Very Large Telescope

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Plantía:Ficha de telescopiu

'Primer lluz' de AT4, el 5 d'avientu de 2006.
Tresportando unu de los telescopios auxiliares móviles del VLT
Les cúpules xigantes del VLT abiertos cuando'l Sol, establecer nel horizonte (precisa de lentes 3d - Coloráu - Cyan).
Un rayu láser sale disparáu de Yepun
Tresporte d'unu de los AT.
Comparanza de los mayores telescopios del mundu.

El Very Large Telescope Project (VLT, lliteralmente Telescopiu Bien Grande) ye un sistema de cuatro telescopios ópticos separaos, arrodiaos por dellos preseos menores. Cada unu de los cuatro preseos principales ye un telescopiu reflector con un espeyu de 8,2 metros. El proyeutu VLT forma parte del Observatoriu Européu del Sur (ESO), la mayor organización astronómica d'Europa.

El VLT atopar nel Observatoriu Paranal sobre'l cuetu Paranal na ciudá de Taltal, un monte de 2.635 metros alcontrada nel desiertu de Atacama, al norte de Chile. Al igual que la mayor parte de los observatorios mundiales, el llugar foi escoyíu pol so allugamientu yá que falta enforma de zones de contaminación llumínica y tien un clima desértico, nel qu'abonden les nueches estenes.

Información xeneral[editar | editar la fonte]

El VLT consiste nun grupu de cuatro telescopios grandes y de un interferómetro (VLTI) que s'usa pa observaciones con resolución más alta. Los telescopios fueron nomaos según dellos oxetos astronómicos en mapudungun: Antu (el Sol), Kueyen (la Lluna), Melipal (la Cruz del Sur) y Yepun (Venus).

El VLT puede operar de tres modos:

  • como cuatro telescopios independientes
  • como un únicu preséu incoerente, que recueye cuatro veces la lluz d'unu de los telescopios individuales
  • como un únicu preséu coherente en manera interferométrico, pa un resolución bien altu.

Na manera de cuatro telescopios, cada unu de los telescopios atopar ente los más grandes del mundu y opera exitosamente. El gran espeyu de 8,2 metros ye calteníu en posición por un sistema d'óptica activa, ente que un sistema d'óptica adaptativa llamáu NAOS, esanicia la escasa aberración introducida pola atmósfera sobre'l cuetu Paranal.

Na manera interferométrico, los cuatro telescopios tienen la mesma capacidá de recueya de lluz d'un únicu telescopiu de 16 metros de diámetru, convirtiéndose nel preséu ópticu más grande del mundu. El resolución, nesta manera d'observación, ye similar a la d'unu que tenga un diámetru asemeyáu a la distancia ente los telescopios (alredor de 100 metros). El VLTI tien como oxetivu una resolución óptica de 0,001 segundu d'arcu segundos d'arcu a una llargor d'onda de 1 µm, cerca del infrarroxu. Ye un ángulu de 0.000000005 radianes, equivalente a resolver un oxetu de 2 metros a la distancia que dixebra la Tierra de la Lluna.

Teóricamente'l VLTI tendría de resolver fácilmente los módulos llunares (5 metros d'anchu) dexaos sobre la superficie llunar poles misiones Apollo. Sicasí, esisten delles dificultaes. Por cuenta de la gran cantidá d'espeyos arreyaos na manera interferométrico, una importante fracción de la lluz pierde antes de llegar al detector. La téunica de interferometría ye bien eficiente namái pa reparar oxetos lo suficientemente pequeños como por que toa la so lluz tea concentrada.

Nun ye facederu reparar un oxetu con un rellumu superficial relativamente baxu, como la Lluna, porque la so lluz ye bien tenue. Solo oxetos con temperatures cimeres a 1000 °C tienen un rellumu superficial lo suficientemente eleváu como pa ser reparaos na rexón del infrarroxu mediu, y tienen de tar a dellos miles de graos Celsius pa poder reparalos nel infrarroxu cercanu col VLTI. Esto inclúi a la mayoría de les estrelles na vecindá del Sol y munchos oxetos extragalácticos, como nucleos brillosos de galaxes actives [1], pero dexa fora de les observaciones interferométricas a la mayoría de los oxetos del sistema solar.

