Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

Telescopio muy grande

Coordenadas : 24°37′39″S 70°24′15″O / 24.6275°S 70.4042°O / -24.6275; -70.4042 El Very Large Telescope ( VLT ) es una instalación astronómica operada desde 1998 por el Observato...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita
Coordenadas : 24°37′39″S 70°24′15″O / 24.6275°S 70.4042°O / -24.6275; -70.4042

El Very Large Telescope ( VLT ) es una instalación astronómica operada desde 1998 por el Observatorio Europeo Austral , ubicado en el Cerro Paranal en el desierto de Atacama , al norte de Chile . Consta de cuatro telescopios individuales, cada uno equipado con un espejo primario que mide 8,2 metros (27 pies) de diámetro. Estos telescopios ópticos , llamados Antu , Kueyen , Melipal y Yepun (todas palabras para objetos astronómicos en lengua mapuche ), generalmente se usan por separado, pero pueden combinarse para lograr una resolución angular muy alta . [ 1 ] El conjunto del VLT también se complementa con cuatro telescopios auxiliares móviles (AT) con aperturas de 1,8 metros (5,9 pies) .  

El VLT es capaz de observar longitudes de onda tanto visibles como infrarrojas . Cada telescopio individual puede detectar objetos que son aproximadamente cuatro mil millones de veces más débiles que lo que se puede ver a simple vista . Cuando todos los telescopios se combinan, la instalación puede alcanzar una resolución angular de aproximadamente 0,002 segundos de arco . En modo de telescopio único, la resolución angular es de aproximadamente 0,05 segundos de arco. [ 2 ]

El VLT es una de las instalaciones más productivas para la astronomía, solo superada por el Telescopio Espacial Hubble en cuanto al número de artículos científicos producidos por instalaciones que operan en longitudes de onda visibles. [ 3 ] Algunas de las observaciones pioneras realizadas con el VLT incluyen la primera imagen directa de un exoplaneta , el seguimiento de estrellas que orbitan alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea y observaciones del resplandor posterior del estallido de rayos gamma más lejano conocido . [ 4 ]

información general

Los cuatro telescopios unitarios del VLT

El VLT consta de un conjunto de cuatro grandes telescopios de 8,2 metros (27 pies) de diámetro (denominados Telescopios Unitarios o UT) con elementos ópticos que permiten combinarlos para formar un interferómetro astronómico (VLTI), utilizado para resolver objetos pequeños. El interferómetro también incluye un conjunto de cuatro telescopios móviles de 1,8 metros (5,9 pies) de diámetro dedicados a observaciones interferométricas. El primero de los UT comenzó a operar en mayo de 1998 y se ofreció a la comunidad astronómica el 1 de abril de 1999. Los demás telescopios entraron en funcionamiento en 1999 y 2000, lo que permitió la capacidad multitelescopio del VLT. Se añadieron cuatro Telescopios Auxiliares (AT) de 1,8 metros al VLTI para que esté disponible cuando los UT se utilicen en otros proyectos. Estos AT se instalaron y entraron en funcionamiento entre 2004 y 2007. [ 1 ]  

Los telescopios de 8,2 metros del VLT fueron diseñados originalmente para operar en tres modos: [ 5 ]

  • como un conjunto de cuatro telescopios independientes (este es el modo de funcionamiento principal).
  • como un único instrumento interferométrico coherente de gran tamaño (el interferómetro VLT o VLTI), para una mayor resolución. Este modo se utiliza para observaciones de fuentes relativamente brillantes con una extensión angular pequeña.
  • como un único instrumento incoherente grande, para mayor capacidad de captación de luz. La instrumentación necesaria para obtener un enfoque incoherente combinado no se construyó originalmente. En 2009, se presentaron nuevas propuestas de instrumentación para potencialmente hacer disponible ese modo de observación. [ 6 ] A veces, se apuntan varios telescopios de forma independiente al mismo objeto, ya sea para aumentar la potencia total de captación de luz o para proporcionar observaciones simultáneas con instrumentos complementarios.

Telescopios unitarios

Láser utilizado para óptica adaptativa . Excita los átomos de sodio en la atmósfera y crea una estrella guía láser .
Actualización de Yepun (UT4) con la "Instalación de Óptica Adaptativa" en 2012 [ 7 ]
Telescopio de la unidad sometido a inspección [ 8 ]

Los telescopios UT están equipados con un amplio conjunto de instrumentos que permiten realizar observaciones desde el ultravioleta cercano hasta el infrarrojo medio (es decir, una gran fracción de las longitudes de onda de luz accesibles desde la superficie de la Tierra ), con una gama completa de técnicas que incluyen espectroscopia de alta resolución, espectroscopia multiobjeto , imágenes e imágenes de alta resolución. En particular, el VLT cuenta con varios sistemas de óptica adaptativa que corrigen los efectos de la turbulencia atmosférica, proporcionando imágenes casi tan nítidas como si el telescopio estuviera en el espacio. En el infrarrojo cercano, las imágenes de óptica adaptativa del VLT son hasta tres veces más nítidas que las del Telescopio Espacial Hubble , y la resolución espectroscópica es mucho mejor que la del Hubble. Los VLT se destacan por su alto nivel de eficiencia y automatización en las observaciones.

Los espejos primarios de los UT tienen un diámetro de 8,2 metros (26,9 pies) , pero, en la práctica, la pupila de los telescopios está definida por sus espejos secundarios, lo que reduce efectivamente el diámetro útil a 8,0 metros (26,2 pies) en el foco Nasmyth y a 8,1 metros (26,6 pies) en el foco Cassegrain . [ 9 ]   

Los telescopios de 8,2 metros de diámetro están alojados en edificios compactos con control térmico, que giran sincrónicamente con los telescopios. Este diseño minimiza cualquier efecto adverso en las condiciones de observación, por ejemplo, debido a la turbulencia del aire en el tubo del telescopio, que de otro modo podría producirse por variaciones en la temperatura y el flujo del viento. [ 4 ]

El instrumento SPHERE acoplado al Telescopio Unitario 3 del VLT [ 10 ]

La función principal de los telescopios VLT es operar como cuatro telescopios independientes. La interferometría (que combina la luz de múltiples telescopios) se utiliza aproximadamente el 20 % del tiempo para obtener una resolución muy alta en objetos brillantes, como por ejemplo, en Betelgeuse . Este modo permite a los astrónomos observar detalles hasta 25 veces más finos que con telescopios individuales. Los haces de luz se combinan en el VLTI mediante un complejo sistema de espejos en túneles donde las trayectorias de la luz deben mantenerse iguales con diferencias inferiores a 1  μm a lo largo de una trayectoria de cien metros. Con este nivel de precisión, el VLTI puede reconstruir imágenes con una resolución angular de miliarcosegundos (unas pocas decenas de nanorradianes). [ 1 ]

Nombres mapuches para los telescopios unitarios

El interior de Antu (UT1), que significa "sol" en lengua mapuche .

