Astronomi

Hvordan tegner jeg synsfeltet for et jordbaseret observatorium i galaktiske koordinater?

Hvordan tegner jeg synsfeltet for et jordbaseret observatorium i galaktiske koordinater?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jeg vil gerne plotte i Galactic Coordinate himmelfeltet for et jordbaseret observatorium (f.eks. MAGIC). Noget som dette fra Liu et 2016.

Jeg ved allerede, hvordan plotkildens positioner på en 2D-projektion af himlen (efter denne vejledning: http://learn.astropy.org/plot-catalog.html). Er der en enkel måde at plotte synsfeltet ved hjælp af astropi og / eller astroplan og / eller matplotlib?

Mange tak for din hjælp


Indgang 14¶

Jordens atmosfære rammes konstant af kosmiske stråler med energier op til (10 ​​^ 21 mathrm), hvilket er mere end 10 000 000 gange højere end hvad der kan opnås i nuværende menneskeskabte partikelacceleratorer. Oprindelsen af ​​disse kosmiske stråler med ultrahøj energi (UHECR) er stadig ukendt, formodentlig fordi de ladede partikler afbøjes i kosmiske magnetfelter og derfor ikke peger tilbage på deres kilder (Se f.eks. Reference [1] til en gennemgang).

Imidlertid kan der fra sådanne afbøjninger opstå energiafhængige mønstre i fordelingen af ​​ankomstretninger for UHECR, der ikke kun indeholder information om kilderne, men også om de mellemliggende kosmiske magnetfelter. Disse mønstre kan karakteriseres ved en nedbrydning af den retningsbestemte energifordeling langs dens hovedakser i udvalgte 'regioner af interesse' (ROI) på himlen [2, 3]. Af særlig interesse er her retningerne for de anden hovedakser i de enkelte regioner. Disse akser forventes at pege langs afbøjningsretningen i regelmæssige magnetfelter. Fordelingen af ​​akserne kan således indeholde information om magnetfelternes struktur.

Diagrammet viser simuleringen af ​​en måling af hovedakserne med Pierre Auger Observatory, det i øjeblikket største eksperiment dedikeret til målinger af UHECR [4]. Himmelkortet (a) viser de undersøgte regioner som røde cirkler i galaktiske koordinater ved hjælp af en Hammer-projektion. Sorte prikker angiver retningen af ​​de første hovedakser, som altid peger mod observatøren. Sorte linjer angiver retningen af ​​de anden hovedakser, der er tangentiale for enhedssfæren. Synsfeltet og den relative eksponering af observatoriet er angivet med lilla konturer. Den nederste række i figuren indeholder nærbilleder af valgt ROI (b, c, d), hvor også UHECR's ankomstretninger i nærheden af ​​ROI vises med farvekodede energier.

De lokale mønstre og det resulterende storskala mønster af hovedakserne indeholder information om magnetfelterne og kildepositionerne i simuleringen. Imidlertid blev der i en analyse af data fra Pierre Auger Observatory [5] ikke fundet nogen signifikante mønstre hidtil, så en bred vifte af modeller til oprindelse og udbredelse af UHECR, der ligner scenariet her, kan udelukkes.

[1] K. Kotera og A. V. Olinto, The Astrophysics of Ultrahigh Energy Cosmic Rays, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 49, 119-153, arXiv: 1101.4256 (2011).

[2] M. Erdmann og T. Winchen, Detektering af lokale afbøjningsmønstre af kosmiske stråler med ultrahøj energi ved hjælp af hovedakserne i den retningsbestemte energifordeling, i Proceedings of the 33rd ICRC, Rio de Janeiro (2013), arXiv: 1307.8273.

[3] T. Winchen, The Principal Axes of the Directional Energy Distribution of Cosmic Rays Measured with the Pierre Auger Observatory, PhD thesis RWTH Aachen University, 2013.

[4] Pierre Auger-samarbejdet, Pierre Auger Cosmic Ray Observatory, sendt til nukleare instrumenter og metoder (NIM) A (2015).

[5] Pierre Auger-samarbejdet, søg efter mønstre ved at kombinere kosmisk stråleenergi og anvisninger til Pierre Auger Observatory, indsendt til European Physical Journal C (EPJ C), arXiv: 1410.0515 (2015).


National Aeronautics and Space Administration

Sådan finder du alle RXTE-observationer af sco x-1 i januar 1999:

  • Start på hovedsiden.
  • Indtast "sco x-1" i feltet "Objektnavn eller koordinater".
  • Indtast "1999-01-01 .. 1999-01-31" i feltet "Observationsdatoer".
  • Marker afkrydsningsfeltet ved siden af ​​RXTE.
  • Klik på "Start søgning"

Sådan forespørges en liste over objekter eller koordinater:

  • I enhver form med indtastningsfeltet "Objektnavn eller koordinater" skal du indtaste alle koordinater og objektnavne med semikolon (), der adskiller dem.

For at søge efter nøgleord i abstrakter:

  • Start på hovedsiden.
  • Vælg en eller flere missioner eller tabeller.
  • Fjern markeringen af ​​alle tabeltyper undtagen "Forslag, abstrakter og tidsplaner".
  • Klik på "Detail Mission / Catalog Search".
  • Hvis der findes mere end en tabel, vises en side, hvor du bliver nødt til at vælge en tabel. Vælg en, der nævner abstrakter i navnet, medmindre du allerede ved, at en tabel har abstracts.
  • Klik på "Angiv yderligere parametre".
  • Der vises en ny side, der viser alle de tilgængelige kolonner til tabellen.
  • Sørg for, at afkrydsningsfeltet i kolonnen længst til venstre for den abstrakte række er aktiveret.
  • Skift operatøren til "=" eller "! Start søgning".

Sådan får du alle rækker i en tabel:

  • (Hvis du vil have tabellen i almindelig tekst, rørafgrænset format, kan du bruge den enklere metode, der diskuteres derefter.)
  • Start på hovedsiden.
  • Vælg en eller flere missioner eller tabeller.
  • Klik på "Detail Mission / Catalog Search".
  • Hvis der findes mere end en tabel, vises en side, hvor du bliver nødt til at vælge tabeller.
  • Vælg tabeller ved at klikke på afkrydsningsfelterne foran hver tabel.
  • Klik på "Angiv yderligere parametre".
  • En ny side vises, hvor du kan indtaste parametersøgekriterier. Hvis du vil hente alle rækkerne, skal du ikke ændre nogen standardindstillinger her.
  • Skift menupunktet "Begræns resultater til" til "Ingen grænse" eller så mange rækker, som du ønsker.
  • Klik på "Start søgning".