Preseos[editar | editar la fonte]

Los preseos del VLT:[1]

Los preseos del VLT
Telescopiu 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 dispersion Spectrograph) (Reductor Focal y Espectrógrafu de baxa dispersión) ye una cámara de lluz visible y de múltiples oxetos con un espectrógrafu de 6,8 arcominutos de campu visual.
  • FORS 2: Como FORS 1, pero con más espectroscopias de multi-oxetos.
  • ISAAC: (Infrared Spectrometer And Array Camera) (Espectrómetru infrarroxu y el conxuntu de cámares) ye un productor d'imáxenes y espectrógrafu d'infrarroxu cercanu.
  • UVES: (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) (Espectrógrafu Echelle Ultravioleta y Visual) ye una espectrógrafu ultravioleta y de lluz visible.
  • FLAMES: (Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph) (Espectrógrafu de Multi-Elementos de Fibra de Grandes Superficies) ye una unidá de conexón de fibra de multi-oxetos pa UVES y la GIRAFFE, esti postreru dexando coles mesmes la capacidá d'estudiar cientos d'estrelles individuales en galaxes cercanes al resolución espectral moderada nel visible.
  • NACO: (NAOS-CONICA, NAOS significa sistema d'óptica adaptativa Nasmyth y CONICA significa Cámara d'Infrarroxu Cercanu Coude) ye una instalación d'óptica adaptativa, que produz imáxenes infrarroxes tan nítidas como les tomaes nel espaciu ya inclúi, capacidaes espectroscópicas, coronagráficas y polarimétricas.
  • VISIR: (VLT spectrometer and imager for the mid-infrared) (Espectrómetru d'imáxenes del VLT pal infrarroxu mediu) apurre imáxenes de difracción llindada y espectroscopia nun rangu de resolvimientos d'ente 10 y 20 micres del infrarroxu mediu (MIR) de ventanes atmosfériques.
  • SINFONI: (Spectrograph for Integral Field Observations in the Near Infrared) (Espectrógrafu pa les observaciones de campu integral nel Infrarroxu Cercanu) ye un espectrógrafu de campu integral de resolución mediu, nel infrarroxu cercanu (1-2.5 micres) alimentáu por un módulu d'óptica adaptativa.
  • CRIRES: (CRyogenic InfraRed Echelle Spectrograph) (Espectrógrafu Echelle Infrarroxu Criogénico) ye una óptica adaptativa asistida y apurre un poder de resolución d'hasta 100.000 nel rangu infrarroxu del espectru dende 1 a 5 micres.
  • HAWK-I: (High Acuity Wide field K-band Imager) (Imagenador d'Alta Agudez de campu amplio na banda K) ye un productor d'imáxenes nel infrarroxu cercanu con un campu relativamente grande de vista.
  • VIMOS: (Visible Multi-Object Spectrograph) (Espectrógrafu Visible de Multi-Oxetu) ufierta imáxenes visibles y espectros d'hasta 1.000 galaxes nuna hora nun campu de 14 x 14 minutos d'arcu de visión.
  • X-Shooter: el primer preséu de segunda xeneración, un espectrómetru de gran anchu de banda [UV hasta infrarroxos cercanos] diseñaos pa esquizar les propiedaes de fontes rares, inusuales o non identificaos.
  • Guest focus: disponibles pa los preseos visitantes, tales como ULTRACAM o DAZZLE.

Dellos preseos del VLT de segunda xeneración tán agora en desenvolvimientu:

  • KMOS, un espectrómetru d'infrarroxu criogénico multi-oxetu destináu principalmente pal estudiu de galaxes distantes.
  • MUSE un gran esplorador espectroscópico de "3 dimensiones" que va apurrir un espectru visible completu de tolos oxetos conteníos nos "fexes del llapiceru" al traviés del Universu.
  • SPHERE, un sistema d'óptica adaptativa d'altu contraste dedicada al descubrimientu y estudiu de los exoplanetas.
  • ESPRESSO ye un espectrógrafu de nueva xeneración d'altu resolución, capaz de detectar planetes similares a la Tierra.

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]




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