Telescopio muy grande - Very Large Telescope

Telescopio muy grande
Paranal y el Pacífico al atardecer (dsc4088, retocado, recortado) .jpg
Los cuatro telescopios unitarios que forman el VLT junto con los cuatro telescopios auxiliares
Nombres alternativos VLT Edita esto en Wikidata
Parte de Observatorio Paranal Edita esto en Wikidata
Ubicación (es) Región de Antofagasta , Chile
Coordenadas 24 ° 37′38 ″ S 70 ° 24′15 ″ W / 24.62733 ° S 70.40417 ° W / -24,62733; -70.40417 Coordenadas: 24 ° 37′38 ″ S 70 ° 24′15 ″ W / 24.62733 ° S 70.40417 ° W / -24,62733; -70.40417 Edita esto en Wikidata
Organización Observatorio Europeo Austral Edita esto en Wikidata
Altitud 2.635 m (8.645 pies) Edita esto en Wikidata
Observando el tiempo 340 noches al año Edita esto en Wikidata
Longitud de onda 300 nm - 20 μm ( N-UV , luz visible , NIR, SWIR, MWIR y LWIR)
Primera luz 1998 (para la primera unidad de telescopio)
Estilo telescopio Observatorio Astronomico Edita esto en Wikidata
Diámetro
Resolución angular 0.002 segundos de arco Edita esto en Wikidata
Longitud focal 120 m (393 pies 8 pulgadas) Edita esto en Wikidata
Sitio web www .eso .org / vlt Edita esto en Wikidata
Very Large Telescope se encuentra en Chile
Telescopio muy grande
Ubicación del telescopio muy grande
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El Very Large Telescope ( VLT ) es una instalación de telescopio operada por el Observatorio Europeo Austral en Cerro Paranal en el desierto de Atacama en el norte de Chile . Consiste en cuatro telescopios individuales, cada uno con un espejo primario de 8,2 m de ancho, que generalmente se usan por separado pero se pueden usar juntos para lograr una resolución angular muy alta . Los cuatro telescopios ópticos separados se conocen como Antu , Kueyen , Melipal y Yepun , que son palabras para objetos astronómicos en lengua mapuche . Los telescopios forman una matriz complementada por cuatro telescopios auxiliares móviles (AT) de 1,8 m de apertura.

El VLT funciona en longitudes de onda visibles e infrarrojas . Cada telescopio individual puede detectar objetos aproximadamente cuatro mil millones de veces más débiles que los que se pueden detectar a simple vista , y cuando se combinan todos los telescopios, la instalación puede alcanzar una resolución angular de aproximadamente 0,002 segundos de arco. En el modo de funcionamiento de un solo telescopio, la resolución angular es de aproximadamente 0,05 segundos de arco.

El VLT es la instalación terrestre más productiva para la astronomía, y solo el Telescopio Espacial Hubble genera más artículos científicos entre las instalaciones que operan en longitudes de onda visibles. Entre las observaciones pioneras realizadas con el VLT se encuentran la primera imagen directa de un exoplaneta , el seguimiento de estrellas individuales que se mueven alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea y las observaciones del resplandor del estallido de rayos gamma más lejano conocido. .

Información general

Telescopios de cuatro unidades del VLT

El VLT consiste en una disposición de cuatro telescopios grandes (de 8,2 metros de diámetro) (denominados telescopios unitarios o UT) con elementos ópticos que pueden combinarlos en un interferómetro astronómico (VLTI), que se utiliza para resolver objetos pequeños. El interferómetro también incluye un conjunto de cuatro telescopios móviles de 1,8 metros de diámetro dedicados a observaciones interferométricas. El primero de los UT comenzó a funcionar en mayo de 1998 y se ofreció a la comunidad astronómica el 1 de abril de 1999. Los otros telescopios empezaron a funcionar en 1999 y 2000, lo que permitió la capacidad VLT de múltiples telescopios. Se han agregado cuatro telescopios auxiliares (AT) de 1,8 metros al VLTI para que esté disponible cuando los UT se utilicen para otros proyectos. Estos AT se instalaron y empezaron a funcionar entre 2004 y 2007.