Desde hacía tiempo, el ESO tenía la intención de asignar nombres "reales" a los cuatro telescopios unitarios del VLT, sustituyendo las designaciones técnicas originales de UT1 a UT4. En marzo de 1999, durante la inauguración del Paranal, se eligieron cuatro nombres significativos de objetos celestes en lengua mapuche . Este pueblo indígena vive principalmente al sur de Santiago de Chile.

En este contexto, se organizó un concurso de ensayos entre escolares de la II Región chilena, cuya capital es Antofagasta , para que escribieran sobre las implicaciones de estos nombres. El concurso recibió numerosas propuestas que abordaban el patrimonio cultural del país anfitrión de ESO.

El ensayo ganador fue presentado por Jorssy Albanez Castilla, de 17 años, originaria de Chuquicamata, cerca de la ciudad de Calama . Recibió el premio, un telescopio para aficionados, durante la inauguración del sitio Paranal. [ 11 ]

Los telescopios unitarios 1 a 4 se conocen desde entonces como Antu (Sol), Kueyen (Luna), Melipal ( Cruz del Sur ) y Yepun (Estrella Vespertina), respectivamente. [ 12 ] Originalmente hubo cierta confusión sobre si Yepun realmente se refería a la estrella vespertina Venus, porque un diccionario español-mapuche de la década de 1940 tradujo erróneamente Yepun como "Sirio". [ 13 ]

Telescopios auxiliares

Telescopio Auxiliar, la Residencia y el corazón de la Vía Láctea [ 14 ]

Aunque los cuatro telescopios unitarios de 8,2 metros pueden combinarse en el VLTI , su tiempo de observación se dedica principalmente a observaciones individuales y se utilizan para observaciones interferométricas durante un número limitado de noches al año. Sin embargo, los cuatro telescopios AT más pequeños de 1,8 metros están disponibles y dedicados a la interferometría para permitir que el VLTI funcione todas las noches. [ 4 ]

La parte superior de cada AT es una carcasa redonda, formada por dos conjuntos de tres segmentos que se abren y cierran. Su función es proteger el delicado telescopio de 1,8 metros de las condiciones del desierto. La carcasa está sostenida por la sección transportadora, de forma rectangular, que también contiene gabinetes de electrónica, sistemas de refrigeración líquida, unidades de aire acondicionado, fuentes de alimentación y otros componentes. Durante las observaciones astronómicas, la carcasa y la transportadora se aíslan mecánicamente del telescopio para garantizar que ninguna vibración comprometa los datos recopilados. [ 1 ]

La sección de transporte se desplaza sobre rieles, por lo que los AT pueden moverse a 30 ubicaciones de observación diferentes. Dado que el VLTI actúa más bien como un solo telescopio del tamaño del grupo de telescopios combinados, cambiar las posiciones de los AT significa que el VLTI puede ajustarse según las necesidades del proyecto de observación. [ 1 ] La naturaleza reconfigurable del VLTI es similar a la del Very Large Array .

Resultados científicos

El suave resplandor de la Vía Láctea se puede ver detrás del Telescopio de Sondeo VLT (VST) en el Observatorio Paranal de ESO. [ 15 ]

Los resultados del VLT han dado lugar a la publicación de un promedio de más de un artículo científico revisado por pares al día. Por ejemplo, en 2017 se publicaron más de 600 artículos científicos revisados ​​por pares basados ​​en datos del VLT. [ 16 ] Los descubrimientos científicos del telescopio incluyen la obtención de imágenes directas de Beta Pictoris b , el primer planeta extrasolar fotografiado de esta manera, [ 17 ] el seguimiento de estrellas individuales que se mueven alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, [ 18 ] y la observación del resplandor posterior del estallido de rayos gamma más lejano conocido . [ 19 ]

En 2018, el VLT ayudó a realizar la primera prueba exitosa de la Relatividad General de Albert Einstein sobre el movimiento de una estrella que pasa a través del campo gravitatorio extremo cerca del agujero negro supermasivo, es decir, el corrimiento al rojo gravitatorio . [ 20 ] De hecho, la observación se ha llevado a cabo durante más de 26 años con los instrumentos de óptica adaptativa SINFONI y NACO en el VLT, mientras que el nuevo enfoque en 2018 también utilizó el instrumento combinador de haces GRAVITY. [ 21 ] El equipo del Centro Galáctico en el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) utilizó estas observaciones para revelar estos efectos por primera vez. [ 22 ]

Otros descubrimientos con el sello del VLT incluyen la detección de moléculas de monóxido de carbono en una galaxia ubicada a casi 11 mil millones de años luz de distancia por primera vez, una hazaña que había permanecido esquiva durante 25 años. Esto ha permitido a los astrónomos obtener la medición más precisa de la temperatura cósmica en una época tan remota. [ 23 ] Otro estudio importante fue el de las violentas llamaradas del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. El VLT y APEX colaboraron para revelar cómo el material se estira al orbitar bajo la intensa gravedad cerca del agujero negro central. [ 24 ]

Utilizando el VLT, los astrónomos también han estimado la edad de estrellas extremadamente antiguas en el cúmulo NGC 6397. Basándose en modelos de evolución estelar  , se descubrió que dos estrellas tienen 13.4 ± 0.8 mil millones de años, es decir, pertenecen a la era más temprana de formación estelar en el Universo. [ 25 ] También han analizado la atmósfera alrededor de un exoplaneta supertierra por primera vez utilizando el VLT. El planeta, conocido como GJ 1214b , fue estudiado mientras pasaba frente a su estrella madre y parte de la luz estelar atravesaba la atmósfera del planeta. [ 26 ]

