Paranal-Observatoire

Vu Wikipedia
Wiesselen op: Navigatioun, sichen

De Paranal-Observatoire ass en astronomeschen Observatoire an der Atacamawüst am Norde vum Chile, um Bierg Cerro Paranal, ongeféier 120 km südlech vun der Stad Antofagasta an 12 km vun der Pazifikküst ewech. Den Observatoire gëtt vum Europäesche Südobservatoire (ESO) bedriwwen an ass d'Standplaz vum Very Large Telescope (VLT) a vum Very Large Telescope Interferometer (VLTI). Zousätzlech ginn d'Surveyteleskope VISTA a VST gebaut. D'Atmosphär iwwer der Spëtzt vum Bierg zeechent sech duerch eng dréchen an aussergewéinlech roueg Loftstréimung aus, wat de Bierg zu enger attraktiver Plaz fir den Observatoire mécht. D'Spëtzt gouf an de fréien 1990er Jore vu senger ursprénglecher Héicht vun 2.660 op 2.635 Meter erofgesprengt, fir e Plateau fir de VLT ze schafen.

Cerro Paranal mam Very Large Telescope. Vu lénks no riets: D'Kontrollgebai ënner dem Plateau, d'Kuppele vum UT1 bis 4: Antu, Kueyen, Melipal a Yepun; ganz riets déi kleng Kuppel vum VST. Vir gesäit een d'Strooss an d'Reschter vum gesprengte Gestengs.

Logistik an Infrastruktur[änneren | Quelltext änneren]

De Paranal-Observatoire bei Sonnenopgank. Lénks uewen de Cerro Paranal mat dem VLT, Mëtt uewen de Surveyteleskop VISTA, lénks ënnen d'Residencia, Mëtt a riets ënnen dat aalt Basislager

De Paranal läit wäit vun den Haaptverkéiersstroossen ewech. Den Observatoire ass vun Antofagasta aus nëmmen duerch eng Faart vun e puer Stonnen z'erreechen. Et gëtt keng Versuergungsleitungen op Paranal, all Verbrauchsgidder musse lokal gemaach oder stockéiert ginn. Nieft Betrib an Ënnerhalt vun den Teleskope bedeit dat d'Versuergung vu ronn 130 Léit, déi stänneg um Bierg sinn.

Versuergung[änneren | Quelltext änneren]

Am Ëmfeld vun Antofagasta sinn en etlech Kofferminnen, déi ënner ähnleche Bedingunge schaffen. Dofir huet d'Infrastruktur net misse komplett nei opgebaut ginn, mä et konnte spezialiséiert Versuergungsentreprisen domat beschäftegt ginn. Waasser gëtt zwee- bis dräimol am Dag, sou wéi et gebraucht gëtt, mat Tankcamione geliwwert. Och de Brennes fir d'Tankstatioun vun den eegenen Autoen a fir d'Gasturbinn fir de Stroum ze maache gëtt op d'Plaz bruecht. Ausserdeem gëtt et nach dräi Dieselgeneratoren, déi allerdéngs nëmme bei Stroumausfäll gebraucht ginn. D'Gefierer gi lokal an der Rei gehalen. D'wëssenschaftlech Instrumenter mussen extra gekillt ginn, woufir flëssege Stéckstoff gebraucht gëtt. Eng ESO-eege Verflëssegungsanlag gouf 2006 dofir vum La Silla op Paranal transportéiert, nodeem de flëssege Stéckstoff déi Jore virdru vun Antofagasta aus geliwwert gouf. Telekommunikatioun, d. h. Telefonie, Videoverbindungen an Dateverkéier ginn iwwer eng Mikrowellen-Richtfunkstreck op Santiago ofgewéckelt.

Personal[änneren | Quelltext änneren]

D'Ingenieuren an d'Wëssenschaftler ginn national a Chile wéi och international rekrutéiert, meeschtens aus de Memberlänner vun der ESO. Déi offiziell Sprooch ass Englesch, donieft gëtt och Spuenesch an aner europäesch Sprooche geschwat. D'Personal vum Paranal lieft entweder zu Antofagasta oder zu Santiago de Chile a kënnt fir Schichte vun enger bis zwou Wochen op Paranal. D'Transportkäschten iwwerhëllt d'ESO, déi de Fluch vu knapps 2 Stonnen tëscht Santiago an Antofagasta duerch en externe Reesbüro bucht, deen och eng Succursale am ESO-Büro zu Santiago bedreift. Et gëtt och all Dag en Transport vun Antofagasta op Paranal an zréck mat engem gecharterte Bus.

Gebai[änneren | Quelltext änneren]

D'Residencia mat Gaart, Piscine an dem Verdonklungsriddo ënner der Kuppel

Ausser den Teleskopen an de VLTI-Laboratoiren um Plateau vum Bierg gëtt et nach e Kontrollgebai. All d'Teleskopen an de VLTI gi vun do aus engem eenzege Kontrollraum gesteiert, sou datt nuets kee sech am Teleskopberäich ophält.

D'Wunn- a Schlofplaze sinn an engem Basislager, 200 m méi déif an ongeféier fënnef Kilometer vun den Teleskopen ewech. Do sinn och d'Verwaltung, eng Kantin, Relaxéierraim, e klenge Schwammbaséng an zwéi Gäert installéiert.