Los telescopios de 8,2 metros del VLT se diseñaron originalmente para funcionar en tres modos:

  • como un conjunto de cuatro telescopios independientes (este es el modo de funcionamiento principal).
  • como un único instrumento interferométrico coherente grande (el interferómetro VLT o VLTI), para una resolución adicional. Este modo se utiliza para observaciones de fuentes relativamente brillantes con una extensión angular pequeña.
  • como un solo instrumento incoherente grande, para una capacidad extra de captación de luz. La instrumentación necesaria para obtener un enfoque incoherente combinado no se construyó originalmente. En 2009, se presentaron nuevas propuestas de instrumentación para potencialmente hacer disponible ese modo de observación. En ocasiones, varios telescopios apuntan de forma independiente al mismo objeto, ya sea para aumentar la potencia total de captación de luz o para proporcionar observaciones simultáneas con instrumentos complementarios.

Telescopios unitarios

Láser utilizado para óptica adaptativa . Excita los átomos de sodio en la atmósfera y crea una estrella guía láser .
Actualización de Yepun (UT4) con la "Instalación de óptica adaptativa" en 2012.
Unidad de telescopio sometida a inspección.

Los UT están equipados con un gran conjunto de instrumentos que permiten realizar observaciones desde el ultravioleta cercano al infrarrojo medio (es decir, una gran fracción de las longitudes de onda de luz accesibles desde la superficie de la Tierra ), con la gama completa de técnicas que incluyen espectroscopia de alta resolución, espectroscopia multiobjeto, imágenes e imágenes de alta resolución. En particular, el VLT tiene varios sistemas de óptica adaptativa , que corrigen los efectos de la turbulencia atmosférica, proporcionando imágenes casi tan nítidas como si el telescopio estuviera en el espacio. En el infrarrojo cercano, las imágenes de óptica adaptativa del VLT son hasta tres veces más nítidas que las del telescopio espacial Hubble , y la resolución espectroscópica es muchas veces mejor que la del Hubble. Los VLT se destacan por su alto nivel de eficiencia de observación y automatización.

Los telescopios de 8,2 m de diámetro están alojados en edificios compactos controlados térmicamente, que giran sincrónicamente con los telescopios. Este diseño minimiza cualquier efecto adverso en las condiciones de observación, por ejemplo, por turbulencias de aire en el tubo del telescopio, que de otro modo podrían ocurrir debido a variaciones en la temperatura y el flujo del viento.

El instrumento SPHERE conectado a la unidad de telescopio VLT 3.

La función principal de los principales telescopios VLT es operar como cuatro telescopios independientes. La interferometría (que combina la luz de varios telescopios) se usa aproximadamente el 20 por ciento del tiempo para una resolución muy alta en objetos brillantes, por ejemplo, en Betelgeuse . Este modo permite a los astrónomos ver detalles hasta 25 veces más finos que con los telescopios individuales. Los haces de luz se combinan en el VLTI mediante un complejo sistema de espejos en túneles donde las trayectorias de luz deben mantenerse iguales dentro de diferencias de menos de 1 μm sobre una trayectoria de luz de cien metros. Con este tipo de precisión, el VLTI puede reconstruir imágenes con una resolución angular de milisegundos de arco.

Nombres mapuche para la Unidad de Telescopios

El interior de Antu (UT1), que significa "sol" en lengua mapuche .

Durante mucho tiempo, ESO tenía la intención de proporcionar nombres "reales" a las cuatro unidades de telescopios VLT, para reemplazar las designaciones técnicas originales de UT1 a UT4. En marzo de 1999, en el momento de la inauguración de Paranal, se eligieron cuatro nombres significativos de objetos en el cielo en lengua mapuche . Este pueblo indígena vive principalmente al sur de Santiago de Chile.

Al respecto, se organizó un concurso de ensayos entre escolares de la II Región de Chile, de la cual Antofagasta es la capital, para escribir sobre las implicaciones de estos nombres. Atrajo muchas entradas relacionadas con el patrimonio cultural del país anfitrión de ESO.

El ensayo ganador fue presentado por Jorssy Albanez Castilla, de 17 años, de Chuquicamata, cerca de la ciudad de Calama . Recibió el premio, un telescopio amateur, durante la inauguración del sitio Paranal.