En total, de los 10 descubrimientos más importantes realizados en los observatorios de ESO, siete utilizaron el VLT. [ 27 ]

Detalles técnicos

Telescopios

Cada Telescopio Unitario es un telescopio Cassegrain Ritchey-Chrétien con un espejo primario Zerodur de 8,2 metros y 22 toneladas , con una distancia focal de 14,4 metros, y un espejo secundario ligero de berilio de 1,1 metros. Un espejo terciario plano desvía la luz a uno de los dos instrumentos en los focos Nasmyth f/15 a cada lado, con una distancia focal del sistema de 120 metros, [ 28 ] o el terciario se inclina hacia un lado para permitir que la luz pase a través del orificio central del espejo primario hacia un tercer instrumento en el foco Cassegrain. Esto permite cambiar entre cualquiera de los tres instrumentos en cinco minutos, para ajustarse a las condiciones de observación. Espejos adicionales pueden enviar la luz a través de túneles a los combinadores de haces VLTI centrales. El campo de visión máximo (en los focos Nasmyth) es de unos 27 minutos de arco de diámetro, ligeramente menor que la luna llena, aunque la mayoría de los instrumentos ven un campo más estrecho.  

Cada telescopio tiene una montura altazimutal con una masa total de alrededor de 350  toneladas y utiliza óptica activa con 150 soportes en la parte posterior del espejo primario para controlar la forma del  espejo delgado (177 mm de espesor) mediante computadoras. [ 29 ]

Instrumentos

Diagrama que muestra los instrumentos del VLT.
SPHERE es un generador de imágenes de exoplanetas . [ 30 ]
KMOS en el Antu (UT1) del VLT en el momento de la primera luz en 2012 [ 31 ]
El instrumento AMBER antes de su instalación en el VLTI en 2003.
MUSE montado en VLT Yepun (UT4)
VIMOS , el espectrógrafo visible de múltiples objetos, en Melipal (UT3)
Espectrógrafo X-shooter, 2009
Espectrógrafo UVES (UT2)
GRAVEDAD ( interferómetro )
FORS-1 en el foco cassegrain (UT2)

El programa de instrumentación del VLT es el más ambicioso jamás concebido para un solo observatorio. Incluye generadores de imágenes de gran campo, cámaras y espectrógrafos con corrección óptica adaptativa, así como espectrógrafos de alta resolución y multiobjeto , y abarca una amplia región espectral, desde el ultravioleta profundo (300  nm) hasta el infrarrojo medio (24  μm). [ 1 ]

Además de estos, GRAVITY y MATISSE están instalados actualmente en el laboratorio VLTI, junto con ESPRESSO alimentado mediante fibra óptica (no interferométrica).

ÁMBARCO (VLTI)
El instrumento recombinador multihaz astronómico combina tres telescopios del VLT simultáneamente, dispersando la luz en un espectrógrafo para analizar la composición y la forma del objeto observado. AMBER es, sin duda, el "instrumento interferométrico más productivo jamás creado". [ 33 ] Ha sido desmantelado. [ 34 ]
CRIRES y CRIRES+
El espectrógrafo echelle infrarrojo criogénico es un espectrógrafo echelle asistido por óptica adaptativa . Ofrece una resolución de hasta 100 000 en el rango espectral infrarrojo de 1 a 5  micrómetros.

Entre 2014 y 2020, CRIRES+ experimentó una importante actualización para proporcionar una cobertura de longitud de onda simultánea diez veces mayor. Un nuevo conjunto de detectores en el plano focal, compuesto por tres detectores Hawaii 2RG con una  longitud de onda de corte de 5,3 μm, reemplazó a los detectores existentes; se añadió una nueva unidad espectropolarimétrica y se mejoró el sistema de calibración. Uno de los objetivos científicos de CRIRES+ es la espectroscopia en tránsito de exoplanetas, que actualmente nos proporciona el único medio para estudiar las atmósferas exoplanetarias . Los planetas en tránsito son casi siempre planetas cercanos que son calientes y emiten la mayor parte de su luz en el infrarrojo (IR) . Además, el IR es una región espectral donde se esperan líneas de gases moleculares como el monóxido de carbono (CO) , el amoníaco (NH₃ ) y el metano (CH₄ ) , etc., procedentes de la atmósfera exoplanetaria . Esta importante región de longitud de onda está cubierta por CRIRES+, lo que permitirá además el seguimiento simultáneo de múltiples líneas de absorción . [ 35 ]