Dräi weider fest Gebaier am Basislager dengen als Lager a Sporthal, als Reparaturplaz fir d'Teleskopen an d'Instrumenter souwéi fir d'regelméisseg Beschichtung vun den Teleskop-Haaptspigele mat Aluminium (Mirror Maintenance Building, MMB), a fir zousätzlech Ingenieur- an Technikerbüroen. Fir Noutfäll gëtt et eng stänneg besaten Unfallstatioun, e Rettungswon, eng Helikopterlandeplaz direkt beim Basislager an eng kleng Start- a Landebunn um Fouss vum Bierg. Ausserdeem huet den Observatoire och e klenge Pompjeescorps. D'Konstruktioun vum Gebai an den Teleskopen ass sou ausgefouert, datt och no engem schwéieren Äerdbiewen de Betrib weidergefouert ka ginn.

Fir kee Stëbs ze maachen, sinn d'Stroosse fir bei den Observatoire asphaltéiert.

Däischtert[änneren | Quelltext änneren]

Well et ronderëm den Observatoire nuets däischter muss sinn, huet d'Residenzen en extra Verdonkelungssystem, d'iewescht Liichte vun de Gäert a vun der Kantin kënne mat spezielle Ridoen zougemaach ginn. All aner Fënsteren an Dieren hu Jalousien aus schwéiere Ridoen oder sinn nuets mat Holzblende verdeckt.

Wéi am Ëmfeld vun allen opteschen Observatoiren däerf nuets nëmme mat Standliicht gefuer ginn. Dofir sinn déi meescht Autoen, déi do zirkuléieren, wäiss an hunn phosphoreszéierend Begrenzungspechbiller. D'Strooss gëtt duerch Begrenzungsluuchte markéiert, déi sech am Dag duerch Solarzellen oplueden. Foussweeër am Teleskopberäich sinn och mat wäisser Farf ugestrach a mat phosphoreszéierende Maarken equipéiert. Täscheluuchte si besonnesch bei Neimound ze gebrauchen, däerfen awer net a Richtung vun den Teleskope gehale ginn.

Käschten[änneren | Quelltext änneren]

D'Investitioune vum ganzen VLT-Projet belafe sech iwwer en Zäitraum vu 15 Joer op ronn 500 Milliounen Euro. Dës Zomm schléisst Personal- a Saachkäschte fir Design a Bau vum VLT, inklusiv der éischter Instrumentegeneratioun, an d'VLTI wéi och déi éischt dräi Joer vum wëssenschaftleche Betrib an. Vun den eenzelnen Instrumenter huet beispillsweis d'ISAAC ongeféier 2,5 Milliounen Euro kascht, UVES 3,5 Milliounen Euro. Déi wäitaus komplex VLTI-Instrumenter AMBER a MIDI kaschten jee ronn 6 Milliounen Euro. D'Instrumenter ginn deelweis komplett vun der ESO entwéckelt a gebaut, méi heefeg awer an Zesummenaarbecht mat auswäertegen Instituten. An dësem Fall ginn d'Saachkäschte vun der ESO gedroen, d'Personalkäschte vun de jeeweilegen Instituter, déi am Géigenzuch Observatiounszäit zegutt kréien. Bei de Käschten ass ze beuechten, datt d'ESO als supranational Organisatioun, wéi aner international Fuerschungszentren och, vun de Steiere vun de Memberlänner fräi ass. Saachkäschte falen dofir ouni TVA un, an d'Personalkäschte sinn deelweis, ausser déi vun de lokalen Employéen, ouni Lounsteier.

De lafende Betrib vun allen Ariichtungen am Chile, also La Silla, Paranal, d'Administratioun zu Santiago an dem ALMA-Projet hat sech 2004 op 30 Milliounen Euro belaf, déi zur Hallschent op Personal- a Betribskäschte gefall sinn. Dës Zomm ass een Drëttel vum ganzen ESO-Joresbudjet fir 2004 vu ronn 100 Milliounen Euro, dat nieft deenen am Chile nach de Betrib vum Haaptinstitut an Europa an Investitiounen, haaptsächlech fir den ALMA, matgerechent.

D'Käschte vum VLT-Projet sinn domat vergläichbar mat enger mëttlerer bis grousser Weltraummissioun, zum Beispill dem Gaia-Satellit. Bau a Start vum Hubble-Weltraumteleskop (HST) hunnn dogéint 2 Milliarden US-Dollar kascht, knapps dat Véierfacht vum VLT. De jäerleche Betrib vum HST ass ongeféier aachtmol sou deier wéi dee vum VLT, haaptsächlech wéinst den deiere Servicemissiounen. Déi béid Teleskope vum Keck-Observatoire goufe mat Hëllef vun enger privater Stëftung vu ronn 140 Milliounen Dollar finanzéiert. D'Käschte belafe sech am Joer op ronn 11 Milliounen Dollar. Well d'Keck-Teleskopen um schonn fäerdege Mauna-Kea-Observatoire gebaut goufen, ware manner Infrastrukturkäschte fälleg.

Very Large Telescope[änneren | Quelltext änneren]

D'Unit-Teleskop 2, Kueyen. De Sekundärspigel M2 ass ganz uewen an der Mëtt vum Teleskop-Frontrank ze gesinn

De Very Large Telescope (VLT) ass en astronomesche Groussteleskop, deen aus véier Eenzelteleskope besteet, deenen hir Spigelen zesummegeschalt kënne ginn. De VLT ass fir Observatiounen am visuelle Liicht bis hin zum mëttleren Infrarout ausgeriicht. D'Teleskope kënne mat Hëllef vum VLT Interferometer (VLTI) fir Interferometrie zesummegeschalt ginn.