Los telescopios unitarios 1–4 se conocen desde entonces como Antu (Sol), Kueyen (Luna), Melipal ( Cruz del Sur ) y Yepun (Estrella vespertina), respectivamente. Originalmente, existía cierta confusión sobre si Yepun en realidad representa la estrella vespertina Venus, porque un diccionario español-mapuche de la década de 1940 tradujo erróneamente Yepun como "Sirius".

Telescopios auxiliares

Telescopio auxiliar, la Residencia y el corazón de la Vía Láctea .

Aunque los cuatro telescopios unitarios de 8,2 metros se pueden combinar en el VLTI , su tiempo de observación se dedica principalmente a observaciones individuales y se utilizan para observaciones interferométricas durante un número limitado de noches cada año. Sin embargo, los cuatro AT más pequeños de 1,8 metros están disponibles y dedicados a la interferometría para permitir que el VLTI funcione todas las noches.

La parte superior de cada AT es un recinto redondo, formado por dos conjuntos de tres segmentos, que se abren y se cierran. Su trabajo es proteger el delicado telescopio de 1,8 metros de las condiciones del desierto. El gabinete está soportado por la sección transportadora cuadrada, que también contiene gabinetes electrónicos, sistemas de enfriamiento líquido, unidades de aire acondicionado, fuentes de alimentación y más. Durante las observaciones astronómicas, el recinto y el transportador se aíslan mecánicamente del telescopio, para garantizar que ninguna vibración comprometa los datos recopilados.

La sección del transportador corre sobre orugas, por lo que los AT se pueden mover a 30 ubicaciones de observación diferentes. Como el VLTI actúa como un solo telescopio tan grande como el grupo de telescopios combinados, cambiar las posiciones de los AT significa que el VLTI se puede ajustar de acuerdo con las necesidades del proyecto de observación. La naturaleza reconfigurable del VLTI es similar a la del Very Large Array .

Resultados científicos

El suave resplandor de la Vía Láctea se puede ver detrás del Telescopio de Encuesta VLT (VST) en el Observatorio Paranal de ESO.

Los resultados del VLT han llevado a la publicación de un promedio de más de un artículo científico revisado por pares por día. Por ejemplo, en 2017, se publicaron más de 600 artículos científicos arbitrados basados ​​en datos de VLT. Los descubrimientos científicos del telescopio incluyen imágenes directas de Beta Pictoris b , el primer planeta extrasolar así fotografiado, rastreando estrellas individuales que se mueven alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea y observando el resplandor del estallido de rayos gamma más lejano conocido .

En 2018, el VLT ayudó a realizar la primera prueba exitosa de Einstein 's la relatividad general en el movimiento de una estrella que pasa por el campo gravitacional extrema cerca del agujero negro supermasivo, que es el corrimiento al rojo gravitacional . De hecho, la observación se ha realizado durante más de 26 años con los instrumentos de óptica adaptativa SINFONI y NACO en el VLT, mientras que el nuevo enfoque en 2018 también utilizó el instrumento combinador de haces GRAVITY. El equipo del Centro Galáctico del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) utilizó la observación que reveló los efectos por primera vez.

Otros descubrimientos con la firma de VLT incluyen la detección de moléculas de monóxido de carbono en una galaxia ubicada a casi 11 mil millones de años luz de distancia por primera vez, una hazaña que había permanecido esquiva durante 25 años. Esto ha permitido a los astrónomos obtener la medida más precisa de la temperatura cósmica en una época tan remota. Otro estudio importante fue el de las violentas llamaradas del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. El VLT y APEX se unieron para revelar que el material se estira mientras orbita en la intensa gravedad cerca del agujero negro central.

Usando el VLT, los astrónomos también han estimado la edad de estrellas extremadamente viejas en el cúmulo NGC 6397 . Basado en modelos de evolución estelar , se encontró que dos estrellas tenían 13,4 ± 0,8 mil millones de años, es decir, pertenecen a la era más temprana de formación estelar en el Universo. También han analizado la atmósfera alrededor de un exoplaneta súper-terrestre por primera vez utilizando el VLT. El planeta, que se conoce como GJ 1214b , se estudió a medida que pasaba frente a su estrella madre y parte de la luz de las estrellas atravesaba la atmósfera del planeta.

En total, de los 10 principales descubrimientos realizados en los observatorios de ESO, siete utilizaron el VLT.