Gem en forespørgsel i en lokal fil til senere brug.

  • Indsend en forespørgsel fra et hvilket som helst af søgegrænsefladerne
  • Hvis knappen "Gem forespørgsel til fil" vises i feltet "Søgning baseret på" på siden Resultater, skal du klikke på den. Den kodede forespørgselsstreng gemmes på din maskine.
  • Når du vil køre forespørgslen igen, skal du vælge knappen "Forespørgselsfil og session-uploads" på siden Hovedsøgning.
  • Indtast det lokale filnavn, eller klik på knappen "Gennemse" for at finde filen.
  • Klik på knappen "Indlæs forespørgsel"

Plot en kildeplacering inden for Chandra ACIS eller HRC synsfelt

  • Brug Chandra FOV Search Interface
  • Indtast en kilde, og vælg Chandra-missionen fra formularen Main Search, Keyword Search eller Quick Search.
  • Et "F" vises i kolonnen Tjenester i resultattabellen, hvis observationsdata er tilgængelige.
  • Klik på "F" for at få vist plottet. Her er et eksempel.

Brug af Browse Notification Service

  • Gå til startsiden for Gennemse meddelelsestjenesten
  • Indtast et brugernavn og en adgangskode for at oprette en ny konto eller for at få adgang til en eksisterende konto
  • Sørg for, at din e-mail-adresse er korrekt
  • indtast et kildenavn eller en position, klik på en eller flere missioner og tryk på Send
  • Gentag efter behov

Sådan får du forespørgselsresultaterne i en almindelig teksttabel:

  • Hvis du er på en side, hvor du indtaster forespørgselsparametre, skal du kigge efter en mulighed mærket "Outputformat". Skift format til "Teksttabel", og send din forespørgsel.
  • Hvis du allerede ser dine resultater, kan du ændre visningsformatet til en teksttabel ved at klikke på knappen "Redisplay" øverst på resultatsiden.

Sådan vælges individuelle kolonner, der skal vises:

  • Start på hovedsiden.
  • Vælg en eller flere missioner eller tabeller.
  • Klik på "Detail Mission / Catalog Search".
  • Hvis der findes mere end en tabel, vises en side, hvor du bliver nødt til at vælge en tabel. Hvis du vælger mere end en, mister du muligheden for at vælge, hvilke kolonner der skal vises.
  • Klik på "Angiv yderligere parametre".
  • Der vises en ny side, der viser alle de tilgængelige kolonner til tabellen. Den første kolonne er et afkrydsningsfelt, der bestemmer, om kolonnen skal vises.
  • Marker eller fjern markeringen af ​​kolonner.
  • Indstil eventuelle forespørgselsparametre, du ønsker.
  • Klik på "Start søgning".

For at se alle kolonnerne for en række i resultaterne:

  • Hvis du endnu ikke har sendt din forespørgsel, skal du kigge efter en mulighed mærket "Vis alle parametre" og markere dette felt. Send derefter forespørgslen. Alle kolonner vises for alle rækker i resultaterne.
  • Hvis du allerede ser på resultaterne af en forespørgsel og vil se alle kolonnerne i en række, kan du gøre det ved at klikke på ikonet.
  • Hvis du allerede ser på resultaterne af en forespørgsel og vil se alle kolonnerne i flere rækker, kan du gøre det ved at markere afkrydsningsfelterne i begyndelsen af ​​hver række af interesse og derefter klikke på knappen "Vis" efter tabellen.

Sådan downloades en hel tabel:

  • Start på katalogets indeksside.
  • Find den tabel, du er interesseret i. Klik på linket på antallet af tabelrækker for at downloade tabellen i en ASCII-fil.
  • Når du ser resultaterne af en forespørgsel, kan du plotte en hvilken som helst numerisk kolonne mod en hvilken som helst anden numerisk kolonne ved at klikke på knappen "Plot" nederst i resultattabellen. (For at dette skal fungere, har brugeren brug for en Java 1.2-browser (eller en nyere version)). Bemærk, at alle rækker, der vises ved brugerens forespørgsel, er inkluderet i plottet - at markere eller fjerne markeringen i afkrydsningsfelterne i en række har ingen effekt.
  • En ny side vises med en plotformular, når Java-appleten er indlæst.
  • Standardtilstanden i denne plotform er et spredningsdiagram af ra vs dec. Andre indstillinger inkluderer (i) scatter- eller linjediagrammer for alle parametre, der er anført i rullemenuen x- og y-parametermenuer i enten lineære eller logaritmiske skalaer, (ii) histogram og kumulative histogramdiagrammer for den valgte x-parameter i enten lineære eller logaritmiske skalaer og (iii) en Aitoff-projektion i galaktiske koordinater for rækkerne. Sprednings- og linjediagrammerne og Aitoff-projiceringsindstillingerne kan bruges på udvalgte prøver af rækkerne ved at markere afkrydsningsfeltet 'Prøvedata efter parameter' og vælge en parameter og det ønskede interval af værdier og / eller intervaller, f.eks. '2, 4 .. 10 'ville kun plotte rækker, for hvilke den valgte parameter havde en værdi på enten 2 eller i området fra 4 til 10 (bemærk, at punkterne for de forskellige udvælgelseskriterier vil blive tegnet i forskellige farver). Selvom ikke-numeriske parametre naturligvis ikke kan plottes i spredningsdiagrammer, kan de bruges som kriterier for prøveudvalg, f.eks. Ved at vælge parameteren 'status' og indtaste 'Offentlig' i feltet intervaller / værdi, ville det resultere i en plotte ikke alle rækkerne, men kun den prøve af rækkerne, der har en offentlig status.
  • Klik på "Plot" for at plotte de valgte kriterier. For at lave en hard kopi skal du klikke på udskrivningsikonet til højre for plottet. Klik på "Plotindstillingspanel" og "Plotpanel" for at skifte mellem plotformen og plottet.
  • Plotværdier kan vises og downloades til en lokal fil ved at klikke på knappen Vis / gem plotværdier.
  • For mere sofistikerede plotte- og / eller tilpasningsmuligheder, end pakken Gennemse plotting kan give, bør brugerne, når de foretager en forespørgsel, bruge indstillingen "Outputformat" på siden "Parametersøgning" til at vælge et passende outputformat til forespørgselsresultaterne vælg f.eks. 'FITS' outputformat, hvis du har til hensigt at bruge ftools fv interface, 'Excel-kompatibel', hvis du planlægger at bruge Microsoft Excel, 'Ren tekst', hvis du planlægger at bruge QDP / PLT (denne sidste mulighed vil kræver tekstredigering af forespørgselsresultaterne), `VOtable ', hvis du planlægger at bruge software, der genkender tabelformatet Virtual Observatory osv. osv. Disse outputformater kan også vælges på forespørgselsresultatsiden.
  • Når dataprodukter er tilgængelige, vises de efter hver resultattabel, når du ser resultaterne af en forespørgsel.
  • Klik på afkrydsningsfeltet ud for hver række i de resultater, som du ønsker dataprodukter til.
  • Klik på knappen "Vis og hent" for at se en liste over alle tilgængelige dataprodukter for de valgte resultatrækker.
  • En ny side viser alle tilgængelige dataprodukter.
  • For at få vist eller downloade individuelle dataprodukter skal du klikke på linket til produktets navn.
  • For at downloade mange eller alle dataprodukterne skal du vælge de produkter, du ønsker, ved at markere afkrydsningsfelterne til venstre for hver enkelt og derefter klikke på "TAR valgte produkter".
  • En ny side vises med et link til din tarfile.
  • Hvis du vil springe forhåndsvisningssiden over, kan du klikke på knappen "Hent" eller "Opret download-script" på resultatsiden. Indstillingen "Hent" opretter en tar-fil med alle dataprodukter til de valgte rækker. Indstillingen "Opret download-script" viser kommandoer, der kan bruges til at downloade individuelle filer.

