Very Large Telescope - Very Large Telescope

Very Large Telescope
Paranal e o Pacífico ao pôr do sol (dsc4088, retocado, cortado) .jpg
Os quatro telescópios unitários que formam o VLT, juntamente com os quatro telescópios auxiliares
Nomes alternativos VLT Edite isso no Wikidata
Parte de Observatório do Paranal Edite isso no Wikidata
Localizações) Região 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 Edite isso no Wikidata
Organização Observatório Europeu do Sul Edite isso no Wikidata
Altitude 2.635 m (8.645 pés) Edite isso no Wikidata
Tempo de observação 340 noites por ano Edite isso no Wikidata
Comprimento de onda 300 nm - 20 μm ( N-UV , luz visível , NIR, SWIR, MWIR e LWIR)
Primeira luz 1998 (para a primeira Unidade de Telescópio)
Estilo telescópio observatório astronômico Edite isso no Wikidata
Diâmetro
Resolução angular 0,002 segundo de arco Edite isso no Wikidata
Comprimento focal 120 m (393 pés 8 pol.) Edite isso no Wikidata
Local na rede Internet www .eso .org / vlt Edite isso no Wikidata
Very Large Telescope está localizado no Chile
Very Large Telescope
Localização do Very Large Telescope
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O Very Large Telescope ( VLT ) é uma instalação de telescópio operada pelo Observatório Europeu do Sul em Cerro Paranal, no deserto de Atacama, no norte do Chile . Consiste em quatro telescópios individuais, cada um com um espelho primário de 8,2 m de diâmetro, que geralmente são usados ​​separadamente, mas podem ser usados ​​juntos para obter uma resolução angular muito alta . Os quatro telescópios ópticos separados são conhecidos como Antu , Kueyen , Melipal e Yepun , que são palavras para objetos astronômicos na língua Mapuche . Os telescópios formam um conjunto complementado por quatro Telescópios Auxiliares (ATs) móveis de 1,8 m de abertura.

O VLT opera em comprimentos de onda visível e infravermelho . Cada telescópio individual pode detectar objetos cerca de quatro bilhões de vezes mais tênues do que podem ser detectados a olho nu , e quando todos os telescópios são combinados, a instalação pode atingir uma resolução angular de cerca de 0,002 segundo de arco. No modo de operação de um único telescópio, a resolução angular é de cerca de 0,05 segundo de arco.

O VLT é a instalação terrestre mais produtiva para astronomia, com apenas o Telescópio Espacial Hubble gerando mais artigos científicos entre as instalações operando em comprimentos de onda visíveis. Entre as observações pioneiras realizadas com o VLT estão a primeira imagem direta de um exoplaneta , o rastreamento de estrelas individuais se movendo ao redor do buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea e as observações do brilho residual da explosão de raios gama mais distante conhecida .

Informação geral

Quatro telescópios de unidade do VLT

O VLT consiste em um arranjo de quatro telescópios grandes (8,2 metros de diâmetro) (chamados de Unit Telescopes ou UTs) com elementos ópticos que podem combiná-los em um interferômetro astronômico (VLTI), que é usado para resolver pequenos objetos. O interferômetro também inclui um conjunto de quatro telescópios móveis de 1,8 metros de diâmetro dedicados a observações interferométricas. O primeiro dos UTs começou a operar em maio de 1998 e foi oferecido à comunidade astronômica em 1º de abril de 1999. Os outros telescópios entraram em operação em 1999 e 2000, permitindo a capacidade VLT de vários telescópios. Quatro telescópios auxiliares (ATs) de 1,8 metros foram adicionados ao VLTI para torná-lo disponível quando os UTs estiverem sendo usados ​​para outros projetos. Esses ATs foram instalados e entraram em operação entre 2004 e 2007.

