Telescopio molto grande • VLT
Telescopio molto grandeOperatore | Osservatorio Europeo Meridionale |
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genere | Osservatorio astronomico |
Costruzione | 1998 |
Altitudine | 2635 m |
Tempo di osservazione disponibile | 340 notti all'anno |
Luogo | Cerro Paranal ( deserto di Atacama ) |
Indirizzo |
Antofagasta Cile |
Informazioni sui contatti | 24 ° 37 39 ″ S, 70 ° 24 ′ 16 ″ W |
Sito web | (it) www.eso.org/vlt |
UT1 - Antu | Riflettore da 8,2 m |
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UT2 - Kueyen | Riflettore da 8,2 m |
UT3 - Melipal | Riflettore da 8,2 m |
UT4 - Yepun | Riflettore da 8,2 m |
4 telescopi ausiliari | Riflettore da 1,8 m |
Il Very Large Telescope (a volte specificato telescopio molto grande dell'ESO ), in inglese Very Large Telescope ( VLT ), è un insieme di quattro telescopi principali (chiamati anche UT per Unit Telescope ) e quattro ausiliari (chiamati AT per Auxiliary Telescope). Si trova presso l' Osservatorio del Cerro Paranal nel deserto di Atacama nel nord del Cile , ad un'altitudine di 2.635 m . Permette lo studio delle stelle in lunghezze d' onda che vanno dal visibile all'infrarosso .
Si tratta di un europeo del progetto del European Southern Observatory (ESO).
L'idea del VLT è germogliata nel 1977 , durante la conferenza dell'ESO a Ginevra , in Svizzera , ma è stato solo nel 1983 che il progetto ha cominciato davvero a prendere forma ed è iniziata la ricerca di un sito. Il Consiglio dell'ESO lancia ufficialmente il progetto VLT su8 dicembre 1987.
Nel 1988 , il Cile ha donato il sito di Cerro Paranal all'ESO. Questo sito ha una superficie di 725 km 2 ed è stato scelto ufficialmente nel 1990 . I lavori iniziano un anno dopo.
Nel 1992 , il primo specchio primario è stato fuso dalla società tedesca Schott e, tre anni dopo, sono stati prodotti la prima cupola e il grezzo per questo primo specchio. La società REOSC ha terminato la lucidatura nel 1997 e questo primer è stato portato dalla Francia e poi installato nella sua cella di supporto. Questo è stato progettato e prodotto dal consorzio Giat Industries e da SFIM .
Nel maggio 1998 , il primo telescopio operativo ha registrato la sua prima luce . L'anno successivo fu inaugurato il secondo telescopio. Il Presidente della Repubblica del Cile, Eduardo Frei , inaugura ufficialmente il VLT il 5 marzo . Nel 2001 tutti i principali telescopi erano operativi.
Nel 2002 , un team franco-tedesco utilizzando il VLT ha dimostrato la presenza di un buco nero al centro della Via Lattea . Lo strumento NACO (la prima ottica adattiva del VLT) vede la sua prima luce e offre prestazioni complete su UT4.
Nel 2004 è stato installato lo strumento AMBER che ha permesso di ricombinare tre dei quattro telescopi di otto metri, rendendo il VLTI (I per interferometro) il più grande telescopio al mondo per superficie di raccolta combinata e potere risolutivo.
Nel 2006 ha avuto luogo la prima accensione dello strumento di ultima generazione di prima generazione, CRIRES .
Nel 2010 lo strumento PIONIER ricombina per la prima volta la luce dei 4 telescopi ausiliari (AT) in modalità interferometrica. La prima ricombinazione dei quattro telescopi da 8 metri avviene su17 marzo 2011.
Nel 2012 il primo test di successo di uno strumento molto potente chiamato KMOS (spettrografo multioggetto in banda K ). KMOS è in grado di osservare ventiquattro oggetti contemporaneamente nell'infrarosso. Fornirà una migliore comprensione della formazione e dell'evoluzione delle galassie. KMOS è stato costruito da un consorzio di università e istituti nel Regno Unito e in Germania in collaborazione con l'ESO.
A luglio 2018 è stato installato sul VLT un nuovo dispositivo ad ottica adattiva: “tomografia laser”. Questa nuova tecnologia utilizzata dallo strumento MUSE abbinata al modulo ad ottica adattiva GALACSI, permette di correggere la turbolenza atmosferica a diverse altitudini. Da terra è ora possibile ottenere immagini di qualità migliore rispetto al telescopio spaziale Hubble . I test effettuati sul pianeta Nettuno mostrano immagini più nitide rispetto a quelle ottenute nello spazio.
Il VLT si trova sul Cerro Paranal appartenente alla Cordillera de la Costa , nel deserto di Atacama nel nord del Cile . Il sito si trova ad un'altitudine di 2.635 m , a 12 km dal mare ea 130 km a sud di Antofagasta .
Questo sito offre molti vantaggi:
Quindi è un sito quasi perfetto per posizionare un telescopio, solo i terremoti causati dalla placca tettonica di Nazca potrebbero disturbare le osservazioni. È per questo motivo che tutti gli edifici del VLT sono costruiti secondo gli standard antisismici .