ERIS
El generador de imágenes y espectrógrafo de resolución mejorada es el instrumento más reciente del VLT, que comenzó a operar científicamente en 2023. Se trata de un generador de imágenes de infrarrojo cercano asistido por óptica adaptativa (con opción de coronógrafo) y un espectrógrafo de campo integral. Reemplaza a los antiguos instrumentos NACO y SINFONI con capacidades mejoradas.
CAFÉ EXPRÉS
El espectrógrafo echelle para exoplanetas rocosos y observaciones espectroscópicas estables es un espectrógrafo echelle de alta resolución, alimentado por fibra y con dispersión cruzada para el rango de longitud de onda visible, capaz de operar en modo 1 UT (usando uno de los cuatro telescopios) y en modo 4 UT (usando los cuatro), para la búsqueda de planetas extrasolares rocosos en la zona habitable de sus estrellas anfitrionas. Su característica principal es la estabilidad espectroscópica y la precisión de la velocidad radial. El requisito es alcanzar 10  cm/s, pero el objetivo es obtener un nivel de precisión de unos pocos cm/s. ESPRESSO se instaló y puso en marcha en el VLT entre 2017 y 2018. [ 36 ] [ 37 ]
LLAMAS
El espectrógrafo multielemento de gran matriz de fibra es una unidad de alimentación de fibra multiobjeto para UVES y GIRAFFE, esta última permite la capacidad de estudiar simultáneamente cientos de estrellas individuales en galaxias cercanas con una resolución espectral moderada en el visible. [ 38 ]
FORS1/FORS2
El reductor focal y espectrógrafo de baja dispersión es una cámara de luz visible y espectrógrafo multiobjeto con un  campo de visión de 6,8 minutos de arco. FORS2 es una versión mejorada de FORS1 e incluye capacidades adicionales de espectroscopia multiobjeto. FORS1 se retiró en 2009 para dar paso a X-SHOOTER; FORS2 continúa en funcionamiento a partir de 2021. [ 39 ]
GRAVEDAD (VLTI)
GRAVITY es un instrumento de infrarrojo cercano (NIR) asistido por óptica adaptativa para astrometría de ángulo estrecho con precisión de microsegundos de arco e imágenes interferométricas con referencia de fase de objetos celestes débiles. Este instrumento combina interferométricamente la luz NIR captada por cuatro telescopios en el VLTI. [ 40 ]
HALCÓN-I
El generador de imágenes de banda K de campo amplio y alta agudeza es un generador de imágenes de infrarrojo cercano con un campo de visión relativamente grande, de aproximadamente 8x8 minutos de arco. [ 41 ] [ 42 ]
ISAAC
El espectrómetro infrarrojo y la cámara de matriz eran un generador de imágenes y espectrógrafo de infrarrojo cercano; funcionaron con éxito desde 2000 hasta 2013 y luego se retiraron para dar paso a SPHERE, ya que la mayoría de sus capacidades ahora pueden ser proporcionadas por los más nuevos HAWK-I o KMOS.
KMOS
KMOS (Espectrógrafo Multiobjeto de banda K) [ 43 ] es un espectrómetro multiobjeto criogénico de infrarrojo cercano, que observa 24 objetos simultáneamente, destinado principalmente al estudio de galaxias distantes.
MATISSE (VLTI)
El experimento espectroscópico de infrarrojo medio de apertura múltiple es un espectrointerferómetro infrarrojo del VLT-Interferómetro , que potencialmente combina los haces de los cuatro Telescopios Unitarios (UT) y los cuatro Telescopios Auxiliares (AT). El instrumento se utiliza para la reconstrucción de imágenes. Tras 12 años de desarrollo, realizó su primera observación en el telescopio de Paranal en marzo de 2018. [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]
MIDI (VLTI)
MIDI es un instrumento que combina dos telescopios del VLT en el infrarrojo medio, dispersando la luz en un espectrógrafo para analizar la composición del polvo y la forma del objeto observado. MIDI es, sin duda, el segundo instrumento interferométrico más productivo de la historia (superado recientemente por AMBER ). MIDI fue retirado en marzo de 2015 para preparar el VLTI para la llegada de GRAVITY y MATISSE. [ 47 ]
MUSA
MUSE es un enorme explorador espectroscópico "tridimensional" que proporcionará espectros visibles completos de todos los objetos contenidos en "haces de lápiz" a través del Universo. [ 48 ]
NACO
NAOS-CONICA (NAOS significa sistema de óptica adaptativa Nasmyth y CONICA significa cámara de infrarrojo cercano Coude) es una instalación de óptica adaptativa que produce imágenes infrarrojas tan nítidas como si se tomaran en el espacio e incluye capacidades espectroscópicas, polarimétricas y coronográficas. [ 49 ]
PIONERO (VLTI)
Es un instrumento para combinar la luz de todos los telescopios de 8 metros, lo que permite captar detalles aproximadamente 16 veces más finos que los que se pueden ver con un solo UT. [ 50 ]
SINFONI
El espectrógrafo para observaciones de campo integral en el infrarrojo cercano era un espectrógrafo de campo integral de resolución media en el infrarrojo cercano (de 1 a 2,5  micrómetros) alimentado por un módulo de óptica adaptativa. Estuvo en funcionamiento desde 2003 y se retiró en junio de 2019 para dejar espacio al futuro ERIS. [ 51 ]
ESFERA
La investigación espectropolarimétrica de exoplanetas de alto contraste, un sistema de óptica adaptativa de alto contraste dedicado al descubrimiento y estudio de exoplanetas . [ 52 ] [ 53 ]
ULTRACAM
ULTRACAM es un instrumento para visitantes destinado a la fotometría de ultra alta velocidad de objetos variables. ULTRACAM proporciona tres bandas simultáneas de fotometría óptica. [ 54 ]
UVES
El espectrógrafo echelle ultravioleta y visible es un espectrógrafo echelle de luz ultravioleta y visible de alta resolución . [ 55 ]
VIMOS
El espectrógrafo multiobjeto visible proporcionó imágenes y espectros visibles de hasta 1000 galaxias a la vez en un  campo de visión de 14 × 14 minutos de arco. Se utilizó principalmente para varios estudios de corrimiento al rojo a gran escala de galaxias distantes, incluidos VVDS, zCOSMOS y VIPERS. Fue retirado en 2018 para dejar espacio al regreso de CRIRES+. [ 51 ]
VINCI (VLTI)
VINCI fue un instrumento de prueba que combinaba dos telescopios del VLT. Fue el primer instrumento en funcionar del VLTI y ya no está en uso. [ 56 ]
VISIR
El espectrómetro y generador de imágenes del VLT para el infrarrojo medio proporciona imágenes y espectroscopia limitadas por difracción en un rango de resoluciones en las ventanas atmosféricas del infrarrojo medio (MIR) de 10 y 20 micrómetros. VISIR alberga la demostración científica NEAR, donde NEAR consiste en la búsqueda de nuevas Tierras en la región de Alfa Centauri. [ 57 ]
X-Shooter
X-Shooter es el primer instrumento de segunda generación, en funcionamiento desde 2009. [ 58 ] Es un espectrómetro de objeto único de banda muy ancha [UV a infrarrojo cercano] diseñado para explorar las propiedades de fuentes raras, inusuales o no identificadas.

