Sehr großes Teleskop

Sehr großes Teleskop
Paranal and the Pacific at sunset (dsc4088, retouched, cropped).jpg
Die vier Einheiten Teleskope, die die VLT zusammen mit den vier Hilfsteleskopen bilden
Alternative Namen Vlt Edit this at Wikidata
Teil von Paranal Observatory Edit this on Wikidata
Standorte) Antofagasta Region, Chile
Koordinaten 24 ° 37'38 ″ s 70 ° 24'15 ″ w/24.62733 ° S 70,40417 ° W Edit this at Wikidata
Organisation Europäisches südliches Observatorium Edit this on Wikidata
Höhe 2.635 m (8.645 ft) Edit this at Wikidata
Zeit beobachten 340 Nächte pro JahrEdit this on Wikidata
Wellenlänge 300 nm - 20 μm (N-UV, sichtbares Licht, Nir, Swir, Mwir und LWIR)
Erstes Licht 1998 (für das erste Einheit Teleskop)
Teleskopstil astronomisches Observatorium Edit this on Wikidata
Durchmesser
  • 4 x 8,2-Meter-Einheit Teleskop (UT)
  • 4 x 1,8 Meter bewegliche Hilfsteleskope (at)
Winkelauflösung 0,002 BogensekundenEdit this on Wikidata
Brennweite 120 m (393 Fuß 8 Zoll) Edit this at Wikidata
Webseite www.eso.org/vlt Edit this at Wikidata
Very Large Telescope is located in Chile
Very Large Telescope
Lage des sehr großen Teleskops
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Das Sehr großes Teleskop (Vlt) ist eine Teleskopeinrichtung, die von der betrieben wird Europäisches südliches Observatorium an Cerro Paranal in dem Atacama-Wüste von Nord Chile. Es besteht aus vier einzelnen Teleskopen, die jeweils mit a Primärspiegel 8,2 m überschreiten, die im Allgemeinen separat verwendet werden, aber zusammen zusammen verwendet werden können, um sehr hoch zu erreichen Winkelauflösung.[1] Die vier getrennten Optische Teleskope sind bekannt als Antu, Kueyen, Melipal, und Yepun, die alles Wörter für astronomische Objekte in der sind Mapuche -Sprache. Die Teleskope bilden ein Array, das durch vier bewegliche Hilfsteleskope (ATS) von 1,8 m Apertur ergänzt wird.

Die VLT arbeitet bei sichtbar und Infrarot Wellenlängen. Jedes einzelne Teleskop kann Objekte ungefähr vier Milliarden Mal schwächer erkennen, als mit dem erkannt werden kann Nakedaugeund wenn alle Teleskope kombiniert werden, kann die Einrichtung eine erreichen Winkelauflösung von etwa 0,002 Bogensekunden. Im Einzelteleskop-Betriebsmodus beträgt die Winkelauflösung etwa 0,05 Bogensekunden.[2]

Die VLT ist die produktivste bodengestützte Einrichtung für Astronomie, mit nur dem Hubble -Weltraumteleskop Erzeugen Sie mehr wissenschaftliche Arbeiten zwischen Einrichtungen, die sich mit sichtbaren Wellenlängen tätigen.[3] Unter den Pionierbeobachtungen, die mit dem VLT durchgeführt werden, sind das erste direkte Bild von a Exoplanetdie Verfolgung einzelner Sterne, die sich um die bewegt supermassives Schwarzes Loch im Zentrum der Milchstraßeund Beobachtungen des Nachglühens der Am bekanntesten Gammastray platzen.[4]

Allgemeine Information

VLTs vier Einheiten Teleskope

Die VLT besteht aus einer Anordnung von vier großen (8,2 Meter Durchmesser) Teleskopen (als Einheit Teleskop oder UTS bezeichnet) mit optischen Elementen, die sie zu einem kombinieren können astronomisches Interferometer (VLTI), mit dem kleine Objekte behoben werden. Das Interferometer umfasst auch einen Satz von vier beweglichen Teleskopen mit einem Durchmesser von 1,8 Metern, die den interferometrischen Beobachtungen gewidmet sind. Der erste der UTS begann im Mai 1998 in Betrieb und wurde der astronomischen Gemeinschaft am 1. April 1999 angeboten. Die anderen Teleskope wurden 1999 und 2000 in Betrieb und ermöglichten die VLT-Multi-Telescope-Fähigkeit. Der VLTI wurden vier 1,8 Meter hohe Hilfsteleskope (ATS) hinzugefügt, um sie zur Verfügung zu stellen, wenn die UTS für andere Projekte verwendet werden. Diese ATS wurden installiert und wurden zwischen 2004 und 2007 betriebsbereit.[1]

Die 8,2-Meter-Teleskope des VLT wurden ursprünglich so konzipiert, dass sie in drei Modi betrieben werden:[5]

