paranal gözlemevi

Çok Büyük Teleskoplu Cerro Paranal platosu; önden arkaya: platonun altındaki kontrol binası, dört yardımcı teleskopun daha küçük kubbeleri, UT1'den UT4'e kubbeler: Antu, Kueyen, Melipal ve Yepun; VST'nin daha küçük kubbesi. Arkasındaki zirvede VISTA binası.

Gözlemevinin 360 ° panoraması

Paranal Gözlemevi bir olan astronomik gözlem istasyonu Atacama Çölü'nde kuzey bölgesi Şili üzerinde, Cerro Paranal dağı . Bu, Antofagasta şehrinin yaklaşık 120 km güneyinde ve Pasifik kıyılarından 12 km uzaklıktadır. Gözlem tarafından işletilmektedir Avrupa Güney Gözlemevi'nin (ESO) ve konumudur Çok Büyük Teleskop (VLT), Çok Büyük Teleskop Interferometer (VIII) 've Araştırma Teleskop manzarası ve VST. Zirvenin üzerindeki atmosfer, dağı bir gözlemevi için çok çekici bir yer haline getiren kuru ve son derece sakin bir hava akışı ile karakterize edilir . VLT için plato oluşturmak için, zirve ile taşlama yoluyla 1990'ların başında yıkılmış 2660  m için 2635  m .

Paranal'da lojistik ve altyapı

Güneş doğarken Paranal gözlemevi, sol üstte VLT ile Cerro Paranal, üst orta VISTA tarama teleskopu, alt sol ESO Otel , merkez ve sağ alt eski ana kamp

Paranal, ana trafik yollarından uzaktır. Gözlemevine Antofagasta'dan sadece birkaç saatlik bir araba yolculuğu ile ulaşılabilir ve son yaklaşık 60 km Panamericana'dan ayrılan asfalt bir pist üzerinden devam eder . Paranal'a tedarik hattı yok. Teleskopların çalıştırılması ve bakımı ile sürekli dağda bulunan ortalama 130 kişi için tüm mallar yerel olarak üretilmeli veya stokta tutulmalıdır.

bakım

Antofagasta yakınlarında benzer koşullar altında çalışan birkaç bakır madeni var . Bu nedenle, altyapıyı kendiniz kurmanıza gerek yoktu, ancak uzmanlaşmış tedarik şirketlerini görevlendirebilirsiniz. Su, gerektiğinde tankerlerle günde yaklaşık iki ila üç kez teslim edilir . Tankerler ayrıca rasathanenin kendi araçlarının dolum istasyonuna ve 2017 yılı sonuna kadar gaz türbininin elektrik üretmesi için yakıt getiriyor . Ayrıca sadece elektrik kesintisi durumunda kullanılan üç dizel jeneratör de vardı. Gözlemevi, Aralık 2017'den bu yana doğrudan Şili elektrik şebekesine bağlandı. Araçlar yerel olarak servis edilir. Bilimsel araçlar, sıvı nitrojen gerektiren özel soğutma gerektirir. ESO'nun kendi sıvılaştırma tesisi, yıllar önce Antofagasta'dan sıvı nitrojen sağlandıktan sonra 2006 yılında La Silla'dan Paranal'a nakledildi. Telekomünikasyon, d. H. Telefon , görüntülü aramalar ve veri trafiği , başlangıçta La Silla'dan Paranal yer- uydu hattı istasyonuna bir iletişim uydusuna taşındı, daha sonra Antofagasta'ya bir mikrodalga - radyo bağlantısı sağlandı. 2010 yılında Antofagasta'ya döşenen bir fiber optik kablo, nihayet anket teleskopları için gerekli olan 10 Gbit/s veri hızında bir bağlantı sağladı.

kadro

Mühendisler ve bilim adamları, hem Şili'de hem de uluslararası olarak, çoğunlukla ESO'nun üye ülkelerinden işe alınır . Resmi dil İngilizce'dir ancak İspanyolca ve diğer birçok Avrupa dili de konuşulmaktadır. Paranal'daki çalışanlar ya Antofagasta'da ya da Santiago de Chile'de yaşıyor ve bir ila iki haftalık vardiyalar için Paranal'a geliyorlar. Antofagasta'dan Paranal'a günlük ulaşım ve geri dönüş için kiralık bir otobüs vardır ve gerekirse gözlemevinin kendi dört tekerlekten çekişli araçları da mevcuttur .

bina

ESO Otel bahçe, yüzme havuzu ile ve kubbe altında karartma perdesi

Ayna Bakım Binası, biri koruyucu kapaklı, diğeri hava yastıklı taşıyıcı üzerinde bulunan iki ana ayna hücresine sahiptir ve onu teleskopa kaydırmak için de kullanılabilir. Solda arka planda Paranal platosu; Ayna hücreleri için karayolu taşıyıcısının bir kısmı sağda ön planda görülebilir.

Dağın yaylasında yer alan teleskoplar ve VLTI laboratuvarının yanı sıra zirve alanının altında bir de kontrol binası bulunuyor. Tüm teleskoplar ve VLTI, ortak bir kontrol odasında oradan kontrol edilir, böylece geceleri teleskop alanında kimsenin olmaması gerekir.