Detalles técnicos

Telescopios

Cada Unit Telescope es un telescopio Ritchey-Chretien Cassegrain con un espejo primario Zerodur de 22 toneladas y 8,2 metros de distancia focal de 14,4 m, y un espejo secundario de berilio ligero de 1,1 metros. Un espejo terciario plano desvía la luz a uno de los dos instrumentos en los focos Nasmyth f / 15 a cada lado, con una distancia focal del sistema de 120 m, o el terciario se inclina hacia un lado para permitir que la luz pase a través del orificio central del espejo primario a un tercer instrumento en el foco de Cassegrain. Esto permite cambiar entre cualquiera de los tres instrumentos en 5 minutos, para adaptarse a las condiciones de observación. Los espejos adicionales pueden enviar la luz a través de túneles a los combinadores de haz centrales del VLTI. El campo de visión máximo (en los focos de Nasmyth) es de alrededor de 27 minutos de arco, un poco más pequeño que la luna llena, aunque la mayoría de los instrumentos ven un campo más estrecho.

Cada telescopio tiene una montura de azimut alternativo con una masa total de alrededor de 350 toneladas y utiliza una óptica activa con 150 soportes en la parte posterior del espejo primario para controlar la forma del espejo delgado (177 mm de espesor) mediante computadoras.

Instrumentos

Un diagrama que muestra los instrumentos en el VLT
SPHERE es un generador de imágenes de exoplanetas
KMOS en Antu (UT1) del VLT en el momento de la primera luz en 2012
El instrumento AMBER antes de su instalación en el VLTI en 2003
MUSE montado en VLT Yepun (UT4)
VIMOS , el espectrógrafo visible de múltiples objetos, en Melipal (UT3)
Espectrógrafo X-shooter, 2009
Espectrógrafo UVES (UT2)
GRAVEDAD ( interferómetro )
FORS-1 en el foco de cassegrain (UT2)

El programa de instrumentación del VLT es el programa más ambicioso jamás concebido para un solo observatorio. Incluye generadores de imágenes de gran campo, cámaras y espectrógrafos con corrección de óptica adaptativa, así como espectrógrafos de alta resolución y multiobjeto, y cubre una amplia región espectral, desde el ultravioleta profundo (300 nm) hasta el infrarrojo medio (24 μm) de longitud de onda.

Instrumentos en el VLT (en 2019)
UTAH# Nombre del telescopio Cassegrain-Focus Nasmyth-Focus A Nasmyth-Focus B
1 Antu FORS2 NACO KMOS
2 Kueyen X-Shooter LLAMAS UVES
3 Melipal VISIR ESFERA
4 Yepun SINFONI HAWK-I MUSA
AMBAR (VLTI)
El instrumento Astronomical Multi-Beam Recombiner combina tres telescopios del VLT al mismo tiempo, dispersando la luz en un espectrógrafo para analizar la composición y forma del objeto observado. AMBER es notablemente el "instrumento interferométrico más productivo de todos los tiempos".
CRIRES y CRIRES +
El espectrógrafo Echelle infrarrojo criogénico es un espectrógrafo echelle asistido por óptica adaptativa . Proporciona un poder de resolución de hasta 100.000 en el rango espectral infrarrojo de 1 a 5 micrómetros.

De 2014 a 2020, se sometió a una importante actualización a CRIRES + para proporcionar una cobertura de longitud de onda simultánea diez veces mayor. Un nuevo conjunto de detectores de plano focal de tres detectores Hawaii 2RG con una longitud de onda de corte de 5,3 μm reemplazó a los detectores existentes, se agregó una nueva unidad espectropolarimétrica y se mejoró el sistema de calibración. Uno de los objetivos científicos de CRIRES + es la espectroscopia en tránsito de exoplanetas, que actualmente nos proporciona el único medio para estudiar atmósferas exoplanetarias . Los planetas en tránsito son casi siempre planetas cercanos que están calientes e irradian la mayor parte de su luz en el infrarrojo (IR) . Además, el IR es una región espectral donde se esperan líneas de gases moleculares como monóxido de carbono (CO) , amoníaco (NH 3 ) y metano (CH 4 ) , etc. de la atmósfera exoplanetaria . Esta importante región de longitud de onda está cubierta por CRIRES +, que además permitirá rastrear múltiples líneas de absorción simultáneamente.

