Sehr großes Teleskop • VLT
Sehr großes TeleskopOperator | Europäische Südsternwarte |
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Art | Astronomisches Observatorium |
Konstruktion | 1998 |
Höhe | 2635 m² |
Beobachtungszeit verfügbar | 340 Nächte pro Jahr |
Ort | Cerro Paranal ( Atacama-Wüste ) |
Adresse |
Antofagasta Chile |
Kontaktinformation | 24 ° 37 ′ 39 ″ S, 70 ° 24 ′ 16 ″ W |
Webseite | (de) www.eso.org/vlt |
UT1 - Antu | 8,2 m Reflektor |
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UT2 - Küyen | 8,2 m Reflektor |
UT3 - Melipal | 8,2 m Reflektor |
UT4 - Yepun | 8,2 m Reflektor |
4 Hilfsteleskope | 1,8m Reflektor |
Das Very Large Telescope (manchmal als sehr großes Teleskop der ESO bezeichnet ), auf Englisch Very Large Telescope ( VLT ), besteht aus vier Hauptteleskopen (auch UT für Unit Telescope genannt ) und vier Hilfsteleskopen ( AT für Auxiliary Telescope genannt). Es befindet sich am Cerro Paranal Observatorium in der Atacama-Wüste im Norden Chiles auf einer Höhe von 2.635 m . Es ermöglicht die Untersuchung von Sternen im Wellenlängenbereich von sichtbarem bis infrarotem Bereich .
Es ist ein europäisches Projekt der Europäischen Südsternwarte (ESO).
Die Idee des VLT keimte 1977 , während der ESO-Konferenz in Genf , Schweiz , aber erst 1983 nahm das Projekt wirklich Gestalt an und die Suche nach einem Standort begann. Der ESO-Rat startet offiziell das VLT-Projekt am8. Dezember 1987.
In 1988 spendete Chile den Cerro Paranal zu ESO. Dieser Standort hat eine Fläche von 725 km 2 und wurde 1990 offiziell ausgewählt . Ein Jahr später beginnt die Arbeit.
In 1992 wurde der erste Hauptspiegel von der deutschen Firma gegossen Schott und drei Jahre später die erste Kuppel und der Rohling für diesen ersten Spiegel hergestellt wurden. Die Firma REOSC beendete das Polieren im Jahr 1997 und dieser Primer wurde aus Frankreich gebracht und dann in seiner Trägerzelle installiert. Dieses wurde vom Giat Industries Konsortium und SFIM entworfen und produziert .
Im Mai 1998 nahm das erste funktionsfähige Teleskop sein erstes Licht auf . Im folgenden Jahr wurde das zweite Teleskop eingeweiht. Der Präsident der Republik Chile, Eduardo Frei , weiht das VLT am 5. März offiziell ein . In 2001 , alle Hauptteleskope waren in Betrieb.
Im Jahr 2002 bewies ein deutsch-französisches Team mit dem VLT das Vorhandensein eines Schwarzen Lochs im Zentrum der Milchstraße . Das NACO-Instrument (VLTs erste adaptive Optik) erblickt sein erstes Licht und liefert volle Leistung bei UT4.
Im Jahr 2004 wurde das AMBER- Instrument installiert und ermöglichte es, drei der vier Acht-Meter-Teleskope zu rekombinieren, wodurch das VLTI (I für Interferometer) das größte Teleskop der Welt in kombinierter Sammelfläche und Auflösungsvermögen machte.
Im Jahr 2006 fand die Premiere des letzten Instruments der ersten Generation, CRIRES, statt .
Im Jahr 2010 rekombiniert das PIONIER- Instrument erstmals das Licht der 4 Hilfsteleskope (ATs) im interferometrischen Modus. Die erste Rekombination der vier 8-Meter-Teleskope fand am17. März 2011.
Im Jahr 2012 der erste erfolgreiche Test eines sehr leistungsstarken Instruments namens KMOS ( K-Band Multi-Object-Spektrograph ). KMOS ist in der Lage, 24 Objekte gleichzeitig im Infraroten zu beobachten. Es wird ein besseres Verständnis der Entstehung und Entwicklung von Galaxien ermöglichen. KMOS wurde von einem Konsortium aus Universitäten und Instituten in Großbritannien und Deutschland in Zusammenarbeit mit der ESO gebaut.