Os telescópios de 8,2 metros do VLT foram originalmente projetados para operar em três modos:

  • como um conjunto de quatro telescópios independentes (este é o principal modo de operação).
  • como um único grande instrumento interferométrico coerente (o interferômetro VLT ou VLTI), para resolução extra. Este modo é usado para observações de fontes relativamente brilhantes com pequena extensão angular.
  • como um único instrumento grande e incoerente, para capacidade extra de coleta de luz. A instrumentação necessária para obter um foco incoerente combinado não foi construída originalmente. Em 2009, novas propostas de instrumentação foram apresentadas para potencialmente disponibilizar esse modo de observação. Múltiplos telescópios são algumas vezes apontados independentemente para o mesmo objeto, seja para aumentar o poder total de coleta de luz ou para fornecer observações simultâneas com instrumentos complementares.

Telescópios unitários

Laser usado para óptica adaptativa . Ele excita átomos de sódio na atmosfera e cria uma estrela guia de laser .
Atualizando Yepun (UT4) com o "Adaptive Optics Facility" em 2012.
Telescópio da unidade passando por inspeção.

Os UTs são equipados com um grande conjunto de instrumentos que permitem observações do ultravioleta próximo ao infravermelho médio (ou seja, uma grande fração dos comprimentos de onda de luz acessíveis da superfície da Terra ), com toda a gama de técnicas, incluindo espectroscopia de alta resolução, espectroscopia de múltiplos objetos, imagens e imagens de alta resolução. Em particular, o VLT possui vários sistemas óticos adaptativos , que corrigem os efeitos da turbulência atmosférica, fornecendo imagens quase tão nítidas como se o telescópio estivesse no espaço. No infravermelho próximo, as imagens ópticas adaptativas do VLT são até três vezes mais nítidas do que as do Telescópio Espacial Hubble , e a resolução espectroscópica é muitas vezes melhor do que o Hubble. Os VLTs são conhecidos por seu alto nível de eficiência de observação e automação.

Os telescópios de 8,2 m de diâmetro estão alojados em edifícios compactos, termicamente controlados, que giram em sincronia com os telescópios. Este projeto minimiza quaisquer efeitos adversos nas condições de observação, por exemplo, da turbulência do ar no tubo do telescópio, que poderia ocorrer devido a variações na temperatura e no fluxo do vento.

O instrumento SPHERE conectado ao VLT Unit Telescope 3.

A principal função dos principais telescópios VLT é operar como quatro telescópios independentes. A interferometria (combinando luz de múltiplos telescópios) é usada cerca de 20 por cento do tempo para resolução muito alta em objetos brilhantes, por exemplo, em Betelgeuse . Este modo permite que os astrônomos vejam detalhes até 25 vezes mais precisos do que com os telescópios individuais. Os feixes de luz são combinados no VLTI usando um sistema complexo de espelhos em túneis onde os caminhos de luz devem ser mantidos iguais dentro de diferenças de menos de 1 μm em um caminho de luz de cem metros. Com este tipo de precisão, o VLTI pode reconstruir imagens com uma resolução angular de miliarcsegundos.

Nomes Mapuche para os Telescópios de Unidade

O interior de Antu (UT1), que significa "sol" na língua Mapuche .

Há muito tempo que o ESO tem a intenção de fornecer nomes "reais" aos quatro telescópios de unidade VLT, para substituir as designações técnicas originais de UT1 a UT4. Em março de 1999, na época da inauguração do Paranal, foram escolhidos quatro nomes significativos de objetos no céu na língua mapuche . Este povo indígena vive principalmente ao sul de Santiago do Chile.

Nesse sentido, foi organizado um concurso de redação entre alunos da Região Chilena II, da qual Antofagasta é a capital, para escrever sobre as implicações desses nomes. Ele atraiu muitas entradas que tratam do patrimônio cultural do país anfitrião do ESO.

O ensaio vencedor foi enviado por Jorssy Albanez Castilla, de 17 anos, de Chuquicamata, próximo à cidade de Calama . Ela recebeu o prêmio, um telescópio amador, durante a inauguração do sítio Paranal.

Os Unit Telescopes 1–4 são conhecidos como Antu (Sol), Kueyen (Lua), Melipal ( Cruzeiro do Sul ) e Yepun (Estrela Vespertina), respectivamente. Originalmente, houve alguma confusão sobre se Yepun realmente significava a estrela da noite, Vênus, porque um dicionário espanhol-mapuche da década de 1940 traduziu erroneamente Yepun como "Sirius".