Interferometría

Los cuatro telescopios unitarios de 8,2 metros y los telescopios auxiliares de 1,8 metros se conectaron por primera vez el 17 de marzo de 2011, convirtiéndose en el interferómetro VLT (VLTI) con seis líneas de base. [ 59 ]

En su modo de operación interferométrica , la luz de los telescopios se refleja en espejos y se dirige a través de túneles a un laboratorio central de combinación de haces. En el año 2001, durante la puesta en marcha, el VLTI midió con éxito los diámetros angulares de cuatro enanas rojas, incluida Proxima Centauri . Durante esta operación, alcanzó una resolución angular de ±0,08 miliarcosegundos (0,388 nanorradianes). Esto es comparable a la resolución alcanzada con otros conjuntos como el Interferómetro Óptico Prototipo de la Armada y el conjunto CHARA . A diferencia de muchos interferómetros ópticos e infrarrojos anteriores, el instrumento Recombinador Multihaz Astronómico (AMBER) del VLTI fue diseñado inicialmente para realizar la integración coherente (que requiere una relación señal/ruido mayor que uno en cada tiempo de coherencia atmosférica). Utilizando los grandes telescopios y la integración coherente, el objeto más débil que el VLTI puede observar es de magnitud 7 en el infrarrojo cercano para observaciones de banda ancha, [ 60 ] similar a muchos otros interferómetros ópticos/infrarrojos cercanos sin seguimiento de franjas. En 2011, se introdujo un modo de integración incoherente [ 61 ] llamado AMBER "modo ciego", que es más similar al modo de observación utilizado en conjuntos de interferómetros anteriores como COAST, IOTA y CHARA. En este "modo ciego", AMBER puede observar fuentes tan débiles como K=10 en resolución espectral media. En longitudes de onda del infrarrojo medio más desafiantes, el VLTI puede alcanzar magnitud 4.5, significativamente más débil que el Interferómetro Espacial Infrarrojo . Cuando se introduce el seguimiento de franjas, se espera que la magnitud límite del VLTI mejore en un factor de casi 1000, alcanzando una magnitud de alrededor de 14. Esto es similar a lo que se espera para otros interferómetros de seguimiento de franjas. En modo espectroscópico, el VLTI puede alcanzar actualmente una magnitud de 1,5. El VLTI puede funcionar de forma totalmente integrada, por lo que las observaciones interferométricas son bastante sencillas de preparar y ejecutar. El VLTI se ha convertido en la primera instalación interferométrica óptica/infrarroja de uso general del mundo que ofrece este tipo de servicio a la comunidad astronómica. [ 62 ]

Primera luz para el instrumento interferométrico MATISSE [ 46 ]

Debido a la gran cantidad de espejos que componen el tren óptico, se pierde aproximadamente el 95 % de la luz antes de llegar a los instrumentos a una longitud de onda de 1  μm, el 90 % a 2  μm y el 75 % a 10  μm. [ 63 ] Esto se refiere a la reflexión en 32 superficies, incluyendo el tren Coudé , el separador de estrella, la línea de retardo principal, el compresor de haz y la óptica de alimentación. Además, la técnica interferométrica es tan eficiente que solo resulta muy eficaz para objetos lo suficientemente pequeños como para que toda su luz se concentre.

Por ejemplo, un objeto con un brillo superficial relativamente bajo como la luna no puede observarse porque su luz está demasiado diluida. Solo los objetivos que están a temperaturas de más de 1000 °C (1800 °F) tienen un brillo superficial lo suficientemente alto como para ser observados en el infrarrojo medio, y los objetos deben estar a varios miles de grados Celsius para observaciones en el infrarrojo cercano usando el VLTI. Esto incluye la mayoría de las estrellas en la vecindad solar y muchos objetos extragalácticos como los núcleos galácticos activos brillantes , pero este límite de sensibilidad descarta las observaciones interferométricas de la mayoría de los objetos del sistema solar. Aunque el uso de telescopios de gran diámetro y corrección óptica adaptativa puede mejorar la sensibilidad, esto no puede extender el alcance de la interferometría óptica más allá de las estrellas cercanas y los núcleos galácticos activos más brillantes .  

Dado que los telescopios unitarios se utilizan la mayor parte del tiempo de forma independiente, se emplean principalmente en modo interferométrico durante los periodos de mayor brillo (es decir, cerca de la luna llena). En otros momentos, la interferometría se realiza con telescopios auxiliares (TA) de 1,8 metros, dedicados exclusivamente a mediciones interferométricas. Las primeras observaciones con un par de TA se llevaron a cabo en febrero de 2005, y los cuatro TA ya están en funcionamiento. Para las observaciones interferométricas de los objetos más brillantes, el uso de telescopios de 8 metros ofrece pocas ventajas en comparación con los de 1,8 metros.

Los dos primeros instrumentos del VLTI fueron VINCI (un instrumento de prueba utilizado para configurar el sistema, ahora fuera de servicio) y MIDI, [ 64 ] que solo permiten el uso de dos telescopios simultáneamente. Con la instalación del instrumento de fase de cierre AMBER de tres telescopios en 2005, se esperan las primeras observaciones de imágenes del VLTI próximamente.

El despliegue del instrumento PRIMA (Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry) comenzó en 2008 con el objetivo de permitir mediciones referenciadas en fase, ya sea en un modo astrométrico de dos haces o como sucesor de VINCI como rastreador de franjas, operando simultáneamente con uno de los otros instrumentos. [ 65 ] [ 66 ] [ 67 ]

Tras sufrir un considerable retraso y no cumplir con algunas especificaciones, en diciembre de 2004 el Interferómetro del VLT se convirtió en el objetivo de un segundo "plan de recuperación" del ESO . Este plan implica un esfuerzo adicional centrado en la mejora del seguimiento de franjas y el rendimiento de las líneas de retardo principales . Cabe destacar que esto solo se aplica al interferómetro y no a otros instrumentos en Paranal. En 2005, el VLTI producía observaciones de forma rutinaria, aunque con una magnitud límite más brillante y una eficiencia de observación inferior a la esperada.