Generer et kommandoskript til at hente dataprodukter:

  • Indsend en forespørgsel fra et hvilket som helst af søgegrænsefladerne
  • Når dataprodukter er tilgængelige, vises de efter hver resultattabel, når du ser resultaterne af en forespørgsel.
  • Klik på afkrydsningsfeltet ud for hver række i de resultater, som du ønsker dataprodukter til.
  • Klik på knappen "Opret download-script" for at få vist instruktioner og kommandoer til at downloade dataprodukter.
  • Der vises også en knap til at klikke for at oprette en fil med kommandoerne på din lokale maskine.

For at krydskorrelere to tabeller:

  • Start på siden Cross-Correlation.
  • Vælg den primære tabel.
  • Vælg den sekundære tabel.
  • Vælg, om du vil korrelere med radius, tid eller begge dele, og vælg værdier for radius og tidsdeltaer (eller lad standardindstillingen være).
  • Klik på "Begynd søgning".

Sådan krydskorreleres resultaterne med en anden tabel:

  • Når du ser resultaterne af en forespørgsel, kan du krydskorrelere dem med en anden tabel ved at klikke på "Kryds-korrelér" -knappen i bunden af ​​resultattabellen. Alle viste rækker er inkluderet i krydskorrelationen - at klikke i afkrydsningsfelterne ved hver række har ingen effekt.
  • En ny side vises - vælg den tabel, der skal korrelere med.
  • Vælg, om du vil korrelere med radius, tid eller begge dele, og vælg værdier for radius og tidsdeltaer (eller lad standardindstillingen være).
  • Klik på "Begynd søgning".

Sådan oprettes en krydskorrelation mellem tabeller:

    Af tekniske grunde skal du altid vælge tabellen med det færre antal poster i det første valg af felt.
    Eksempel, hvis du vil krydskorrelere Bright Star Catalog (BSC5P) (9110 poster) med NVSS Source Catalog (1.773.484 poster), skal du vælge BSC5P som første tabel og NVSS som anden tabel.

For at estimere antallet af tilfældige kampe i en krydskorrelation:

    For at estimere antallet af tilfældige tilfældigheder, der forventes ved krydskorrelering af to tabeller, skal du kende antallet af poster i begge tabeller samt deres rumlige fordeling på himlen. Sidstnævnte kunne i mange tilfælde groft antages at være ensartede, men dette er ikke altid tilfældet, og du bør studere tabeldokumentationen for at få yderligere oplysninger om dette.

Under antagelse af poissoniske usikkerheder er usikkerheden i dette skøn 20,7 ^ 0,5 = 4,5, dvs. der er sandsynligvis 16,2 - 25,2 tilfældige matches.

HEASARC ansætter! - Ansøgninger accepteres nu til en videnskabsmand med betydelig erfaring og interesse i de tekniske aspekter af astrofysikforskning til at arbejde i HEASARC ved NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) i Greenbelt, MD. Der henvises til AAS Job Register for alle detaljer.


Hvordan tegner jeg synsfeltet for et jordbaseret observatorium i galaktiske koordinater? - Astronomi

Hurtige links:

Tematiske netværk fra Conacyt

TeV-astronomi

Milagro Links

For HAWC Collaborators

Nyheder og presse fra HAWC

HAWC sonder hav af kosmiske stråler i kæmpe molekylære skyer med gammastråler
21. juni 2021

Den kosmiske stråleflux målt i nærheden af ​​solsystemet antages at være repræsentativ for hele galaksen. Det omtales som ”havet” af kosmiske stråler. En måde at undersøge dette på er på en indirekte måde at studere gammastråleemission fra fjerne dele af galaksen. Vi så på regioner, der kan fungere som mål for kosmiske stråler: kæmpe molekylære skyer. Vi valgte skyer med høj galaktisk breddegrad, der er i HAWCs synsfelt, og som ligger inden for 1 kpc afstand fra solen. Ingen signifikant emission blev observeret fra dem. Vi var imidlertid i stand til at begrænse gammastråleemission fra disse regioner og fandt ud af, at denne gammastråleflyd er i overensstemmelse med en kosmisk stråleflyd og energitæthed svarende til den målt på Jorden.

HAWC Søg efter højmassemikroquasars
30. april 2021

Denne analyse involverede søgning efter tegn på TeV-gammastråleemission på de kendte placeringer af de fire højmassemikrokvasarer (HMMQ'er), LS 5039, Cygnus X-1, Cygnus X-3 og SS 433. Der blev også antaget to hypoteser at undersøge forskellige modeller for partikelacceleration og gammastråleproduktion i disse kilder som en fælles mekanisme: I) gammastrålelysstyrke, hvis den er proportional med jeteffekt II) invers-Compton- og synchrotronfluxes er forbundet med energitætheder i magnetfelt og strålingsfelt af donorstjernen.

