مستكشف طيفي متعدد الوحدات

يتمتع تلسكوب MUSE بمجال رؤية يتناسب تمامًا مع عدد من الأجرام في مجرة ​​درب التبانة ، مثل العناقيد الكروية والسدم الكوكبية . ستُمكّن الدقة المكانية العالية وسرعة أخذ العينات تلسكوب MUSE من رصد أطياف آلاف النجوم في لقطة واحدة في المناطق الكثيفة كالعناقيد الكروية. وفي مناطق تكوّن النجوم، التي تضم مزيجًا من الغاز المتأين والنجوم، سيوفر تلسكوب MUSE معلوماتٍ عن كلٍّ من المحتوى النجمي والسديمي في هذه المنطقة.

كان الهدف الرئيسي من تصميم MUSE هو القدرة على دراسة أسلاف المجرات القريبة العادية حتى الانزياحات الحمراء z > 6. يمكن أن تكون هذه المصادر خافتة للغاية، وفي هذه الحالة لا يمكن اكتشافها إلا من خلال الانبعاث في خط انبعاث Lyman-alpha ، وغالبًا ما يشار إلى هذه المجرات باسم باعثات Lyman-alpha .

إحدى الطرق الشائعة لدراسة هذه المصادر هي استخدام التصوير ضيق النطاق، ^{[ 8 ]} إلا أن هذه التقنية لا تستطيع مسح سوى نطاق ضيق جدًا من الانزياح الأحمر في كل مرة، وهو نطاق تحدده عرض المرشح. إضافةً إلى ذلك، فإن هذه الطريقة ليست حساسة كالدراسات الطيفية المباشرة لأن عرض المرشح أكبر من العرض النموذجي لخط الانبعاث.

بما أن جهاز MUSE عبارة عن مطياف ذو مجال رؤية 1'×1'، فإنه يُمكن استخدامه للبحث عن مصادر خطوط الانبعاث عبر نطاق واسع من الانزياح الأحمر (z = 2.9–6.65 لخط لايمان-ألفا) في آنٍ واحد. ومن المتوقع أن يُستخدم الجهاز لفترات تعريض تصل إلى 100 ساعة، وفي هذه الحالة سيصل إلى تدفق حدي قدره 3 × 10⁻¹⁹ ^إرج /ثانية/سم²، ^وهو أقل سطوعًا بعشرة أضعاف من مسوحات التصوير الحالية ذات النطاق الضيق.

سيكون MUSE أداة قوية لدراسة الخصائص الديناميكية للمجرات من الكون القريب حتى انزياح أحمر لا يقل عن 1.4، وبعد ذلك  يختفي خط الانبعاث المحظور [O II] عند 372.7 نانومتر من الطرف الأحمر للمطياف.

عند الانزياح الأحمر المنخفض، سيوفر مرصد MUSE خرائط ثنائية الأبعاد لحركة النجوم وتوزيعها في جميع أنواع المجرات. وسيعتمد على ما تم إنجازه باستخدام جهاز SAURON على تلسكوب ويليام هيرشل ، وسيوسع نطاقه ليشمل أقطارًا أكبر ومجرات أبعد. وبفضل وضع المجال الضيق، سيتمكن MUSE من تكبير المنطقة المحيطة بالثقب الأسود فائق الكتلة في مركز المجرات الضخمة. ويُؤمل أن يساعد هذا علماء الفلك على فهم آلية تكوّن هذه الجسيمات العملاقة، والتي يُرجح أنها ناتجة عن عملية اندماج يتحد فيها ثقبان أسودان لتكوين جسم أكثر ضخامة، مما يؤدي في الوقت نفسه إلى تغيير مدارات النجوم في مركز المجرة.

عند الانزياح الأحمر العالي، سيوفر تلسكوب MUSE القدرة على رسم خرائط لتوزيع المعادن في المجرات، وفي الوقت نفسه، سيوفر قيودًا على البنية الديناميكية لهذه الأجرام. وبدمج ذلك مع المعلومات البيئية التي يوفرها مجال الرؤية الواسع (دقيقة قوسية واحدة تعادل 430 كيلوبارسيك عند انزياح أحمر قدره 0.7)، سيصبح من الممكن دراسة كيفية تأثر خصائص المجرات بالبيئة المحيطة بها بطريقة فعّالة للغاية، وجديدة في معظمها.

سيحتوي تلسكوب MUSE أيضًا على وضع تصوير عالي الدقة المكانية، بمجال رؤية يبلغ 7.5 × 7.5 ثانية قوسية ودقة مكانية تبلغ 0.042 ثانية قوسية عند 750  نانومتر. يُستخدم هذا الوضع علميًا بشكل أساسي لدراسة الأنظمة القريبة بتفصيل أكبر، مثل البيئة المحيطة بالثقوب السوداء فائقة الكتلة في المجرات القريبة. وعلى وجه الخصوص، سيُمكن من تحديد نطاق تأثير الثقوب السوداء في المجرات الأكثر ضخامة وصولًا إلى عنقود العذراء ، وكذلك في عنقود كوما للمجرات الأكثر ضخامة .

وعلى نطاق أقرب، سيتمكن مسبار MUSE من دراسة النفاثات في مناطق تكوّن النجوم القريبة وأسطح مجموعة من أجرام النظام الشمسي. ويمكن استخدام ذلك، على سبيل المثال، لإجراء دراسات رصد طيفية للنشاط البركاني على قمر آيو ودراسات طيفية لغلاف تيتان الجوي .

لتحقيق التحسين المطلوب في الدقة المكانية عبر الكرة السماوية، يستخدم نظام MUSE واجهة GALACSI ^{[ 12 ]} ، وهي جزء من مرفق البصريات التكيفية ^{[ 13 ]} على منصة UT4 في تلسكوب VLT. جميع مكونات البصريات التكيفية مثبتة في جهاز Nasmyth لإزالة الدوران، ويُستخدم نظام قياس لضمان محاذاة نظام البصريات التكيفية مع نظام MUSE. هذا ضروري لأن نظام MUSE موجود على منصة Nasmyth.

بفضل نظام البصريات التكيفية، من المتوقع أن يحقق تلسكوب MUSE دقة مكانية متوسطة تبلغ 0.46 ثانية قوسية، أو ما يعادل 3 كيلوبارسيك تقريبًا عند انزياح أحمر أكبر من 3، عبر مجال رؤية 1'×1' في وضع المجال الواسع. أما في وضع المجال الضيق، فمن المتوقع أن تصل الدقة المكانية إلى 0.042 ثانية قوسية عند 750  نانومتر، ما يعادل دقة 3 بارسيك تقريبًا عند مسافة عنقود مجرات العذراء .

كل عملية تعريض باستخدام برنامج MUSE تُنتج ملف بيانات يحتوي على بيانات من 24 وحدة قياس مستقلة (IFU)، بحجم 35 ميجابايت لكل منها، وبالتالي يبلغ الحجم الإجمالي لملف البيانات الخام 0.84 جيجابايت. بعد معالجة البيانات، يرتفع هذا الحجم إلى 3.2 جيجابايت لكل عملية تعريض، حيث تُحوّل البيانات إلى قيم عشرية ويُنتج مكعب تقدير الخطأ. هذا يعني أن عمليات الرصد التي تعتمد على العديد من عمليات التعريض القصيرة يمكن أن تُنتج مجموعات بيانات ضخمة جدًا، تصل بسهولة إلى 100 جيجابايت في الليلة الواحدة من البيانات المعقدة نسبيًا.