Konaklama birimleri, teleskoplardan yaklaşık 5 km aşağıda, 200 m aşağıda bir ana kampta yer almaktadır. Orijinal kamptan, mobil evlerden inşa edilen parçalar hala kullanılıyor, çoğu konaklama şimdi ama sonunda 2002'de bitti - ayrıca Residencia'dan bahsetti - ESO Hotel . ESO Hotel, yarı dağın içine inşa edilmiştir ve görsel olarak çölle birleşen kırmızımsı bir renkte betondan yapılmıştır. Bu konaklama, yönetim, kantin, dinlenme odaları, küçük bir yüzme havuzu ve hem ESO otelinin kapalı iklimine hem de zihinsel esenliğe hizmet eden iki bahçeye ev sahipliği yapmaktadır .

Ana kamptaki diğer üç kalıcı bina, bir depo ve spor salonu (depo), teleskoplar ve enstrümanlar için bir bakım salonu olarak ve ayrıca teleskopların ana aynalarının alüminyum ile düzenli olarak kaplanması için hizmet vermektedir (Ayna Bakım Binası, MMB) ve mühendisler ve teknisyenler için ek ofisler olarak. Acil durumlar için sürekli insan bulunan bir acil servis, ambulans, ana kampta bir helikopter pisti ve dağın eteğinde küçük bir pist bulunmaktadır. Gözlemevinde ayrıca küçük bir itfaiye teşkilatı da bulunmaktadır . Binaların ve teleskopların yapımı, şiddetli depremlerden sonra bile operasyonların devam edebileceği şekilde tasarlanmıştır .

Gözlemevinin sokakları, astronomik gözlemleri engelleyebilecek tozları önlemek için döşenmiştir . Arazi araçlarına ek olarak, küçük arabalar da bu nedenle gözlemevinin içinde sürülebilir.

astronomik karanlık

Gözlemevinin geceleri karanlık olması gerektiğinden, ESO Otel'de bahçeler ve kantin üzerindeki çatı pencerelerini özel perdeler yardımıyla kapatan özel karartma sistemleri bulunmaktadır. Diğer tüm pencere ve kapılar, ağır kumaştan yapılmış panjurlara sahiptir veya geceleri sürgülü ahşap panellerle kapatılır.

Tüm optik gözlemevlerinin yakınında olduğu gibi, yalnızca geceleri park lambalarıyla sürülmesine izin verilir , bu nedenle çoğu araç beyaz renkte tutulur ve fosforlu sınırlama çıkartmalarına sahiptir. Yol, gün boyunca güneş pilleri tarafından şarj edilen işaretleyici ışıklarla işaretlenmiştir . Teleskop alanındaki patikalar da beyaza boyanmış ve fosforlu işaretlere sahip. Özellikle yeni ayda el fenerleri kaçınılmazdır, ancak zirve alanındaki teleskoplara doğrultulmamalıdır.

maliyetler

Yatırımları tüm VLT projesi 500 milyon civarında gerçekleşti Euro 15 yıllık bir süre boyunca . Toplam, ilk nesil enstrümanlar ve VLTI dahil olmak üzere VLT'nin tasarımı ve inşası için personel ve malzeme maliyetlerinin yanı sıra ilk üç yıllık bilimsel operasyonu içerir. Bireysel araçlardan ISAAC, örneğin, yaklaşık 2,5 milyon Euro'ya ve UVES 3,5 milyon Euro'ya mal oldu. Çok daha karmaşık VLTI enstrümanları AMBER ve MIDI'nin her biri yaklaşık altı milyon Euro'ya mal oluyor. Bazı enstrümanlar tamamen ESO tarafından geliştirilmiş ve oluşturulmuştur, ancak daha sık olarak harici enstitülerle işbirliği içindedir. Bu durumda malzeme masrafları ESO tarafından, personel masrafları ise ilgili enstitüler tarafından karşılanır ve karşılığında garantili gözlem süresi verilir.

Şili'deki tüm tesislerin devam eden işletmesi, yani La Silla, Paranal, Santiago'daki yönetim ve başlangıç ALMA projesi, 2004'te 30 milyon avroya ulaştı ve bunun yaklaşık yarısı personel ve işletme maliyetlerinden karşılandı. Bu miktar, Şili'ye ek olarak, Avrupa'daki ana enstitünün işletilmesini ve esas olarak ALMA için yatırımları da içeren, yaklaşık 100 milyon Euro'luk 2004 yılı için toplam ESO yıllık bütçesinin üçte birine tekabül ediyordu.

Bu nedenle VLT projesinin maliyetleri, örneğin Gaia uzay sondası gibi bir orta ila büyük uzay göreviyle karşılaştırılabilir. Buna karşılık, Hubble Uzay Teleskobu'nun (HST) inşası ve başlatılması , VLT'nin neredeyse dört katı olan iki milyar ABD dolarına mal oldu . HST'nin yıllık çalışması, esas olarak pahalı hizmet emisyonları nedeniyle, VLT'ninkinden yaklaşık sekiz kat daha pahalıdır. Keck Gözlemevi'nin iki teleskopu yaklaşık 140 milyon dolarlık özel bir vakıf tarafından finanse edildi, yıllık maliyeti yaklaşık 11 milyon dolar. Keck teleskopları zaten var olan Mauna Kea gözlemevi üzerine inşa edildiğinden altyapı maliyetleri orada daha düşüktü.