  • Als Satz von vier unabhängigen Teleskopen (dies ist die primäre Betriebsart).
  • Als einzelner großer Großer kohärent Interferometrisches Instrument (Das VLT -Interferometer oder VLTI) für zusätzliche Auflösung. Dieser Modus wird für Beobachtungen von relativ hellen Quellen mit geringem Winkelausmaß verwendet.
  • Als einzelnes großes inkohärentes Instrument für die zusätzliche Leuchtkapazität. Die Instrumentierung, die erforderlich war, um einen kombinierten inkohärenten Fokus zu erhalten, wurde ursprünglich nicht gebaut. Im Jahr 2009 wurden neue Instrumentenvorschläge vorgelegt, um diesen Beobachtungsmodus möglicherweise zur Verfügung zu stellen.[6] Mehrere Teleskope werden manchmal unabhängig auf dasselbe Objekt gerichtet, um entweder die Gesamtleuchten zu erhöhen oder gleichzeitige Beobachtungen mit komplementären Instrumenten zu liefern.

Einheit Teleskope

Laser verwendet für Adaptive Optik. Es erregt Natriumatome in der Atmosphäre und schafft a Laser Guide Star.
Upgrade durchführen Yepun (UT4) mit der "Adaptive Optics Facility" im Jahr 2012.[8]
Einheit Teleskop untersucht.[7]

Die UTs sind mit einem großen Satz von Instrumenten ausgestattet, die es ermöglichen, Beobachtungen vom nahe der Ultraviolett bis zum mittleren Infrarot zu ermöglichen (d. H. Ein großer Teil der Lichtwellenlängen von der Erdoberfläche zugänglich) mit dem gesamten Bereich von Techniken, einschließlich hochauflösender Spektroskopie, Multi-Objekt-Spektroskopie, Bildgebung und hochauflösender Bildgebung. Insbesondere hat die VLT mehrere Adaptive Optik Systeme, die die Auswirkungen von atmosphärischen Turbulenzen korrigieren und Bilder fast so scharf liefern, als ob das Teleskop im Raum wäre. Im Nahinfrarot sind die adaptiven Optikbilder des VLT bis zu dreimal schärfer als die der der Hubble -Weltraumteleskopund die spektroskopische Auflösung ist um ein Vielfaches besser als Hubble. Die VLTs sind für ihre hohe Beobachtungs -Effizienz und Automatisierung bekannt.

Die 8,2-m-Durchmesser-Teleskope sind in kompakten, thermisch kontrollierten Gebäuden untergebracht, die sich synchron mit den Teleskopen drehen. Dieses Design minimiert nachteilige Auswirkungen der Beobachtungsbedingungen, beispielsweise aus Luftturbulenzen im Teleskoprohr, was ansonsten aufgrund von Variationen der Temperatur und des Windflusses auftreten kann.[4]

Das KUGEL Instrument an das VLT -Einheit Teleskop 3.[9]

Die Hauptaufgabe der Haupt -VLT -Teleskope besteht darin, vier unabhängige Teleskope zu betreiben. Die Interferometrie (das Licht aus mehreren Teleskopen kombiniert) wird beispielsweise in etwa 20 Prozent der Zeit für sehr hochauflösende helle Objekte verwendet Betelgeuse. In diesem Modus können Astronomen Details bis zu 25 -mal feiner sehen als mit den einzelnen Teleskopen. Die Lichtstrahlen sind in der kombiniert Vlti Verwenden eines komplexen Spiegelsystems in Tunneln, bei denen die Lichtwege innerhalb von Unterschieden von weniger als 1 μm über einem Lichtweg von hundert Metern gleich gehalten werden müssen. Mit dieser Art von Präzision kann das VLTI Bilder mit einer Winkelauflösung von Milliarcseconds rekonstruieren.[1]

Mapuche -Namen für die Einheit Teleskope

Das Innere von Antu (UT1), was "Sonne" in der bedeutet Mapuche Sprache.

Es war seit langem die Absicht von ESO, den vier VLT -Teleskopen "echte" Namen anzugeben, um die ursprünglichen technischen Bezeichnungen von UT1 bis UT4 zu ersetzen. Im März 1999, zum Zeitpunkt der paranalen Einweihung, vier sinnvolle Namen von Objekten am Himmel in der Mapuche Sprache wurden ausgewählt. Dieses indigene Volk lebt hauptsächlich südlich von Santiago de Chile.

In diesem Zusammenhang wurde ein Aufsatzwettbewerb unter Schulkindern der chilenischen II -Region arrangiert Antofagasta ist das Kapital, um über die Auswirkungen dieser Namen zu schreiben. Es zog viele Einträge zum kulturellen Erbe von Esos Gastland.