Mat Hëllef vun der adaptiver Optik ass et mat den Teleskope vum Very Large Telescope méiglech, d'Opléisung vum Hubble-Weltraumteleskop (HST) z'iwwertreffen. De Virdeel vum Hubble-Teleskop louch zanter Ufank vun den 1990er Joren doran, datt seng Fotoen am Géigesaz zu äerdgebonnenen Teleskopen duerch keng stéirend Atmosphär zousätzlech verschlechtert goufen. Mat Hëllef vun adaptiver Optik konnten déi Nodeeler awer an der Tëschenzäit am Wellelängteberäich vum No-Infraroutliicht bal ganz kompenséiert ginn, sou datt haiteg VLT-Fotoen am No-Infrarouden (zirka 1–5 Mikrometer Wellelängt) Hubble-Biller mat Opléisungsverméigen vun ënner enger zéngtel Bousekonn zum Deel an näischt nostinn. Am optesche Spektralberäich ass dat nach net méiglech, well d'Korrektur vun den atmosphäresche Stéirunge mëttels adaptiver Optik méi séier geschéie misst, wéi et elo technesch méiglech ass. Mat dem VLTI ginn däitlech méi héich Opléisunge am Millibousekonne Beräich erreecht.

D'Optik vun de Unit-Teleskopen[änneren | Quelltext änneren]

Ee vun de véier Haaptspigel M1, den Nasmyth-Spigel M3 ass um Tuerm montéiert, deen an der Mëtt erauskuckt

Déi véier grouss Teleskope ginn als Unit Telescopes (UT) bezeechent. Een Unit-Teleskop a senger Montéierung huet eng Grondfläch vun 22 m × 10 m an eng Héicht vun 20 m, bei engem beweegleche Gewiicht vu 430 Tonnen. Si sinn azimutal montéiert, am Wiesentleche baugläich, Ritchey-Chrétien-Teleskopen déi ofwiesselnd als Cassegrain-, Nasmyth- oder Coudé-Teleskop bedriwwe kënne ginn. Si hunn en Haaptspigelduerchmiesser vu jee 8,2 Meter an e Sekundärspigel vun 1,12 Meter. Domat waren et déi gréisst aus engem Stéck fabrizéiert astronomisch Spigele vun der Welt, bis dat Large Binocular Telescope mat 8,4 Meter-Spigele a Betrib geholl gouf. Nach méi grouss Teleskope, wéi zum Beispill de Keck-Teleskope, hunn segmentéiert Spigel. D'Haaptspigel sinn ze dënn, fir a Form ze bleiwen, wann d'Teleskop sech beweegt a ginn dofir duerch eng aktiv Optik mat Hëllef vun 150 hydraulesche Stéissele ongeféier eemol pro Minutt an hir Form korrigéiert.

Déi véier Haaptspigel vum VLT goufen tëscht 1991 an 1993 bei der Mainzer Spezialglasfirma Schott AG an engem extra fir dëse Projet entwéckelte Schleidergossverfahre produzéiert. Nodeem d'Glasmass gegoss gouf an ofgekillt war, goufen d'Spigelrohlingen nach eemol thermesch nobehandelt, wouduerch sech d'Glas an d'Glaskeramik Zerodur ëmgewandelt huet. Bei dësem Fabrikatiounsschrëtt kritt d'Material och seng aussergewéinlech Eegeschaft vun der thermescher Null-Ausdehnung. No enger éischter Beaarbechtung goufen d'Spigeldréier mam Schëff bei d'franséisch Firma R.E.O.S.C. transportéiert, wou dann déi héichprezis Uewerflächebeaarbechtung während zwee Joer gemaach gouf. Déi definitiv Spigeluewerfläch huet eng Genauegkeet vun engem 50.000stel Millimeter (20 nm, < wéi 1/30 vun der Wellelängt bezunn op 600 nm). Jiddfer UT huet véier Fokalpunkte, un deenen Instrumenter montéiert kënne ginn, e Cassegrainfokus an zwéi Nasmythfoki. Zousätzlech hunn d'Teleskopen en Coudéfokus, iwwer dee Liicht an d'VLTI agespeist ka ginn.

Astronomesch Spigele kënnen nëmmen ageschränkt gebotzt ginn, well bal all Botztechnike mikroskopesch Schréipsen op der Surface maachen, déi d'Fotosqualitéit verschlechteren. Nieft enger Inspektioun eemol am Mount, bei där liichte Stëbs virsechteg ofgetupt gëtt, ginn d'Spigel vum VLT dofir all ee bis zwee Joer komplett nei verspigelt. Dozou gëtt déi al Spigelschicht mat Léisungsmëttelen ewech gemaach an dann eng nei Spigelschicht, normalerweis Aluminium, opgedampt.

Déi eenzel UTs goufen a Mapudungun, der Sprooch vun de Mapuche, Antu (Sonn), Kueyen (Äerdmound), Melipal (Kräiz vum Süden) an Yepun (Venus) gedeeft. Dat éischt montéiert UT, Antu, huet de 25. Mee 1998 déi éischt Biller mat enger Testkamera geliwwert, de wëssenschaftlechen Observatiounsbetrib hat den 1. Abrëll 1999 ugefaangen.