HAWC finder energisk ung pulsarvindtåge
29. april 2021

Denne undersøgelse præsenterer et detaljeret kig på morfologien og spektret i MGRO J2019 + 37-regionen og opdager to kilder til gammastråleemission: HAWC J2019 + 368 og HAWC J2016 + 371. Den morfologiske lighed med VERITAS bekræfter, at dette system er asymmetrisk. Spektret indikerer elektroner og positroner, der accelereres i pulsarvinden, producerer gammastrålerne, som HAWC registrerer via invers Compton-spredning. Vi forbinder HAWC J2019 + 368 med PSR J2021 + 3651, en ung pulsar i Cygnus-regionen, der ligger i hjertet af Dragonfly Nebula. Dragonfly Nebula er bemærkelsesværdig for at være den eneste anden Pulsar Wind Nebula (PWN), der har en dobbelt torusstruktur svarende til Vela PWN. En detaljeret model af HAWC-spektret indikerer, at pulsaren er

7000 år gammel, meget yngre end den karakteristiske alder på 17.000 år. Yderligere undersøgelser som dette kan afsløre andre kilder til højenergielektroner og positroner i vores galakse. Dette arbejde udvider vores forståelse af, hvordan disse partikler opnår høje energier og bevæger sig gennem galaksen.

Gamma-stråler med ultrahøj energi stammer fra pulsar-tåger
23. april 2021

En ny undersøgelse foretaget af HAWC har resulteret i opdagelsen af, at gamma-strålemission med ultrahøj energi (> 56 TeV) er et generisk træk nær de mest kraftfulde pulser, der nogensinde er observeret. Denne emission forventes at være leptonisk og strider mod den konventionelle visdom, at UHE gammastråler ville være forbundet med PeVatrons eller steder, hvor kosmiske stråler accelereres til petaelektronvolt energi. Med denne nye undersøgelse har vi et mere fuldstændigt billede af, hvordan gammastråler med høj energi oprettes i vores galakse.

Kunne stjerneklynger være PeVatrons?
11. marts 2021

HAWC har detekteret kosmiske gammastråler med energier op til mindst 200 TeV fra retning af Cygnus Cocoon. Cocoon er en superbubel omkring fødestedet for massive stjerner. Vores analyse viser, at disse gammastråler kunne produceres af PeV kosmiske stråler. Disse kosmiske stråler interagerer med gassen i regionen for at producere de observerede gammastråler. De accelereres til PeV-energier i det lukkede stjernedannende område Cyg OB2. Energidistributionen og placeringen af ​​gammastrålerne i kokonen er forskellige ved GeV- og TeV-energier, hvilket indikerer, at partikler i kokonen ved forskellige energier blev transporteret forskelligt. Disse observationer giver os nye spor om skabelsen og udviklingen af ​​kosmiske stråler og den tidligere aktivitet i superbublen. De viser også for første gang, at PeV kosmiske stråler er født i et massivt stjernemiljø.

Kommer fotoner med ekstreme energier fra Galaxy's største accelerator?
1. februar 2021

HAWC opdagede en γ-strålekilde, HAWC J1825-134, hvis energispektrum strækker sig langt ud over 200 TeV uden pause eller afbrydelse. Kilden viser sig at være sammenfaldende med en kæmpe molekylær sky. Mens karakteren af ​​denne ekstreme accelerator stadig er uklar, fremkalder kosmiske stråler til energier fra flere PeV, der kolliderer med den omgivende gas, sandsynligvis den observerede stråling.

HAWC ser godt på en kosmisk accelerator
18. juni 2020

HAWC har detekteret gammastråleemission fra supernovaresten G106.3 + 2.7. Ved at kombinere HAWC-resultaterne med ældre målinger fra VERITAS-samarbejdet finder vi, at gammastråleemission fortsætter op til mere end 100 TeV. Den observerede gammastråleemission kan produceres enten af ​​relativistiske protoner med energier op til mindst 800 TeV eller af relativistiske elektroner med energier op til mindst 270 TeV. Disse resultater indikerer, at G106.3 + 2.7 kan være en PeVatron, en kosmisk stråleaccelerator, der er i stand til at accelerere protoner til PeV-energier. Flere undersøgelser er nødvendige for fuldt ud at begrænse emissionsmekanismen og kilden til højenergipartiklerne.

Populærvidenskabelig artikel med resultaterne på AASNova.

HAWC tester Einsteins relativitetsteori med ekstrem astronomi
13. januar 2020

Nogle gange inden for videnskab kan ting, der ikke forekommer, være lige så interessante som dem, der sker. Meget af moderne fysik er baseret på Einsteins særlige relativitet, men fysikere har også overvejet mulige modeller, hvor den subtilt krænkes ved meget høje energier. For at begrænse sådanne teoretiske ideer er det vigtigt at teste observationsmæssige konsekvenser af sådanne eksotiske teorier.

Hvis speciel relativitet blev krænket ved høj energi, kunne mærkelige ting ske, gammastråler kunne rejse hurtigere eller langsommere end lys med mindre energi. Eller gammastråler med høj energi kan blive til partikler med lavere energi og således aldrig nå Jorden.

I en nylig undersøgelse, der blev offentliggjort i 30. marts udgaven af ​​Physical Review Letters, testede MSU Institut for Fysik og Astronomi Professor Jim Linnemann og hans nu tidligere kandidatstuderende Sam Marinelli denne teori ved at arbejde på maskinlæringsalgoritmer for at tage de mønstre, der blev observeret af HAWC-detektorer og oversætter dem til overraskende nøjagtige estimater - inden for 30 procent - af gammastrålernes energi, der initierer partikelbruserne.

Samlet set indikerer dataene, at Lorentz-invarians bevares op til mindst 285 TeV. Sådanne gammastråler bærer ca. 100 billioner gange energien af ​​synligt lys, der kommer fra solen. Dette er den hidtil højeste energitest af Einsteins relativitetsteori.

HAWC-observationer af højeste energi gammastrålekilder afslører fødesteder for højenergipartikler
13. januar 2020

Der er mange ubesvarede spørgsmål om kosmisk stråleoprindelse og accelerationsmekanismer. Da disse partikler er ladet, afbøjes de i magnetfelter på vej til Jorden og peger ikke tilbage til deres kilder. Gamma-stråler med høj energi produceres i nærheden af ​​kosmiske stråleaccelerationssteder, og da de er neutrale, kan de bruges til at undersøge kosmisk stråleacceleration. Gamma-stråler med høj energi kan også produceres via andre mekanismer, såsom fotoner med lavere energi, der spredes af elektroner. Dette sker almindeligvis nær pulsarer.

HAWC har observeret ni gammastrålekilder, der udsender over 56 TeV, hvoraf tre fortsætter med emission til 100 TeV og derover. Resultaterne er accepteret i Fysiske gennemgangsbreve. Dette er de højeste energikilder, der nogensinde er observeret i vores galakse og har energier, der er omkring ti gange højere end nogen partikler, der er produceret ved hjælp af partikelkollider på jorden. Alle kilder har ekstremt energiske pulser i nærheden. Antallet af kilder, der ses, kan indikere, at ultrahøj energiemission er et generisk træk ved pulsarvindtågen.