Der Siegeraufsatz wurde von 17-jähriger Jorssy Albanez Castilla von Chuquicamata in der Nähe der Stadt von eingereicht Calama. Sie erhielt den Preis, ein Amateur -Teleskop, während der Einweihung des Paranal -Standorts.[10]

Die Einheiten Teleskope 1–4 sind seitdem als bekannt als Antu (Sonne), Kueyen (Mond), Melipal (Kreuz des Südens), und Yepun (Abendstern).[11] Ursprünglich gab es einige Verwirrung darüber, ob Yepun steht tatsächlich für die Abendstar Venus, weil ein spanisch-mapuche-Wörterbuch aus den 1940er Jahren falsch übersetzt wurde Yepun als "Sirius".[12]

Hilfsteleskope

Hilfsteleskop, die Residencia und das Herz des Milchstraße.[13]

Obwohl die vier 8,2-Meter-Einheiten-Teleskope in der kombiniert werden können Vltiihre Beobachtungszeit wird hauptsächlich für individuelle Beobachtungen verbracht und wird für verwendet Interferometrisch Beobachtungen für eine begrenzte Anzahl von Nächten pro Jahr. Die vier kleineren 1,8-Meter-ATs sind jedoch verfügbar und der Interferometrie gewidmet, damit die VLTI jede Nacht operieren kann.[4]

Der obere Teil von jedem AT ist ein rundes Gehäuse, das aus zwei Sätzen von drei Segmenten besteht, die sich öffnen und schließen. Seine Aufgabe ist es, das empfindliche 1,8-Meter-Teleskop vor den Wüstenbedingungen zu schützen. Das Gehäuse wird durch den Kastentransporterabschnitt unterstützt, der auch Elektronikschränke, Flüssigkühlsysteme, Klimaanlagen, Netzteile und vieles mehr enthält. Während astronomischer Beobachtungen werden das Gehäuse und der Transporter aus dem Teleskop mechanisch isoliert, um sicherzustellen, dass keine Schwingungen die gesammelten Daten beeinträchtigen.[1]

Der Transporterabschnitt läuft auf Tracks, sodass die ATS auf 30 verschiedene Beobachtungsorte verschoben werden können. Da das VLTI eher wie ein einzelnes Teleskop so groß wie die Gruppe der Teleskope kombiniert wird, bedeutet das Ändern der Positionen des ATS, dass das VLTI entsprechend den Anforderungen des Beobachtungsprojekts angepasst werden kann.[1] Die rekonfigurierbare Natur des VLTI ist ähnlich wie bei der des Sehr großes Array.

Wissenschaftliche Ergebnisse

Das weiche Glühen der Milchstraße ist hinter dem VLT -Umfrage -Teleskop (VST) im Paranal Observatory von ESO zu sehen.[14]

Die Ergebnisse der VLT haben zur Veröffentlichung eines Durchschnitts von mehr als einem von Experten begutachteten wissenschaftlichen Papier pro Tag geführt. Zum Beispiel wurden im Jahr 2017 über 600 wissenschaftliche Arbeiten auf der Grundlage von VLT -Daten veröffentlicht.[15] Die wissenschaftlichen Entdeckungen des Teleskops umfassen die direkte Bildgebung von Beta pictoris b, der erste extrasolare Planet, der so abgebildet ist,[16] Verfolgung individueller Sterne, die sich um die bewegen supermassives Schwarzes Loch im Zentrum der Milchstraße,[17] und das Nachglühen der am weitesten bekannten Beobachtung Gammastray platzte.[18]

Im Jahr 2018 half die VLT bei der Durchführung des ersten erfolgreichen Tests von Einstein's Generelle Relativität Auf der Bewegung eines Stern Gravitationsrötung.[19] Tatsächlich wird die Beobachtung seit über 26 Jahren mit den Instrumenten von Sinfoni und Naco Adaptive Optics in der VLT durchgeführt, während der neue Ansatz im Jahr 2018 auch die Schwerkraft des Strahlkombinerinstrumenten verwendete.[20] Das Galaktische Zentrumsteam am Max Planck Institute für außerirdische Physik (MPE) hatte die Beobachtung verwendet, die zum ersten Mal die Effekte ergeben hat.[21]

Weitere Entdeckungen mit VLTs Signatur sind der Nachweis von Kohlenmonoxidmolekülen in einer Galaxie, die sich erstmals um fast 11 Milliarden Lichtjahre befindet, eine Leistung, die 25 Jahre lang schwer fassbar war. Dies hat es den Astronomen ermöglicht, die genaueste Messung der kosmischen Temperatur in einer solchen abgelegenen Epoche zu erhalten.[22] Eine weitere wichtige Studie war die der gewalttätigen Fackeln aus dem supermassiven Schwarzen Loch im Zentrum der Milchstraße. Die VLT und der Apex haben sich zusammengetan, um das ausgestreckte Material auszudehnen, wenn es in der intensiven Schwerkraft in der Nähe des zentralen Schwarzen Lochs umkreist.[23]