A fecha de marzo de 2008El VLTI ya había dado lugar a la publicación de 89 artículos revisados ​​por pares [ 68 ] y había publicado la primera imagen de la estructura interna de la misteriosa Eta Carinae . [ 69 ] En marzo de 2011, el instrumento PIONIER combinó por primera vez simultáneamente la luz de los cuatro telescopios unitarios, lo que potencialmente convertiría al VLTI en el telescopio óptico más grande del mundo. [ 50 ] Sin embargo, este intento no tuvo mucho éxito. [ 70 ] El primer intento exitoso se produjo en febrero de 2012, con cuatro telescopios combinados en un espejo de 130 metros de diámetro. [ 70 ]

En marzo de 2019, los astrónomos del ESO , empleando el instrumento GRAVITY en su Interferómetro del Telescopio Muy Grande (VLTI), anunciaron la primera detección directa de un exoplaneta , HR 8799 e , utilizando interferometría óptica . [ 71 ]

Puesta de luna sobre Cerro Paranal
La Residencia y Campamento Base de Paranal a 2.400 metros (7.900 pies)
Dentro de la Residencia Paranal
Una vista panorámica del VLT con su láser en funcionamiento.
El cielo nocturno en el Observatorio Paranal de ESO al anochecer.

Se canceló el proyecto del complejo industrial.

En 2024, AES Andes , una empresa de servicios públicos, propuso un megaproyecto de energía verde conocido como INNA, ubicado a 11 km del VLT. [ 72 ] La propuesta recibió fuertes críticas de la comunidad astronómica debido a las amenazas que representaban la contaminación lumínica , el aumento de la turbulencia atmosférica generada por las turbinas eólicas , las vibraciones y el polvo de la construcción, que perturbarían gravemente las operaciones tanto del VLT como del futuro Telescopio Extremadamente Grande . [ 73 ] Tras la oposición, AES Andes anunció la cancelación del proyecto INNA en enero de 2026 y lo retiró formalmente del Servicio de Evaluación Ambiental de Chile al mes siguiente. [ 74 ]

Uno de los grandes espejos de los telescopios fue el tema de un episodio de la serie de telerrealidad « Las reparaciones más difíciles del mundo» del National Geographic Channel , donde un equipo de ingenieros desmontó y transportó el espejo para limpiarlo y recubrirlo con aluminio . El trabajo requirió luchar contra fuertes vientos, reparar una bomba averiada en una lavadora gigante y solucionar un problema de aparejo. El procedimiento forma parte del mantenimiento rutinario programado. [ 75 ]

Fachada oeste del Hotel ESO

El área que rodea al Very Large Telescope apareció en la película de 2008 Quantum of Solace . El Hotel ESO , la Residencia, sirvió de escenario para parte de la película de James Bond . [ 4 ] El productor Michael G. Wilson dijo: «La Residencia del Observatorio Paranal llamó la atención de nuestro director, Marc Forster, y del diseñador de producción, Dennis Gassner, tanto por su diseño excepcional como por su ubicación remota en el desierto de Atacama. Es un verdadero oasis y el escondite perfecto para Dominic Greene, nuestro villano, a quien 007 persigue en nuestra nueva película de James Bond». [ 76 ]

Véase también

Comparación de tamaños de los espejos primarios. La línea punteada muestra el tamaño teórico de los espejos combinados del VLT (verde oscuro).

