Rosensteiner


      Will the E-ELT use Adaptive Optics at visible wavelengths? - الفلك

      Code to calculate the sensitivity of a ground-based instrument for astronomy at mid-infrared wavelengths (3-15 micron). Written for the METIS instrument for the E-ELT but easily customisable.

      Use Git or checkout with SVN using the web URL.

      Work fast with our official CLI. يتعلم أكثر.

      Launching GitHub Desktop

      If nothing happens, download GitHub Desktop and try again.

      Launching GitHub Desktop

      If nothing happens, download GitHub Desktop and try again.

      Launching Xcode

      If nothing happens, download Xcode and try again.

      Launching Visual Studio Code

      Your codespace will open once ready.

      There was a problem preparing your codespace, please try again.


      Will the E-ELT use Adaptive Optics at visible wavelengths? - الفلك

      You have requested a machine translation of selected content from our databases. This functionality is provided solely for your convenience and is in no way intended to replace human translation. Neither SPIE nor the owners and publishers of the content make, and they explicitly disclaim, any express or implied representations or warranties of any kind, including, without limitation, representations and warranties as to the functionality of the translation feature or the accuracy or completeness of the translations.

      Translations are not retained in our system. Your use of this feature and the translations is subject to all use restrictions contained in the Terms and Conditions of Use of the SPIE website.

      Adaptive optics systems for HARMONI: a visible and near-infrared integral field spectrograph for the E-ELT

      Thierry Fusco, 1 Niranjan Thatte, 2 Serge Meimon, 1 Matthias Tecza, 3 Fraser Clarke, 3 Mark Swinbank 4

      1 ONERA (France)
      2 Univ. of Oxford (France)
      3 Univ. of Oxford (United Kingdom)
      4 Durham Univ. (United Kingdom)

      SUBSCRIBE TO DIGITAL LIBRARY

      50 downloads per 1-year subscription

      25 downloads per 1 - year subscription

      Includes PDF, HTML & Video, when available

      HARMONI is a visible and near-infrared integral field spectrograph for the E-ELT. It needs to work at diffraction limited scales. This will be possible thanks to two adaptive optics systems, complementary to each other. Both systems will make use of the telescope's adaptive M4 and M5 mirrors. The first one is a simple but efficient Single Conjugate AO system (good performance, low sky coverage), fully integrated in HARMONI itself. The second one is a Laser Tomographic AO system (medium performance, very good sky coverage). We present the overall design of the SCAO system and discuss the complementary between SCAO and LTAO for HARMONI.

      © (2010) COPYRIGHT Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE). Downloading of the abstract is permitted for personal use only.


      Kick-off for the E-ELT-Camera MICADO: a new era of precision astronomy

      The MICADO camera, a first light instrument for the European Extremely Large Telescope (E-ELT), has entered a new phase in the project: by agreeing to a Memorandum of Understanding, the partners in Germany, France, the Netherlands, Austria, and Italy, have all confirmed their participation. Following this milestone, the project's transition into its preliminary design phase was approved at a kick-off meeting held in Vienna. Two weeks earlier, on September 18, the consortium and the European Southern Observatory (ESO), which is building the telescope, have signed the corresponding collaboration agreement. As the first dedicated camera for the E-ELT, MICADO will equip the giant telescope with a capability for diffraction-limited imaging at near-infrared wavelengths.

      MICADO is the Multi-AO Imaging Camera for Deep Observations, which has been designed to work on the 39-m European Extremely Large Telescope (E-ELT). This revolutionary telescope will be the largest optical/near-infrared telescope in the world, gathering about 15 times more light than the largest optical telescopes existing today. The MICADO camera will provide the capability for diffraction-limited imaging at near-infrared wavelengths, taking the power of adaptive optics to the next level. To correct for distortions due to the Earth’s atmosphere, MICADO is optimized to make use of adaptive optics (AO): a simple single conjugate AO mode (SCAO) for correction of individual targets and a powerful multi-conjugate AO mode provided by the MAORY (Multi-conjugate Adaptive Optics RelaY) instrument to obtain sharp images over a wide-field of view.

      The key capabilities of MICADO are matched to the unique features of the new telescope, and will lead to dramatic discoveries of new or unexplored astrophysical phenomena. To name but a few: Its high sensitivity will allow it to detect the faintest stars and furthest galaxies. Its unprecedented spatial resolution will reveal structures in nebulae and galaxies in detail far beyond what is currently possible. For instance, by resolving stellar populations in distant galaxies their star formation history and evolution can be studied. And with the superb astrometric precision achieved by MICADO, many astronomical objects will no longer be static – they will become dynamic. Measuring the tiny movements of stars will reveal the presence of otherwise hidden black holes in star clusters, and tracking the motions of star clusters will lead to new insights about how our Milky Way formed. In addition, MICADO includes a special mode that will allow it to directly observe and characterize extrasolar planets, and another that enables it to take spectra of compact objects.

      “It’s an incredibly exciting prospect, the measurements we’ll be able to make with our camera and this giant future telescope,” says Ric Davies, the Principal Investigator at MPE. “But this is also a very challenging project, and I am glad to have such a capable and enthusiastic team.”

      The MICADO instrument will be developed and built by a consortium of European institutes in collaboration with ESO. All partners have a strong tradition of working together to design and build world-class optical and infrared instrumentation. The project is expected to last nearly 10 years from the beginning of the current design phase to the end of commissioning, with the first light of both the E-ELT and MICADO planned for 2024.

      As the lead institute, MPE is responsible for the overall project management and system engineering, and represents the consortium towards ESO. In addition, the team at MPE takes the lead in the developing and constructing the MICADO cryostat and the cold optics.

      The main contributions of MPIA to MICADO are the high-precision Instrument-De-Rotator and the Calibration Units. The De-Rotator compensates the rotation of the field of view caused by the rotation of the Earth during observations. The Calibration Units will support the detector calibration of both the imaging camera and the spectrograph. A particular challenge is the long-time calibration of astrometric imaging errors unavoidable for a wide- field instrument like MICADO.
      "The combination of the never before achieved resolution and light collecting power of the 39m-E-ELT will allow us to unravel for the first time the transition area between the low-mass stellar black holes and their supermassive counterparts in the centers of galaxies," says Jörg-Uwe Pott from MPIA, Instrument Scientist for the entire MICADO project, and adds: "We will win important insights into the innermost processes of active galaxies and the star- and galaxy formation in the early universe."