Mit der VLT haben Astronomen auch das Alter extrem alter Sterne in der geschätzt NGC 6397 Cluster. Bezogen auf Sternentwicklung Modelle, zwei Sterne waren 13,4 ± 0,8 Milliarden Jahre alt, das heißt, sie sind es Ab dem frühesten Zeitalter der Sternbildung im Universum.[24] Sie haben auch die Atmosphäre zum ersten Mal mit der VLT um einen Supererd-Exoplanet analysiert. Der Planet, der als bekannt ist als GJ 1214b, wurde untersucht, als es vor seinem Elternstar bestand und ein Teil des Sternenlichts durch die Atmosphäre des Planeten ging.[25]

Insgesamt nutzten sieben von den Top -10 -Entdeckungen bei ESOs Observatorien die VLT.[26]

Technische Details

Teleskope

Jedes Einheit Teleskop ist a Ritchey-CHRETIEN Cassegrain -Teleskop mit einem 22-Tonnen 8,2 Meter Nuller Primärspiegel von 14,4 m Brennweite und 1,1 Meter leichter Beryllium -Sekundärspiegel. Ein flacher Tertiärspiegel leitet das Licht in eines von zwei Instrumenten am 1: 15 um Nasmyth Schwere auf beiden Seiten, mit einer System konzentrierte Länge von 120 m,,[27] oder die tertiären Neigung beiseite, um Licht durch das primäre Spiegel -Zentralloch zu einem dritten Instrument im Cassegrain -Fokus zu ermöglichen. Dies ermöglicht das Umschalten zwischen einem der drei Instrumente innerhalb von 5 Minuten, um die Beobachtungsbedingungen zu entsprechen. Zusätzliche Spiegel können das Licht über Tunnel an die zentralen VLTI-Beam-Combiners senden. Das maximale Ansichtsfeld (bei Nasmyth-Foci) beträgt etwa 27 Arcminutes-Durchmesser, etwas kleiner als der Vollmond, obwohl die meisten Instrumente ein schmaleres Feld betrachten.

Jedes Teleskop hat eine Alt-Azimut mit Gesamtmasse rund 350 Tonnen montieren und verwendet aktive Optik Mit 150 Stützen auf der Rückseite des Primärspiegels, um die Form des dünnen (177 mm dicken) Spiegels durch Computer zu steuern.[28]

Instrumente

Ein Diagramm, das Instrumente bei VLT zeigt
KUGEL ist ein Exoplanet Imagator[29]
Kmos auf den VLTs Antu (UT1) Zum Zeitpunkt des ersten Lichts im Jahr 2012[30]
Das BERNSTEIN Instrument vor seiner Installation im VLTI im Jahr 2003
MUSE auf VLT montiert Yepun (UT4)
Vimosdas sichtbare Multi -Objekt -Spektrograph bei Melipal (UT3)
X-Shooter-Spektrograph, 2009
Uves Spektrograph (UT2)
SCHWERE (Interferometer)
FOS-1 am Cassegrain Focus (UT2)

Das VLT -Instrumentierungsprogramm ist das ehrgeizigste Programm, das jemals für ein einzelnes Observatorium konzipiert wurde. Es umfasst Großfeld-Imager, adaptive Optik-korrigierte Kameras und Spektrographen sowie hochauflösende und Mehrobjekt-Spektrographen und deckt eine breite Spektralregion ab, von tiefen Ultravioletten (300 nm) bis mittlerer Infrarot (24 μm) Wellenlängen.[1]

Instrumente auf der VLT (im Jahr 2019)[31][32]
UT# Teleskopname Cassegrain-Fokus Nasmyth-Fokus a Nasmyth-Fokus b
1 Antu FORS2 NACO Kmos
2 Kueyen X-Shooter Flammen Uves
3 Melipal Vissir KUGEL
4 Yepun Sinfoni Hawk-i MUSE
Bernstein (Vlti)
Das astronomische Multi-Beam-Rekombinerinstrument kombiniert gleichzeitig drei Teleskope der VLT und verteilt das Licht in einem Spektrographen, um die Zusammensetzung und Form des beobachteten Objekts zu analysieren. Bernstein ist insbesondere das "am produktivsten interferometrische Instrument aller Zeiten".[33]
Crires und Crires+
Das kryogene Infrarot -Echellespektrograph ist eine adaptive Optik, die unterstützt wird Echelle Spektrograph. Es bietet eine Auflösungsleistung von bis zu 100.000 im Infrarot -Spektralbereich von 1 bis 5 Mikrometern.