CAFÉ EXPRÉS
El espectrógrafo Echelle para observaciones espectroscópicas estables y de exoplanetas rocosos) es un espectrógrafo echelle de dispersión cruzada, alimentado por fibra y de alta resolución para el rango de longitud de onda visible, capaz de operar en modo 1-UT (usando uno de los cuatro telescopios) y en Modo 4-UT (utilizando los cuatro), para la búsqueda de planetas rocosos extrasolares en la zona habitable de sus estrellas anfitrionas. Su característica principal es la estabilidad espectroscópica y la precisión de la velocidad radial. El requisito es alcanzar los 10 cm / s, pero el objetivo perseguido es obtener un nivel de precisión de pocos cm / s. ESPRESSO se instaló y puso en servicio en el VLT en 2017-18.
LLAMAS
El espectrógrafo de elementos múltiples de matriz grande de fibra es una unidad de alimentación de fibra de múltiples objetos para UVES y GIRAFFE, esta última permite la capacidad de estudiar simultáneamente cientos de estrellas individuales en galaxias cercanas a una resolución espectral moderada en el visible.
FORS1 / FORS2
El reductor focal y el espectrógrafo de baja dispersión es una cámara de luz visible y un espectrógrafo de objetos múltiples con un campo de visión de 6,8 minutos de arco . FORS2 es una versión mejorada sobre FORS1 e incluye más capacidades de espectroscopía de objetos múltiples. FORS1 se retiró en 2009 para hacer espacio para X-SHOOTER; FORS2 continúa operando a partir de 2021.
GRAVEDAD (VLTI)
GRAVITY es un instrumento de infrarrojo cercano (NIR) asistido por óptica adaptativa para la astrometría de ángulo estrecho de precisión de micro-segundos de arco y la generación de imágenes interferométricas con referencia de fase de objetos celestes débiles. Este instrumento combina interferométricamente la luz NIR recogida por cuatro telescopios en el VLTI.
HAWK-I
El generador de imágenes de banda K de campo amplio de alta agudeza es un generador de imágenes de infrarrojo cercano con un campo de visión relativamente grande, aproximadamente 8x8 minutos de arco.
ISAAC
El espectrómetro infrarrojo y la cámara de matriz era un generador de imágenes y espectrógrafo de infrarrojo cercano; operó con éxito entre 2000 y 2013 y luego se retiró para dar paso a SPHERE, ya que la mayoría de sus capacidades ahora pueden ser entregadas por los nuevos HAWK-I o KMOS.
KMOS
KMOS es un espectrómetro multiobjeto criogénico de infrarrojo cercano, que observa 24 objetos simultáneamente, destinado principalmente al estudio de galaxias distantes.
MATISSE (VLTI)
El Experimento Espectroscópico de Infrarrojo Medio de Apertura Múltiple es un espectrointerferómetro infrarrojo del Interferómetro VLT , que potencialmente combina los haces de los cuatro Telescopios Unitarios (UT) y los cuatro Telescopios Auxiliares (AT). El instrumento se utiliza para la reconstrucción de imágenes. Después de 12 años de desarrollo, vio su primera luz en el telescopio de Paranal en marzo de 2018.
MIDI (VLTI)
MIDI es un instrumento que combina dos telescopios del VLT en el infrarrojo medio, dispersando la luz en un espectrógrafo para analizar la composición del polvo y la forma del objeto observado. MIDI es notablemente el segundo instrumento interferométrico más productivo de la historia (superado recientemente por AMBER ). MIDI se retiró en marzo de 2015 para preparar el VLTI para la llegada de GRAVITY y MATISSE.
MUSA
MUSE es un enorme explorador espectroscópico "tridimensional" que proporcionará espectros visibles completos de todos los objetos contenidos en "rayos lápiz" a través del Universo.
NACO
