Very Large Telescope

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Vista aèria del VLT

Very Large Telescope
Telescopi Molt Gran
Organització European Southern Observatory
Localització Cerro Paranal, Desert d'Atacama, Xile
Coordenades 24° 37′ 38″ S, 70° 24′ 13″ O / -24.62722,-70.40361Coord.: 24° 37′ 38″ S, 70° 24′ 13″ O / -24.62722,-70.40361
Altitud 2,635 m
Temps >340 nits clares/any
Web Very Large Telescope
Telescopis
Antu (UT1) 8,2 m reflector
Kueyen (UT2) 8,2 m reflector
Melipal (UT3) 8,2 m reflector
Yepun (UT4) 8,2 m reflector

El Very Large Telescope o VLT (Telescopi molt gran en anglès) és un sistema de quatre telescopis òptics separats, envoltats per diversos instruments menors. Cada un dels quatre instruments principals és un telescopi reflector amb un mirall de 8,2 metres. El projecte VLT forma part de l'European Southern Observatory (ESO), la major organització astronòmica d'Europa.

La resolució amb la que opera aquest sistema de telescopis equival a distingir, des del Regne Unit, els fars davanters d'un automòbil situat a Austràlia.[1]

El VLT es troba a l'Observatori Paranal al Cerro Paranal, una muntanya de 2.635 metres localitzada al desert d'Atacama, al nord de Xile. Igual que la major part dels observatoris mundials, el lloc ha estat elegit per la seva ubicació, ja que dista molt de zones de contaminació lumínica i té un clima desèrtic, en el qual abunden les nits clares.

El VLT consisteix en un grup de quatre telescopis grans i d'un interferòmetre (VLTI) que s'usa per a observacions amb resolució més alta. Els telescopis han estat anomenats segons alguns objectes astronòmics en la llengua local, el mapudungun: Antu (el Sol), Kueyen (la Lluna), Melipal (la Creu del Sud) i Yepun ( Venus).

El VLT pot operar de tres maneres:

  • Com quatre telescopis independents, aquest tipus de telescopis poden observar objectes molt tènues, un objecte de magnitud 30 es podria observar amb una exposició d'una hora, és a dir, pot observar objectes quatre mil milions de vegades més tènues dels observables a ull nu. El gran mirall de 8,2 metres es manté en posició per un sistema d'òptica activa, mentre que un sistema de òptica adaptativa anomenat NAOS, elimina l'escassa aberració introduïda per l'atmosfera terrestre sobre el Cerro Paranal.
  • Com a un únic instrument incoherent, que recull quatre vegades la llum d'un dels telescopis individuals, l'instrumental necessari per portar la llum a un focus combinat incoherent no ha estat muntat. Recentment, s'han proposat nous instruments per a fer possible aquest mode.[2] Algunes vegades es dirigeixen cap al mateix objecte diversos telescopis independents, tant per incrementar poder de captació de la llum total, o per proveir d'observacions simultànies amb instruments complementaris.
  • Com a únic instrument coherent en mode interferomètric, per a una resolució molt alta, aquest mode s'usa ocasionalment per a observacions de fonts brillant amb una extensió angular petita. Els quatre telescopis tenen la mateixa capacitat de recollida de llum d'un únic telescopi de 16 metres de diàmetre, convertint-se en l'instrument òptic més gran del món. La resolució, en aquesta manera d'observació, és similar a la d'un que tingui un diàmetre semblant a la distància entre els telescopis (al voltant de 100 metres). El VLTI té com a objectiu una resolució òptica de 0,001 segons d'arc a una longitud d'ona d'1 micres, prop de l'infraroig.[cal citació] És un angle de 0,000000005 radians, equivalent a resoldre un objecte de 2 metres a la distància que separa la Terra de la Lluna. [cal citació]

Teòricament el VLTI hauria de resoldre fàcilment els mòduls lunars (5 metres d'amplada) deixats sobre la superfície lunar per les missions Apollo. No obstant això, hi ha algunes dificultats. A causa de la gran quantitat de miralls involucrats en la manera interferomètric, una important fracció de la llum es perd abans d'arribar al detector. La tècnica d'interferometria és molt eficient només per a observar objectes prou petits com perquè tota la seva llum estigui concentrada. No és factible observar un objecte amb una brillantor superficial relativament baix, com la Lluna, perquè la seva llum és molt tènue. Només objectes amb temperatures superiors a 1000 °C tenen una brillantor superficial prou elevada com per ser observats a la regió de l'infraroig mitjà, i han d'estar a diversos milers de graus Celsius per poder observar-los en l'infraroig proper amb el VLTI. Això inclou la majoria de les estrelles en el veïnatge del Sol i molts objectes extragalàctics, com a nuclis brillants de galàxies actives,[3] però deixa fora de les observacions interferomètriques a la majoria dels objectes del Sistema Solar.