Von 2014 bis 2020 wurde ein großes Upgrade auf Crires+ unterzogen, um eine zehnmal größere gleichzeitige Wellenlängenabdeckung zu bieten. Ein neues Detektor-Fokusebene-Array von drei Hawaii 2RG-Detektoren mit einer Grenzwellenlänge von 5,3 & mgr; m ersetzte die vorhandenen Detektoren, eine neue spektropolarimetrische Einheit und das Kalibrierungssystem wird verbessert. Eines der wissenschaftlichen Ziele von Crires+ ist im Transit Spektroskopie von Exoplaneten, die uns derzeit die einzigen Studienmittel bieten Exoplanetary Atmosphären. Transitierplaneten sind fast immer enge Planeten, die heiß sind und den größten Teil ihres Lichts in der ausstrahlen Infrarot (IR). Darüber hinaus ist das IR eine spektrale Region, in der Linien von Linien von Molekular Gase wie Kohlenmonoxid (CO), Ammoniak (NH3), und Methan (Ch4)usw. werden vom Exoplanetary erwartet Atmosphäre. Dieser wichtige Wellenlängenbereich wird von Crires+bedeckt Absorptionsleitungen gleichzeitig.[34]

ESPRESSO
Echellespektrograph für felsige exoplanet- und stabile spektroskopische Beobachtungen) ist eine hochauflösende, fasergefütterte und kreuzdisperse Echelle-Spektrograperin für den sichtbaren Wellenlängenbereich, der in 1-UT-Modus (unter Verwendung eines der vier Teleskope) und in operierbar ist (unter Verwendung eines der vier Teleskope) und in 4-UT-Modus (mit allen vier) für die Suche nach felsigen extra-Solar-Planeten in der bewohnbaren Zone ihrer Wirtssterne. Das Hauptmerkmal ist die spektroskopische Stabilität und die Präzision der radialen Geschwindigkeit. Es ist erforderlich, 10 cm/s zu erreichen, aber das Ziel ist es, einen Genauigkeitsniveau von wenigen cm/s zu erhalten. Espresso wurde 2017–18 auf der VLT installiert und in Auftrag gegeben.[35][36][Benötigt Update]
Flammen
Faser-Multi-Elemente-Spektrographen mit großem Array sind eine Faser-Feed-Einheit für UVEs und Giraffe mit mehreren Objekten, wobei letztere die Fähigkeit ermöglicht, Hunderte einzelner Sterne in nahe gelegenen Galaxien mit mäßiger Spektralauflösung in den Sichtbaren gleichzeitig zu untersuchen.
FORS1/FORS2
Fokaler Reduzierer und niedriges Dispersionsspektrograph ist eine sichtbare Lichtkamera und ein Multi -Objekt Spektrograph mit einer 6.8 Arcminute Sichtfeld. FORS2 ist eine aktualisierte Version über FOS1 und enthält weitere Funktionen für Multi-Objekt-Spektroskopie. FORS1 wurde 2009 im Ruhestand gezogen, um Platz für X-Shooter zu schaffen. FORS2 wird ab 2021 weiter operiert.[37]
Schwerkraft (VLTI)
Die Schwerkraft ist ein adaptives optikunterstütztes, infrarotes Instrument (NER-Infrarot) für die mikro-barcsekunden-Präzisions-Schmalwinkel-Astrometrie und die interferometrische Phase, in der die Bildgebung von schwachen himmlischen Objekten bezeichnet wird. Dieses Instrument kombiniert interferometrisch NIR -Licht, das von vier Teleskopen am VLTI gesammelt wurde.[38]
Hawk-i
Der K-Band-Bildgeber mit hohem Schärfe ist ein Nahinfrarot-Imager mit einem relativ großen Sichtfeld, etwa 8x8 Arcminutes.
Isaac
Das Infrarot -Spektrometer und die Array -Kamera waren ein nahezu Infrarot -Imager und ein Spektrograph; Es wurde von 2000 bis 2013 erfolgreich operiert und wurde dann in den Ruhestand gezogen, um Platz für die Sphäre zu machen, da die meisten seiner Fähigkeiten jetzt von den neueren Hawk-I oder Kmos geliefert werden können.
Kmos
KMOs ist ein kryogenes Multi-Objekt-Spektrometer mit nahezu Infrarot, das 24 Objekte gleichzeitig beobachtet, die hauptsächlich für die Untersuchung entfernter Galaxien vorgesehen sind.
Matisse (Vlti)
Das Spektroskopische Multi-Apertur-Mittelinfrarot-Experiment ist ein Infrarot-Spektuminterferometer des VLT-Interferometer, was möglicherweise die Balken aller vier Einheiten Teleskope (UTS) und vier Hilfsteleskope (ATS) kombiniert. Das Instrument wird zur Bildrekonstruktion verwendet. Nach 12 Jahren entwickelte es im März 2018 das erste Licht im Teleskop in Paranal.[39][40][41]
MIDI (VLTI)