NAOS-CONICA, NAOS que significa Nasmyth Adaptive Optics System y CONICA, que significa Coude Near Infrared Camera) es una instalación de óptica adaptativa que produce imágenes infrarrojas tan nítidas como tomadas en el espacio e incluye capacidades espectroscópicas, polarimétricas y coronarias.
PIONERO (VLTI)
es un instrumento para combinar la luz de todos los telescopios de 8 metros, lo que permite captar detalles unas 16 veces más finos que los que se pueden ver con un UT.
SINFONI
el espectrógrafo para observaciones de campo integral en el infrarrojo cercano) era un espectrógrafo de campo integral de infrarrojo cercano (1-2,5 micrómetros) de resolución media alimentado por un módulo de óptica adaptativa. Operó desde 2003, luego se retiró en junio de 2019 para hacer espacio para el futuro ERIS.
ESFERA
La investigación de exoplanetas de alto contraste espectropolarimétrico, un sistema de óptica adaptativa de alto contraste dedicado al descubrimiento y estudio de exoplanetas .
ULTRACAM
ULTRACAM es un instrumento de visitante para fotometría de ultra alta velocidad de objetos variables.
UVES
El Ultravioleta y Visual Echelle es una alta resolución ultravioleta y luz visible Echelle espectrógrafo.
VIMOS
El espectrógrafo visible de objetos múltiples entregó imágenes visibles y espectros de hasta 1000 galaxias a la vez en un campo de visión de 14 × 14 minutos de arco. Se utilizó principalmente para varios estudios de gran corrimiento al rojo de galaxias distantes, incluidos VVDS, zCOSMOS y VIPERS. Se retiró en 2018 para dar cabida al regreso de CRIRES +.
VINCI (VLTI)
era un instrumento de prueba que combinaba dos telescopios del VLT. Fue el instrumento de primera luz del VLTI y ya no está en uso.
VISIR
El espectrómetro y generador de imágenes VLT para el infrarrojo medio proporciona imágenes y espectroscopia con difracción limitada en un rango de resoluciones en las ventanas atmosféricas del infrarrojo medio (MIR) de 10 y 20 micrómetros.
X-Shooter
X-Shooter es el primer instrumento de segunda generación que funciona desde 2009. Es un espectrómetro de objeto único de banda muy ancha [UV a infrarrojo cercano] diseñado para explorar las propiedades de fuentes raras, inusuales o no identificadas.
Resumen del instrumento (a partir de 2019)
Instrumento Escribe Rango de longitud de onda (nm) Resolución (segundos de arco) Resolución espectral Primera luz Unidad Posición
CAFÉ EXPRÉS Espectrómetro 380-686 4 ? Febrero de 2018 1 / todos Coude
LLAMAS Espectrómetro de objetos múltiples 370-950 n / A 7500-30000 Agosto de 2002 UT2 Nasmyth A
FORS2 Imager / Espectrómetro 330-1100 0,125 260-1600 1999 UT1 Cassegrain
GRAVEDAD Imager 2000-2400 0,003 22,500,4500 2015 todos Interferómetro
HAWK-I Generador de imágenes de infrarrojos cercanos 900-2500 0.106 31 de julio de 2006 UT4 Nasmyth A
KMOS Espectrómetro de infrarrojos cercanos 800-2500 0,2 1500-5000 Noviembre de 2012 UT1 Nasmyth B
MUSA Espectrómetro de campo integral 365-930 0,2 1700-3400 Mar. De 2014 UT4 Nasmyth B
NACO Generador de imágenes / espectrómetro AO 800-2500 400-1100 Octubre de 2001 UT1 Nasmyth A
PIONERO Imager 1500-2400 0,0025 Octubre de 2010 todos Interferómetro
SINFONI IFU de infrarrojos cercanos 1000-2500 0,05 1500-4000 Agosto de 2004 UT4 Cassegrain
ESFERA AO 500-2320 0,02 30-350 4 de mayo de 2014 UT3 Nasmyth A
UVES Espectrómetro UV / Vis 300–500,420-1100 0,16 80000-110000 Septiembre de 1999 UT2 Nasmyth B
VIMOS Espectrómetro de imágenes / multiluminación 360–1000,1100-1800 0,205 200-2500 26 de febrero de 2002 UT3 Nasmyth B
VISIR Espectrómetro de infrarrojos medios 16500-24500 2004 UT3 Cassegrain
X-SHOOTER Espectrómetro UV-NIR 300-2500 4000-17000 Mar. De 2009 UT2 Cassegrain