HAWC's finansiering inkluderer National Science Foundation, Department of Energy Office of High-Energy Physics, Consejo Nacional de Ciencia y Tecnologia og programmet Laboratory Directed Research and Development (LDRD) fra Los Alamos National Laboratory. For fuldstændig finansieringsinformation se anerkendelserne her.

HAWC og IceCube deltager i bestræbelserne på at analysere anisotropien af ​​kosmiske stråler
17. december 2018

Kosmiske stråler, der hvirvler gennem rummet, bombarderer konstant jorden fra alle retninger. Ud af hver 1.000 kosmiske stråler er der omtrent en kosmisk stråle med en foretrukken (ikke-tilfældig) ankomstretning. Denne 0,1% effekt kaldes kosmisk stråleanisotropi. Anisotropien er forbundet med fordelingen af ​​kosmiske kilder i Mælkevejen og egenskaberne af det galaktiske magnetfelt, gennem hvilket de kosmiske stråler formerer sig.

Målinger af anisotropi udføres af jordbaserede observatorier som HAWC og IceCube Neutrino Observatory. Desværre er synsfeltet for ethvert enkelt jordbaseret eksperiment begrænset, da kun en brøkdel af himlen kan observeres. Derfor har HAWC (placeret på den nordlige halvkugle) og IceCube (ved Sydpolen) kombineret deres kosmiske stråledatasæt til at konstruere det første all-sky kort over kosmiske stråler ved 10 TeV. Resultaterne er accepteret til offentliggørelse i Den astrofysiske tidsskrift og inkluderer målinger, der viser, hvordan anisotropien varierer som en funktion af vinkelskalaen.

Analysen udført af Juan Carlos Díaz-Vélez (UdG, UW-Madison), Paolo Desiati (UW-Madison), Dan Fiorino (UMD) og Markus Ahlers (NBI) har resulteret i en måling af den store struktur af anisotropien & # 8212 dens såkaldte dipolkomponent & # 8212, der er fri for bias på grund af delvis himmeldækning. Målingerne indikerer, at dipoloverskuddet og underskuddet er tilpasset retningen af ​​det lokale interstellære magnetfelt. Denne kendsgerning gjorde det muligt for holdet at udlede dipolens nord-syd-komponent på den himmelske kugle, en måling, der ikke var mulig med kun et instrument. Anisotropien er sandsynligvis forårsaget af magnetfeltets struktur og placeringen af ​​de kosmiske stråleacceleratorer nærmest Jorden. En fremtidig undersøgelse, der udvider den kombinerede analyse ud over 10 TeV, vil blive brugt til at adskille de to effekter.

HAWC observerer partikelacceleration i astrofysiske jetfly
3. oktober 2018

Aktive galaktiske kerner (AGN) producerer kraftige stråler af ioniseret stof, som menes at fremskynde den højeste energi hadroniske kosmiske stråler. Observation af gammastråler fra stråler ville være stærkt bevis for en sådan partikelacceleration. Desværre er de fleste AGN for langt væk til at kunne rumme deres jetfly med den nuværende generation af gammastråleteleskoper. Det er dog muligt at observere jetfly i mikrokvasarer, ekstreme stjernesystemer i Mælkevejen, der opfører sig som AGN i miniature.

Ved hjælp af 1.017 dages data fra HAWC har forskere foretaget den første observation af jetfly fra den galaktiske mikrokvasar SS 433. SS 433 er et binært system, der er placeret inde i supernovaresten W50. Det producerer to stærke jetfly, der interagerer med resten og skaber intense & quotlobes & quot af radio- og røntgenemission. Målingerne fra HAWC, offentliggjort i dag i Natur, angiver gammastråler i rumlig sammenfald med radioen og røntgenstråler & quot. & quot. Dataene stemmer overens med gammastråler på mindst 25 TeV i energi, hvilket antyder tilstedeværelsen af ​​en population af ladede partikler med energier op til 1 PeV.

Modellering af gammastrålefluxen fra lapperne antyder, at mest, hvis ikke al stråling kan stamme fra leptoniske snarere end hadroniske kosmiske stråler. Målingerne fra HAWC udelukker dog ikke muligheden for, at hadroniske kosmiske stråler accelereres i dette system. Fremtidige målinger med HAWC og billedluft Cherenkov-teleskoper vil bedre begrænse energispektret og hjælpe med at identificere oprindelsen af ​​strålingen.

Stefan Westerhoff: 1967-2018
10. august 2018

Det er med stor sorg, at vi sørger over tabet af vores kollega Stefan Westerhoff, der døde den 5. august 2018 efter at have kæmpet for en lang sygdom. Stefan spillede en stor rolle i at gøre HAWC til en succes. Han var en fremragende videnskabsmand og en endnu bedre ven. Vi vil savne ham meget.

En mindehøjtidelighed afholdes til hans ære den 25. august 2018 i Madison, WI. Information om tjenesten og mindedonationer er tilgængelig her.

HAWC Gamma-Ray-data er nu offentlige
31. januar 2018

Data fra 2HWC-undersøgelsen af ​​gammastråler med meget høj energi og andre HAWC-papirer er nu tilgængelige til offentlig download fra HAWC-datalageret:

Brugere kan downloade punktkildedata fra 2HWC-kataloget med fuld flux- og signifikansestimater. Datalageret giver også et koordinatbillede af hele HAWC-skymap, så brugerne kan forespørge om flux og statistisk signifikans af overskydende gammastråler fra ethvert sted i HAWC-synsfeltet. For at bruge denne funktion skal du navigere til:

Vi beder dig om at anerkende enhver brug af dataene. Vi vil også sætte pris på det, hvis du bedes sende en e-mail til vores talspersoner (og muligvis den relevante videnskabsmægler, der er angivet her), hvis du agter at indsende en publikation ved hjælp af HAWCs offentlige data.

HAWC belyser oprindelsen af ​​overskydende antimateriale
16. november 2017

I 2008 observerede astronomer et uventet stort antal positroner (elektronernes antimater fætre) over Jordens atmosfære. Lige siden har forskere været delt over oprindelsen til de unormale positroner: partiklerne kan komme fra nærliggende pulsarer eller fra henfald og udslettelse af mørkt stof.

Ved hjælp af nye data fra HAWC har forskere lavet de første detaljerede gammastrålekort over to pulsarer, der menes at være de bedste kandidatkilder til positronoverskud. Målingerne blev offentliggjort i dag i Videnskab, viser, at disse pulsarer ikke er kilden til unormale positroner, der observeres på Jorden. Mens målingerne ikke udelukker pulsarhypotesen, eliminerer de to af de mest sandsynlige lokale acceleratorer.