Çok Büyük Teleskop

Antu, dört birim teleskoptan biri. Yanında duran üç astronom, bir boyut karşılaştırması sağlıyor.

Bir birim teleskopun açık kubbesi içinde çekilmiş fotoğraf. Teleskop (sağda) başucuna doğru yönlendirilir: İkincil aynanın (M2) üstünde, bu Serruier tüpünün altında, solunda , Nasmyth odağında, ISAAC aleti

Çok Büyük Teleskop (VLT), aynaları birbirine bağlanabilen dört ayrı teleskoptan oluşan büyük bir astronomik teleskoptur. VLT, orta kızılötesine kadar görünür ışıkta gözlemler için tasarlanmıştır . Teleskoplar, VLT İnterferometre (VLTI) yardımıyla interferometri için birbirine bağlanabilir .

Uyarlanabilir optiklerin yardımıyla Çok Büyük Teleskop'un teleskopları (özellikle NACO cihazıyla) Hubble Uzay Teleskobu'nun (HST) çözünürlüğünü aşmayı başardı. 1990'ların başından beri HST'nin avantajı, dünya tabanlı teleskopların aksine, görüntülerinin ayrıca herhangi bir rahatsız edici atmosfer tarafından bozulmaması olmuştur. Bununla birlikte, uyarlamalı optiklerin yardımıyla , bu bozulma yakın kızılötesi ışığın dalga boyu aralığında neredeyse telafi edilmiştir, böylece günümüzün VLT kayıtları yakın kızılötesi (1 ila 5 µm dalga boyu) Hubble görüntülerinde daha az çözünürlüğe sahiptir . 0,1 inçten daha fazla , bazen görünür spektral aralıkta bu henüz mümkün değildir, çünkü atmosferik bozuklukların uyarlanabilir optikler aracılığıyla düzeltilmesi şu anda teknik olarak mümkün olandan daha hızlı gerçekleştirilmelidir.

Birim teleskopların optiği

Dört ana aynadan M1, Nasmyth ayna M3, ortada yükselen kuleye monte edilmiştir; İkincil ayna M2'nin ayna görüntüsü bunun altında görülebilir.

Dört büyük teleskopa Birim Teleskoplar (UT) denir . Yuvasındaki bir birim teleskop, 22 m × 10 m taban alanına ve 20 m yüksekliğe, 430 ton hareketli ağırlığa sahiptir. Cassegrain , Nasmyth veya Coude teleskopları olarak çalıştırılabilen , azimut olarak monte edilmiş , esasen özdeş Ritchey-Chrétien teleskoplarıdır . Her birinin birincil ayna çapı 8,2 m ve ikincil aynası 1,12 m'dir, bu da onları, 8,4 metrelik aynalara sahip Büyük Dürbün Teleskop'un devreye alınmasına kadar dünyanın tek parçadan yapılmış en büyük astronomik aynaları haline getirir. Gibi daha büyük teleskoplar, Keck teleskopları , sahip parçalı aynalar . Ana aynalar, teleskop hareket halindeyken şekillerini korumak için çok incedir ve bu nedenle , 150 hidrolik şahmerdan yardımıyla aktif optikler tarafından yaklaşık dakikada bir kez şekilleri düzeltilir.

VLT'nin dört ana aynası, 1991 ve 1993 yılları arasında Mainz merkezli özel cam şirketi Schott AG tarafından bu proje için özel olarak geliştirilmiş bir santrifüj döküm işlemi kullanılarak üretildi . Cam kütlesinin fiili dökümü ve katılaşmasından sonra, ayna boşlukları tekrar ısıl işlemden geçirildi , bu da camı Zerodur cam seramiğe dönüştürdü . Bu üretim adımında malzeme, olağanüstü sıfır termal genleşme özelliğini de alır. İlk işlemden sonra ayna taşıyıcılar, iki yıl süren yüksek hassasiyetli yüzey işlemenin gerçekleştirildiği Fransız REOSC şirketine gemi ile nakledildi. Son ayna yüzeyinin doğruluğu 8,5 nm'dir (600 nm'de λ / 70). Her UT'nin enstrümanların monte edilebileceği dört odak noktası , bir Cassegrain odağı ve iki Nasmyth odağı vardır . Ek olarak, teleskoplar, ışığı VLTI'ye beslemek için kullanılabilecek bir coudé odağına sahiptir.

Neredeyse tüm temizleme teknikleri görüntü kalitesini bozan mikroskobik yüzey çiziklerine neden olduğundan, astronomik aynalar ancak çok sınırlı bir ölçüde temizlenebilir. Gevşek kirlerin dikkatlice silindiği aylık incelemeye ek olarak, VLT'nin aynaları bu nedenle her bir ila iki yılda bir yeniden aynalanır. Bunu yapmak için, eski ayna tabakası solventlerle çıkarılır ve daha sonra genellikle alüminyum olan yeni bir ayna tabakası buharla biriktirilir.

Bireysel UT'ler , Mapuche dili olan Mapudungun , Antu ( güneş ), Kueyen ( ay ), Melipal ( güney haçı ) ve Yepun ( Venüs ) ile vaftiz edildi . İlk monte edilmiş UT, Antu, 25 Mayıs 1998'de bir test kamerasıyla ilk görüntüleri verdi, bilimsel gözlem 1 Nisan 1999'da başladı; dördüncü UT, Yepun, ilk gözlemlere 3 Eylül 2000'de başladı.