Ci sono quattro telescopi principali chiamati Unit Telescopes (UT):
I nomi dei telescopi sono in lingua Mapudungun , un dialetto locale.
Il diametro di ciascuno degli specchi primari è di 8,2 metri e ciascuno prende il nome da uno dei fratelli Dalton . Oltre alle loro grandi dimensioni, la loro particolarità è quella di essere molto sottili, con solo 17,6 centimetri di spessore. Questa finezza offre notevoli vantaggi in termini di costo di fabbricazione, perché sono meno pesanti.
Ma questo causa difficoltà durante la loro fabbricazione e la loro installazione. Anche se sono sottili, pesano comunque 23 tonnellate ciascuno e il loro peso tende a deformarli. Per rimediare a questo, l'ESO ha sviluppato un sistema di ottica attiva . Questo sistema è costituito da 150 martinetti idraulici assiali distribuiti in tre settori di 50 martinetti sotto la superficie dello specchio, garantendo la deformazione dello specchio in direzione assiale e una distribuzione omogenea della massa dello specchio in 150 punti. Questo sistema è stato progettato e prodotto da Giat Industries . Sotto ciascuno dei 150 cilindri idraulici, 150 cilindri elettrici (studiati e prodotti dalla SFIM ) aggiungono o sottraggono forze che modificano la distribuzione delle masse, in modo da annullare le deformazioni locali dello specchio, in modo che lo specchio mantenga una forma ottimale qualunque cosa o la posizione del telescopio. Sessantaquattro martinetti laterali consentono di posizionarlo secondo altri due gradi di libertà, ovvero cinque in totale. Solo la rotazione attorno all'asse principale dello specchio non è controllata e rimane fissa. La misura dei sei gradi di libertà dello specchio rispetto alla cella si ottiene per calcolo, dalla matrice jacobiana del sistema costituita da sei sensori di allungamento, di qualità metrologica, posizionati tra lo specchio e la cella mediante snodi sferici magnetico, distribuito attorno alla periferia dello specchio secondo una cinematica - detta Steward - a simmetria ternaria.
Tuttavia, la flessibilità degli specchi non consente deformazioni rapide e il sistema ottico attivo si accontenta di compensare le deformazioni degli specchi dovute alla gravità. Altri specchi flessibili, molto più piccoli, detti deformabili, consentono la correzione di rapide aberrazioni dovute alla turbolenza atmosferica. Questa si chiama ottica adattiva , e la troviamo in particolare nello strumento NACO o nei sistemi MACAO del VLTI .
Tutte queste correzioni automatiche fanno del VLT uno dei telescopi più efficienti al mondo.
Il sito del telescopio si trova in una zona ad alta attività sismica ed è quindi soggetto al rischio di forti terremoti. La cella di supporto dello specchio è stata dotata di un sistema di autonomia energetica, che consente di fissare automaticamente lo specchio. Questo dispositivo è costituito da accelerometri e attuatori pneumatici che mettono lo specchio in precompressione di sicurezza, in una frazione di secondo dopo il rilevamento dell'attività sismica.
StrumentiIl VLT è in grado di osservare la luce in un ampio spettro. È per questo motivo che i principali telescopi hanno diversi punti focali che consentono l'installazione di vari strumenti:
Strumento | collegamento | obiettivi | Posizione |
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NACO | NACO | Imaging nel vicino infrarosso (CONICA) con ottica adattiva (NAOS) | UT1 Nasmyth Un camino |
FORS2 | FORS 1 e 2 | Imaging multioggetto e spettroscopia | Foyer Cassegrain all'UT1 |
KMOS | KMOS | Spettrometria in banda K multioggetto | Camino UT1 Nasmyth B |
FIAMME | FIAMME | Spettrometria multioggetto | UT2 Nasmyth Un camino |
X-SHOOTER | X-SHOOTER | Spettrometria a media risoluzione | Foyer Cassegrain all'UT2 |
UVES | UVES | Spettrometria visibile e vicino all'ultravioletto | Camino UT2 Nasmyth B |
SFERA | SFERA | Spettropolarimetro ad alto contrasto (ricerca di esopianeti) | UT3 Nasmyth Un camino |
VISITARE | VISITARE | Imaging e spettrometria nel medio infrarosso | Camino UT3 Cassegrain |
VIMOS | VIMOS | Imaging multioggetto e spettrometria | Epidemia di UT3 Nasmyth B |
HAWK-I | HAWK-I | Imaging nel vicino infrarosso | UT4 Nasmyth Un camino |
SINFONI | SINFONI | Spettrometria nel vicino infrarosso | Camino UT4 Cassegrain |
MUSA | MUSA | Spettrometria multioggetto | Epidemia di UT4 Nasmyth B |
AMBRA | AMBRA | Ricombina 3 telescopi nel vicino infrarosso, da 1 a 2,4 micrometri. Alta risoluzione angolare e spettroscopia simultanea. | Laboratorio focale VLTI |
PIONIERE | PIONIERE | Ricombina 4 telescopi nell'infrarosso in banda H , da 1,45 a 1,8 micrometri. | Laboratorio focale VLTI |
CAFFÈ ESPRESSO | CAFFÈ ESPRESSO | Spettrografo per la ricerca di pianeti rocciosi e l'osservazione spettrale stabile. Obiettivo primario: misurazione di altissima precisione delle velocità radiali di stelle di tipo solare ( nana gialla ) e pianeti terrestri . | Focus incoerente del VLT |
GALACSI | GALASCI | Ottica adattiva; parte associata a DSM e 4GLSF, migliora le prestazioni di MUSE. | Adattatore Nasmith |
La tecnologia multioggetto (MOS per spettroscopia multioggetto o spettroscopia francese multioggetto ) permetteva di acquisire lo spettro di più oggetti in un'unica esposizione. Migliora l'efficienza del telescopio evitando di dover eseguire più pose. Ad esempio, VIMOS può misurare le distanze e le proprietà di quasi 1.000 oggetti celesti in una singola osservazione. Laddove VIMOS rileva le letture in poche ore, senza la tecnologia MOS ci vorrebbero diversi mesi.