Im Juli 2018 wurde am VLT ein neues Gerät mit adaptiver Optik installiert: „Lasertomographie“. Diese neue Technologie des MUSE-Instruments in Kombination mit dem adaptiven Optikmodul GALACSI ermöglicht die Korrektur atmosphärischer Turbulenzen in verschiedenen Höhen. Es ist jetzt möglich, vom Boden aus Bilder in besserer Qualität zu erhalten als mit dem Hubble-Weltraumteleskop . Tests auf dem Planeten Neptun zeigen schärfere Bilder als im Weltraum.
Das VLT liegt auf dem zur Cordillera de la Costa gehörenden Cerro Paranal in der Atacama-Wüste im Norden Chiles . Der Ort liegt auf einer Höhe von 2.635 m , 12 km vom Meer und 130 km südlich von Antofagasta .
Diese Seite bietet viele Vorteile:
Es ist also fast der perfekte Ort, um ein Teleskop zu platzieren, nur die Erdbeben, die durch die tektonische Platte von Nazca verursacht werden, könnten die Beobachtungen stören. Aus diesem Grund sind alle Gebäude des VLT erdbebensicher gebaut .
Es gibt vier Hauptteleskope, die als Unit Telescopes (UT) bezeichnet werden:
Die Namen der Teleskope sind in der Sprache Mapudungun , einem lokalen Dialekt.
Der Durchmesser jedes der Hauptspiegel beträgt 8,2 Meter und jeder ist nach einem der Dalton-Brüder benannt . Neben ihrer Größe soll ihre Besonderheit mit nur 17,6 Zentimetern Dicke sehr dünn sein. Diese Feinheit bietet erhebliche Vorteile hinsichtlich der Herstellungskosten, da sie weniger schwer sind.
Dies verursacht jedoch Schwierigkeiten bei ihrer Herstellung und ihrer Installation. Selbst wenn sie dünn sind, wiegen sie immer noch 23 Tonnen und ihr Gewicht neigt dazu, sie zu verziehen. Um hier Abhilfe zu schaffen, hat die ESO ein aktives Optiksystem entwickelt . Dieses System besteht aus 150 axialen Hydraulikzylindern, die in drei Sektoren von 50 Zylindern unter der Spiegeloberfläche verteilt sind und die Verformung des Spiegels in axialer Richtung und eine homogene Verteilung der Spiegelmasse an 150 Punkten gewährleisten. Dieses System wurde von Giat Industries entworfen und hergestellt . Unter jedem der 150 hydraulischen Zylinder addieren oder subtrahieren 150 elektrische Zylinder (untersucht und produziert vom SFIM ) Kräfte, die die Verteilung der Massen verändern, um die lokalen Verformungen des Spiegels aufzuheben, so dass der Spiegel seine optimale Form behält was auch immer oder die Position des Teleskops. 64 seitliche Buchsen ermöglichen die Positionierung nach zwei weiteren Freiheitsgraden, also insgesamt fünf. Lediglich die Drehung um die Hauptachse des Spiegels wird nicht kontrolliert und bleibt fixiert. Die Messung der sechs Freiheitsgrade des Spiegels in Bezug auf die Zelle wird durch Berechnung aus der Jacobi-Matrix des Systems erhalten, das aus sechs Dehnungssensoren von messtechnischer Qualität besteht, die mittels Kugelgelenken zwischen dem Spiegel und der Zelle positioniert sind magnetisch, nach einer Kinematik - Steward genannt - um den Umfang des Spiegels verteilt mit ternärer Symmetrie.
Die Flexibilität der Spiegel lässt jedoch keine schnellen Verformungen zu und die aktive Optik begnügt sich, die Verformungen der Spiegel aufgrund der Schwerkraft auszugleichen. Andere flexible Spiegel, viel kleiner, sogenannte verformbare Spiegel, ermöglichen die Korrektur von schnellen Aberrationen aufgrund atmosphärischer Turbulenzen. Dies wird als adaptive Optik bezeichnet , und wir finden sie insbesondere im NACO- Instrument oder den MACAO- Systemen des VLTI .
All diese automatischen Korrekturen machen das VLT zu einem der effizientesten Teleskope der Welt.
