ウィリアム・ハーシェル望遠鏡

ウィリアム・ハーシェル望遠鏡

ウィリアム・ハーシェル望遠鏡の建物
別名	白
名前の由来	ウィリアム・ハーシェル
の一部	ロケ デ ロス ムチャチョス天文台
場所	スペイン、カナリア諸島、サンタクルス・デ・テネリフェ州
座標	北緯28度45分38秒 西経17度52分54秒 / 北緯28.76066度 西経17.88174度 / 28.76066; -17.88174
組織	アイザック・ニュートン望遠鏡グループ
高度	2,344メートル（7,690フィート）
構築済み	1983–1987 ( 1983–1987 )
初光	1987年6月1日
望遠鏡スタイル	反射望遠鏡
直径	4.2 m (13 フィート 9 インチ)
二次直径	1.0 m (3 フィート 3 インチ)
収集エリア	13.8 m 2 (149 平方フィート)
Webサイト	www.ing.iac.es//Astronomy/telescopes/wht/
ウィリアム・ハーシェル望遠鏡の位置
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ウィリアム・ハーシェル望遠鏡（WHT）は、スペインのカナリア諸島ラ・パルマ島のロケ・デ・ロス・ムチャチョス天文台にある口径4.20メートル（165インチ）の光学/近赤外線 反射望遠鏡です。天王星の発見者であるウィリアム・ハーシェルにちなんで名付けられたこの望遠鏡は、アイザック・ニュートン望遠鏡グループの一部です。イギリス、オランダ、スペインの研究会議によって資金提供されています。

1987年の建設当時、WHTは世界で3番目に大きい単一の光学望遠鏡でした。^{[注 1] [1] [2]}現在ではヨーロッパで2番目に大きい望遠鏡であり、^{[注 2]}グラブ・パーソンズが150年の歴史の中で 建設した最後の望遠鏡です。

WHTには、可視光線と近赤外線領域で動作するさまざまな機器が装備されています。これらは、プロの天文学者がさまざまな天文学研究を行うために使用されています。この望遠鏡を使用した天文学者は、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホール（Sgr A* ）の最初の証拠を発見し、ガンマ線バーストの最初の光学観測を行いました。この望遠鏡は、平均シーイングが0.7インチで、晴天率が75％です。^[3]

WHTは、1960年代後半、3.9メートル（150インチ）のアングロ・オーストラリアン・テレスコープ（AAT）が設計されていたときに初めて考案されました。英国の天文学界は、北半球に同等の性能の望遠鏡が必要であると認識していました。特に、ジョドレルバンク天文台とムラード天文台（どちらも英国）で実施されている電波調査で興味深いソースを光学的に追跡する必要がありましたが、これはAATの南半球の場所からは行うことができませんでした。^[4]

AATは1974年に完成し、その時点で英国科学技術研究会議は北半球に位置する3つの望遠鏡群（現在はアイザック・ニュートン望遠鏡群（ING）として知られている）の計画を開始した。望遠鏡は1.0メートル（39インチ）（後にヤコブス・カプテイン望遠鏡となる）、2.5メートル（98インチ）のアイザック・ニュートン望遠鏡（現在はハーストモンスー城にある）から移動される予定だった、そして4メートル級の望遠鏡（当初は4.5メートル（180インチ）として計画されていた）であった。^{[4]新しい設置場所は}カナリア諸島のラ・パルマ島の標高2,344メートル（7,690フィート）に選ばれ、現在はロケ・デ・ロス・ムチャチョス天文台となっている。このプロジェクトは王立グリニッジ天文台（RGO）が主導し、1998年にRGOが閉鎖されて独立したINGに管理が移るまで望遠鏡の運用もRGOが行っていた。^{[2] [5] [6]}

1979年までに、4メートル望遠鏡は予算の膨張により廃棄寸前となり^[4]、口径は4.2メートル（170インチ）に縮小されました。タイガーチーム^[7]と呼ばれる委員会がコスト削減のために招集され、再設計によって価格が45％も下がりました。^{[注 3]}節約は主に、望遠鏡の焦点距離を短くしてドームを小さくし、重要でない機能をドーム外のより単純な（したがってより安価な）長方形の別館に移すことによって実現しました。^[7]同年、アイザック・ニュートン望遠鏡はロケ・デ・ロス・ムチャチョス天文台に移され、アイザック・ニュートン望遠鏡グループの第1号となりました。 1981年にオランダ科学研究機構（NWO）がプロジェクトの20%の株式を購入し、WHTの建設が承認されました。その年はウィリアム・ハーシェルによる天王星発見200周年にあたるため、ハーシェルに敬意を表して望遠鏡に名前をつけることになりました。^[4]