Spigel vun engem Unit-Teleskop [1]
Spigel Haaptspigel M1 Sekundärspigel M2 Nasmyth-Spigel M3
Material Zerodur Beryllium Zerodur
Duerchmiesser 8,20 m 1,116 m 1,242 m × 0,866 m elliptesch
Déckt 178 mm 130 mm 140 mm
Gewiicht 23 000 kg 44 kg 105 kg
Form konkav konvex plan
Krëmmungsradius 28,975 m –4,55 m
Optesch Date vun engem Unit-Teleskop [2]
Fokus Cassegrain-Fokus Nasmyth-Fokus Coudé-Fokus
Brennwäit 108,827 m 120,000 m 378,400 m
Ëffnungsstand 13,41 15 47,3
Gesiichtsfeld 15 Bouminutte 30 Bouminutte 1 Bouminutt
Ofbildungsmoossstaf 0,53 mm/Bousekonn 0,58 mm/ Bousekonn 1,84 mm/ Bousekonn

Instrumenter[änneren | Quelltext änneren]

D'Instrument FORS1 am Cassegrainfokus vum Kueyen

Déi éischt Instrumentegeneratioun besteet aus zéng wëssenschaftlechen Instrumenter. Dobäi handelt et sech ëm Kameraen a Spektrographe fir verschidde Spektralberäicher. HAWK-I war net Deel vum Plang fir déi éischt Generatioun, mä ersetzt een anert Instrument, NIRMOS, wat net gebaut gouf. Den Design vun den Instrumenter gouf sou gewielt, datt si engem breede Krees vu Wëssenschaftler d'Méiglechkeet géife bidden, Donnéeë fir ënnerschiddlechst Zilsetzungen opzehuelen. Et ass viraus ze gesinn, datt sech Deeler vun der zweeter Instrumentegeneratioun dogéint op speziell a vun den Astronomen als besonnesch wichteg Problemer konzentréieren, zum Beispill Gammablëtzer oder Exoplanéite.

Tëscht Mee 2003 a Mäerz 2005 goung, ugefaange mat Kueyen, zousätzlech déi vun ESO selwer entwéckelt adaptiv Optik MACAO (Multi Application Curvature Adaptive Optics) an alle véier Teleskopen a Betrib geholl. Domat sinn nach méi schaarf Biller méiglech, leider ass d'Gesiichtsfeld vun der MACAO-Optik op 10 Bousekonne reduzéiert. Déi adaptiv Optik muss d'Seeing mat héijer Frequenz vun e puer honnert Hertz korrigéieren, wat fir de schwéieren Haaptspigel vill ze séier wier. Dofir schafft MACAO hanner dem Fokus am kolliméierten Deel vum Stralegank mat engem flaache 10-cm-Spigel, deen op 60 Piezo-Elemente montéiert ass. Prinzipiell kann d'adaptiv Optik un all Fokus gebraucht ginn, an der Praxis notzt vun den VLT-Instrumenter nëmme SINFONI d'MACAO-Technik aus, niewebäi déngt MACAO haaptsächlech den Observatioune mat dem VLT Interferometer. - Eréischt nei Instrumenter wäerte verstäerkt op MACAO zréckgräifen.

Well d'Yepun-Teleskop Instrumenter mat adaptiver Optik huet, ass d'Teleskop mat engem kënschtleche Leetstär, engem „Laser Guide Star“ (LGS) ausgerëscht. E staarke Laser reegt heibäi Natrium-Atome an eng Héicht vu ronn 95 km zum Liichten un, sou datt d'Liicht vum kënschtleche Stär um Wee zréck zum Teleskop op déiselwecht Aart a Weis vun der Atmosphär beaflosst gëtt, wéi d'Liicht vun den Objeten, déi observéiert sollte ginn. Amplaz mat engem ënner Ëmstänn ganz liichtschwaachen Objet kann déi adaptiv Optik da mat Hëllef vum kënschtlechen LGS schaffen.

Instrumenter am VLT
Teleskop Cassegrain-Fokus Nasmyth-Fokus A Nasmyth-Fokus B
Antu (UT1) FORS 2 CRIRES Gaaschtfokus
De Focal Reducer and low dispersion Spectrograph 2 ass d'Schwësterinstrument vum baugläiche FORS1. Allebéid gehéierten, mat ISAAC an UVES, zu de véier éischten Instrumenter a Betrib. Des Weideren ass FORS2 eng Kamera am visuelle Spektralberäich mat groussem Gesiichtsfeld vu bis zu 6,8 × 6,8 Bouminutten. An dësem Feld kënnen, statt ee Bild opzehuelen, e puer Objete gläichzäiteg mat niddreger Opléisung spektroskopéiert ginn (MOS: Multi Object Spectroscopy). D'MOS-Fäegkeet kënnt och duerch bei VIMOS agesate Masken zoustan, an déi d'Spektroskopie-Spléck mat Lasertechnik gefräst ginn.

Zanter Abrëll 2009 kann och mat FORS2 Polariséierung gemooss ginn, well déi polarimetresch Modi vu FORS1 iwwerdroe gouf. FORS 1 ass zanterhier mat FORS 2 an engem Instrument zesummegefouert.[3]