Telescópios auxiliares

Telescópio Auxiliar, a Residência e o Coração da Via Láctea .

Embora os quatro Unit Telescopes de 8,2 metros possam ser combinados no VLTI , seu tempo de observação é gasto principalmente em observações individuais e são usados ​​para observações interferométricas por um número limitado de noites a cada ano. No entanto, os quatro ATs menores de 1,8 metros estão disponíveis e são dedicados à interferometria para permitir que o VLTI opere todas as noites.

A parte superior de cada AT é um invólucro redondo, feito de dois conjuntos de três segmentos, que abrem e fecham. Sua função é proteger o delicado telescópio de 1,8 metros das condições do deserto. O gabinete é apoiado pela seção de transporte em caixa, que também contém gabinetes eletrônicos, sistemas de refrigeração líquida, unidades de ar condicionado, fontes de alimentação e muito mais. Durante as observações astronômicas, o gabinete e o transportador são isolados mecanicamente do telescópio, para garantir que nenhuma vibração comprometa os dados coletados.

A seção do transportador funciona em trilhos, de modo que os ATs podem ser movidos para 30 locais de observação diferentes. Como o VLTI atua como um único telescópio tão grande quanto o grupo de telescópios combinados, mudar as posições dos ATs significa que o VLTI pode ser ajustado de acordo com as necessidades do projeto de observação. A natureza reconfigurável do VLTI é semelhante à do Very Large Array .

Resultados científicos

O brilho suave da Via Láctea pode ser visto atrás do VLT Survey Telescope (VST) no Observatório do Paranal do ESO.

Os resultados do VLT levaram à publicação de uma média de mais de um artigo científico revisado por pares por dia. Por exemplo, em 2017, mais de 600 artigos científicos arbitrados foram publicados com base em dados do VLT. As descobertas científicas do telescópio incluem imagens diretas de Beta Pictoris b , o primeiro planeta extra-solar assim fotografado, rastreando estrelas individuais se movendo ao redor do buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea e observando o brilho residual da explosão de raios gama mais distante conhecida .

Em 2018, o VLT ajudou a realizar o primeiro teste bem-sucedido de Einstein 's Relatividade Geral sobre o movimento de uma estrela passando pelo campo gravitacional extrema perto do buraco negro supermassivo, que é o desvio gravitacional para o vermelho . Na verdade, a observação foi conduzida por mais de 26 anos com os instrumentos de óptica adaptativa SINFONI e NACO no VLT, enquanto a nova abordagem em 2018 também usou o instrumento combinador de feixe GRAVITY. A equipe do Centro Galáctico do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) usou a observação para revelar os efeitos pela primeira vez.

Outras descobertas com a assinatura do VLT incluem a detecção de moléculas de monóxido de carbono em uma galáxia localizada a quase 11 bilhões de anos-luz de distância pela primeira vez, um feito que permaneceu indefinido por 25 anos. Isso permitiu aos astrônomos obter a medição mais precisa da temperatura cósmica em uma época tão remota. Outro estudo importante foi o das explosões violentas do buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. O VLT e o APEX se uniram para revelar o material sendo esticado enquanto orbita na intensa gravidade perto do buraco negro central.

Usando o VLT, os astrônomos também estimaram a idade de estrelas extremamente velhas no aglomerado NGC 6397 . Com base em modelos de evolução estelar , descobriu-se que duas estrelas tinham 13,4 ± 0,8 bilhões de anos, ou seja, são da era mais antiga de formação estelar no Universo. Eles também analisaram a atmosfera ao redor de um exoplaneta da super-Terra pela primeira vez usando o VLT. O planeta, conhecido como GJ 1214b , foi estudado enquanto passava na frente de sua estrela-mãe e parte da luz das estrelas passava pela atmosfera do planeta.

Ao todo, das 10 principais descobertas feitas nos observatórios do ESO, sete fizeram uso do VLT.