この望遠鏡の建造はグラブ・パーソンズ社によって行われ、同社が150年の歴史の中で最後に製造した望遠鏡となった。^{[7] [8]作業は1983年に}ニューカッスル・アポン・タインの工場で始まり、望遠鏡は1985年にラ・パルマ島に出荷された^[4]（アイザック・ニュートン・グループの他の2つの望遠鏡は1984年に運用を開始した^[2]）。WHTは1987年6月1日に初観測され、 ^[4]当時世界で3番目に大きな光学望遠鏡であった。^{[注 1] [1]}ドームと初期の機器一式を含む望遠鏡の総費用は1500万ポンド（1984年、2023年には6100万ポンドに相当^[9]）で、インフレを考慮すれば予算内に収まる。^{[注 4]}

この望遠鏡は、オーウェンズ・イリノイ社がセルビット社（ゼロ膨張ガラスセラミック材料）から製造し、グラブ・パーソンズ社が研磨した4.20 m（165インチ）f/2.5主鏡で構成されています。^{[10] [2] [7]}この鏡ブランクは、AAT、CFHT、ブランコ望遠鏡用のものとともに4枚セットのうちの1つとして1969年に製造され、製造から10年後の1979年にWHT用に購入されました。^[8]主鏡は固体で薄肉化されていないため、重量が16.5トン（16.2英トン）あるにもかかわらず、能動光学系は必要ありません。 [ ^{10 ] [7] [11]}鏡支持セルは、 60本の空気圧シリンダーのセットで主鏡を保持しています。^[7]最も極端な負荷がかかった状態（望遠鏡が地平線を向いて鏡が垂直になっている状態）でも、鏡の形状はわずか50ナノメートル（2.0 × 10 ⁻⁶ インチ）しか変化しません。^[2]通常の動作中は変形ははるかに小さくなります。

最も一般的な構成では、ゼロデュアー製の1.00 m (39 インチ)双曲面副鏡を使用して、視野角15 分のリッチー・クレシアン f/11 カセグレンシステムを形成します。^{[10] [2] [7]}追加の平面折り畳み鏡により、それぞれ視野角 5 分の2 つのナスミスプラットフォームまたは折り畳みカセグレンステーションのいずれかを使用できます。 ^{[10] [2] [7]}この望遠鏡は、広視野主焦点構成で動作することがあり、その場合には副鏡が取り外され、3 要素の視野補正レンズが挿入され、有効f/2.8焦点、視野角 60 分 (ビネットなしの場合は 40 分) が得られます。^{[10] [7]}カセグレン焦点とナスミス焦点の切り替えは数秒で完了し、夜間に行うこともできます。主焦点の切り替えには、昼間に副鏡を主焦点アセンブリに交換する必要があり（2つは背中合わせに取り付けられている）^[2]、これには約30分かかります。^[7]

クーデ焦点は、別の望遠鏡の光干渉計に信号を送るために後から追加される予定だったが^[7]、結局建設されなかった。チョッピングf/35の副鏡は赤外線観測用に計画されていたが、コスト削減の再設計により保留となり、結局実現されなかった^{[7] 。}

光学系の重量は79,513 kg (78.257 英トン) で、経緯台上で操作され、総可動質量は186,250 kg (183.31 英トン) (計器類を含む) である。^[1] BTA -6と多反射鏡望遠鏡は、1970年代に、大型望遠鏡の従来の赤道儀と比較して、経緯台設計によって大幅な重量 (したがってコスト) の削減が達成できることを実証した。しかし、経緯台設計では、継続的なコンピュータ制御、各焦点での視野回転の補正が必要であり、天頂に半径0.2度の死角が生じ、駆動モーターが恒星時運動に追いつけなくなる(駆動モーターは各軸で毎秒1度が最大速度)。^{[2] [7] [12]}このマウントは非常に滑らかでバランスが取れているため、駆動モーターを取り付ける前は、当時160英トン（160,000 kg）あったアセンブリを手で動かすことができました。^[2]閉ループ 誘導中、マウントは0.03秒角の絶対指向精度が可能です。^{[7] [12]}