Strumenti ritirati dal servizioIl VLT è stato progettato per essere in grado di far funzionare i quattro telescopi principali insieme o in ricombinazione di coppia o tripletta. Questa tecnica è chiamata interferometria ottica (al contrario dell'interferometria radio utilizzata dai radiotelescopi ). Per completare la rete, possiamo aggiungere un gruppo di telescopi mobili. È per questo motivo che fanno parte delle strutture anche quattro telescopi ausiliari (chiamati anche AT per Auxiliary Telescope ). Questi telescopi ausiliari sono riservati all'interferometria, a differenza degli UT. È quindi possibile effettuare in parallelo osservazioni monotelescopiche “classiche” sugli UT, ed osservazioni interferometriche con gli AT.
Ciascuno dei telescopi ausiliari ha uno specchio di 1,8 metri di diametro.
Il primo è stato installato nel gennaio 2004 . Il secondo è arrivato alla fine del 2004. Il terzo è arrivato alla fine del 2005 . I primi due sono stati testati con successo insieme nella notte tra il 2 e il3 febbraio 2005. Sono stati ufficialmente consegnati alla comunità astronomica, il1 ° ottobre 2005.
I quattro telescopi ausiliari sono operativi dal 2007 . Sono stati ricombinati insieme per la prima volta nel 2010, dallo strumento PIONIER .
Era previsto che il VLT potesse operare in tre modalità:
Infatti, la seconda modalità non è stata installata per motivi tecnici. La maggior parte delle osservazioni viene quindi svolta secondo la prima modalità. La modalità interferometrica richiede l'uso simultaneo di due o tre TU per un singolo programma di osservazione. In termini di rapporto numero di osservazioni/tempo impiegato, questa modalità è quindi più costosa ma consente osservazioni impossibili nella prima modalità (grazie al maggior potere risolutivo ).
Tuttavia, è solo se osserviamo con gli UT che la modalità interferometrica costa di più. I Telescopi Ausiliari sono quelli riservati all'interferometria e consentono il funzionamento simultaneo del primo e del terzo modo.
Proprio come la radiointerferometria utilizzata per molti anni dai radiotelescopi, l'interferometria ottica consiste nel raggruppare, utilizzando i computer, le immagini di più telescopi in uno solo. Questa tecnica consente di creare virtualmente un telescopio più grande. Nel caso del VLT, quando si usa l'interferometria ottica, la precisione è tale che si potrebbe vedere un uomo sulla luna .
Il VLTI (I per "interferometro") è un sistema estremamente complesso, in grado di riunire coerentemente tre o quattro fasci provenienti dalle TU o dagli AT, in una stanza chiamata laboratorio focale, che dispone di diversi strumenti in grado di osservare a diverse lunghezze d'onda domini.
Non sono più utilizzati i seguenti strumenti:
Il VLT sta anche sperimentando altri metodi di osservazione per i ricercatori. Per coloro che visitano il sito, l'intero processo visivo viene eseguito al computer. Ma le osservazioni possono essere registrate anche su supporti digitali e teletrasmesse. Uno staff permanente è responsabile dell'esecuzione della manutenzione tecnica, delle osservazioni e del servizio.
Il tempo è diventato un fattore più vincolante della purezza del cielo. L'uso massiccio della tecnologia multi-oggetto dovrebbe proprio consentire di accelerare il numero di scatti. Il budget annuale per l'intero sito è stimato in 50 milioni di euro .
I principali telescopi al tramonto.
A.
Lo strumento FORS.
UT2 dall'interno della cupola.
Lo specchio 8 m di UT2.
UT1 si sta preparando per le osservazioni.
La residenza degli astronomi.
L'altopiano del Monte Paranal.
Paranal in aprile 2006.
Vista panoramica delle quattro UT, con il grande binario AT (che consente una lunghezza di base di 200 m ).
A.
Un AT al tramonto.
Il futuro: l' E-ELT rispetto al VLT e alla Porta di Brandeburgo.
Orione sopra il VLT.
La stella LASER del VLT punta al centro galattico.
La piattaforma VLT nel 2004.
Principali telescopi del VLT.