Referencias

  1. 1 2 3 4 5 6 "El Telescopio Muy Grande" . ESO . Consultado el 5 de agosto de 2011 .
  2. ↑ "Preguntas frecuentes sobre VLT/Paranal" . eso.org .
  3. ↑ Trimble, V.; Ceja, JA (2010). "Productividad e impacto de las instalaciones astronómicas: una muestra reciente" (PDF) . Astronomische Nachrichten . 331 (3): 338. Bibcode : 2010AN....331..338T . doi : 10.1002/asna.200911339 . S2CID 54516166 . 
  4. 1 2 3 4 "El Telescopio Muy Grande: el observatorio astronómico de luz visible más avanzado del mundo" . ESO . Consultado el 5 de agosto de 2011 .
  5. ↑ "Ciencia con el VLT en la era del ELT" (PDF) . Archivado del original (PDF) el 9 de marzo de 2012. Consultado el 17 de junio de 2013 .
  6. ↑ Pasquini, Luca; et al. (2009). "ESPRESSO: Un espectrógrafo de alta resolución para el foco Coudé combinado del VLT". Ciencia con el VLT en la era del ELT (PDF) . Actas de Astrofísica y Ciencias Espaciales. Vol. 9. págs. 395–399 . Bibcode : 2009ASSP....9..395P . CiteSeerX 10.1.1.218.6892 . doi : 10.1007/978-1-4020-9190-2_68 . ISBN     978-1-4020-9189-6Archivado del original (PDF) el 9 de junio de 2015.
  7. ↑ "Preparando el VLT para obtener imágenes aún más nítidas" . Imagen de la semana del ESO . Consultado el 14 de mayo de 2012 .
  8. ↑ "Un examen ocular muy extenso" . eso.org .
  9. ↑ "Very Large Telescope: Requisitos para instrumentos científicos en los telescopios unitarios del VLT" (PDF) . www.eso.org . Consultado el 4 de enero de 2024 .
  10. ↑ "El extraño caso del enano desaparecido" . Comunicado de prensa del ESO . Observatorio Europeo Austral . Consultado el 27 de febrero de 2015 .
  11. ↑ "Telescopios de la unidad VLT nombrados en la inauguración de Paranal" . ESO. 6 de marzo de 1999. Consultado el 4 de mayo de 2011 .
  12. ↑ "Nombres de los telescopios unitarios del VLT" . Consultado el 4 de mayo de 2011 .
  13. ↑ "Sobre el significado de "YEPUN"" . Consultado el 4 de mayo de 2011 .
  14. ↑ "De la Residencia a la Vía Láctea" . eso.org . Consultado el 7 de agosto de 2017 .
  15. ↑ "Orión vigila Paranal" . Consultado el 2 de marzo de 2020 .
  16. ↑ "Estadísticas de publicación de ESO" (PDF) . Consultado el 6 de agosto de 2018 .
  17. ↑ "¿Finalmente se ha fotografiado el planeta Beta Pictoris?" . ESO. 21 de noviembre de 2008 . Consultado el 4 de mayo de 2011 .
  18. ↑ "Estudio sin precedentes de 16 años rastrea estrellas que orbitan el agujero negro de la Vía Láctea" . ESO. 10 de diciembre de 2008. Consultado el 4 de mayo de 2011 .
  19. ↑ "El satélite Swift de la NASA detecta la explosión de rayos gamma más lejana jamás registrada" . NASA. 19 de septiembre de 2008. Consultado el 4 de mayo de 2011 .
  20. ↑ "Primera prueba exitosa de la relatividad general de Einstein cerca de un agujero negro supermasivo: culminación de 26 años de observaciones del ESO en el corazón de la Vía Láctea" . eso.org . Consultado el 28 de julio de 2018 .
  21. ↑ Colaboración GRAVITY; Abuter, R.; Amorim, A.; Anugu, N.; Bauböck, M.; Benisty, M.; Berger, JP; Blind, N.; Bonnet, H. (24 de julio de 2018). "Detección del corrimiento al rojo gravitacional en la órbita de la estrella S2 cerca del agujero negro masivo del centro galáctico". Astronomía y Astrofísica . 615 (15): L15. arXiv : 1807.09409 . Bibcode : 2018A & A...615L..15G . doi : 10.1051/0004-6361/201833718 . S2CID 118891445 . 
  22. ↑ "Primera prueba exitosa de la relatividad general de Einstein cerca de un agujero negro supermasivo" . mpe.mpg.de. Consultado el 28 de julio de 2018 .
  23. ↑ "Un termómetro molecular para el universo distante" . ESO. 13 de mayo de 2008. Consultado el 5 de abril de 2011 .
  24. ↑ "Astrónomos detectan materia desgarrada por un agujero negro" . ESO. 18 de octubre de 2008. Consultado el 5 de abril de 2011 .
  25. ↑ "¿Qué edad tiene la Vía Láctea?" . ESO. 17 de agosto de 2004 . Consultado el 5 de abril de 2011 .
  26. ↑ "El VLT captura el primer espectro directo de un exoplaneta" . ESO. 13 de enero de 2010. Consultado el 5 de abril de 2011 .
  27. ↑ "Los 10 principales descubrimientos astronómicos del ESO" . ESO . Consultado el 5 de agosto de 2011 .
  28. ↑ "Requisitos para los instrumentos científicos de los telescopios unitarios del VLT" (PDF) . ESO . Consultado el 18 de enero de 2018 .
  29. ^ Dierickx, P.; Enard, D.; Geyl, R.; Paseri, J.; Cayrel, M.; Béraud, P. "Los espejos primarios del VLT: producción de espejos y rendimiento medido" . ESO.
  30. ↑ "El generador de imágenes de exoplanetas SPHERE se envía a Chile" . ESO. 18 de febrero de 2014. Consultado el 12 de marzo de 2014 .
  31. ↑ "Gigante de 24 brazos investigará la vida temprana de las galaxias" (Comunicado de prensa). ESO . Consultado el 12 de diciembre de 2012 .
  32. 1 2 "Instrumentación del Observatorio Paranal" . ESO . Consultado el 26 de diciembre de 2023 .
  33. ↑ "El instrumento interferométrico más productivo de la historia" . Archivado del original el 9 de junio de 2015.
  34. ↑ information@eso.org. "AMBER" . eso.org . Consultado el 9 de agosto de 2022 .
  35. ↑ «CRIRES+» . ESO . Consultado el 24 de octubre de 2020 .
  36. ↑ "Espresso" . Universidad de Oporto . Consultado el 21 de julio de 2021 .
  37. ↑ «ESPRESSO» . ESO . Consultado el 5 de octubre de 2015 .
  38. ↑ "LLAMAS" . www.eso.org . Consultado el 21 de septiembre de 2022 .
  39. ↑ "FORS – Reductor focal y espectrógrafo de baja dispersión" . ESO. 7 de septiembre de 2014.
  40. ↑ "GRAVEDAD" . Instituto Max Planck de Física Extraterrestre . Consultado el 5 de abril de 2021 .
  41. ↑ Williams, Matt (7 de septiembre de 2022). "La formación estelar en el centro de la Vía Láctea comenzó en el núcleo y luego se extendió hacia afuera" . Universe Today . Consultado el 8 de septiembre de 2022 .
  42. ↑ "HAWK-I" . www.eso.org . Consultado el 8 de septiembre de 2022 .
  43. ↑ «ESO-KMOS» . eso.org . Consultado el 8 de septiembre de 2022 .
  44. ↑ "MATISSE (el experimento espectroscópico de infrarrojo medio de múltiples aperturas)" . ESO. 25 de septiembre de 2014. Consultado el 3 de julio de 2015 .