Der Teleskopstandort befindet sich in einem Gebiet mit hoher seismischer Aktivität und ist daher stark erdbebengefährdet. Die Spiegelträgerzelle ist mit einem energieautarken System ausgestattet, das eine automatische Spiegelsicherung ermöglicht. Dieses Gerät besteht aus Beschleunigungsmessern und pneumatischen Aktuatoren, die den Spiegel in Sekundenbruchteilen nach der Erkennung seismischer Aktivität in eine Sicherheitsvorspannung versetzen.
InstrumenteDas VLT ist in der Lage, Licht in einem breiten Spektrum zu beobachten. Aus diesem Grund haben die Hauptteleskope mehrere Brennpunkte, die die Installation verschiedener Instrumente ermöglichen:
Instrument | Verknüpfung | Tore | Ort |
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NACO | NACO | Nahinfrarot-Bildgebung (CONICA) mit adaptiver Optik (NAOS) | UT1 Nasmyth Ein Kamin |
FORS2 | FORS 1 und 2 | Bildgebung und Spektroskopie mit mehreren Objekten | UT1 Cassegrain-Kamin |
KMOS | KMOS | Mehrobjekt-K-Band-Spektrometrie | UT1 Nasmyth B Kamin |
FLAMMEN | FLAMMEN | Multi-Objekt-Spektrometrie | UT2 Nasmyth Ein Kamin |
X-SHOOTER | X-SHOOTER | Spektrometrie mit mittlerer Auflösung | Foyer Cassegrain im UT2 |
UVES | UVES | Spektrometrie im sichtbaren und nahen Ultraviolett | UT2 Nasmyth B Kamin |
KUGEL | KUGEL | Spektropolarimeter mit hohem Kontrast (Suche nach Exoplaneten) | UT3 Nasmyth Ein Kamin |
BESUCH | BESUCH | Bildgebung und Spektrometrie im mittleren Infrarot | UT3 Cassegrain-Kamin |
VIMOS | VIMOS | Bildgebung und Spektrometrie mit mehreren Objekten | UT3 Nasmyth B-Ausbruch |
HAWK-I | HAWK-I | Nahinfrarot-Bildgebung | UT4 Nasmyth Ein Kamin |
SINFONI | SINFONI | Nahinfrarotspektrometrie | UT4 Cassegrain-Kamin |
MUSE | MUSE | Multi-Objekt-Spektrometrie | UT4 Nasmyth B-Ausbruch |
BERNSTEIN | BERNSTEIN | Kombinieren Sie 3 Nahinfrarot-Teleskope von 1 bis 2,4 Mikrometern. Hohe Winkelauflösung und simultane Spektroskopie . | VLTI-Fokuslabor |
PIONIER | PIONIER | Kombinieren Sie 4 Teleskope im H-Band Infrarot , von 1,45 bis 1,8 Mikrometer. | VLTI-Fokuslabor |
ESPRESSO | ESPRESSO | Spektrograph zur Erforschung von Gesteinsplaneten und stabiler Spektralbeobachtung. Primäres Ziel: sehr genaue Messung der Radialgeschwindigkeiten von sonnenähnlichen Sternen ( Gelber Zwerg ) und terrestrischen Planeten . | Uneinheitliche Ausrichtung des VLT |
GALACSI | GALASCI | Adaptive Optik; Teil, der mit DSM und 4GLSF verbunden ist, verbessert die MUSE-Leistung. | Nasmith-Adapter |
Die Multi-Object-Technologie (MOS für Multi Object Spectroscopy oder French spectroscopy multi-object ) dient dazu, das Spektrum mehrerer Objekte in einer einzigen Aufnahme aufzunehmen. Es verbessert die Effizienz des Teleskops, indem es vermeidet, mehrere Posen ausführen zu müssen. VIMOS kann beispielsweise die Entfernungen und Eigenschaften von fast 1.000 Himmelsobjekten in einer einzigen Beobachtung messen . Wo VIMOS innerhalb von Stunden Messwerte aufnimmt, würde es ohne MOS-Technologie mehrere Monate dauern.
Aus dem Dienst genommene InstrumenteDas VLT wurde entwickelt, um die vier Hauptteleskope entweder zusammen oder in Paar- oder Triplett-Rekombination betreiben zu können. Diese Technik wird optische Interferometrie genannt (im Gegensatz zur Radiointerferometrie, die von Radioteleskopen verwendet wird ). Um das Netzwerk zu vervollständigen, können wir eine Gruppe mobiler Teleskope hinzufügen. Aus diesem Grund gehören auch vier Hilfsteleskope (auch AT für Auxiliary Telescope genannt ) zu den Installationen. Diese Hilfsteleskope sind im Gegensatz zu UTs der Interferometrie vorbehalten. Damit ist es möglich, parallel „klassische“ Monoteleskop-Beobachtungen an den UTs und interferometrische Beobachtungen an den ATs durchzuführen.