Enstrümanlar

4LGSF, Yepun teleskopunda, orada bulunan sodyum atomlarını parlamaya teşvik eden sarı lazer ışığı aracılığıyla 95 km yükseklikte dört yapay kılavuz yıldız oluşturmak için çalıştı.

İlk nesil enstrümanlar on bilimsel enstrümandan oluşur. Bunlar, farklı spektral aralıklar için kameralar ve spektrograflardır . HAWK-I, ilk nesil için orijinal planın bir parçası değildi, ancak orijinal planın aksine inşa edilmemiş bir enstrüman olan NIRMOS'un yerini aldı. Aletlerin tasarımı, çok çeşitli bilim adamlarına çok çeşitli amaçlar için veri toplama imkanı sunacak şekilde seçilmiştir. Öte yandan, ikinci nesil araçların parçalarının, gökbilimcilerin özellikle önemli olduğunu düşündükleri belirli problemlere, örneğin gama ışını patlamaları veya ötegezegenlere odaklanacağı öngörülebilir .

Mayıs 2003 ve Mart 2005 tarihleri arasında ek olarak ESO tarafından kendi geliştirdiği, Kueyen başlandı optik adaptif Macao ( M Ulti A pplication C urvature A daptive Ç ptics) operasyonda dört teleskop üzerinde. Bununla, çok daha keskin görüntüler veya daha zayıf ışık kaynaklarının görüntüleri mümkündür, ancak MACAO optiklerinin görüş alanı 10" ile sınırlıdır. Uyarlanabilir optikler, görmeyi birkaç yüz Hertz'lik yüksek bir frekansla düzeltmek zorundadır , bu ağır ana ayna için çok hızlı Bu nedenle MACAO , ışın yolunun paralelleştirilmiş kısmında odak arkasında, 60 piezo eleman üzerine monte edilmiş düz 10 cm ayna ile çalışır.Prensip olarak , bu tür uyarlanabilir optikler her durumda kullanılabilir. odak, pratikte VLT cihazları tarafından kullanılmaktadır Şu anda sadece SINFONI MACAO teknolojisini kullanmaktadır, aksi takdirde MACAO esas olarak VLT interferometre ile gözlemler için kullanılmaktadır.Yalnızca gelecekteki cihazlar MACAO'dan giderek daha fazla faydalanacaktır.

Uyarlanabilir optikler için, görmeyi belirlemek için gözlem alanında nispeten parlak kılavuz yıldızlar gereklidir. Hiçbir doğal kılavuz yıldız olmadığında bile SINFONI'yi kullanabilmek için Yepun teleskopu, yapay bir kılavuz yıldızın projeksiyonu için bir lazerle donatılmıştır , “ L aser G uide S tar” (LGS). Bu teknoloji, 2016 yılında, özel uyarlanabilir optikler (GRAAL ve GALACSI) ile HAWK-I ve MUSE'nin çözünürlüğünü iyileştirmeyi amaçlayan 4 kılavuz yıldız için bir sistem olan 4LGSF ile desteklenmiştir.

İkinci nesil enstrümanlar geliştirme aşamasındadır:

• ESPRESSO ( E chelle SP ectrograph için R ocky E xoplanet- ve S tablo S pectroscopic Ç yaşanabilir bölgede kayalık ekstra güneş gezegenler için arama için bservations)

VLT interferometre

Paranal platosunun havadan görünümü. Resmin merkezinde, iki Yardımcı Teleskop (AT) ve AT'lerin üzerinde hareket ettirilebileceği dik açılı ray sistemi dahil olmak üzere dört Birim Teleskop'un (UT) üzerinde VLTI laboratuvar binası yer almaktadır. AT'ler, raylı sistem üzerinden ulaşılabilen yuvarlak istasyonlarda VLTI'ye bağlanabilir.

Raylar üzerinde hareket ettirilebilen retroreflektörler tarafından uygulanan VLTI'nin gecikme hatları.

4000 ışıkyılı uzaklıkta yer alan bir ikili yıldız sistemi etrafındaki bir toz diskinin PIONIER ve RAPID kullanılarak interferometrik görüntüsü IRAS 08544-4431 ; görüntünün kenar uzunluğu 0,6 ark saniyeye karşılık gelir .

Tüm teleskopların coudé odakları, tutarsız veya tutarlı bir şekilde birleştirilebilir. Ortak tutarsız odak, bir yeraltı toplama alanındadır ve şu anda kullanımda değildir. Tutarlı odak, bitişik bir laboratuvarda bulunur ve özel bir optik sistem olan VLT interferometre (VLTI) tarafından beslenir. Bununla, enterforemetre , bir eşdeğer radyo astronomik interferometre , elde çok daha iyi bir çözünürlük sadece teleskopla daha.