Den Cryogenic High-Resolution IR Echelle Spectrograph hëllt héichopléisend Spektren am Wellelängteberäich vun 1 bis 5 Mikrometer op. D'Instrument gouf 2006 installéiert a getest an ass zanter dem 1. Abrëll 2007 am Regelbetrib.[3] De Gaaschtfokus bitt Wëssenschaftler d'Méiglechkeet, eegen a besonnesch spezialiséiert Instrumenter un engem Teleskop vun der 8-m-Klass ze gebrauchen, ouni all Spezifikatioune erfëllen ze mussen, deenen een allgemengt ESO-Instrument ënnerläit. Bis elo war do mat ULTRACAM en Instrument montéiert, dat bannen Millisekonnen Biller vun engem klenge Gesiichtsfeld vu wéinege Bousekonne maache kann. Wëssenschaftlecht Zil vum ULTRACAMs, dat schonn un anere Teleskope montéiert war, ass et, Verännerunge vu kierzten Zäitskalen, wéi se zum Beispill bei Pulsare an Schwaarz Lächer virkommen, opzehulen.
Kueyen (UT2) XSHOOTER FLAMES UVES
D'Instrument XSHOOTER ass dat éischt Instrument vun der zweeter Intrumentegeneratioun. XSHOOTER ass e Spektrograph mëttlerer Opléisung iwwer engem wäite Wellelängteberäich vu noem Ultraviolett bis an dat not Infrarout, vun 300 bis 2500 Nanometer, an enger eenzeger Foto. Dat éischt montéiert Instrument un dësem Fokus, FORS2, gouf mat FORS1 zesummegefouert an un d'UT1 montéiert. De Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph ass e Spektrograph, dee mat Hëllef vu Glasfaser bis zu 130 Objeten am Gesiichtsfeld gläichzäiteg mat mëttlerer Opléisung spektroskopéiere kann (MEDUSA-Modus). An zwee weidere Modi, IFU an ARGUS, sinn d'Fasere sou no beienee gepaakt, datt raimlech opgeléist Spektre vun Objete mat enger visueller Gréisst vun nëmme wéinege Bousekonne méiglech sinn. Alternativ kënnen aacht Faseren d'Liicht zu UVES fir héichopléisend Spektroskopie leeden. Den Ultraviolett and Visual Echelle Spectrograph ass en héichopléisende Spektrograph mat engem blo- an engem routoptiméierten opteschen Aarm, déi simultan bedriwwe kënne ginn. Den zougängleche Wellelängteberäich geet vun 300 bis 1100 Nanometer.
Melipal (UT3) VISIR ISAAC VIMOS
De VLT Imager and Spectrometer in the Infra Red, fir Biller a Spektre vu schwaachen Objeten am mëttleren Infraroutberäich, vun 8 bis 13 an 16,5 bis 24,5 Mikrometer. VISIR ass domat dat Instrument um VLT, dat am wäitsten an den Infraroutberäich goe kann. D'Infrared Spectrometer And Array Camera kann am Noen Infraroutberäich Biller a Spaltspektren an niddreger bis mëttlerer Opléisung ophuelen. Dozou huet d'Instrument zwéi vuneneen onofhängeg optesch Weeër („Äerm“), déi jee op d'Wellelängteberäicher vun 1 bis 2,5 a vun 3 bis 5 Mikrometer optiméiert sinn. De Visible Multi-Object Spectrograph. D'Fäegkeete fir Spektroskopie a fir d'Fotograféiere gläichen deene vum FORS 2, allerdéngs mat engem véiermol méi groussem Gesiichtsfeld vun am Ganzen 4 × 7' × 8'. MOS-Maske gi mat enger Lasermaschinn, der Mask Manufacturing Unit (MMU) gestanzt, déi och d'Maske fir FORS 2 produzéiert. Zusätzlech gëtt et nach Faserbëndel fir Integral Field Spektroskopie. Am Total kënne mat VIMOS bis zu 6400 Spektre gläichzäiteg opgeholl ginn.
Yepun (UT4) SINFONI HAWK-I NACO
De Spectrograph for Integral Field Observation in the Near-Infrared ass en Noinfrarout-Spektrograf bei 1,0 bis 2,5 Mikrometer. Den eigentleche Spektrograph SPIFFI (Spectrometer for Infrared Faint Field Imaging) hëllt dobäi e Spektrum vum ganze Gesiichtsfeld op, dat 8" × 8", 3" × 3" oder 0,8" × 0,8" grouss ka sinn. Duerch déi adaptiv Optik am SINFONI-Modul kënne Spektre mat héchster raimlecher Opléisung opgeholl ginn. Den High Acuity Widefield K-band Imager, ass en Instrument, dat de Bedarf no Biller mat groussem Gesiichtsfeld bei gläichzäiteg héijer raimlecher Opléisung am Noinfraroutberäich vun 0,85 bis 2,5 Mikrometer deckt. HAWK-I hat säi First Light den 1. August 2007, de wëssenschaftleche Betrib den 1. Abrëll 2008 gestart (offiziell 1. Oktober 2008).[3] Eigentlech NAOS-CONICA, woubäi NAOS fir Nasmyth Adaptive Optics System an CONICA fir Coude Near Infrared Camera steet. CONICA war am Ufank fir de Coudéfokus virgesinn. NAOS ass e System fir d'Bildverbesserung mat adaptiver Optik, CONICA eng Infraroutkamera a Spektrograph am Beräich vun 1 bis 5 Mikrometer. Den Ënnerscheed zu ISAAC besteet an der wonnerbarer Bildqualitéit, allerdéngs bei engem méi klenge Gesiichtsfeld. Zousätzlech ka CONICA polarimetresch Miessungen ophuelen an hell Objeten duerch Koronographie ausblenden. Mam SDI, dem Simultaneous Differential Imager am NACO, kënne véier Biller a véier liicht ënnerschiddleche Wellelängteberäicher gläichzäiteg opgeholl ginn. Dës Biller kënne sou matenee verrechent ginn, datt d'Differenzen och den Noweis vu ganz schwaachen Objeten a Géigewart vun engem hellen erméiglechen.