Detalhes técnicos

Telescópios

Cada Unit Telescope é um telescópio Ritchey-Chretien Cassegrain com um espelho primário Zerodur de 8,2 metros de 22 toneladas com comprimento focal de 14,4 m e um espelho secundário de berílio leve de 1,1 metro. Um espelho terciário plano desvia a luz para um dos dois instrumentos nos focos f / 15 Nasmito em ambos os lados, com um comprimento focal do sistema de 120 m, ou o espelho terciário inclina-se para o lado para permitir a luz através do orifício central do espelho primário para um terceiro instrumento no foco Cassegrain. Isso permite alternar entre qualquer um dos três instrumentos em 5 minutos, para corresponder às condições de observação. Espelhos adicionais podem enviar a luz por meio de túneis para os combinadores de feixes centrais do VLTI. O campo de visão máximo (nos focos Nasmyth) é de cerca de 27 minutos de arco de diâmetro, um pouco menor que a lua cheia, embora a maioria dos instrumentos veja um campo mais estreito.

Cada telescópio tem uma montagem alt-azimute com massa total em torno de 350 toneladas e usa óptica ativa com 150 suportes na parte de trás do espelho primário para controlar a forma do espelho fino (177 mm de espessura) por computadores.

Instrumentos

Um diagrama mostrando instrumentos no VLT
SPHERE é um exoplaneta imageador
KMOS no Antu do VLT (UT1) no momento da primeira luz em 2012
O instrumento AMBER antes de sua instalação no VLTI em 2003
MUSE montado em VLT Yepun (UT4)
VIMOS , o Visible Multi Object Spectrograph, em Melipal (UT3)
Espectrógrafo X-shooter, 2009
UVES espectrógrafo (UT2)
GRAVIDADE ( interferômetro )
FORS-1 no foco cassegrain (UT2)

O programa de instrumentação do VLT é o programa mais ambicioso já concebido para um único observatório. Inclui imageadores de grande campo, câmeras e espectrógrafos corrigidos por óptica adaptativa, bem como espectrógrafos de alta resolução e multi-objetos e cobre uma ampla região espectral, de comprimentos de onda ultravioleta profundo (300 nm) a infravermelho médio (24 μm).

Instrumentos no VLT (em 2019)
UT # Nome do telescópio Cassegrain-Focus Nasmyth-Focus A Nasmyth-Focus B
1 Antu FORS2 NACO KMOS
2 Kueyen X-Shooter FLAMES UVES
3 Melipal VISIR ESFERA
4 Yepun SINFONI HAWK-I MUSA
AMBER (VLTI)
O instrumento Astronomical Multi-Beam Recombiner combina três telescópios do VLT ao mesmo tempo, dispersando a luz em um espectrógrafo para analisar a composição e a forma do objeto observado. AMBER é notavelmente o "instrumento interferométrico mais produtivo de todos os tempos".
CRIRES e CRIRES +
O Cryogenic Infrared Echelle Spectrograph é um espectrógrafo de echelle assistido por óptica adaptativa . Ele fornece um poder de resolução de até 100.000 na faixa espectral de infravermelho de 1 a 5 micrômetros.

De 2014 a 2020, passou por uma grande atualização para CRIRES + para fornecer uma cobertura de comprimento de onda simultânea dez vezes maior. Uma nova matriz de plano focal de detector de três detectores Hawaii 2RG com comprimento de onda de corte de 5,3 μm substituiu os detectores existentes, uma nova unidade espectropolarimétrica foi adicionada e o sistema de calibração foi aprimorado. Um dos objetivos científicos do CRIRES + é a espectroscopia em trânsito de exoplanetas, que atualmente nos fornece o único meio de estudar atmosferas exoplanetárias . Os planetas em trânsito são quase sempre planetas próximos, quentes e que irradiam a maior parte de sua luz no infravermelho (IV) . Além disso, o IR é uma região espectral onde linhas de gases moleculares como monóxido de carbono (CO) , amônia (NH 3 ) e metano (CH 4 ) , etc. são esperadas da atmosfera exoplanetária . Esta importante região de comprimento de onda é coberta pelo CRIRES +, que permitirá, adicionalmente, rastrear várias linhas de absorção simultaneamente.