MIDI ist ein Instrument, das zwei Teleskope des VLT im Mittelinfrarot kombiniert und das Licht in einem Spektrographen verteilt, um die Staubzusammensetzung und -form des beobachteten Objekts zu analysieren. MIDI ist insbesondere das zweitmostproduktivste interferometrische Instrument, das es je gab (übertroffen von durch BERNSTEIN in letzter Zeit). MIDI wurde im März 2015 im Ruhestand gezogen, um die VLTI auf die Ankunft von Schwerkraft und Matisse vorzubereiten.
MUSE
Muse ist ein riesiger "dreidimensionaler" spektroskopischer Explorer, der vollständige sichtbare Spektren aller in "Bleistiftstrahlen" enthaltenen Objekte durch das Universum liefert.[42]
NACO
Naos-conica, Naos bedeutet Nasmyth-adaptives Optiksystem und Conica, was bedeutet, dass Coude in der Nähe der Infrarotkamera ist) ist ein Adaptive Optik Einrichtung, die Infrarotbilder erzeugt, die so scharf wie im Weltraum genommen werden und spektroskopische, polarimetrische und koronagraphische Funktionen enthalten.
PIONIER (VLTI)
ist ein Instrument, um das Licht aller 8-Meter-Teleskope zu kombinieren, sodass Details etwa 16-mal feiner werden können als bei einem UT.[43]
Sinfoni
Der Spektrographen für Integralfeldbeobachtungen im Nahen Infrarot) war eine mittlere Auflösung, Nah-Infrarot (1–2.5 Mikrometern) Integraler Feldspektrographen, gefüttert von einem adaptiven Optikmodul. Es wurde von 2003 betrieben und im Juni 2019 in den Ruhestand gezogen, um Platz für die zukünftige ERIS zu schaffen.[44]
KUGEL
Die spektropolarimetrische, mit hohe kontrastische Exoplanetforschung, ein mit hohem kontrastisches adaptives Optiksystem, das sich der Entdeckung und Untersuchung widmet Exoplaneten.[45][46]
Ultrakam
Ultracam ist ein Besucherinstrument für die ultrahochgeschwindige Photometrie variabler Objekte.
Uves
Das ultraviolette und visuelle Echellespektrograph ist eine hochauflösende Auflösung Ultraviolett und sichtbares Licht Echelle Spektrograph.
Vimos
Das sichtbare Multi-Objekt-Spektrographen lieferte sichtbare Bilder und Spektren von bis zu 1.000 Galaxien gleichzeitig in einem 14 × 14-Arcmin-Sichtfeld. Es wurde hauptsächlich für mehrere große Rotverschiebungsumfragen von entfernten Galaxien verwendet, einschließlich VVDs, Zcosmos und Vipern. Es wurde 2018 im Ruhestand gezogen, um Platz für die Rückkehr von Crires+zu schaffen.[44]
Vinci (Vlti)
war ein Testinstrument, das zwei Teleskope der VLT kombinierte. Es war das erste Instrument der VLTI und wird nicht mehr verwendet.
Vissir
Das VLT-Spektrometer und das Imager für das mittlere Infrarot bieten Beugungsbegrenzung und Spektroskopie in einer Reihe von Auflösungen in den atmosphärischen Fenstern von 10 und 20 Mikrometer-MIR-Infrarots (MIR). Vissir veranstaltet die Nahkampfdemonstration, bei der sich in der Region Alpha Centauri in der Nähe neue Erden befinden.[47]
X-Shooter
X-Shooter ist das seit 2009 operierende Instrument der zweiten Generation.
Zusammenfassung der Instrumenten (ab 2019)[31]
Instrument Typ Wellenlängenbereich (NM) Auflösung (Arcsec) Spektralauflösung Erstes Licht Einheit Position
ESPRESSO Spektrometer 380–780 4 140000-180000 27. November 2017 1/alles Coude
Flammen Multi-Objekt-Spektrometer 370–950 n / A 7500–30000 August 2002 UT2 Nasmyth a
FORS2 Bildgeber/Spektrometer 330–1100 0,125 260–1600 1999 UT1 Cassegrain
SCHWERE Imagator 2000–2400 0,003 22.500.4500 2015 alle Interferometer
Hawk-i Nah-ir-Imager 900–2500 0,106 31. Juli 2006 UT4 Nasmyth a
Kmos Nah-IR-Spektrometer 800–2500 0,2 1500–5000 November 2012 UT1 Nasmyth b
MUSE Integralfeldspektrometer 365–930 0,2 1700–3400 März 2014 UT4 Nasmyth b
NACO AO -Imager/Spektrometer 800–2500 400–1100 Okt 2001 UT1 Nasmyth a
Pionier Imagator 1500–2400 0,0025 Okt 2010 alle Interferometer
Sinfoni Nah-ir ifu 1000–2500 0,05 1500–4000 August 2004 UT4 Cassegrain
KUGEL Ao 500–2320 0,02 30–350 4. Mai 2014 UT3 Nasmyth a
Uves UV/VIS -Spektrometer 300–500.420–1100 0,16 80000–110000 September 1999 UT2 Nasmyth b
Vimos Image/Multislit -Spektrometer 360–1000.1100–1800 0,205 200–2500 26. Februar 2002 UT3 Nasmyth b
Vissir Mid-IR-Spektrometer 16500–24500 2004 UT3 Cassegrain
X-Shooter UV-NIR-Spektrometer 300–2500 4000–17000 März 2009 UT2 Cassegrain

Interferometrie

Alle vier 8,2-Meter-Einheiten-Teleskope und 1,8 Meter-Hilfsteleskope wurden zum ersten Mal am 17. März 2011 angeschlossen und wurden zum VLT Interferometer (Vlti) mit sechs Baselines.[48]