Interferometria

Los cuatro telescopios unitarios de 8,2 metros y los telescopios auxiliares de 1,8 metros se conectaron por primera vez el 17 de marzo de 2011, convirtiéndose en el interferómetro VLT (VLTI) con seis líneas de base.

En su modo de funcionamiento interferométrico , la luz de los telescopios se refleja en los espejos y se dirige a través de túneles a un laboratorio de combinación de haz central. En el año 2001, durante la puesta en servicio, el VLTI midió con éxito los diámetros angulares de cuatro enanas rojas, incluida Proxima Centauri . Durante esta operación logró una resolución angular de ± 0.08 mili-arco-segundos (0.388 nano-radianes). Esto es comparable a la resolución lograda con otras matrices como el interferómetro óptico Navy Prototype y la matriz CHARA . A diferencia de muchos interferómetros ópticos e infrarrojos anteriores, el instrumento Astronomical Multi-Beam Recombiner (AMBER) del VLTI se diseñó inicialmente para realizar una integración coherente (que requiere una relación señal-ruido mayor que uno en cada tiempo de coherencia atmosférica). Usando los grandes telescopios y la integración coherente, el objeto más tenue que el VLTI puede observar es de magnitud 7 en el infrarrojo cercano para observaciones de banda ancha, similar a muchos otros interferómetros ópticos / infrarrojos cercanos sin seguimiento de franjas. En 2011, se introdujo un modo de integración incoherente llamado AMBER "modo ciego", que es más similar al modo de observación utilizado en matrices de interferómetros anteriores como COAST, IOTA y CHARA. En este "modo ciego", AMBER puede observar fuentes tan débiles como K = 10 en una resolución espectral media. En longitudes de onda de infrarrojo medio más desafiantes, el VLTI puede alcanzar una magnitud de 4.5, significativamente más débil que el interferómetro espacial de infrarrojos . Cuando se introduce el seguimiento de franjas, se espera que la magnitud límite del VLTI mejore en un factor de casi 1000, alcanzando una magnitud de aproximadamente 14. Esto es similar a lo que se espera para otros interferómetros de seguimiento de franjas. En modo espectroscópico, el VLTI puede alcanzar actualmente una magnitud de 1,5. El VLTI puede funcionar de forma totalmente integrada, por lo que las observaciones interferométricas son bastante sencillas de preparar y ejecutar. El VLTI se ha convertido en todo el mundo en la primera instalación interferométrica óptica / infrarroja para usuarios generales que se ofrece con este tipo de servicio a la comunidad astronómica.

Primera luz para instrumento interferométrico MATISSE.

Debido a los muchos espejos involucrados en el tren óptico, aproximadamente el 95% de la luz se pierde antes de llegar a los instrumentos a una longitud de onda de 1 μm, el 90% a 2 μm y el 75% a 10 μm. Esto se refiere a la reflexión de 32 superficies, incluido el tren Coudé , el separador de estrellas, la línea de retardo principal, el compresor de haz y la óptica de alimentación. Además, la técnica interferométrica es tal que es muy eficiente solo para objetos que son lo suficientemente pequeños como para concentrar toda su luz. Por ejemplo, un objeto con un brillo superficial relativamente bajo , como la luna, no se puede observar porque su luz está demasiado diluida. Solo los objetivos que están a temperaturas de más de 1000 ° C tienen un brillo superficial lo suficientemente alto como para ser observados en el infrarrojo medio, y los objetos deben estar a varios miles de grados Celsius para las observaciones del infrarrojo cercano utilizando el VLTI. Esto incluye la mayoría de las estrellas en la vecindad solar y muchos objetos extragalácticos como núcleos galácticos activos brillantes , pero este límite de sensibilidad descarta las observaciones interferométricas de la mayoría de los objetos del sistema solar. Aunque el uso de grandes diámetros de telescopios y la corrección de la óptica adaptativa pueden mejorar la sensibilidad, esto no puede extender el alcance de la interferometría óptica más allá de las estrellas cercanas y los núcleos galácticos activos más brillantes .