ESPRESSO
Echelle Spectrograph para Rocky Exoplanet- e Stable Spectroscopic Observations) é um espectrógrafo echelle de alta resolução, alimentado por fibra e disperso cruzado para a faixa de comprimento de onda visível, capaz de operar no modo 1-UT (usando um dos quatro telescópios) e em Modo 4-UT (usando todos os quatro), para a busca de planetas extra-solares rochosos na zona habitável de suas estrelas hospedeiras. Sua principal característica é a estabilidade espectroscópica e a precisão da velocidade radial. A exigência é atingir 10 cm / s, mas o objetivo é obter um nível de precisão de poucos cm / s. O ESPRESSO foi instalado e comissionado no VLT em 2017-18.
FLAMES
O espectrógrafo Multi-Element Fiber Large Array é uma unidade de alimentação de fibra multi-objeto para UVES e GIRAFFE, o último permitindo a capacidade de estudar simultaneamente centenas de estrelas individuais em galáxias próximas com resolução espectral moderada no visível.
FORS1 / FORS2
O Redutor Focal e Espectrógrafo de Baixa Dispersão é uma câmera de luz visível e Espectrógrafo de Múltiplos Objetos com um campo de visão de 6,8 minutos de arco . FORS2 é uma versão atualizada do FORS1 e inclui outros recursos de espectroscopia de múltiplos objetos. O FORS1 foi aposentado em 2009 para abrir espaço para o X-SHOOTER; O FORS2 continua a operar a partir de 2021.
GRAVIDADE (VLTI)
GRAVITY é um instrumento de infravermelho próximo (NIR) assistido por ótica adaptativa para astrometria de ângulo estreito de precisão de micro-segundo arco e imagem com referência de fase interferométrica de objetos celestes tênues. Este instrumento combina interferometricamente a luz NIR coletada por quatro telescópios no VLTI.
HAWK-I
O Imageador de banda K de campo amplo de alta acuidade é um gerador de imagens no infravermelho próximo com um campo de visão relativamente grande, cerca de 8x8 minutos de arco.
ISAAC
O Espectrômetro Infravermelho e a Câmera Array eram um gerador de imagens e espectrógrafo próximo ao infravermelho; ele operou com sucesso de 2000-2013 e foi então aposentado para dar lugar ao SPHERE, uma vez que a maioria de seus recursos agora podem ser entregues pelo mais recente HAWK-I ou KMOS.
KMOS
KMOS é um espectrômetro multi-objeto criogênico de infravermelho próximo, que observa 24 objetos simultaneamente, destinado principalmente ao estudo de galáxias distantes.
MATISSE (VLTI)
O Experimento Espectroscópico de Infravermelho Médio de Abertura Múltipla é um espectro-interferômetro infravermelho do VLT-interferômetro , que potencialmente combina os feixes de todos os quatro Unit Telescopes (UTs) e quatro Auxiliary Telescopes (ATs). O instrumento é usado para reconstrução de imagem. Após 12 anos de desenvolvimento, viu sua primeira luz no telescópio do Paranal em março de 2018.
MIDI (VLTI)
MIDI é um instrumento que combina dois telescópios do VLT no infravermelho médio, dispersando a luz em um espectrógrafo para analisar a composição da poeira e a forma do objeto observado. O MIDI é notavelmente o segundo instrumento interferométrico mais produtivo de todos os tempos (superado pelo AMBER recentemente). O MIDI foi retirado em março de 2015 para preparar o VLTI para a chegada do GRAVITY e do MATISSE.
MUSA
O MUSE é um enorme explorador espectroscópico "tridimensional" que fornecerá espectros visíveis completos de todos os objetos contidos em "feixes de lápis" através do Universo.
NACO