Jedes der Hilfsteleskope hat einen Spiegel mit 1,8 Metern Durchmesser.
Die erste wurde im Januar 2004 installiert . Der zweite kam Ende 2004. Der dritte kam Ende 2005 . Die ersten beiden wurden in der Nacht von 2 auf 2 gemeinsam erfolgreich getestet3. Februar 2005. Sie wurden offiziell an die astronomische Gemeinschaft, die1 st Oktober 2005.
Die vier Hilfsteleskope sind seit 2007 in Betrieb . Sie wurden 2010 zum ersten Mal durch das Instrument PIONIER neu kombiniert .
Es war geplant, dass das VLT in drei Modi arbeiten kann:
Tatsächlich wurde der zweite Modus aus technischen Gründen nicht installiert. Die meisten Beobachtungen werden daher nach dem ersten Modus durchgeführt. Der interferometrische Modus erfordert die gleichzeitige Verwendung von zwei oder drei TUs für ein einzelnes Beobachtungsprogramm. In Bezug auf das Verhältnis Anzahl der Beobachtungen / Zeitaufwand ist dieser Modus daher teurer, ermöglicht jedoch Beobachtungen, die im ersten Modus unmöglich sind (dank des höheren Auflösungsvermögens ).
Aber nur wenn wir bei UTs beobachten, kostet der interferometrische Modus mehr. Die Hilfsteleskope sind für die Interferometrie reserviert und ermöglichen den gleichzeitigen Betrieb des ersten und dritten Modus.
Genau wie die Radiointerferometrie, die seit vielen Jahren von Radioteleskopen verwendet wird, besteht die optische Interferometrie darin, die Bilder mehrerer Teleskope mithilfe von Computern zu einem einzigen zusammenzufassen. Diese Technik ermöglicht es, virtuell ein größeres Teleskop zu erstellen. Im Fall von VLT, wenn optische Interferometrie verwendet wird, ist die Genauigkeit so, dass man einen Mann auf dem Mond sehen könnte .
Das VLTI (I für "Interferometer") ist ein extrem komplexes System, das in der Lage ist, drei oder vier Strahlen, die von den TUs oder den ATs kommen, in einem Raum namens Focal Lab kohärent zusammenzuführen, der über verschiedene Instrumente verfügt, die bei verschiedenen Wellenlängen beobachten können Domänen.
Folgende Instrumente werden nicht mehr verwendet:
Auch bei anderen Beobachtungsmethoden für Forscher leistet das VLT Pionierarbeit. Für diejenigen, die auf die Website kommen, wird der gesamte visuelle Prozess per Computer durchgeführt. Die Beobachtungen können aber auch auf digitalen Medien aufgezeichnet und fernübertragen werden. Ein fester Mitarbeiter ist für die Durchführung der technischen Wartung, Beobachtungen und Wartung zuständig.
Die Zeit ist zu einem einschränkenderen Faktor geworden als die Reinheit des Himmels. Der massive Einsatz der Multi-Object-Technologie soll es gerade ermöglichen, die Anzahl der Aufnahmen zu beschleunigen. Das Jahresbudget für den gesamten Standort wird auf 50 Millionen Euro veranschlagt .
Die wichtigsten Teleskope bei Sonnenuntergang.
Die AT.
Das FORS-Instrument.
UT2 aus dem Inneren der Kuppel.
Der Spiegel 8 m von UT2.
UT1 bereitet sich auf Beobachtungen vor.
Die Residenz der Astronomen.
Das Plateau des Mount Paranal.
Paranal in April 2006.
Panoramaansicht der vier UTs mit der großen AT-Schiene (ermöglicht eine Basislänge von 200 m ).
Die AT.
Ein AT bei Sonnenuntergang.
Die Zukunft: das E-ELT im Vergleich zum VLT und dem Brandenburger Tor.
Orion über dem VLT.
Der VLT LASER Stern zeigt auf das galaktische Zentrum.
Die VLT-Plattform im Jahr 2004.
Hauptteleskope des VLT.