„Paranal-Observatorium“ – Versionsunterschied

[[Datei:ParanalView topof the Very Large Telescope.jpg|400pxmini|miniatur|rechtshochkant=1.2|Das Plateau des Cerro Paranal mit dem Very Large Telescope.; Vonvon linksvorne nach rechtshinten: Dasdas Kontrollgebäude unterhalb des Plateaus, die kleineren Kuppeln der vier Auxillary-Teleskope, die Kuppeln von UT1 bis 4UT4: Antu, Kueyen, Melipal und Yepun; ganz rechts die kleinere Kuppel des VST. ImAuf Vordergrunddem dieGipfel Straßedahinter unddas die ResteGebäude des gesprengten ursprünglichen GipfelsVISTA.]]

[[Datei:Paranal camp.jpg|400pxmini|miniatur|rechtshochkant=1.6|Das Paranal-Observatorium bei Sonnenaufgang., Linkslinks oben Cerro Paranal mit dem VLT, Mitte oben das Surveyteleskop VISTA, links unten diedas [[ESO ResidenciaHotel]], Mitte und rechts unten das alte Basislager]]

Paranal befindet sich weitab der Hauptverkehrsrouten. Das Observatorium ist von Antofagasta aus nur durch eine mehrstündige Fahrt zu erreichen, wobei die letzten ca. 60&nbsp;km über eine mittlerweile befestigte Piste führen, die von der [[Panamericana]] abzweigt. DementsprechendEs gibt es keine Versorgungsleitungen nach Paranal,<!-- alleSind VerbrauchsgüterStrom- müssenund lokalGlasfaserkabel erzeugtkeine oderVersorgungsleitungen vorrätig(s. gehaltenu.)? werden-->. NebenAlle Güter für den Betrieb und die Wartung der Teleskope bedeutetsowie dasfür die Versorgung von im Mittel etwa 130 Personen, die ständig auf dem Berg sind.,

Im Umfeld Antofagastas befinden sich mehrere [[Kupfer]]minen, die unter ähnlichen Bedingungen arbeiten. Daher musstebrauchte man die komplette [[Infrastruktur]] nicht selbst aufbauenaufzubauen, sondern konnte spezialisierte Versorgungsunternehmen beauftragen. Wasser wird täglich nach Bedarf von [[Sattelzug|Tanklastzügen]] geliefert, etwa zwei- bis drei Maldreimal am Tag. Tanklastzüge bringen auch Treibstoff für die Tankstelle der observatoriumseigenen Fahrzeuge undsowie bis Ende 2017 für die [[Gasturbine]] zur Stromerzeugung. Außerdem gibtgab es noch drei Dieselgeneratoren, die allerdings nur bei Stromausfällen benutzt werdenwurden. Seit Dezember 2017 ist das Observatorium direkt an das chilenische Stromnetz angeschlossen. Die Fahrzeuge werden lokal gewartet. Die wissenschaftlichen Instrumente benötigen spezielle Kühlung, für die flüssiger [[Stickstoff]] benötigt wird. Eine ESO-eigene Verflüssigungsanlage wurde 2006 dafür von [[La-Silla-Observatorium|La Silla]] nach Paranal transportiert, nachdem flüssiger Stickstoff die Jahre zuvor aus Antofagasta geliefert wurdeworden war. Telekommunikation, d.&nbsp;h. [[Telefonie]], [[Videokonferenz|Videoverbindungen]] und [[Internet|Datenverkehr]], wirdwurde anfangs über eine von La Silla nach Paranal verlegte [[Uplink]]station zu einem [[Kommunikationssatellit]]en, dann über eine [[Mikrowellen]]-[[Richtfunk]]strecke nach SantiagoAntofagasta bereitgestellt,. Ein im Jahr 2010 nach Antofagasta verlegtes Glasfaserkabel brachte schließlich eine ursprünglichAnbindung ebenfallsmit einer Datenrate von La10 SillaGbit/s, nachdie Paranalfür verlegtedie Survey-Teleskope erforderlich war.<ref>[[Uplink]]stationhttps://www.eso.org/public/news/eso1043/ zu''EVALSO: einemA [[Kommunikationssatellit]]enNew wurdeHigh-speed mittlerweileData außerLink to Chilean Observatories''], 4. BetriebNovember genommen2010.</ref>

[[Ingenieur]]e und Wissenschaftler werden sowohl national in Chile als auch international rekrutiert, meist aus den Mitgliedsländern der [[European Southern Observatory|ESO]]. Die offizielle Sprache ist [[Englische Sprache|englischEnglisch]], daneben werden auch [[Spanische Sprache|spanischSpanisch]] sowie die meisten anderen europäischen Sprachen gesprochen. Die auf Paranal Beschäftigten leben entweder in Antofagasta oder in [[Santiago de Chile]] und kommen für Schichten von ein bis zwei Wochen nach Paranal. Die Transportkosten übernimmt ESO, die die knapp zweistündigen Flüge zwischen Santiago und Antofagasta durch ein externes Reisebüro bucht, das jedoch eine Geschäftsstelle im ESO-Büro in Santiago unterhält. Es gibt täglich einen Transport von Antofagasta nach Paranal und zurück durch einen gecharterten Bus, bei Bedarf fahren zusätzlich observatoriumseigene [[Toyota Hilux|Geländewagen]].