NAOS-CONICA, NAOS significando Nasmyth Adaptive Optics System e CONICA, significando Coude Near Infrared Camera) é uma instalação óptica adaptativa que produz imagens infravermelhas tão nítidas como se tomadas no espaço e inclui recursos espectroscópicos, polarimétricos e coronógrafos.
PIONIER (VLTI)
é um instrumento para combinar a luz de todos os telescópios de 8 metros, permitindo captar detalhes cerca de 16 vezes mais precisos do que podem ser vistos com um UT.
SINFONI
o espectrógrafo para observações de campo integral no infravermelho próximo) era um espectrógrafo de campo integral de resolução média, infravermelho próximo (1-2,5 micrômetros) alimentado por um módulo de óptica adaptativa. Funcionou desde 2003, depois aposentou-se em junho de 2019 para abrir espaço para o futuro ERIS.
ESFERA
O Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research, um sistema óptico adaptativo de alto contraste dedicado à descoberta e ao estudo de exoplanetas .
ULTRACAM
ULTRACAM é um instrumento de visitante para fotometria de ultra-alta velocidade de objetos variáveis.
UVES
O espectrógrafo ultravioleta e echelle visual é um espectrógrafo echelle ultravioleta e luz visível de alta resolução .
VIMOS
O Visible Multi-Object Spectrograph entregou imagens visíveis e espectros de até 1.000 galáxias por vez em um campo de visão de 14 × 14 arcmin. Foi usado principalmente para vários grandes levantamentos de redshift de galáxias distantes, incluindo VVDS, zCOSMOS e VIPERS. Foi aposentado em 2018 para dar lugar à devolução do CRIRES +.
VINCI (VLTI)
foi um instrumento de teste combinando dois telescópios do VLT. Foi o primeiro instrumento do VLTI e não está mais em uso.
VISIR
O espectrômetro VLT e o gerador de imagens para o infravermelho médio fornecem imagem limitada por difração e espectroscopia em uma faixa de resoluções nas janelas atmosféricas de infravermelho médio (MIR) de 10 e 20 micrômetros.
X-Shooter
O X-Shooter é o primeiro instrumento de segunda geração, em operação desde 2009. É um espectrômetro de objeto único de banda muito ampla [UV a infravermelho próximo] projetado para explorar as propriedades de fontes raras, incomuns ou não identificadas.
Resumo do instrumento (a partir de 2019)
Instrumento Modelo Faixa de comprimento de onda (nm) Resolução (arcsec) Resolução Espectral Primeira luz Unidade Posição
ESPRESSO Espectrômetro 380-686 4 ? Fevereiro de 2018 1 / todos Coude
FLAMES Espectrômetro multi-objeto 370-950 n / D 7500-30000 Agosto de 2002 UT2 Nasmyth A
FORS2 Imager / espectrômetro 330-1100 0,125 260-1600 1999 UT1 Cassegrain
GRAVIDADE Imager 2000-2400 0,003 22.500.4500 2015 tudo Interferômetro
HAWK-I Near-IR Imager 900-2500 0,106 31 de julho de 2006 UT4 Nasmyth A
KMOS Espectrômetro de infravermelho próximo 800-2500 0,2 1500-5000 Novembro de 2012 UT1 Nasmyth B
MUSA Espectrômetro de campo integral 365-930 0,2 1700-3400 Março de 2014 UT4 Nasmyth B
NACO Imager / espectrômetro AO 800-2500 400-1100 Outubro de 2001 UT1 Nasmyth A
PIONIER Imager 1500-2400 0,0025 Outubro de 2010 tudo Interferômetro
SINFONI IFU de infravermelho próximo 1000-2500 0,05 1500-4000 Agosto de 2004 UT4 Cassegrain
ESFERA AO 500-2320 0,02 30-350 4 de maio de 2014 UT3 Nasmyth A
UVES Espectrômetro UV / Vis 300–500.420-1100 0,16 80000-110000 Setembro de 1999 UT2 Nasmyth B
VIMOS Imager / Espectrômetro Multislit 360-1000,1100-1800 0,205 200-2500 26 de fevereiro de 2002 UT3 Nasmyth B
VISIR Espectrômetro infravermelho médio 16500-24500 2004 UT3 Cassegrain
X-SHOOTER Espectrômetro UV-NIR 300-2500 4000-17000 Março de 2009 UT2 Cassegrain