Debido a que los telescopios unitarios se usan la mayor parte del tiempo de forma independiente, se usan en el modo interferométrico principalmente durante el tiempo brillante (es decir, cerca de la luna llena). En otras ocasiones, la interferometría se realiza utilizando telescopios auxiliares (AT) de 1,8 metros, que se dedican a mediciones interferométricas de tiempo completo. Las primeras observaciones con un par de AT se realizaron en febrero de 2005, y ahora se han encargado los cuatro AT. Para las observaciones interferométricas de los objetos más brillantes, el uso de telescopios de 8 metros en lugar de los de 1,8 metros ofrece pocos beneficios.

Los dos primeros instrumentos del VLTI fueron VINCI (un instrumento de prueba utilizado para configurar el sistema, ahora fuera de servicio) y MIDI, que solo permiten el uso de dos telescopios a la vez. Con la instalación del instrumento de fase de cierre AMBER de tres telescopios en 2005, se esperan pronto las primeras observaciones de imágenes del VLTI.

El despliegue del instrumento PRIMA (Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry) comenzó en 2008 con el objetivo de permitir mediciones con referencia de fase en un modo astrométrico de dos haces o como un rastreador de franjas sucesor de VINCI, operado simultáneamente con uno de los otros instrumentos. .

Después de retrasarse drásticamente y no cumplir con algunas especificaciones, en diciembre de 2004 el interferómetro VLT se convirtió en el objetivo de un segundo "plan de recuperación" de ESO . Esto implica un esfuerzo adicional concentrado en las mejoras del seguimiento de franjas y el rendimiento de las principales líneas de retardo . Tenga en cuenta que esto solo se aplica al interferómetro y no a otros instrumentos de Paranal. En 2005, el VLTI estaba produciendo observaciones de forma rutinaria, aunque con una magnitud límite más brillante y una eficiencia de observación más pobre de lo esperado.

En marzo de 2008, el VLTI ya había llevado a la publicación de 89 publicaciones revisadas por pares y había publicado una primera imagen de la estructura interna de la misteriosa Eta Carinae . En marzo de 2011, el instrumento PIONIER combinó por primera vez simultáneamente la luz de las cuatro unidades de telescopios, lo que podría convertir al VLTI en el telescopio óptico más grande del mundo. Sin embargo, este intento no fue realmente un éxito. El primer intento exitoso fue en febrero de 2012, con cuatro telescopios combinados en un espejo de 130 metros de diámetro.

En marzo de 2019, los astrónomos de ESO , empleando el instrumento GRAVITY en su interferómetro de telescopio muy grande (VLTI), anunciaron la primera detección directa de un exoplaneta , HR 8799 e , utilizando interferometría óptica .

Puesta de la luna sobre Cerro Paranal
La Residencia Paranal y el campo base a 2.400 metros (7900 pies)
Dentro de la Residencia Paranal
Una vista amplia del VLT con su láser en funcionamiento.
El cielo nocturno en el Observatorio Paranal de ESO alrededor del crepúsculo.

En la cultura popular

Uno de los grandes espejos de los telescopios fue el tema de un episodio de la serie de telerrealidad World's Toughest Fixes de National Geographic Channel , donde un equipo de ingenieros quitó y transportó el espejo para limpiarlo y volverlo a recubrir con aluminio . El trabajo requería luchar contra fuertes vientos, arreglar una bomba rota en una lavadora gigante y resolver un problema de aparejo.

El área que rodea al Very Large Telescope también ha aparecido en una película de gran éxito. El hotel de ESO la Residencia sirvió como telón de fondo de parte de la James Bond película Quantum of Solace . El productor de la película, Michael G. Wilson, dijo: “La Residencia del Observatorio Paranal llamó la atención de nuestro director, Marc Forster y del diseñador de producción, Dennis Gassner, tanto por su excepcional diseño como por su remota ubicación en el desierto de Atacama. verdadero oasis y el escondite perfecto para Dominic Greene, nuestro villano, a quien 007 está rastreando en nuestra nueva película de James Bond ".

Ver también

Comparación de tamaño de espejos primarios. La línea de puntos muestra el tamaño teórico de los espejos combinados del VLT (verde oscuro).

Referencias

enlaces externos

  • Cliente web WorldWide Telescope que incluye archivos del VLT
  • Imágenes de VLT
  • Interferometría ESO
  • Líneas de retardo para telescopios muy grandes en el espacio holandés
  • Diario de viaje Visita VLT
  • Las soluciones más difíciles del mundo
  • Sitio web Bond @ Paranal .