Sistemin ana bileşeni, altı adet değişken uzunlukta optik gecikme hattıdır . İlk olarak, bunlar farklı konumlarından dolayı tek tek teleskoplar arasındaki ışığın geçiş süresindeki farklılıkları telafi eder. İkincisi, bir nesne tam olarak zirvesinde olmadığında ortaya çıkan optik yoldaki geometrik olarak yansıtılan farkı telafi ederler . Bu uzunluk farkı, cismin gökyüzündeki görünür hareketinden dolayı değiştiğinden, gecikme çizgileri, dalga boyunun dörtte birinden önemli ölçüde daha iyi bir hassasiyetle 60 m'ye kadar bir fark üzerinde değişken olmalıdır (aşağıya bakınız). Stabilitesi dalga cephesinin ışık gecikme hatlarının yöneliktir önce MACAO uyarlanabilir bir optik sistemi COUDE odak UTS ışın yolları stabilize neden olan, aynı zamanda kritik bir önem taşımaktadır.

UT'lere ek olarak, 1.8 metre çapında Zerodur ana aynası olan yardımcı teleskoplar ("yardımcı teleskoplar", AT'ler) olarak adlandırılan, yalnızca interferometre için tasarlanmış dört küçük teleskop kullanılabilir. 2004 ve 2006 yılları arasında kuruldular. Daha küçük ana ayna nedeniyle, iyi görüşte görüntü sabitleme için basit bir uç-eğim düzeltmesi (STRAP) yeterlidir . Bunların ötesinde kullanabilmek için 2016-2017 yılları arasında piyasaya çıkacak olan basit adaptif optik sistem NAOMI kullanılacaktır. AT'lerin en belirgin özelliği, toplam 30 istasyona taşınıp kurulabilmeleri ve bu sayede 200 m mesafeye kadar girişim ölçümleri için kullanılabilmeleridir. Bu amaçla AT istasyonları raylarla bağlanmıştır. Işık, yeraltı tünellerinde istasyonlardan gecikme hatlarına yönlendirilir. VLTI'yi hem UT'ler hem de AT'ler ile çalıştırabilme fikrinin avantajı, çözünürlüğün büyük ölçüde teleskoplar arasındaki mesafe tarafından belirlenmesidir, ancak soluk nesneleri ölçerken performansın teleskop çapı tarafından belirlenmesidir. Birçok bilimsel soru için nesneler yalnızca AT'ler ile ölçülebilecek kadar parlaktır. UT'ler daha sonra diğer araştırma programları için kullanılabilir. UT'ler yalnızca zayıf nesnelerin interferometrisi için gereklidir.

VLTI ilk ışığını 17 Mart 2001'de gördü . O sırada iki adet 40 cm'lik siderostat ve bir test cihazı kuruldu. O zamandan beri, sisteme iki bilimsel araç ve çok sayıda destek sistemi entegre edilmiştir. Bilimsel operasyonlar Eylül 2003'te ilk enstrüman olan MIDI ile başladı. MIDI, " MID- kızılötesi I nterferometrik enstrüman" anlamına gelir . 10 µm civarında dalga boylarında çalışır ve iki teleskoptan gelen ışığı birleştirebilir. MIDI'nin amacı, yüksek çözünürlüklü görüntüler oluşturmaktan çok, gözlemlenen nesnelerin görünen boyutunu ve basit yapılarını belirlemektir. Prensip olarak ikinci enstrüman olan AMBER ile fotoğraf çekmek mümkündür. AMBER olan " bir stronomical M ultiple BE ile R ecombiner" . AMBER, iki ila üç teleskopun ışın yollarını birleştirir . Cihaz, 1 ile 2 µm arasındaki yakın kızılötesi aralığında çalışır. Bununla birlikte, bu alet, başlangıçta, uzaysal olarak yüksek oranda çözümlenmiş spektroskopi gibi görevler için de kullanılacaktır. Yüksek çözünürlüklü görüntülere ayrılmış bir interferometre, Ekim 2010'dan beri VLTI'nin “ziyaretçi odağında” yer almaktadır ve kısa cihaz projeleri için tasarlanmıştır. " P recision ben ntegrated Ç ptics N kulak kızılötesi ben maging E XPe R bir uygulama şekli" (PIONEER) Grenoble Üniversitesi tarafından yaptırılan ve yüklü ve çoklu yıldız sistemlerinin diğer resimlerin arasında başından bu yana yarattı edildi. 2016'nın başından beri faaliyette olan GRAVITY, astrometrik mesafeleri yaklaşık 10 µas (mikro-arksaniye) doğrulukla ölçmek için hassas lazer metrolojisini kullanır ve ayrıca yakın kızılötesi aralıkta yüksek çözünürlüklü görüntüler kaydedebilir. Mart 2018'in başında ilk ışığını gören MATISSE, termal kızılötesinde görüntüler ve spektrumlar oluşturuyor ve MIDI'nin yerini alacak. Her iki yeni cihaz da dört büyük teleskopu rutin olarak birbirine bağlayabilir.

Sekiz teleskopun tümünün, yani dört UT ve dört AT'nin eşzamanlı kombinasyonu teorik olarak mümkündür. Aslında aynı anda kullanılabilecek teleskop sayısı iki faktörle sınırlıdır. İlk olarak, planlanan sekiz gecikme hattından şu anda sadece altısı uygulandı; ikincisi, mevcut cihazlar aynı anda maksimum dört ışın yolunu birleştirebilir.

Anket teleskopları

Kubbe açık ve 2,6 metre çapındaki aynanın kilidi açık olan VST.