Interferometria

Todos os quatro telescópios unitários de 8,2 metros e os telescópios auxiliares de 1,8 metros foram conectados pela primeira vez em 17 de março de 2011, tornando-se o interferômetro VLT (VLTI) com seis linhas de base.

Em seu modo de operação interferométrico , a luz dos telescópios é refletida em espelhos e direcionada através de túneis para um laboratório de combinação de feixe central. No ano de 2001, durante o comissionamento, o VLTI mediu com sucesso os diâmetros angulares de quatro anãs vermelhas, incluindo Proxima Centauri . Durante esta operação, ele alcançou uma resolução angular de ± 0,08 milissegundos de arco (0,388 nanorradianos). Isso é comparável à resolução alcançada usando outros arrays, como o Navy Prototype Optical Interferometer e o CHARA array . Ao contrário de muitos interferômetros ópticos e infravermelhos anteriores, o instrumento Astronomical Multi-Beam Recombiner (AMBER) no VLTI foi inicialmente projetado para realizar integração coerente (que requer sinal-ruído maior do que um em cada tempo de coerência atmosférica). Usando os grandes telescópios e integração coerente, o objeto mais fraco que o VLTI pode observar tem magnitude 7 no infravermelho próximo para observações de banda larga, semelhante a muitos outros interferômetros ópticos / infravermelhos próximos sem rastreamento de franja. Em 2011, foi introduzido um modo de integração incoerente denominado "modo cego" AMBER, que é mais semelhante ao modo de observação usado em matrizes de interferômetro anteriores, como COAST, IOTA e CHARA. Neste "modo cego", o AMBER pode observar fontes tão fracas quanto K = 10 em resolução espectral média. Em comprimentos de onda de infravermelho médio mais desafiadores, o VLTI pode atingir magnitude 4,5, significativamente mais fraco do que o interferômetro espacial de infravermelho . Quando o rastreamento de franja é introduzido, espera-se que a magnitude limite do VLTI melhore por um fator de quase 1000, atingindo uma magnitude de cerca de 14. Isso é semelhante ao que é esperado para outros interferômetros de rastreamento de franja. No modo espectroscópico, o VLTI pode atualmente atingir uma magnitude de 1,5. O VLTI pode funcionar de uma forma totalmente integrada, de forma que as observações interferométricas sejam realmente muito simples de preparar e executar. O VLTI tornou-se mundialmente a primeira instalação interferométrica óptica / infravermelha de usuário geral oferecida com este tipo de serviço para a comunidade astronômica.

Primeira luz para instrumento interferométrico MATISSE.

Por causa dos muitos espelhos envolvidos no trem óptico, cerca de 95% da luz é perdida antes de atingir os instrumentos em um comprimento de onda de 1 μm, 90% em 2 μm e 75% em 10 μm. Isso se refere à reflexão de 32 superfícies, incluindo o trem de Coudé , o separador de estrelas, a linha de retardo principal, o compressor de feixe e a óptica de alimentação. Além disso, a técnica interferométrica é muito eficiente apenas para objetos pequenos o suficiente para que toda a sua luz seja concentrada. Por exemplo, um objeto com um brilho superficial relativamente baixo , como a lua, não pode ser observado, porque sua luz é muito diluída. Somente alvos que estão em temperaturas de mais de 1.000 ° C têm um brilho de superfície alto o suficiente para ser observado no infravermelho médio, e os objetos devem estar a vários milhares de graus Celsius para observações no infravermelho próximo usando o VLTI. Isso inclui a maioria das estrelas na vizinhança solar e muitos objetos extragalácticos, como núcleos galácticos ativos brilhantes , mas este limite de sensibilidade exclui observações interferométricas da maioria dos objetos do sistema solar. Embora o uso de grandes diâmetros de telescópio e correção óptica adaptativa possa melhorar a sensibilidade, isso não pode estender o alcance da interferometria óptica além de estrelas próximas e os núcleos galácticos ativos mais brilhantes .