HAWC Fremhævet på Science Podcast
4. april 2017

Relativt bestemt podcast (produceret af Joint Quantum Institute ved University of Maryland) har vist HAWC til sit nystartede show. Tjek det ud!

HAWC afslører nyt blik på den meget højenergiske himmel
18. april 2016

I dag præsenterede medlemmer af HAWC Collaboration en ny undersøgelse af gammastrålehimlen for offentligheden og det videnskabelige samfund på det årlige aprilmøde i American Physics Society i Salt Lake City, Utah.

Det nye gammastrålehimlekort viser mange objekter langs Mælkevejsplanken, hvoraf flere ikke tidligere er blevet observeret.

HAWC annoncerer sin første forbigående udløser
7. april 2016

HAWC har lavet sin første eksternt annoncerede forbigående trigger, en gammastråleflare fra den aktive galakse Markarian 501. Dette objekt vides at udvise perioder med stærkt øget gammastråleemission. HAWC overvåger Mrk 501 hver dag og observerede kilden, der udsendte mere end 5 gange sin gennemsnitlige strøm den 6. april 2016.

HAWC tildelt finansiering til konstruktion af en række udliggertanke
25. september 2015

HAWC-samarbejdspartner Brenda Dingus (Los Alamos National Laboratory, USA) har fået tildelt et laboratorieadministreret forsknings- og udviklingsstipendium til at konstruere et sparsomt udvalg af "udrigger" -tanke omkring det centrale HAWC-array. Formålet med støttebenene er at forbedre detektorens effektive areal og følsomhed over for luftbrusere over 10 TeV med en faktor på 2 til 4.

Støttebenene vil blive brugt til at identificere kernepositionerne for højenergiske luftbrusere, der falder uden for det centrale array. Da deres brusekerner ikke er indeholdt i hovedarrayet, er disse begivenheder vanskelige at rekonstruere med den aktuelle konfiguration af HAWC-detektoren. (Se arXiv: 1509.04269 for mere information.)

HAWC-samarbejdet er taknemmeligt over for Los Alamos National Laboratory for sin støtte til denne vigtige detektoropgradering. Dingus og samarbejdspartnere begynder at udføre undersøgelser og designundersøgelser for støttebenene i oktober 2015 efterfulgt af en miljøpåvirkning. Completion of the outrigger array is expected in early 2017.

HAWC Observatory Formally Inaugurated in Ceremony at Sierra Negra
March 20, 2015

Construction of the HAWC Observatory began in 2010. Today, the detector was formally inaugurated by members of the collaboration, representatives from collaborating institutions and the particle astrophysics community, and representatives from CONACyT, the US National Science Foundation (NSF), and the US Department of Energy (DOE) in a ceremony at the detector site at Sierra Negra.

The ceremony capped a two-day event celebrating the completion of HAWC. On Thursday March 19, over 250 people participated in an inaugural symposium surveying the state of high energy particle astrophysics at the Complejo Cultural Universitario of BUAP in Puebla. The speakers included guests from most of the major gamma-ray, cosmic-ray, and neutrino observatories in operation around the world, as well as leading theorists in the field.

Today HAWC collaborators and invited guests traveled up the mountain to tour the HAWC site and view work by school children and artists from the town of Texmalaquilla. At noon, Enrique Cabrero, director of CONACyT, and France Córdova, director of NSF, officially inaugurated the detector by starting a new data acquisition run.

Water Filtration and Delivery Completed
January 15, 2015

Today the last empty tanks at HAWC were filled with purified water, completing the process of construction, bladder deployment, water delivery, and purification.

The total weight of water moved, filtered, and delivered for the tanks is 55 kilotons, corresponding to a volume of 55 million liters. This volume is equivalent to one can of soda for every man, woman, and child in Mexico. The weight is equivalent to 110 fully loaded 747 jumbo jets.

This achievement was made possible by many members of the collaboration, as well as the guards at the site and the drivers who brought much of the water from the filtration plant in Esperanza to Sierra Negra. In particular, we wish to recognize the efforts of these individuals:

Eleazar Sandoval
Miguel Angel (Plumber)
Luis M Bautista
Alberto Carramiñana
Alberto Carrera
Jorge Cotzomi
Scott Delay
Fernando Garfias
Juan Gonzalez
Jordan Goodman
Eibar Hernandez
Arturo Iriarte
Alejandro Lara
Oscar Martinez
Epifanio Ponce
Noe Sanchez
Andres Sandoval
Manuel Sandoval
Michael Schneider
Ibrahim Torres
Andres Velazquez
Manuel Zamora (Softener)

Final HAWC Tank Deployed at Sierra Negra
December 15, 2014

Today at noon, the assembly of the HAWC tanks ended with the completion of the steel frame of tank X01, the 300th tank to be deployed on the observatory platform at Sierra Negra. During the next few weeks, X01 and approximately 40 other tanks at the site will have bladders installed, be filled with water, and be incorporated into the data acquisition system, thus completing the full array after four years of construction.

The HAWC Collaboration wishes to recognize the tremendous dedication of the construction crew, many of whom hail from the nearby towns of Atzitzintla and Texmalaquia. Without their efforts, the timely and safe completion of the HAWC detector would not have been possible.

Karen Caballero Receives L'Oreal-UNESCO Award from Mexican Academy of Science
November 6, 2014

Congratulations to HAWC Collaborator Karen S. Caballero-Mora, who has received the L'Oreal-UNESCO-AMC (Academia Mexicana de Ciencias) award for women in science. Dr. Cabellero-Mora is a researcher in the Physics Department of the Centro de Investigación de Estudios Avanzados (Center for Advanced Studies, or CINVESTAV) of the Instituto Politécnico Nacional in Mexico City.

Dr. Caballero-Mora has been recognized for her work on the mass composition of cosmic rays measured by the Pierre Auger Observatory and her efforts to improve the reconstruction and background suppression algorithms used in HAWC.

Reference: "Avances en la Investigación de los Rayos Cósmicos de Alta Energía," Boletín AMC/380/14 (in Spanish).

First Science Results from HAWC: Observation of the Anisotropy of Cosmic Rays
October 16, 2014

Between the start of regular operations in June 2013 and February 2014, the HAWC detector recorded close to 50 billion cosmic rays and gamma rays. With these high statistics, the collaboration has been able to measure a significant small-scale anisotropy in the arrival direction distributions of cosmic rays above 1 TeV.