In seinem Interferometrisch Der Betriebsmodus, das Licht aus den Teleskopen wird von Spiegeln reflektiert und durch Tunnel zu einem zentralen Strahl geleitet, das Labor kombiniert. Im Jahr 2001, während der Inbetriebnahme, maß der VLTI erfolgreich die Winkeldurchmesser von vier roten Zwergen, einschließlich Proxima Centauri. Während dieser Operation erreichte es eine Winkelauflösung von ± 0,08 Milli-ARC-Sekunden (0,388 Nano-Radier). Dies ist vergleichbar mit der mit anderen Arrays erzielten Auflösung wie der Optischer Interferometer des Marineprototyps und die Chara Array. Im Gegensatz zu vielen früheren optischen und Infrarotinterferometern, die Astronomischer Multi-Beam-Rekombiner (Bernstein) Instrument über VLTI wurde ursprünglich zur Durchführung einer kohärenten Integration entwickelt (für die Signal-Rausch-Nutzungszeiten in jeder atmosphärischen Kohärenzzeit mehr als eins erforderlich sind). Unter Verwendung der großen Teleskope und der kohärenten Integration ist das geringste Objekt, das das VLTI beobachten kann, ist Größe 7 Im nahen Infrarot für Breitbandbeobachtungen,[49] Ähnlich wie viele Andere in der Nähe von Infrarot- / optischen Interferometern ohne Fransenverfolgung. Im Jahr 2011 wurde ein inkohärenter Integrationsmodus eingeführt[50] Amber "Blind Mode", der dem Beobachtungsmodus ähnlicher ist, der in früheren Interferometer -Arrays wie Coast, IOTA und Chara verwendet wird. In diesem "Blindmodus" kann Amber Quellen so schwach wie k = 10 in mittlerer spektraler Auflösung beobachten. Bei anspruchsvolleren Wellenlängen mit mittlerer Infrarot kann der VLTI die Größe 4,5 erreichen, deutlich schwächer als die Räumlicher Infrarot -Interferometer. Bei der Einführung der Fransenverfolgung wird erwartet, dass sich die Grenzgröße des VLTI um fast 1000 um den Faktor verbessert, was eine Größe von etwa 14 erreicht. Dies ähnelt dem, was für andere Interferometer für die Randverfolgung erwartet wird. Im spektroskopischen Modus kann der VLTI derzeit eine Größe von 1,5 erreichen. Das VLTI kann vollständig integriert arbeiten, so dass interferometrische Beobachtungen tatsächlich recht einfach zu erstellen und auszuführen sind. Die VLTI ist weltweit zur ersten allgemeinen optischen/infrarot -interferometrischen Einrichtung, die mit dieser Art von Dienst für die astronomische Gemeinschaft angeboten wird, geworden.[51]

Erstes Licht für Matisse Interferometrisches Instrument.[41]

Aufgrund der vielen Spiegel, die am optischen Zug beteiligt sind, gehen etwa 95% des Lichts verloren, bevor die Instrumente bei einer Wellenlänge von 1 & mgr; m, 90% bei 2 & mgr; m und 75% bei 10 μm erreicht werden.[52] Dies bezieht sich auf die Reflexion von 32 Oberflächen einschließlich der Coudé Zug, Sterntrennzeichen, die Hauptverzögerungslinie, der Strahlkompressor und die Fütterungsoptik. Darüber hinaus ist die interferometrische Technik so, dass sie nur für Objekte, die klein genug sind, sehr effizient ist, dass ihr ganzes Licht konzentriert ist. Zum Beispiel ein Objekt mit relativ niedrig Oberflächenhelligkeit wie der Mond kann nicht beobachtet werden, da sein Licht zu verdünnt ist. Nur Ziele, die bei Temperaturen von mehr als 1.000 ° sindC haben eine Oberflächenhelligkeit Hoch genug, um im mittleren Infrarot beobachtet zu werden, und Objekte müssen mehrere tausend Grad Celsius für nahezu Infrarotbeobachtungen unter Verwendung des VLTI sein. Dies schließt die meisten Sterne in der ein Solarviertel und viele extragalaktische Objekte wie hell Aktive galaktische Kerne, aber diese Sensibilitätsbeschränkung schließt aus Interferometrisch Beobachtungen der meisten Solar-System-Objekte. Obwohl die Verwendung großer Teleskopdurchmesser und Adaptive Optik Korrektur kann die Empfindlichkeit verbessern, dies kann die Reichweite der optischen Interferometrie über nahe gelegene Sterne und die hellste nicht verlängern Aktive galaktische Kerne.