Instruments[modifica | modifica el codi]

Transportar un dels telescopis auxiliars mòbils del VLT
Un raig làser surt disparat de Yepun
Transport d'un dels AT.

Els instruments del VLT: [4]

Els instruments del VLT
Telescopi Cassegrain-Focus Nasmyth-Focus A Nasmyth-Focus B
Antu (UT1) FORS 2 CRIRES Guest focus
Kueyen (UT2) X-Shooter FLAMES UVES
Melipal (UT3) VISIR ISAAC VIMOS
Yepun (UT4) SINFONI HAWK-I NACO
  • Fors 1: (Focal Reducer and low dispersió Spectrograph) (Reductor Focal i Espectrògraf de baixa dispersió) és una càmera de llum visible i de múltiples objectes amb un espectrògraf de 6,8 minuts d'arc de camp visual.
  • Fors 2: Com Fors 1, però amb més espectroscòpies de multi-objectes.
  • ISAAC: (Infrared Spectrometer And Array Camera) (Espectròmetre infraroig i el conjunt de càmeres) és un productor d'imatges i espectrògraf d'infraroig proper.
  • Ves: (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) (Espectrògraf Echelle Ultraviolat i Visual) és un espectrògraf ultraviolat i de llum visible.
  • FLAMES: (Fibre Large Àrea Multi-Element Spectrograph) (Espectrògraf de Multi-Elements de fibra de Grans Superfícies) és una unitat de connexió de fibra de multi-objectes per a UVES i la GIRAFFE, aquest últim permet al mateix temps la capacitat d'estudiar centenars d'estrelles individuals en galàxies properes a la resolució espectral moderada en el visible.
  • NACO: (NAOS-CONICA, NAOS meaning Nasmyth Adaptive Optics System and CONICA meaning Couder Near Infrared Camera) (NAOS-CONICA, NAOS significa sistema d'òptica adaptativa Nasmyth i CONICA significa Cambra d'Infraroig Proper Couder) és una instal·lació d'òptica adaptativa, que produeix imatges infraroges tan nítides com les preses a l'espai i inclou, capacitats espectroscòpiques, coronagràfiques i polarimètriques .
  • Visir: (VLT Spectrometer and Imager for the mid-infrared) (Espectròmetre d'imatges del VLT per l'infraroig mitjà) proporciona imatges de difracció limitada i espectroscòpia en un rang de resolucions d'entre 10 i 20 micres de l'infraroig mitjà (MIR) de finestres atmosfèriques.
  • Simfonia: (Spectrograph for Integral Field Observations in the Near Infrared) (Espectrògraf per a les observacions de camp integral en el infraroig proper) és un espectrògraf de camp integral de resolució mitjana, en l'infraroig proper (1 - 05/02 micres) alimentat per un mòdul d'òptica adaptativa.
  • CRIRES: (CRyogenic InfraRed Echelle Spectrograph) (Espectrògraf Echelle Infraroig criogènic) és una òptica adaptativa assistida i proporciona un poder de resolució de fins a 100.000 en el rang infraroig de l'espectre des d'1 a 5 micres.
  • HAWK-I: (High Acuity Wide field K-band Imager) (Imatges d'alta Agudesa de camp ampli en la banda K) és un productor d'imatges en l'infraroig proper amb un camp relativament gran de vista .
  • Vam veure: (Visible Multi-Object Spectrograph) (Espectrògraf Visible de Multi-Objecte) ofereix imatges visibles i espectres de fins a 1.000 galàxies en una hora en un camp de 14 x 14 minuts d'arc de visió.
  • X-Shooter: el primer instrument de segona generació, un espectròmetre de gran amplada de banda [UV fins infrarojos propers] dissenyats per a explorar les propietats de fonts rares, inusuals o no identificats.
  • Guest focus: disponibles per als instruments visitants, com ara ULTRACAM o DAZZLE.

Diversos instruments del VLT de segona generació estan ara sota desenvolupament:

  • KMOS, un espectròmetre d'infraroig criogènic multi-objecte destinat principalment per a l'estudi de galàxies distants.
  • MUSE un gran explorador espectroscòpic de "3 dimensions" que proporcionarà un espectre visible complet de tots els objectes continguts en els "fas del llapis" a través de l'Univers.
  • SPHERE, un sistema d'òptica adaptativa d'alt contrast dedicada al descobriment i estudi dels exoplanetes.
  • ESPRESSO és un espectrògraf de nova generació d'alta resolució, capaç de detectar planetes similars a la Terra.

Articles relacionats[modifica | modifica el codi]

Referències[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Very Large Telescope