The anisotropy, also observed by the IceCube Neutrino Observatory in the Southern Hemisphere, includes large-scale structures of amplitude 10 -3 and small-scale 10° "hot spots" of amplitude 10 -4 . Although the hotspots have been observed in the Northern Hemisphere by the Milagro, Tibet, and ARGO detectors (among others) their origin is not known. They may be created by turbulence in the Galactic magnetic field, or more exotic processes such as the decay of quark matter in pulsars or the self-annihilation of dark matter in the Galaxy.

Reference: "Observation of Small-Scale Anisotropy in the Arrival Direction Distribution of TeV Cosmic Rays with HAWC," A.U. Abeysekara et al. [HAWC Collaboration]. Accepted by the Astrofysisk tidsskrift, arXiv:1408.4805 [astro-ph].

Sensitivity of HAWC to Gamma Rays Produced in the Self-Annihilation of Dark Matter
October 14, 2014

HAWC was designed to detect cosmic rays and gamma rays from astrophysical sources. However, by observing massive objects that are expected to produce relatively few astrophysical gamma rays, the detector can also be used to search for gamma rays created in the self-annihilation of multi-TeV dark matter.

The detector is particularly well-suited to observe extended objects, because the gamma-ray signal from dark matter can be boosted by substructure (or "clumpiness") in these objects. Further gains in sensitivity are possible if the dark matter undergoes low-velocity resonant scattering, known as Sommerfeld enhancement.

The sensitivity of HAWC to dark matter annihilation under various scenarios has been calculated in a paper to appear in Fysisk gennemgang D. With several years of data from the full array, HAWC has a good chance of either observing high-mass dark matter or placing a strong limit on its mass and cross section above 1 TeV.

Reference: "The Sensitivity of HAWC to High-Mass Dark Matter Annihilations," A.U. Abeysekara et al. [HAWC Collaboration]. Accepted by Fysisk gennemgang D, arXiv:1405.1730 [astro-ph].

New Limits Placed on Evaporation of Primordial Black Holes using Data from Milagro and HAWC
October 6, 2014

Primordial black holes are hypothetical objects formed by the gravitational collapse of extreme density fluctuations in the early universe. These objects are expected to lose mass via Hawking radiation, and when they evaporate they can produce a burst of GeV and TeV gamma rays.

The HAWC Observatory and its predecessor, Milagro, are sensitive to these gamma rays and can be used to observe the evaporation of black holes with an initial mass of 5×10 11 kg (about 100 times the mass of the Great Pyramid of Giza). Using gamma rays recorded by Milagro between 2000 and 2008, the HAWC and Milagro collaborations have estimated the most sensitive current limits on the evaporation of black holes in this mass range.

Reference: "Milagro Limits and HAWC Sensitivity for the Rate-Density of Evaporating Primordial Black Holes," A. Abdo et al. [Milagro Collaboration] and A.U. Abeysekara et al. [HAWC Collaboration]. Accepted by Astroparticle Physics, arXiv:1407.1686 [astro-ph].

Construction of 250th water Cherenkov Tank Completed
May 15, 2014

On May 15, 2014, the 250th water tank was completed at the HAWC site. Thanks to the hard work and dedication of the site crew, construction of HAWC has proceeded on schedule. The newest tanks will begin operating when the data acquisition system is expanded in June.

HAWC Begins Operations at the Sierra Negra Site
August 1, 2013

On August 1, 2013, the High-Altitude Water Cherenkov (HAWC) Gamma Ray Observatory formally began operations. HAWC is designed to study the origin very high-energy cosmic rays and observe the most energetic objects in the known universe.

HAWC Observes its First Source: the Moon
April 15, 2013

The HAWC Observatory has unvieled its first observation: the shadow of the moon in cosmic rays. Although HAWC currently comprises only 30 out of its eventual 300 water Cherenkov detectors, the measurement of the moon shadow is above 13 sigma in significance. The measurement was presented at the April meeting of the Americal Physics Society by postdoctoral research Tom Weisgarber (University of Wisconsin-Madison). The observation has also been featured in a science article by BBC News.

National Science Foundation (US) · Department of Energy (US) · CONACyT (México)
Copyright © 2011-2021, the HAWC Collaboration


Anerkendelser

We acknowledge the support from the United States National Science Foundation the United States Department of Energy Office of High-Energy Physics the Laboratory Directed Research and Development program of Los Alamos National Laboratory Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología in Mexico, grant nos. 271051, 232656, 260378, 179588, 254964, 258865, 243290, 132197, A1-S-46288 and A1-S-22784, cátedras 873, 1563, 341 and 323, Red HAWC, Mexico Dirección General Asuntos del Personal Académico, Universidad Nacional Autónoma de México, grant nos. IG101320, IN111315, IN111716-3, IN111419, IA102019 and IN112218 Vicerrectoría de Investigación y Estudios de Posgrado de la Benemérita Universidad Autónoma de Puebla Programa Integral de Fortalecimiento Institucional (PIFI) 2012–2013 and Programa de Fortalecimiento de la Calidad Educativa (PROFOCIE) 2014–2015 the University of Wisconsin Alumni Research Foundation the Institute of Geophysics, Planetary Physics, and Signatures at Los Alamos National Laboratory the Polish Science Centre, grant no. DEC-2017/27/B/ST9/02272 Coordinación de la Investigación Científica de la Universidad Michoacana Coordinación General Académica y de Innovación (CGAI-UDG SEP-PRODEP-UDG-CA-499) the Royal Society, Newton Advanced Fellowship 180385 and Generalitat Valenciana, grant no. CIDEGENT/2018/034. We thank S. Delay, L. Díaz and E. Murrieta for technical support, and thank S. Digel for helpful discussion regarding the source modelling of the Cygnus Cocoon region in the Fermi 4FGL catalogue.


Microsatellites as Research Tools

Lars G. Blomberg , . Lars. Bylander , in COSPAR Colloquia Series , 1999

E-B Correlation and its Scale Size Dependence.

Electric and magnetic fields associated with static structures in the ionosphere are often correlated. The electric field maps, at least partially, upwards along the geomagnetic field, and the field-aligned current produces a transverse magnetic disturbance field. Assuming complete mapping of the electric field the height-integrated ionospheric conductitvity may be inferred from the ratio of the magnetic to the electric field. At least for large scale sizes the electric field normally maps well between different altitudes. Studying the degree of correlation for smaller scale sizes may yield additional information about the ionosphere-magnetosphere interaction processes.


TRAPEZIUM CLUSTER

The Trapezium Cluster is a young open cluster located in the Orion Nebula. The brightest four stars in the cluster form an asterism shaped like a trapezium, a quadrilateral with a pair of parallel sides. In a 5-inch telescope, six stars can be observed in good viewing conditions.