Da die Einheiten Teleskope die meiste Zeit unabhängig voneinander verwendet werden, werden sie im interferometrischen Modus hauptsächlich während der hellen Zeit (dh in der Nähe von Vollmond) verwendet. Zu anderen Zeiten, Interferometrie wird mit 1,8-Meter-Hilfsteleskopen (ATS) durchgeführt, die sich für interferometrische Vollzeitmessungen widmen. Die ersten Beobachtungen mit einem ATS -Paar ATS wurden im Februar 2005 durchgeführt, und alle vier ATS wurden nun in Auftrag gegeben. Bei interferometrischen Beobachtungen an den hellsten Objekten besteht bei der Verwendung von 8 -Meter -Teleskopen anstelle von 1,8 -Meter -Teleskopen wenig Vorteil.

Die ersten beiden Instrumente im VLTI waren Vinci (ein Testinstrument, das zum Einrichten des Systems, das jetzt stillgelegt wurde) und MIDI, und MIDI.[53] Dadurch können nur zwei Teleskope gleichzeitig verwendet werden. Mit der Installation des Drei-Teleskop-Bernsteins Verschlussphase Instrument im Jahr 2005 werden die ersten Bildgebungsbeobachtungen aus dem VLTI in Kürze erwartet.

Bereitstellung der in Phase referenzierten Bildgebung und Mikroarcsecond Astrometry (Prima), die 2008 begonnen hat, um phasenbezogene Messungen in einem astrometrischen Zweistrahlmodus oder als Fringe-Tracker-Nachfolger von Vinci zu ermöglichen, betrieben gleichzeitig mit einem der anderen Instrumente .[54][55][56]

Nachdem er drastisch hinter Zeitplan zurückgefallen war und einige Spezifikationen nicht erfüllt hatte, wurde das VLT -Interferometer im Dezember 2004 zum Ziel einer Sekunde Eso "Wiederherstellungsplan". Dies beinhaltet zusätzliche Anstrengungen, die sich auf Verbesserungen der Fransenverfolgung und die Leistung des Haupts konzentrieren Verzögerung von Linien. Beachten Sie, dass dies nur für das Interferometer und nicht für andere Instrumente auf Paranal gilt. Im Jahr 2005 produzierte die VLTI routinemäßig Beobachtungen, obwohl sie mit einer besseren Grenzgröße und einer schlechteren Beobachtungseffizienz als erwartet eine schlechtere Beobachtungswirkungsgrad stellte.

Ab März 2008Die VLTI hatte bereits zur Veröffentlichung von 89 von Experten begutachteten Veröffentlichungen geführt[57] und hatte ein erstes Bild der inneren Struktur des Mysteriösen veröffentlicht Eta Carinae.[58] Im März 2011 die Pionier Das Instrument kombinierte zum ersten Mal gleichzeitig das Licht der vier Teleskope der Einheit und machte VLTI möglicherweise zum größten optischen Teleskop der Welt.[43] Dieser Versuch war jedoch nicht wirklich ein Erfolg.[59] Der erste erfolgreiche Versuch war im Februar 2012 mit vier Teleskopen zu einem Spiegel mit einem Durchmesser von 130 Meter.[59]

Im März 2019, Eso Astronomen, die die beschäftigen Schwerkraftinstrument Auf ihrem sehr großen Teleskop -Interferometer (VLTI) kündigte der erste an direkte Erkennung von einem Exoplanet, HR 8799 e, verwenden Optische Interferometrie.[60]

Monde über Cerro -Paranal
Das Paranal Residencia und Basiscamp bei 2.400 Metern (7.900 Fuß)
Innerhalb der Paranal Residencia
Eine breite Sicht auf die VLT mit seinem Laser in Betrieb.
Der Nachthimmel am Esos Paranal Observatory in der Twilight.

In der Populärkultur

Einer der großen Spiegel der Teleskope war Gegenstand einer Episode der National Geographic ChannelReality -Serie Die härtesten Korrekturen der Welt, wo eine Besatzung von Ingenieuren den Spiegel entfernte und transportierte Aluminium. Die Aufgabe erforderte, starke Winde zu kämpfen, eine kaputte Pumpe in einer riesigen Waschmaschine zu reparieren und ein Problem mit einer Rigging zu lösen.

Das Gebiet rund um das sehr große Teleskop wurde im Film 2008 vorgestellt Quantum Trost. Das ESO Hotel, Die Residencia diente als Hintergrund für einen Teil der James Bond Film.[4] Der Produzent Michael G. Wilson sagte: "Die Residencia of Paranal Observatory erregte die Aufmerksamkeit unseres Regisseurs Marc Forster und der Produktionsdesignerin Dennis Gassner, sowohl wegen seines außergewöhnlichen Designs als auch für die abgelegene Lage in der Atacama -Wüste. Es ist eine echte Oasis und die Perfect Hide Out für Dominic Greene, unseren Bösewicht, den 007 in unserem neuen James Bond -Film verfolgt. "[61]

Siehe auch

Größenvergleich von Primärspiegeln. Die gepunktete Linie zeigt die theoretische Größe der kombinierten Spiegel des VLT (dunkelgrün).

Verweise

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Externe Links