Dës Instrumenter vun der zweeter Generatioun sinn an der Entwécklung oder schonn a Betrib:

  • KMOS (K-band Multi-Object Spectrograph) haaptsächlech fir d'Observatioun vu wäite Galaxien.[4]
  • MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) kombinéiert e wäiten Observatiounswénkel mat engem gudden Opléisungsverméigen duerch adaptiv Optik an deckt e wäite Spektralberäich of.[5]
  • SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) ass en Instrument fir d'Entdeckung an Ënnersich vun Exoplanéite.[6]
  • ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet- and Stable Spectroscopic Observations) fir d'Sich no stengege extra-solare Planéiten an der habitabler Zon [7]

VLT Interferometer[änneren | Quelltext änneren]

D'Hëllefsteleskopen an de VLTI-Labor

D'Coudéfoki vun alle Teleskope kënnen entweder inkohäerent oder kohäerent kombinéiert ginn. De kollektive inkohärente Fokus liegt in einem unterirdische Sammelraum und wird derzeit nicht benutzt. Der kohäerente Fokus ass an engem Labor, deen donieft ass, a gëtt duerch e speziellt optescht System gespeist, de VLT Interferometer (VLTI). Domat gëtt duerch Interferometrie, equivalent zu engem radioastronomeschen Interferometer, e wäit bessert Opléisungsverméigen erreecht wéi mat nëmmen engem Teleskop.

AT2 an Antu, vir um Bild gesäit een d'Schinnen an eng vun de Statiounen, op déi d'ATs positionéiert ka ginn

Haaptbestanddeel vum System si sechs an der Längt verännerlech delay lines. Dës gläichen éischtens déi duerch hir ënnerschiddlech Standplaze bedéngte Lafzäitdifferenze vum Liicht tëscht den eenzelne Teleskopen aus. Zweetens gläiche si d'geometresch-projezéiert Differenz vum optesche Wee aus, déi entsteet, wann en Objet net genee am Zenit steet. Well sech dës Längtedifferenz duerch déi visuell Bewegung vum Objet um Himmel ännert, mussen d'Delay-Lines iwwer eng Differenz vu bis zu 60 m variabel sinn, mat enger Prezisioun vun däitlech besser wéi ee Véierel vun der Wellelängt (kuckt ënnen). D'Stabilitéit vun der Wellefront ass och vu kritescher Bedeitung, dofir stabiliséiert dat adaptivt Optiksystem MACAO d'Stralegäng vun den UTs am Coudéfokus, ir d'Liicht zu den Delay-Lines geleet gëtt. D'Bildstabiliséierung fir d'Auxiliary-Teleskope („Hëllefsteleskope“, kuckt nächsten Ofsaz) erfollegt mat engem eppes einfacherem System, dat nëmmen Tip-Tilt-Korrektur leescht, also nëmmen Verkippunge vun der Wellefront korrigéiert, net awer hir Form.

Véier kleng 1,8-m-Teleskope, d'Auxiliary-Teleskope („Hëllefsteleskope“, ATs), déi ausschliisslech fir d'Interferenzteleskopie agesat ginn a fir Interferenzmiessunge mat bis zu 200 m Ofstand gebraucht kënne ginn, sinn och installéiert. Déi markantest Eegeschaft vun den ATs ass, datt si beweegt an op am Ganzen 30 Statioune installéiert kënne ginn. Dozou sinn d'AT-Statioune mat Schinne verbonnen. D'Liicht gëtt an ënnerierdeschen Tunnele vun de Statiounen zu den Delay-Lines geleet. De Virdeel vun der Iddi, d'VLTI souwuel mat den UTs wéi mat den ATs bedreiwen ze kënnen, läit doran, datt d'Opléisungsverméige wiesentlech vum Ofstand vun den Teleskope bestëmmt gëtt, d'Leeschtungsfäegkeet beim Miesse vu liichtschwaachen Objeten awer vum Teleskopduerchmiesser. Fir vill wëssenschaftlech Froestellunge sinn den Objete hell genuch, fir si mat den ATs eleng ze miessen. D'UTs kënnen da fir aner Fuerschungsprogrammer gebraucht ginn. Nëmme fir d'Interferometrie vu schwaachen Objete sinn d'UTs oder eng Mëschkonfiguratioun aus UTs an ATs noutwendeg.

D'VLTI hat säi First Light de 17. Mäerz 2001. Deemools waren zwéi 40-cm-Siderostate an een Testinstrument installéiert. Zanterhier goufen zwee wëssenschaftlech Instrumenter a verschidden Ënnerstëtzungssystemer an d'System integréiert. De wëssenschaftleche Betrib gouf am September 2003 mat dem éischten Instrument, dem MIDI, opgeholl. MIDI bedeit „MID-infrared Interferometric instrument“. Et schafft bei Wellenlängten ëm 10 Mikrometer a kann d'Liicht zwéier Teleskope kombinéieren. D'Zilsetzung vum MIDI ass manner d'Schafe vu komplette Biller mat héijer Opléisung, wéi villméi d'Bestëmmung vun der visueller Gréisst a vun einfache Strukture vun den observéierten Objete. D'Fotograféiere vu Biller ass prinzipiell mat dem zweeten Instrument, AMBER, méiglech. AMBER ass den „Astronomical Multiple BEam Recombiner“. AMBER vereent d'Stralegäng vun zwéi bis dräi Teleskope. D'Instrument schafft am noen Infraroutberäich bei ongeféier 1–2 Mikrometer. Allerdéngs gëtt och dëst Instrument am Ufank fir Aufgabe wéi d'raimlech héchstopgeléiste Spektroskopie gebraucht.

Déi gläichzäiteg Kombinatioun vun allen aacht Teleskopen, also vun de véier UTs an de vàier ATs, ass theoretesch méiglech. Tatsächlech gëtt d'Zuel vun de gläichzäiteg brauchbaren Teleskopen awer duerch zwéi Faktore begrenzt. Éischtens si vun den aacht geplangten Delay-Lines am Moment nëmme sechs realiséiert. Zweetens kënnen déi aktuell Instrumenter héchstens dräi Stralegäng gläichzäiteg kombinéieren.