VST

V LT S urvey T elescope 2.6 metre olan Ritchey-Chrétien teleskop arasında bir açıklık oranı , f /  5.5. Paranal'daki diğer tüm teleskoplar gibi, azimut olarak monte edilmiştir. VST, 0,33 ila 1 µm dalga boyu aralığındaki görüntüler için yaklaşık 1 ° × 1 ° geniş görüş alanına sahip OmegaCam adlı tek bir cihaza sahiptir. 2001 yılında tamamlanan ana ayna Şili'ye deniz taşımacılığında kırıldı, Haziran 2011'de ilk resimler yayınlandı. VST, hizmet modunda yüzde 100 kullanılır ( gözlem dizisine bakın ).

4 metre çapında bir ana aynaya sahip VISTA teleskopu

VISTA

V isible ve I İnfrared S urvey T elescope için bir stronomy da gökyüzü araştırmasına, 4 metrelik bir teleskop, fakat 1 ila 2.5 mikron arasında enfraruj bölgesinde. Görüş alanı da bir kare derecedir. Cerro Paranal'ın ana zirvesinde değil, yaklaşık 1 km uzaklıktaki bir yan zirvede bulunur, ancak aynı zamanda VLT kontrol binasından kontrol edilir. 21 Haziran 2008'de bir IR kamera sistemi ile ilk test gözlemi başarıyla gerçekleştirildi. VISTA ana aynası, VST ana aynası ile aynı üretici tarafından yapıldığından, oradaki gecikme bu projeyi de etkiledi.

VISTA aslen bir Birleşik Krallık ulusal projesiydi, ancak Birleşik Krallık'ın ESO'ya katılması ve VISTA'yı Paranal üzerinde kurma kararıyla, dünyanın dört bir yanındaki gökbilimciler bu teleskopa erişim kazandılar.

NGTS

NGTS binası, arka planda VLT'ler (solda) ve VISTA (sağda)

N dahili G eneration T ransit S urvey olan amacı, gök araştırması için bir cihaz Exoplaneten iki ilâ sekiz misli olan toprak çapına göre transit yöntemi ile çekildiği zaman merkezi yıldız belirgin parlaklık değişikliklere dayanır, keşfedilecek gezegen.

Binanın içindeki fotoğraf, otomatik olarak çalışan on iki teleskoptan bazılarını gösteriyor.

Cihaz, her biri gökyüzünün 3 ° 'den biraz daha fazla olan bir bölgesini, dolayısıyla toplam 96 derece kareyi kaplayabilen 20 cm ayna çapına sahip 12 otomatik çalışan teleskoptan oluşur . Teleskoplar, hiperbolik bir ayna ve ardından üç mercekli bir düzeltici aracılığıyla geniş görüntü alanına ulaşan, geliştirilmiş bir mercek başlığına sahip , ticari olarak temin edilebilen astrograflardır . Buna 600–900 nm dalga boyu aralığında duyarlı ve 4 milyon piksel çözünürlüğe sahip bir CCD kamera bağlı.

Odak noktası daha küçük gezegenler olmasına rağmen, NGTS, SuperWASP kavramına ve ondan öğrenilen derslere dayanmaktadır. 2015'te başlayan dört yıllık bir gözlem programı, her yıl gökyüzünün yukarıdaki büyüklükteki dört bölgesini içeriyor ve keşfedilen ötegezegenler, gözlemevinin birim teleskoplarının çeşitli araçlarıyla daha fazla araştırılıyor.

NGTS'nin yanındaki SPECULOOS teleskoplarının dört kubbesi. Arka planda VISTA (sağda) ve Paranal zirvesi.

SPEKULOLAR

Speculoos TOA ( S yaşanabilir için Araması P lanets AT lipsing UL tra-c OO l S katran S outhern O bservatory) bir bir 4 grup yansıtıcı ait teleskop için speculoos amacıyla araştırma projesine benzer bir birlikte çalışma mümkün (2018'in sonunda yapım aşamasında olan) kuzey yarımkürede ( Teide , Tenerife ) M7 tayf sınıfındaki serin yıldızların ve kahverengi cücelerin çevresinde dünya benzeri ötegezegenleri keşfetmek için bir araya gelin ; TRAPPIST deneyimine dayanmaktadır . Bilimsel operasyon Ocak 2019'da başlayacak. Teleskoplar uzaktan kumandalı, 1 metre çapında birincil aynaya sahip Ritchey-Chrétien tasarımını takip ediyor ve yakın kızılötesinde yüksek hassasiyete sahip kameralara sahip. Teleskoplar isimlerini Jüpiter'in dört büyük uydusundan almıştır : Io , Europa , Ganymede ve Callisto .

Paranal Gözlemevinde gözlemleyin

Bir sonraki yarıyıl için yılda iki kez gözlem süresi talep edilebilir . Teleskoba bağlı olarak, gerçekte ayrılabilecek zamanın iki ila beş katı kadar zaman talep edilir. Öneriler, bir danışma organı tarafından bilimsel kalite ve aciliyete göre ağırlıklandırılır. Onaydan sonra, gökbilimci gözlemlerin ayrıntılı sırasını evde " Gözlem Blokları " (OB'ler) olarak tanımlar . Ya yalnızca bu OB'ler, istenen gözlem koşullarıyla birlikte, hizmet modu gözlemi için yürütme için Paranal'a gönderilir ya da astronom, ziyaretçi modu gözlemi için Şili'ye gider .