望遠鏡は、ブリテン・スチール社製の内径21メートル（69フィート）のタマネギ形の鋼鉄ドーム^{[2] [ 7 ]}に収められている。望遠鏡架台は円筒形のコンクリート支柱の上に設置されており、回転中心は地上から13.4メートル（44フィート）の高さにあり、これにより望遠鏡が地上層の乱気流の上に持ち上げられ、見やすくなる。^{[2] [7] [13]}従来型の上下6メートル幅^{[7]の風よけシャッター、熱制御用の}換気扇付きの​​大型通気口がいくつか、35トン（34英トン）の容量のクレーン（主鏡をアルミメッキなどで移動させるために使用）がすべて組み込まれている。^{[13]シャッターのサイズと形状により、}地平線から12°上方までの観測が可能になり、^[2]これは気塊4.8に相当する。ドームの総可動質量は320トン（310英トン）で、3階建ての円筒形の建物の上に設置されています。^[13]ドームは風圧を最小限に抑えるように設計されており、悪天候時には氷上でも自重まで支えることができます。^{[2]ドームと望遠鏡は別々の}基礎（火山玄武岩に20メートル（66フィート）打ち込まれたもの）の上に設置され、 ^[2]ドームの回転による振動や建物の風圧が望遠鏡の向きに影響を与えるのを防ぎます。^[7]

ドームには3階建ての長方形の建物が併設されており、望遠鏡の制御室、コンピュータ室、キッチンなどが入っています。^[2]ドーム内にはほとんど人がいなくてもよいため、環境条件を非常に安定して保つことができます。^{[2] [13]}その結果、WHTは完璧なドームシーイングを実現しています。^[14]この建物には、検出器研究室と再アルミニウム処理工場も入っています。WHTはロケ・デ・ロス・ムチャチョス天文台で最大の単一鏡を持っているため、その再アルミニウム処理工場には、山中の他のどの望遠鏡の鏡も収容できるほどの大きさの真空容器があります。その結果、天文台の他のすべての望遠鏡は、再アルミニウム処理のためにWHT工場を使用する契約をしています^{[15] （独自の工場を持つ}グラン・テレスコピオ・カナリアスを除く）。

WHTは、 2.5mのアイザック・ニュートン望遠鏡と1.0mのヤコブス・カプテイン望遠鏡とともに、アイザック・ニュートン望遠鏡グループ（ING）によって運営されています。オフィスと管理部門は、車で1時間の距離にある島の首都サンタ・クルス・デ・ラ・パルマにあります。資金は、英国の科学技術施設会議（STFC、65%）、オランダのNederlandse Organisatie voor Wetenschappelijk Onderzoek（NWO、25%）、およびスペインのInstituto de Astrofísica de Canarias（IAC、10%）によって提供されています（2008年の値）。望遠鏡の使用時間はこの資金に比例して配分されますが、スペインは天文台の使用料としてさらに20%の割り当てを受けます。さらに、観測時間の5%が他国の天文学者のために確保されています。競争力のある研究用望遠鏡であるWHTは、非常に多くの応募があり、通常、実際に利用可能な観測時間の3～4倍の応募を受けています。^[16]

観測の大部分はビジターモードで行われ、つまり調査する天文学者が望遠鏡の前に物理的にいる。サービスモードの運用（望遠鏡まで行かない天文学者に代わって天文台のスタッフが行う運用）への移行が検討されたが、科学的および運用上の理由から却下された。^[17]

WHTには幅広い科学機器が搭載されており、天文学者にさまざまな機能を提供しています。2022年現在^{[アップデート]}、共通ユーザー機器は次のとおりです。^[18]

アカム

補助ポートカメラ - 8 '視野にわたる広帯域および狭帯域イメージングと低解像度(R < 900) 分光法を備えた光学イメージャー/分光器。ブロークンカセグレン焦点の 1 つに恒久的に取り付けられています。

ISIS

中分散分光器および撮像システム - 中解像度（R = 1,800-20,000）の長スリットデュアルビーム光学分光器。カセグレン焦点に取り付けられています。ISISはWHT機器の最初の世代の1つでした。^[7]

リリス

ロングスリット中分解能赤外線分光器 –近赤外線イメージャー/分光器、4' 視野の画像化、スペクトル分解能 R = 700～2500、分光偏光測定、ロングスリットおよびマルチオブジェクトスリットマスクを備えています。カセグレン焦点に取り付けられています。

