Very Large Telescope

El Very Large Telescope Project (VLT, literalmente Telescopio Muy Grande) es un sistema de cuatro telescopios ópticos separados, rodeados por varios instrumentos menores. Cada uno de los cuatro instrumentos principales es un telescopio reflector con un espejo de 8,2 metros. El proyecto VLT forma parte del European Southern Observatory (ESO), la mayor organización astronómica de Europa.

El VLT se encuentra en el Observatorio Paranal sobre el cerro Paranal, una montaña de 2.635 metros localizada en el desierto de Atacama, al norte de Chile. Al igual que la mayor parte de los observatorios mundiales, el lugar ha sido elegido por su ubicación ya que dista mucho de zonas de contaminación luminica y posee un clima desértico, en el que abundan las noches despejadas.

Información general

Vista aerea de la plataforma del VLT.

El VLT consiste en un grupo de cuatro telescopios grandes y de un interferómetro (VLTI) que se usa para observaciones con resolución más alta. Los telescopios han sido nombrados según algunos objetos astronómicos en mapudungun: Antu (el Sol), Kueyen (la Luna), Melipal (la Cruz del Sur) y Yepun (Venus).

El VLT puede operar de tres modos:

• como cuatro telescopios independientes
• como un único instrumento incoherente, que recoge cuatro veces la luz de uno de los telescopios individuales
• como un único instrumento coherente en modo interferométrico, para una resolución muy alta.

En el modo de cuatro telescopios, cada uno de los telescopios se encuentran entre los más grandes del mundo y opera exitosamente. El gran espejo de 8,2 metros es mantenido en posición por un sistema de óptica activa, mientras que un sistema de óptica adaptativa llamado NAOS, elimina la escasa aberración introducida por la atmósfera sobre el cerro Paranal.

En el modo interferométrico, los cuatro telescopios poseen la misma capacidad de recolección de luz de un único telescopio de 16 metros de diámetro, convirtiéndose en el instrumento óptico más grande del mundo. La resolución, en este modo de observación, es similar a la de uno que posea un diámetro semejante a la distancia entre los telescopios (alrededor de 100 metros). El VLTI tiene como objetivo una resolución óptica de 0,001 segundos de arco a una longitud de onda de 1 µm, cerca del infrarrojo. Es un ángulo de 0.000000005 radianes, equivalente a resolver un objeto de 2 metros a la distancia que separa la Tierra de la Luna.

Teóricamente el VLTI debería resolver fácilmente los módulos lunares (5 metros de ancho) dejados sobre la superficie lunar por las misiones Apollo. Sin embargo, existen algunas dificultades. Debido a la gran cantidad de espejos involucrados en el modo interferométrico, una importante fracción de la luz se pierde antes de llegar al detector. La técnica de interferometría es muy eficiente sólo para observar objetos lo suficientemente pequeños como para que toda su luz esté concentrada. No es factible observar un objeto con un brillo superficial relativamente bajo, como la Luna, porque su luz es muy tenue. Sólo objetos con temperaturas superiores a 1000 °C tienen un brillo superficial lo suficientemente elevado como para ser observados en la región del infrarrojo medio, y deben estar a varios miles de grados Celsius para poder observarlos en el infrarrojo cercano con el VLTI. Esto incluye a la mayoría de las estrellas en la vecindad del Sol y muchos objetos extragalácticos, como núcleos brillantes de galaxias activas [1], pero deja fuera de las observaciones interferométricas a la mayoría de los objetos del Sistema Solar.

Instrumentos

Los instrumentos del VLT:^[1]

Transportando uno de los telescopios auxiliares móviles del VLT

Las cúpulas gigantes del VLT abiertos cuando el Sol, se establece en el horizonte. (necesita de lentes 3d)

Un rayo láser sale disparado de Yepun

Transporte de uno de los AT.

• FORS 1: (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph) (Reductor Focal y Espectrógrafo de baja dispersión) es una cámara de luz visible y de multiples objetos con un espectrógrafo de 6,8 arcominutos de campo visual.
• FORS 2: Como FORS 1, pero con más espectroscopías de multi-objetos.
• ISAAC: (Infrared Spectrometer And Array Camera) (Espectrómetro infrarrojo y el conjunto de cámaras) es un productor de imágenes y espectrógrafo de infrarrojo cercano.
• UVES: (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) (Espectrógrafo Echelle Ultravioleta y Visual ) es una espectrógrafo ultravioleta y de luz visible.
• FLAMES: (Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph) (Espectrógrafo de Multi-Elementos de Fibra de Grandes Superficies) es una unidad de conexión de fibra de multi-objetos para UVES y la GIRAFFE, este último permitiendo al mismo tiempo la capacidad de estudiar cientos de estrellas individuales en galaxias cercanas a la resolución espectral moderada en el visible.
• NACO: (NAOS-CONICA, NAOS meaning Nasmyth Adaptive Optics System and CONICA meaning COude Near Infrared CAmera) (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 las tomadas en el espacio e incluye, capacidades espectroscópicas, coronagráficas y polarimétricas .
• VISIR: (VLT spectrometer and imager for the mid-infrared ) (Espectrómetro de imágenes del VLT para el infrarrojo medio) proporciona imágenes de difracción limitada y espectroscopia en un rango de resoluciones de entre 10 y 20 micras del infrarrojo medio (MIR) de ventanas atmosféricas.
• SINFONI: (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) (Espectrógrafo para las observaciones de campo integral en el Infrarrojo Cercano) es un espectrógrafo de campo integral de resolución media, en el infrarrojo cercano (1-2.5 micras) alimentado por un módulo de óptica adaptativa.
• CRIRES: (CRyogenic InfraRed Echelle Spectrograph) (Espectrógrafo Echelle Infrarrojo Criogénico) es una óptica adaptativa asistida y proporciona un poder de resolución de hasta 100.000 en el rango infrarrojo del espectro desde 1 a 5 micras.
• HAWK-I: (High Acuity Wide field K-band Imager) (Imagenador de Alta Agudeza de campo amplio en la banda K) es un productor de imágenes en el infrarrojo cercano con un campo relativamente grande de vista.
• VIMOS: (VIsible Multi-Object Spectrograph) (Espectrógrafo Visible de Multi-Objeto) ofrece imágenes visibles y espectros de hasta 1.000 galaxias en una hora en un campo de 14 x 14 minutos de arco de visión.
• X-Shooter: el primer instrumento de segunda generación, un espectrómetro de gran ancho de banda [UV hasta infrarrojos cercanos] diseñados para explorar las propiedades de fuentes raras, inusuales o no identificados.
• Guest focus: disponibles para los instrumentos visitantes, tales como ULTRACAM o DAZZLE.

Varios instrumentos del VLT de segunda generación están ahora bajo desarrollo:

• KMOS, un espectrómetro de infrarrojo criogénico multi-objeto destinado principalmente para el estudio de galaxias distantes.
• MUSE un gran explorador espectroscópico de "3 dimensiones" que proporcionará un espectro visible completo de todos los objetos contenidos en los "haces del lápiz" a través del Universo.
• SPHERE, un sistema de óptica adaptativa de alto contraste dedicada al descubrimiento y estudio de los exoplanetas.

• ESPRESSO es un espectrógrafo de nueva generación de alta resolución, capaz de detectar planetas similares a la Tierra.

Véase también

• Lista de los mayores telescopios reflectores ópticos

Enlaces externos

• Descripción en el sitio web oficial.

En inglés

• ESO VLT - Sitio en español del Proyecto.
• Telescope to challenge moon doubters

Referencias