la caméra Schmidt de 18 pouces maintenant désaffectée
L’Observatoire Palomar reste une installation de recherche active, exploitant plusieurs télescopes chaque nuit claire, et soutenant une grande communauté internationale d’astronomes qui étudient un large éventail de sujets de recherche.
Le Télescope Hale est toujours utilisé en recherche active et fonctionne avec une gamme d’instruments diversifiée de spectromètres optiques et proche infrarouge et de caméras d’imagerie à plusieurs foyers., Le Hale fonctionne également avec un système d’optique adaptative d’ordre élevé à plusieurs étages pour fournir une imagerie limitée par diffraction dans le proche infrarouge. Les résultats scientifiques historiques clés avec le Hale comprennent la mesure cosmologique du flux de Hubble, la découverte de quasars comme précurseur de noyaux galactiques actifs, et les études des populations stellaires et de la nucléosynthèse stellaire. L’héritage scientifique du télescope Hale est examiné sur le site Web de L’Observatoire Palomar.,
Les télescopes Oschin et 60 pouces fonctionnent de manière robotisée et soutiennent ensemble un important programme d’astronomie transitoire, le Zwicky Transient Facility.
l’Oschin a été créé pour faciliter la reconnaissance astronomique, et a été utilisé dans de nombreux relevés astronomiques notables-parmi eux:
POSS-IEdit
le premier relevé du ciel de L’Observatoire Palomar (POSS ou POSS-I), parrainé par L’Institut géographique national, a été achevé en 1958. Les premières plaques ont été tournées en novembre 1948 et les dernières en avril 1958., Ce relevé a été réalisé à l’aide de plaques photographiques sensibles au bleu (Kodak 103a-O) et au rouge (Kodak 103a-E) de 14 inch2 (6 degree2) sur le télescope réfléchissant Samuel Oschin Schmidt de 48 pouces. L’enquête couvrait le ciel d’une déclinaison de +90 degrés (pôle nord céleste) à -27 degrés et toutes les ascensions droites et avait une sensibilité à +22 magnitudes (environ 1 million de fois plus faible que la limite de la vision humaine). Une extension Sud étendant la couverture du ciel du POSS à -33 degrés de déclinaison a été tournée en 1957-1958. Le POSS final I était composé de 937 paires de plaques.,
Fritz Zwicky a été le premier astronome à observer le Mont Palomar et a été le père de la technique de relevé du ciel.
digitalized Sky Survey (DSS) a produit des images basées sur les données photographiques développées au cours du POSS-I.
J. B. Whiteoak, un radioastronome australien, a utilisé le même instrument pour élargir davantage ces données POSS-I. Les observations de Whiteoak s’étendaient vers le sud jusqu’à une déclinaison d’environ -45 degrés, en utilisant les mêmes centres de champ que les zones de déclinaison Nord correspondantes., Contrairement à POSS-I, L’extension Whiteoak se composait uniquement de plaques photographiques sensibles au rouge (Kodak 103a-E).
POSS-IIEdit
le second Palomar Observatory Sky Survey (POSS II, parfois Second Palomar Sky Survey) a été réalisé dans les années 1980 et 1990 et a utilisé des films meilleurs et plus rapides et un télescope amélioré. L’Oschin Schmidt a reçu un correcteur achromatique et des dispositions pour l’autoguidage., Les Images ont été enregistrées dans trois longueurs d’onde: bleu (IIIaJ), rouge (IIIaF) et proche infrarouge (IVN) plaques, respectivement. Les observateurs sur POSS II comprenaient C. Brewer, D. Griffiths, W. McKinley, J. Dave Mendenhall, K. Rykoski, Jeffrey L. Phinney et Jean Mueller (qui ont découvert plus de 100 supernovae en comparant les plaques POSS I et POSS II). Mueller a également découvert plusieurs comètes et planètes mineures au cours de POSS II, et la comète brillante Wilson 1986 a été découverte par C. Wilson, alors étudiant diplômé, au début de l’enquête.,
Jusqu’à L’achèvement du relevé du ciel à deux microns (2MASS), POSS II était le relevé du ciel à champ large le plus étendu. Une fois terminé, le Sloan Digital Sky Survey dépassera POSS I et POSS II en profondeur, bien que le POSS couvre près de 2,5 fois plus de surface dans le ciel.
Le POSS II existe également sous forme numérisée (c.-à-d. que les plaques photographiques ont été numérisées) dans le cadre du relevé du ciel numérisé (DSS).
QUESTEdit
Les projets POSS pluriannuels ont été suivis par L’enquête sur la variabilité de L’équipe du relevé équatorial Quasar de Palomar (Quest)., Cette étude a donné des résultats qui ont été utilisés par plusieurs projets, y compris le projet de suivi des astéroïdes géocroiseurs. Un autre programme qui a utilisé les résultats de la quête a découvert 90377 Sedna le 14 novembre 2003, et environ 40 objets de la ceinture de Kuiper. D’autres programmes qui partagent la caméra sont la recherche de sursauts gamma de Shri Kulkarni (cela profite de la capacité du télescope automatisé à réagir dès qu’un éclat est vu et à prendre une série D’instantanés de l’éclat qui s’estompe), la recherche de supernovae de Richard Ellis pour tester si l’expansion de L’univers s’accélère ou non, , La recherche du quasar de George Djorgovski.
la caméra du Palomar Quest Survey était une mosaïque de 112 dispositifs à couplage de charge (CCD) couvrant l’ensemble du champ de vision (4 degrés par 4 degrés) du télescope Schmidt. Au moment de sa construction, c’était la plus grande mosaïque CCD utilisée dans une caméra astronomique. Cet instrument a été utilisé pour produire la grande image, la plus grande photographie astronomique jamais produite. La grande image est exposée à L’Observatoire Griffith.,
recherches Actuellesmodifier
Les programmes de recherche actuels sur le télescope Hale de 200 pouces couvrent la gamme de l’univers observable, y compris les études sur les astéroïdes géocroiseurs, les planètes extérieures du système solaire, les objets de la ceinture de Kuiper, la formation d’étoiles, les exoplanètes, les trous noirs et les binaires à rayons x, les supernovae
Le Télescope Samuel Oschin Schmidt de 48 pouces fonctionne de manière robotisée et prend en charge un nouveau relevé du ciel d’astronomie transitoire, le Zwicky Transient Facility (ZTF).,
Le télescope de 60 pouces fonctionne robotiquement et prend en charge ZTF en fournissant des spectres optiques rapides et à faible dispersion pour la classification initiale de détection transitoire à l’aide du spectrographe à champ intégral de la machine de Distribution D’énergie spectrale (SEDM).