Surveyteleskope[änneren | Quelltext änneren]

D'Teleskop-Plattform, mat UT1 bis 4 (vu lénks no riets), den ATs an d'VST-Kuppel tëscht UT3 an UT4

VST[änneren | Quelltext änneren]

D'VLT Survey Telescope ass e 2,6-m-Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop mat enger Blendenzuel vu 5,5. Et ass, wéi all aner Teleskopen op Paranal, azimutal montéiert. Well d'VST fir eng bestëmmten Aufgab geduecht ass, huet et nëmmen een eenzegt Instrument, d'OmegaCam fir Biller mat groussem Gesiichtsfeld, ongeféier 1 Grad x 1 Grad, am Wellelängteberäich vun 330 bis 1000 Nanometer. Am Joer 2001 war de fäerdegen Haaptspigel um Séitransport an de Chile gebrach, am Juni 2011 goufen éischt Biller publizéiert. De VST gëtt zu 100 % am Service-Mode gebraucht (kuckt ënner Oflaf vun den Observatioune).

VISTA[änneren | Quelltext änneren]

De Visible & Infrared Survey Telescope for Astronomy ass e 4-Meter-Teleskop, och fir d'Himmelsduerchmusterung, awer am infraroude Beräich. Säi Gesiichtsfeld wäert och e Quadratgrad bedroen a Biller am noen Infraroutberäich, ongeféier vun 1 bis 2,5 Mikrometer, maache kënnen. Et steet net bei Cerro Paranal, mä op engem Hiwwel op enger Distanz vun engem Kilometer. Et gëtt awer och vum VLT-Kontrollgebäi aus gesteiert. Den 21. Juni 2008 gouf déi éischt Test-Observatioun mat dem IR-Kamerasystem mat Succès duerchgefouert[8].

Observéieren um Paranal-Observatoire[änneren | Quelltext änneren]

D'Observatiounszäit kann zweemol am Joer fir dat iwwernächst Semester ugefrot ginn. Jee no Teleskop gëtt zwee- bis fënnefmol souvill Zäit ugefrot wéi tatsächlech verginn ka ginn. D'Virschléi ginn duerch e berodend Gremium no wëssenschaftlecher Qualitéit an Drénglechkeet aktzeptéiert.

No der Autorisatioun leet den Astronom nach doheem den detailléierten Oflaf vun den Observatioune a sougenannte „Observing Blocks“ (OBs) fest. Entweder ginn nëmmen dës OBs, zesumme mat de gewënschten Observatiounsbedéngungen, fir d'Ausféierung op Paranal geschéckt, fir dService-Mode-Observatioun, oder den Astronom reest selwer fir dVisitor-Mode-Observatioune an de Chile.

Oflaf vun den Observatiounen[änneren | Quelltext änneren]

Astronome genéissen de Sonnenënnergank, während den Antu (UT1) fir d'Nuecht opgemaach gëtt

Um Teleskop ass ëmmer en Ingenieur, den „Telescope and Instrument Operator“ (TIO), an een Astronom, den „Nighttime Astronomer“ (NA) vun der ESO. Am Service-Mode entscheed den NA unhand vun den Observatiounsbedingungen, wéi eng OBs mat Aussiicht op Erfolleg ausgefouert kënne ginn, a féiert d'Observatioun zesumme mat dem TIO duerch, dee fir d'Teleskop an den techneschen Oflaf verantwortlech ass. Nodeem d'Date gespäichert sinn, entscheed den NA, ob si den Ufuerderunge vum Antragsteller entspriechen oder ob den OB widderholl muss ginn.

Dagsiwwer betreit en „Daytime Astronomer“ typescherweis jee zwéi Teleskope. Hie féiert Kalibréierunge fir d'Observatioune vun der leschter Nuecht duerch, këmmert sech ëm d'Léisung vun eventuell opgetruedene Problemer aus der leschter Nuecht a bereet d'Teleskop op déi nächst Nuecht vir.

Wëssenschaftlech Resultater[änneren | Quelltext änneren]

De wëssenschaftleche Betrib vum VLT hat den 1. Abrëll 1999 ugefaangen. An deenen éischte 6 Joer goufen iwwer 1000 Artikelen an unerkannte Fachzäitschrëfte publizéiert, déi op Donneeë vum Paranal-Observatoire baséieren. Zu de wichtegste Resultater zielen:

  • Déi éischt direkt Biller vun engem Exoplanéit goufe mat dem VLT gemaach. Zwar ass net ganz sécher, ob dës Éier GQ Lupi b oder dem Planéit 2M1207b gehéiert, awer béid Biller stame vum NACO.[9][10][11]
  • D'Deep Impact-Missioun gouf vun allen ESO-Teleskopen aus observéiert. Nieft Biller goufe mat Spektrographie och nei Resultater zu der chemescher Zesummesetzung vum Koméit Tempel 1 gemaach.[12][13]
  • Mat ISAAC konnt d'Distanz zu der Galaxis NGC 300 méi genee wéi zu jiddwer anerer Galaxis baussecht der onmëttelbarer Noperschaft vun der Mëllechstrooss bestëmmt ginn. Sou Distanzbestëmmunge mat Hëllef vun de Cepheiden liwweren eng wichteg Grondlag vu kosmeschen Distanzmiessungen.[14]
  • De liichtschwaache Begleeder vum AB Doradus gouf mat NACO-SDI eng éischt Kéier direkt fotograféiert, wouduerch seng Mass mat Hëllef vun de Gesetzer vum Kepler bestëmmt konnt ginn. Dëse Brongen Zwerg ass duebel sou schwéier wéi theoretesch erwaart, wat vläicht Ännerungen an der Theorie vum Stärkäropbau an der Heefegkeet vu Planéite bei brongen Zwerge erfuerdert.[10]
  • Duerch Zoufall hat en helle Meteor d'Gesiichtsfeld vum FORS 1 gekräizt, wou grad Spektren opgeholl goufen. Et ass deen éischte genee kalibréierte Spektrum vun engem Meteor.[15]
  • FORS 2 an ISAAC halen zesummen de Rekord fir de wäiteste Gammablëtz bei z = 6.3.[16]
  • Mat dem VLTI kann net nëmmen den Duerchmiesser, mä och d'Form vun de Stäre bestëmmt ginn. Während Eta Carinae duerch säi staarke Stärewand iwwer de Pole an d'Längt gezunn schéngt, ass den Achernar duerch seng schnell Rotatioun bis un d'Grenze vum theoretesch Méiglechen ofgeplatt.[17][18]
  • Fir d'éischt gouf och mat dem VLTI en extragalaktescht Objet am mëttleren infraroudem Beräich bei 10μm interferometresch opgeléist, den aktive Kär vun der Galaxis NGC 1068. Dës Seyfert-Galaxis huet e Schwaarzt Lach vu ronn 100 Millioune Sonnemassen.[19]
  • Unhand vun enger Stärebedeckung duerch de Plutomound Charon den 11. Juli 2005 gouf mam VLT fir d'éischt deem säi geneeën Duerchmiesser mat 1207,2 Kilometer bestëmmt. Och d'Temperatur konnt mat −230 °C Grad gemooss ginn, wat ongeféier 10 °C méi kal ass, wéi bis elo ugeholl gouf.[20]
  • Mat Hëllef vum neien NACO SDI (NACO Simultaneous Differential Imager) am VLT gouf Ufank 2006 e Brongen Zwerg an e Begleeder entdeckt, déi nëmmen 12,7 Liichtjoer vun der Äerd ewech sinn.[21]
  • Duerch Observatioune vum Brongen Zwerg 2MASS1207-3932 mat dem VLT gouf am Mee 2007 entdeckt, datt deen Objet net nëmmen een ëmlafende Planéit huet, deen als éischten Exoplanéit direkt observéiert gouf, mä och, wéi jonk Stären, vun enger Scheif aus Gas a Stëbs ëmginn ass. Ausserdeem konnten d'Astronomen noweisen, datt de Brongen Zwerg och e Jet huet.
  • Mat dem VLTI ass et gelongen, de Stär Theta 1 Ori C am Triangulum, also dem Zentralberäich vum Orionniwwel, als Binärsystem opzeléisen an den Orbit tëscht Januar 2007 a Mäerz 2008 ze verfollegen. Duerch verschidden Zesummeschaltunge vun dräier Teleskope goufen bei enger gebrauchte Basislängt vun 130 Metern mat VLTI/AMBER am Noinfrarout (H- and K-band, 1.6 resp. 2.2 μm) en Opléisungsverméige vun 2 Millibousekonnen erreecht.
De Yepun-Teleskop, ee vun de véier Unit-Teleskope vum Very Large Telescope. De Laserstral déngt dozou, e kënschtleche Leed-Stär ze schafe fir d'Observatioun vum Zentrum vun der Mëllechstrooss.

Literatur[änneren | Quelltext änneren]

Ausgabe 92, Juni 1998: VLT First Light
Ausgabe 93, Sept. 1998: VLT Science Verification
Ausgabe 104, Juni 2001: VLTI First Fringes
Ausgabe 120, Juni 2005: The VLT Survey Telescope

Um Spaweck[änneren | Quelltext änneren]

Commons: Paranal-Observatorium – Biller, Videoen oder Audiodateien

Kuckt och[änneren | Quelltext änneren]

Saturn 01.svg Portal Astronomie


Referenzen[änneren | Quelltext änneren]

  1. ESO - The Very Large Telescope
  2. ESO - The Very Large Telescope
  3. 3,0 3,1 3,2 Paranal News. Auf: www.eso.org. (Abgerufen am 16. Juli 2010)
  4. http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/kmos/
  5. http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/muse/
  6. http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/sphere/
  7. http://espresso.astro.up.pt/
  8. VISTA - Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy
  9. ESO Press Release 23/04: Is This Speck of Light an Exoplanet? (10. September 2004)
  10. 10,0 10,1 ESO Press Release 12/05: Yes, it is the Image of an Exoplanet (30. April 2005)
  11. ESO Press Release 09/05: Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet? (7. April 2005)
  12. ESO Press Release 19/05: Comet Tempel 1 Went Back to Sleep (14. Juli 2005)
  13. ESO Press Release 15/05: Preparing for the Impact (30. Mai 2005)
  14. ESO Press Release 20/05: Moving Closer to the Grand Spiral (1. August 2005)
  15. ESO Press Release 19/04: Catching a Falling Star (30. Juli 2004)
  16. ESO Press Release 22/05: Star Death Beacon at the Edge of the Universe (12. September 2005)
  17. ESO Press Release 31/03: Biggest Star in Our Galaxy Sits within a Rugby-Ball Shaped Cocoon (18. November 2003)
  18. ESO Press Release 14/03: Flattest Star Ever Seen (11. Juni 2003)
  19. ESO Press Release 17/03: A First Look at the Doughnut Around a Giant Black Hole (19. Juni 2003)
  20. ESO 02/06 - Science Release: Measuring the Size of a Small, Frost World (4. Januar 2006)
  21. ESO 11/06 - Science release: The Sun's New Exotic Neighbour (22. März 2006)