織り

WHT拡張エリア速度探査機 - ロボットポジショナーと光ファイバーを使用して一度に最大1000個のターゲットを観測するマルチオブジェクト光学分光器。 ^[19]

2022年からは、望遠鏡の使用時間の70％がWEAVEによる調査に充てられる。WEAVEの設置前（2020～22年）は、ISISとLIRISがWHTの主力で、全観測時間の約3分の2がこれら2つの機器の使用に費やされていた。^[20]

さらに、WHTは、近年ではPAUCam、GHαFaS、PNS、INTEGRAL、PLANETPOL、SAURON、FASTCAM、ULTRACAMなどの単一目的のビジター機器用の望遠鏡としても人気があります。^[21]ビジター機器は、カセグレン焦点またはナスミス焦点のいずれかを使用できます。

共通の校正ランプセット（ヘリウムアークランプ、ネオンアークランプ、およびタングステンフラットフィールドランプ）がブロークンカセグレン焦点の 1 つに恒久的に取り付けられており、他のどの装置にも使用できます。

天文学者は、太陽系科学、銀河天文学、銀河系外天文学、宇宙論など、観測天文学のほとんどの分野にわたる科学研究を行うために WHT を使用しています。機器のほとんどは、さまざまな研究に役立つように設計されています。

WHTは多くの重要な新発見に利用されてきた。最も注目すべき発見としては、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホール（Sgr A*）の最初の証拠（1995年）^[22]やガンマ線バースト（GRB 970228 ）の最初の光学観測（1997年）^{[23]などがある。}

1990 年代半ば以降、WHT は新しい 8 ～ 10 m (310 ～ 390 インチ) の望遠鏡との競争が激化しています。しかし、この望遠鏡を使った幅広い研究が続けられています。近年 (2010 年現在^{[アップデート]}) の研究には次のようなものがあります。

• SAURONプロジェクト、近傍楕円銀河とレンズ状銀河の積分フィールド分光器調査 （2001-2010）^{[24] [25]}
• その後地球に衝突した小惑星2008 TC 3（2009年）の最初のスペクトル^[26]
• Hanny's Voorwerpの最初のスペクトル(2009) ^{[27] [28]}
• 拡散星間帯は星周外層に起源を持たないという発見（2008年）^{[29] [30]}
• WASP-3bが太陽系外惑星であることの確認（2008年）^{[31] [32]}
• 最初の二重超新星SN 2006jcの高解像度スペクトル（2007）^{[33] [34]}

次世代の超大型望遠鏡(ELT)は、その能力をフルに発揮するために、高度な適応光学を^{[アップデート]}必要とする。WHT は高度な適応光学システムが稼働していたため、さまざまな ELT プログラムから注目されている。2010 年の時点で、ヨーロッパ南天天文台のEuropean-ELT (E-ELT) プロジェクトは、WHT を適応光学システムのテストベッドとして利用するプログラムを持っており、年間数晩、天空上でのテストを行っていた。^{[17] [35]}このプロジェクトは、ナスミス焦点の 1 つでの新しい光学実験の構築を伴い、CANARY と呼ばれている。CANARY は、E-ELT の EAGLE 装置に必要な多目的適応光学 (MOAO) を実証する。^[36]

英国のSTFC（当初は主要な財政的貢献者）は、数年にわたってING望遠鏡への資金提供を徐々に削減してきました。この資金不足の一部は、他のパートナーが拠出金を増やすことで、また一部は効率化と削減によって補われました。その結果、観測時間の割合は英国33％、オランダ28％、スペイン34％、国籍を問わず5％になります。^[37] 2010年に開始された新しい開発は、新しい広視野多物体分光施設（WEAVE）の開発です。これは、オランダ、スペイン、フランス、イタリアからの主要な貢献を含む英国主導のコンソーシアムによって開発されており、2022年8月に最終的な設置が確認されました。^[19] WEAVEは、2度の視野で最大1000のターゲットを同時に対象とする可視（360〜950 nm）範囲で中高解像度の分光を提供し、現在数年間運用される予定です。^[38]

• 最大の光学反射望遠鏡のリスト

• ウィキメディア・コモンズのウィリアム・ハーシェル望遠鏡に関連するメディア
• WHTホームページ
• WHTの画像
• メリフィールド、マイケル、ディロン、ヴィク、バルセルズ、ハビエル、メンデス、"ウィリアム ハーシェル望遠鏡"。深宇宙ビデオ。ブレイディ ハラン。