Como os Unit Telescopes são usados ​​na maior parte do tempo de forma independente, eles são usados ​​no modo interferométrico principalmente durante o tempo claro (ou seja, perto da lua cheia). Em outras ocasiões, a interferometria é feita usando Telescópios Auxiliares (ATs) de 1,8 metros, que são dedicados a medições interferométricas em tempo integral. As primeiras observações usando um par de ATs foram realizadas em fevereiro de 2005, e todos os quatro ATs já foram comissionados. Para observações interferométricas nos objetos mais brilhantes, há poucos benefícios em usar telescópios de 8 metros em vez de telescópios de 1,8 metros.

Os dois primeiros instrumentos do VLTI foram o VINCI (um instrumento de teste usado para configurar o sistema, agora desativado) e o MIDI, que permite que apenas dois telescópios sejam usados ​​ao mesmo tempo. Com a instalação do instrumento de fase de fechamento de três telescópios AMBER em 2005, as primeiras observações de imagens do VLTI são esperadas em breve.

A implantação do instrumento Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry (PRIMA) começou em 2008 com o objetivo de permitir medições referenciadas por fase em um modo astrométrico de dois feixes ou como um sucessor de fringe-tracker para VINCI, operado simultaneamente com um dos outros instrumentos .

Depois de atrasar drasticamente o cronograma e não atender a algumas especificações, em dezembro de 2004 o interferômetro do VLT tornou-se o alvo de um segundo "plano de recuperação" do ESO . Isso envolve esforço adicional concentrado em melhorias no rastreamento de franjas e no desempenho das linhas de atraso principais . Observe que isso se aplica apenas ao interferômetro e não a outros instrumentos do Paranal. Em 2005, o VLTI estava produzindo observações rotineiramente, embora com uma magnitude de limitação mais brilhante e eficiência de observação mais pobre do que o esperado.

Em março de 2008, o VLTI já havia levado à publicação de 89 publicações revisadas por pares e publicado uma imagem inédita da estrutura interna da misteriosa Eta Carinae . Em março de 2011, o instrumento PIONIER pela primeira vez combinou simultaneamente a luz dos quatro telescópios unitários, tornando o VLTI o maior telescópio óptico do mundo. No entanto, essa tentativa não foi realmente um sucesso. A primeira tentativa bem-sucedida foi em fevereiro de 2012, com quatro telescópios combinados em um espelho de 130 metros de diâmetro.

Em março de 2019, os astrônomos do ESO , empregando o instrumento GRAVITY em seu Very Large Telescope Interferometer (VLTI), anunciaram a primeira detecção direta de um exoplaneta , HR 8799 e , usando interferometria óptica .

Lua cheia no Cerro Paranal
O Paranal Residencia e Basecamp a 2.400 metros (7.900 pés)
Por Dentro da Residência Paranal
Uma visão ampla do VLT com seu laser em operação.
O céu noturno no Observatório do Paranal do ESO ao entardecer.

Na cultura popular

Um dos grandes espelhos dos telescópios foi o assunto de um episódio do reality show do National Geographic Channel , World Toughest Fixes , onde uma equipe de engenheiros removeu e transportou o espelho para ser limpo e revestido com alumínio . O trabalho exigia lutar contra ventos fortes, consertar uma bomba quebrada em uma máquina de lavar gigante e resolver um problema de cordame.

A área ao redor do Very Large Telescope também foi apresentada em um filme de grande sucesso. O ESO Hotel the Residencia serviu de cenário para parte do filme de James Bond , Quantum of Solace . O produtor do filme, Michael G. Wilson, disse: "A Residencia of Paranal Observatory chamou a atenção de nosso diretor, Marc Forster e do designer de produção, Dennis Gassner, tanto por seu design excepcional quanto por sua localização remota no deserto do Atacama. verdadeiro oásis e o esconderijo perfeito para Dominic Greene, nosso vilão, que 007 está rastreando em nosso novo filme de James Bond. "

Veja também

Comparação de tamanho de espelhos primários. A linha pontilhada mostra o tamanho teórico dos espelhos combinados do VLT (verde escuro).

Referências

links externos