The Orion Nebula is arguably the finest of all nebulae within the Milky Way visible from the Northern Hemisphere. With a gaseous repository of 10,000 suns, and illuminated by a cluster of hot young stars, the clouds of Messier 42 — as it is also known — glow with fantastic colours and shapes, giving us a bird’s eye view of one of the greatest star forming nurseries in our part of the Milky Way. Messier 42 is a complex of glowing gas, mostly hydrogen but also helium, carbon, nitrogen, and oxygen in decreasing amounts, located 1,500 light-years away. At its very heart, we find the Trapezium, a group of four very hot stars that illuminate the nebula. They are the brightest of an extended cluster of several thousand young stars many of which lie unseen within the opaque gas and dust. Amazingly, whilst the Orion Nebula is easy to identify with the unaided eye, there is apparently no written record of its existence before the 17th century. This image is based on data acquired with the 1.5 m Danish telescope at the ESO La Silla Observatory in Chile, through three filters (B: 60 s, V: 30 s, R: 21 s). East is at the upper right corner and North is at the lower right. Image: ESO/IDA/Danish 1.5 m/R.Gendler, J.-E. Ovaldsen, and A. Hornstrup

The cluster was formed directly out of the Orion Nebula, within the edge of the Orion Molecular Cloud.

The Trapezium Cluster was discovered by the Italian mathematician, philosopher, astronomer and physicist Galileo Galilei on February 4, 1617. He spotted three of the brightest stars in the cluster, but did not see the nebulosity that surrounds them. The fourth of the main stars was not observed until 1673, and the remaining components were discovered later, totalling eight by 1888, with several of the stars revealed to be binary systems later.

The asterism was named the Trapezium Cluster by the Swiss-American astronomer Robert Julius Trumpler in 1931.

Of the four main stars in the cluster, two can be resolved into binary systems, making a total of six stars. The stars are quite young and still in an early stage of evolution. They have an estimated age of a little more than 100,000 years.

The brightest star in the cluster, Theta-1 Orionis C, has an apparent visual magnitude of 5.13. Both this star and the second brightest star are classified as eclipsing binary systems.

The brightest stars in the cluster are between 15 and 30 times as massive as the Sun and lie within 1.5 light years of each other. They illuminate the surrounding nebulous region. About half the member stars have evaporating circumstellar disks, which means that planetary systems may soon form in their orbits.

The Trapezium Cluster is suspected to be a component of the Orion Nebula Cluster, a larger association of about 2,000 stars spanning an area approximately 20 light years in diameter.

In 2012, a team of astronomers suggested that the cluster may contain an intermediate black hole, more than 100 times as massive as the Sun, at its centre.

Trapezium Cluster
Coordinates: 05h35.4m (right ascension), -05°27′ (declination)
Distance: 1,600 light years (490 parsecs)
Visual magnitude: 4.0
Apparent dimensions: 47 arc seconds
Radius: 10 light years


VLT Survey Telescope

The VLT Survey Telescope (VST) is located at ESO’s Paranal Observatory (eso1119). It is one of the largest telescope in the world designed for surveying the sky in visible light. This state-of-the-art 2.6-m telescope has joined the ESO VLT on Cerro Paranal, a perfect location for ground-based astronomical observations. It is equipped with an enormous 268-megapixel camera called OmegaCAM that is the successor of the very successful Wide Field Imager (WFI) currently installed at the 2.2-m MPG/ESO Telescope on La Silla.

Like the VLT, the VST covers a wide-range of wavelengths from ultraviolet through optical to the near-infrared (0.3 to 1.0 microns). But whereas the largest telescopes, such as the VLT, can only study a small part of the sky at any one time, the VST is designed to photograph large areas quickly and deeply.

With a total field view of 1°x 1°, twice as broad as the full Moon, the VST supports the VLT with wide-angle imaging by detecting and pre-characterising sources, which the VLT Unit Telescopes can then observe further.

The VST comprises two mirrors, a primary mirror (M1) with a diameter of 2.61 m and a smaller secondary mirror (M2) with a diameter of 93.8 cm. The telescope is also equipped with a single dedicated focal plane instrument: OmegaCAM. This huge (16k x 16k pixel) CCD camera was built by an international consortium of five institutions: the Netherlands Research School for Astronomy (NOVA), the Kapteyn Astronomical Institute, Universitäts-Sternwarte München, the Astronomical Observatory of Padova and ESO.

Science with the VST

The VST is dedicated to survey programmes. With its state-of-the-art camera, the quality of its optics, and the exceptional seeing conditions of Paranal, the VST is making important discoveries in a variety of areas of astrophysics and cosmology. In planetary science, the survey telescope aims to discover and study remote Solar System bodies such as trans-Neptunian objects, as well as search for extrasolar planet transits. The Galactic plane is also being extensively studied and is providing astronomers with data crucial for understanding the structure and evolution of our Galaxy. Further afield, the VST is exploring nearby galaxies, extragalactic and intra-cluster planetary nebulae, and performing surveys of faint object and micro-lensing events. In the field of cosmology, the VST is targeting medium-redshift supernovae to help pin down the cosmic distance scale and understand the expansion of the Universe. The VST is also looking for cosmic structures at medium-high redshift, active galactic nuclei and quasars to further our understanding of galaxy formation and the Universe’s early history.

The VST project is a joint venture between the European Southern Observatory and the Capodimonte Astronomical Observatory (OAC), part of the Italian National Institute for Astrophysics (INAF). The Italian centre designed the telescope while ESO is responsible for the civil engineering works at the site.

The telescope became operational in 2011.

Science goals

Devoted to surveys. Milky way, extragalactic planetary nebulae, cosmology.

More about the VST

  • The VST mirror
  • The VST camera
  • The VST surveys
  • For Scientists: Details for observers using VST are available at: OmegaCAM at the VST page

Latest image

Follow the VST on this live image updated every hour during daytime. Click on it to enlarge.


Interactive Encircled Energy Plots

Determine the value for a specific radius:

Hover over the datapoint. This will display the coordinates (radius, encircled) and the filter name for the curve the cursor covers. Note that we only provide values for radii that were measured in the analysis, no interpolation has been done.

Select a single filter:

Double click the filter name in the legend. This will toggle off all other filters except the one that has been double clicked allowing you to investigate whichever filter you desire.

  • To undo this operation, double click anywhere on the legend.
  • To view other filters for comparions, single click the desired filter in the legend to toggle it on

Zoom in:

Determine the area you wish to examine, then click and hold to draw a rectangle around the desired region.