Gözlemlerin seyri

Paranal platosundaki teleskoplar önümüzdeki gece için açıldı

Teleskopta her zaman bir mühendis, “ Teleskop ve Alet Operatörü ” (TIO) ve bir astronom, ESO'nun “ Gece Astronomu ” (NA) bulunur. Servis modunda, NA, OB'lerin başarı şansı ile yürütülebileceği gözlem koşulları temelinde karar verir ve gözlemleri teleskop ve teknik süreçten sorumlu TIO ile birlikte gerçekleştirir. Veriler kaydedildikten sonra, Merkez, başvuru sahibinin gereksinimlerini karşılayıp karşılamadığına veya OB'nin tekrarlanması gerekip gerekmediğine karar verir. Çoğunlukla ESO üyesi ülkelerden gelen ve Paranal üzerinde çalışan gökbilimciler için ise, günlük işlerini belirleyen kendi bilimsel çalışmaları değil, "hizmet programlarının" çözülmesidir.

Kontrol binasındaki gözlemevinin kontrol odası

Ziyaretçi modunda, örneğin çok değişken nesnelerin gözlemlenmesi gerektiğinde, önceden tahmin edilemeyen OB'ler hakkında kritik kararlar verme görevi ziyaretçiye sahiptir. Ancak bir dezavantaj olarak, ziyaretçi modu için gözlem tarihleri ​​yaklaşık altı ay önceden ayarlandığından, ziyaretçinin programının yürütüldüğü hava koşulları üzerinde hiçbir etkisi yoktur.

Gün boyunca, bir " gündüz astronomu " tipik olarak her biri iki teleskopla ilgilenir. Dün geceki gözlemler için kalibrasyonlar yapar , gece meydana gelebilecek problemlerin çözümü ile ilgilenir ve teleskobu bir sonraki geceye hazırlar.

Gözlem koşullarının izlenmesi

DIMM teleskopu, yere yakın hava türbülansından etkilenmemesi için bir kule üzerine yerleştirilmiştir.

Teleskoplarda çalışan mühendisler ve gökbilimciler tarafından gözlem koşullarının yalnızca öznel izlenimlerine sahip olmak için değil , verileri otomatik olarak kaydeden ve arşivleyen bir "Astronomik Alan İzleme" sistemi kuruldu. Hava ve toprak sıcaklığı, nem, rüzgar hızı ve yönü ile toz partikül yoğunluğu gibi meteorolojik koşulları ölçmek için çok sayıda sensöre ek olarak, özel astronomik parametreler de ölçülür. " Görmenin " küçük 35 cm özel teleskop ile ölçülür, her iki dakikada bir yaklaşık üzerine DIMM, bütün gece görüntü kalitesinin bir ölçümü yapılır. Basit bir fotoğraf çekip gösterilen yıldızın boyutunu ölçmek yerine , her biri 4 cm çapında, yaklaşık 20 cm aralıklı iki alt açıklığın dalga cephesini karşılaştırıyor . Bu, görmenin yanı sıra, özellikle interferometri için ilginç olan atmosferdeki mevcut türbülansın diğer özelliklerini ölçme avantajına sahiptir. Atmosferin şeffaflığı aynı görüntü kullanılarak ölçülür, bunun dışında görüntü boyutu yerine yıldızın gelen akısı ölçülür ve net bir atmosfer için tablo değerleri ile karşılaştırılır.

İkinci bir enstrüman olduğunu MASCOT ( M ini A ll S ky C yüksek sesle Ç bservation T ool) , bir uğrar balık gözü lens tüm gökyüzünün görüntüleri ve bulut örtüsü bir tahminini verir. Ayrıca ESO , teleskoplardaki gözlemcilere beklenen gözlem koşulları hakkında bilgi sağlamak için mevcut uydu verilerini işler .

Bilimsel sonuçlar

1 Nisan 1999'da VLT'nin bilimsel operasyonunun başlangıcından 2005'e kadar, Paranal Gözlemevi'nden alınan verilere dayalı olarak tanınmış uzman dergilerde 1000'den fazla makale yayınlandı . Ana sonuçlar şunları içerir:

• Bir ötegezegenin ilk doğrudan görüntüleri VLT ile yapıldı. Bu onurun GQ Lupi b'den mi yoksa 2M1207b gezegeninden mi kaynaklandığı tam olarak belli değil , ancak her iki görüntü de NACO'dan .
• Derin darbe misyon tüm ESO teleskoplar gözlendi. Görüntülere ek olarak, spektrografi, Tempel 1 kuyruklu yıldızının kimyasal bileşimi hakkında da yeni sonuçlar sağladı .
• ISAAC ile, NGC 300 galaksisine olan mesafe , Samanyolu'nun yakın çevresi dışındaki herhangi bir galaksiden daha kesin olarak belirlenebilir . Sefeidlerin yardımıyla bu tür mesafe belirlemeleri, kozmik mesafe ölçümleri için önemli bir temel oluşturur.
• AB Doradus'un soluk yoldaşı , ilk kez NACO-SDI ile doğrudan haritalandı, bu sayede kütlesi Kepler yasalarının yardımıyla belirlenebildi . Bu kahverengi cüce teorik olarak beklenenden iki kat daha ağırdır, bu da muhtemelen yıldızların iç yapısı ve gezegenlerin ve kahverengi cücelerin bolluğu teorisinde değişiklikler gerektirir.
• Şans eseri , tayflar kaydedilirken FORS 1'in görüş alanından parlak bir meteor geçti . Böyle parlak bir fenomenin ilk hassas kalibre edilmiş spektrumudur.
• FORS 2 ve ISAAC , z = 6.3'te en uzak gama ışını flaşı rekorunu birlikte elinde tutuyor .
• VLTI ile yıldızların sadece çapı değil şekli de belirlenebilir. Eta Carinae güçlü yıldız rüzgarı ile kutuplara uzunlamasına çekilmiş gibi görünürken , Achernar teorik olarak mümkün olan düzleşme sınırına hızlı dönüşü ile .
• İlk defa, VLTI için kullanılmıştır interferometrik orta bir extragalactic nesne çözmek kızıl ötesi 10 um, en aktif çekirdek galaksi NGC 1068 . Bu Seyfert galaksisi, yaklaşık 100 milyon güneş kütlesine sahip bir kara deliğe ev sahipliği yapıyor .
• Bir Kullanarak occultation tarafından Plüton ay Charon ile Temmuz 2005 11 VLT onun tam çap ilk kez 1,207.2 km belirlendi. Sıcaklık, önceden varsayıldığından yaklaşık 10 K daha soğuk olan −230 ° C'de de ölçülebilir.
• VLT'deki yeni NACO SDI (NACO Eşzamanlı Diferansiyel Görüntüleyici) yardımıyla, 2006'nın başında, Dünya'dan sadece 12,7 ışıkyılı uzaklıkta bulunan bir kahverengi cüce ve bir yoldaşı keşfedildi .
• Kahverengi cüce 2MASS1207-3932'nin VLT ile yapılan gözlemleri sonucunda, Mayıs 2007'de, nesnenin yalnızca doğrudan gözlemlenen ilk ötegezegen olan yörüngedeki bir gezegene sahip olmadığı, aynı zamanda genç yıldızlar gibi bir diskle çevrili olduğu keşfedildi. gaz ve tozdur. Ayrıca gökbilimciler, kahverengi cücenin de bir jeti olduğunu kanıtlamayı başardılar .
• VLTI sayesinde mümkün olduğunu çözmek yıldızı Teta 1 Ori C de yamuk , yani merkezi alanı Orion Bulutsusu bir şekilde, çift yıldızın Ocak 2007 ve Mart 2008 tarihleri arasında yörüngesini izlemek için. Yakın kızılötesinde (H ve K bandı, 1,6 ve 2,2 μm) VLTI / AMBER ile kullanılan 130 m taban uzunluğuna sahip üç teleskopun çeşitli ara bağlantıları sayesinde 2 mas çözünürlük  elde edildi.

Ayrıca bakınız

• La Silla Gözlemevi
• Cerro Tololo Amerika Kıtası Gözlemevi
• Avrupa Son Derece Büyük Teleskop

Edebiyat

• ESO Habercisi. Kendinden yayınlanmış, Münih 1974 ve sonraki ISSN  0722-6691

Sayı 92, Haziran 1998: VLT First Light (PDF; 1.1 MB)

Sayı 93, Eylül 1998: VLT Bilim Doğrulaması (PDF; 1,6 MB)

Sayı 104, Haziran 2001: VLTI First Fringes (PDF; 2.9 MB)

Sayı 120, Haziran 2005: VLT Tarama Teleskobu (PDF; 8.1 MB)

• G. Monnet: VLT enstrümantasyonuna genel bakış . İçinde: Sandro D'Odorico (Ed.): Optik Astronomik Enstrümantasyon . kaset 3355 , hayır. 2 . Bellingham, Washington 1998, ISBN 0-8194-2802-7 , doi : 10.1117 / 12.316742 , bibcode : 1998SPIE.3355 .... 2M . 
• A. Glindemann: VLTI ve Alt Sistemleri . İçinde: H. Lacoste (Ed.): Proceedings of GENIE - DARWIN Workshop - Hunting for Planets . SP-522. Noordwijk 2003, ISBN 92-9092-832-8 , bib kodu : 2003ESASP.522E ... 5G . 
• W. Brandner, ME Kasper (Ed.): Almanya, Garching'de düzenlenen ESO Çalıştayının Uyarlanabilir Optik ile Bilim Bildirileri . Springer, 2005, ISBN 3-540-25034-4 , doi : 10.1007 / b80350 , bibcode : 2005sao..conf ..... B . 

İnternet linkleri

• VLT'den ve VLT ile birlikte resimler ( İnternet Arşivinde 1 Aralık 2008 tarihli Memento ) ve ESO basın bültenlerinde , özellikle VLT Galerisi'nde ( 9 Ocak 2009 tarihli İnternet Arşivinde Memento ) (İngilizce)
• VISTA çalışmaya başlar . Raumfahrer.net
• VLT Survey Telescope ilk resmi sunuyor . Raumfahrer.net
• VISTA, 96 açık yıldız kümesini ortaya çıkardı . Raumfahrer.net

Bireysel kanıt

-24.627222222222 -70.404166666667Koordinatlar: 24 ° 37 ′ 38 ″  G , 70 ° 24 ′ 15 ″  G