  45. ↑ Lopez, B.; Lagarde, S; Jaffe, W.; Petrov, R.; Schöller, M.; Antonelli, P.; et al. (14 de septiembre de 2014). "Una visión general del instrumento MATISSE: ciencia, concepto y estado actual" (PDF) . The Messenger . 157 : 5. Bibcode : 2014Msngr.157....5L . 
  46. 1 2 "El instrumento MATISSE ve su primera luz en el interferómetro del Very Large Telescope de ESO: el instrumento interferométrico más potente jamás creado en longitudes de onda del infrarrojo medio" . ESO . Consultado el 5 de marzo de 2018 .
  47. ↑ "Astrónomos descubren un agujero negro supermasivo oculto" . SciTechDaily . 21 de febrero de 2022. Consultado el 15 de septiembre de 2022 .
  48. ↑ "Musa" . ESO . Consultado el 17 de junio de 2013 .
  49. ↑ «NACO» . eso.org . Consultado el 21 de septiembre de 2022 .
  50. 1 2 "ann11021 – Luz de los cuatro telescopios unitarios del VLT combinada por primera vez" . ESO. 20 de abril de 2011. Recuperado el 17 de junio de 2013 .
  51. 1 2 "Paranal – instrumentos desmantelados" . Consultado el 21 de julio de 2021 .
  52. ↑ "Esfera" . ESO . Consultado el 2 de julio de 2015 .
  53. ↑ "Primera luz del generador de imágenes de exoplanetas SPHERE" (Comunicado de prensa). ESO. 4 de junio de 2014. Consultado el 25 de mayo de 2021 .
  54. ↑ Kennedy, MR (18 de febrero de 2022). "Medición de la masa de la viuda negra PSR J1555-2908" . Oxford Academic . Recuperado el 15 de septiembre de 2022 .
  55. ↑ "UVES" . www.eso.org . Consultado el 16 de septiembre de 2022 .
  56. ↑ "VINCI" . eso.org . Consultado el 16 de septiembre de 2022 .
  57. ↑ "ESO – Demostración científica NEAR" .
  58. ^ Vernet, J.; Dekker, H.; D'Odorico, S.; Kaper, L.; Kjaergaard, P.; Martillo, F.; Randich, S.; Zerbi, F.; Groot, PJ; Hjorth, J.; Guinouard, I.; Navarro, R.; Adolfse, T.; Albers, PW; Amans, J.-P. (1 de diciembre de 2011). "X-shooter, el nuevo espectrógrafo de resolución intermedia de banda ancha en el Very Large Telescope de ESO" . Astronomía y Astrofísica . 536 : A105. arXiv : 1110.1944 . Código Bib : 2011A y A...536A.105V . doi : 10.1051/0004-6361/201117752 . ISSN 0004-6361 . S2CID 218529727 .  
  59. ↑ "Primera vez se combina la luz de los cuatro telescopios unitarios del VLT" (Comunicado de prensa). ESO. 20 de abril de 2011.
  60. ↑ "AMBER – Combinador Astronómico Multihaz" . ESO . Consultado el 17 de junio de 2013 .
  61. ↑ "AMBER 'modo ciego'"" . Fizeau.oca.eu. 1 de enero de 2012. Archivado del original el 26 de marzo de 2012. Recuperado el 17 de junio de 2013 .
  62. ↑ "Observación con el interferómetro VLT de ESO" . ESO. 29 de junio de 2006. Archivado del original el 20 de octubre de 2012. Consultado el 17 de junio de 2013 .
  63. ↑ Puech, F.; Gitton, P. (2006). Documento de control de interfaz entre VLTI y sus instrumentos (Informe técnico). VLT-ICD-ESO-15000-1826.
  64. ↑ "Instrumento interferométrico de infrarrojo medio" . ESO . Consultado el 17 de junio de 2013 .
  65. ^ Sahlmann, J.; Ménardi, S.; Abuter, R.; Accardo, M.; Mottini, S.; Delplancke, F. (2009). "La unidad de sensor de franjas PRIMA". Astronomía y Astrofísica . 507 (3): 1739-1757 . arXiv : 0909.1470 . Código Bib : 2009A y A...507.1739S . doi : 10.1051/0004-6361/200912271 . S2CID 274903 . 
  66. ↑ Delplancke, Francoise (2008). "The PRIMA facility phase-referenced imaging and micro-arcsecond astrometry". New Astronomical Review . 52 ( 2– 5): 189– 207. Bibcode : 2008NewAR..52..199D . doi : 10.1016/j.newar.2008.04.016 .
  67. ↑ Sahlmann, J.; Abuter, R.; Menardi, S.; Schmid, C.; Di Lieto, N.; Delplancke, F.; Frahm, R.; Gomes, N.; Haguenauer, P.; et al. (2010). "Primeros resultados del seguimiento de franjas con la unidad de sensor de franjas PRIMA". En Danchi, William C; Delplancke, Françoise; Rajagopal, Jayadev K (eds.). Interferometría óptica e infrarroja II . Actas de la SPIE. Vol. 7734. pp. 773422–773422–12. arXiv : 1012.1321 . Bibcode : 2010SPIE.7734E..22S . doi : 10.1117/12.856896 . S2CID 118479949 .    
  68. ↑ «Bibliografía del Telescopio ESO» . ESO . Consultado el 17 de junio de 2013 .
  69. ↑ «eso0706b – Los vientos interiores de Eta Carinae» . ESO. 23 de febrero de 2007 . Consultado el 17 de junio de 2013 .
  70. 1 2 Moskvitch, Katia (3 de febrero de 2012). "La unión de cuatro telescopios crea el espejo más grande del mundo" . BBC News . Consultado el 17 de junio de 2013 .
  71. ↑ Observatorio Europeo Austral (27 de marzo de 2019). "El instrumento GRAVITY abre nuevos caminos en la obtención de imágenes de exoplanetas" . EurekAlert! . Archivado del original el 27 de marzo de 2019. Recuperado el 27 de marzo de 2019 .
  72. ↑ "Mapa del complejo industrial INNA proyectado cerca de Paranal" . www.eso.org . Observatorio Europeo Austral . Consultado el 17 de marzo de 2026 .
  73. ↑ "Nuevo análisis del ESO confirma los graves daños causados ​​por el complejo industrial proyectado cerca de Paranal" . www.eso.org . Observatorio Europeo Austral . Consultado el 17 de marzo de 2026 .
  74. ↑ "AES Andes anuncia la cancelación de INNA, el complejo industrial proyectado cerca de Paranal" . Observatorio Europeo Austral. 2 de febrero de 2026. Consultado el 17 de marzo de 2026 .
  75. ↑ Malikpublished, Tariq (8 de agosto de 2017). "¿Cómo se limpia un espejo de telescopio muy grande? Con mucho cuidado (Vídeo)" . Space.com .
  76. ↑ "Un gigante de la astronomía y un cuanto de consuelo: rodaje de una superproducción en Paranal" . ESO. 25 de marzo de 2008. Consultado el 5 de agosto de 2011 .
  • Logotipo de Wikimedia CommonsContenido multimedia relacionado con el Very Large Telescope en Wikimedia Commons.
  • Sitio web oficial del ESO VLT para los telescopios de 8 m y 1,8 m.
    • Sitio web oficial de ESO VLTI para el interferómetro (que combina los telescopios).
    • Telescopios auxiliares – Telescopio interferómetro de gran tamaño
    • Lista completa de los instrumentos del VLT, incluidos los del VLTI.
  • Cliente web del Telescopio Mundial, incluyendo archivos del VLT.
  • Imágenes VLT
  • Interferometría de ESO
  • Líneas de retardo para los telescopios muy grandes. Archivado el 16 de julio de 2012 en Wayback Machine @Dutch Space.
  • Crónica de viaje Visita a la VLT
  • Las reparaciones más difíciles del mundo
  • Sitio web de Bond@Paranal .