[[Datei:The central hall at the Paranal residenciaResidencia - Vlt-jfs 6684.jpg|350pxmini|miniatur|links|DieDas Residencia[[ESO Hotel]] mit Garten, Schwimmbecken und dem Verdunkelungsvorhang unter der Kuppel]]

Die Unterkünfte befinden sich in einem 200&nbsp;m tiefer gelegenen Basislager, etwa fünf Kilometer2&nbsp;km von den Teleskopen entfernt. Vom ursprünglichen Lager, das aus [[Wohncontainer]]n aufgebaut war, werden Teile noch genutzt, die meisten Unterkünfte befinden sich nun aber in einerim Ende 20002002 fertigfertiggestellten&nbsp;– gestelltenauch „Residencia“''Residencia'' genannten&nbsp;– [[ESO Hotel]]. DieDas ResidenciaESO Hotel ist halb in den Berg gebaut und in Beton in rötlicher Farbe gehalten, der siees optisch mit der Wüste verschmelzen lässt. Darin sind Unterkünfte, Verwaltung, Kantine, Entspannungsräume, ein kleines [[Schwimmbecken]] und zwei Gärten, die sowohl dem Raumklima derdes ResidenciaESO-Hotels als auch dem seelischen Wohlbefinden dienen, untergebracht.

Weil das Observatorium nachts dunkel sein muss, verfügt diedas ResidenciaESO-Hotel über spezielle Verdunkelungssysteme, die die Oberlichter über den Gärten und der Kantine mit Hilfe spezieller Vorhänge verschließen. Alle anderen Fenster und Türen haben Jalousien aus schwerem Gewebe oder sind nachts durch vorschiebbare Holzblenden verdeckt.

Wie im Umfeld aller optischen Observatorien darf nachts nur mit [[Standlicht]] gefahren werden, weswegen die meisten Fahrzeuge in weißWeiß gehalten sind und [[Phosphoreszenz|phosphoreszierende]] Begrenzungsaufkleber haben. Die Straße wird durch Begrenzungsleuchten markiert, die sich tagsüber durch [[Solarzellen]] aufladen. Fußwege im Teleskopbereich sind ebenfalls mit weißer Farbe gestrichen und mit phosphoreszierenden Marken versehen. [[Taschenlampe]]n sind besonders bei [[Neumond]] unvermeidlich, dürfen aber im Gipfelbereich nicht in Richtung der Teleskope gerichtet werden.

Die [[Investition]]en des gesamten VLT-Projektes beliefen sich über einen Zeitraum von 15 Jahren auf etwa 500 Millionen [[Euro]]. Die Summe schließt Personal- und Sachkosten für Design und Bau des VLT, inklusive der ersten Instrumentengeneration, und des VLTI sowie die ersten drei Jahre des wissenschaftlichen Betriebs ein. Von den einzelnen Instrumenten hat beispielsweise ISAAC ca. 2,5 Millionen [[Euro]] gekostet, UVES 3,5 Millionen Euro. Die weitaus komplexeren VLTI-Instrumente AMBER und MIDI kosteten jeweils etwa sechs Millionen Euro. DieEinige Instrumente werden teilweise komplett von der ESO entwickelt und gebaut, häufiger aber in Zusammenarbeit mit auswärtigen Instituten. In diesem Fall werden die Sachkosten von der ESO getragen, die Personalkosten von den jeweiligen Instituten, die im Gegenzug garantierte Beobachtungszeit erhalten. Bei den Kosten ist zu berücksichtigen, dass die ESO als [[supranational]]e Organisation, wie andere internationale Forschungszentren auch, von den Steuern der Mitgliedsländer befreit ist. Sachkosten fallen daher ohne [[Mehrwertsteuer]] an, Personalkosten teilweise, außer die der lokalen Angestellten in Chile, ohne [[Lohnsteuer]].

Die Kosten des VLT-Projekts sind damit einer mittleren bis großen Weltraummission, zum Beispiel demder [[Gaia (SatellitRaumsonde)|Gaia]]-SatellitenRaumsonde, vergleichbar. Bau und Start des [[Hubble-Weltraumteleskop]]s (HST) haben dagegen zwei Milliarden [[US-Dollar]] gekostet, knapp das Vierfache des VLT. Der jährliche Betrieb des HST ist etwa achtmal so teuer wie der des VLT, hauptsächlich wegen der teuren Servicemissionen. Die beiden Teleskope des [[Keck-Observatorium]]s wurden durch eine private Stiftung von etwa 140 Millionen Dollar finanziert, die jährlichen Kosten betragen etwa elf Millionen Dollar. Da die Keck-Teleskope auf dem bereits bestehenden [[Mauna-Kea-Observatorium]] gebaut wurden, fielen dort allerdings geringere Infrastrukturkosten an.

<!-- In den vergangenen Jahren (Zeitangabe unklar)-->Mit Hilfe der [[Adaptive Optik|adaptiven Optik]] ist es an den Teleskopen des ''Very Large Telescope'' (insbesondere mit dem Instrument NACO) inzwischen gelungen, die Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops (HST) zu übertreffen. Der Vorteil des HST lag seit Anfang der 1990er Jahre darin, dass seine Aufnahmen im Gegensatz zu erdgebundenen Teleskopen durch keine störende [[Erdatmosphäre|Atmosphäre]] zusätzlich verschlechtert werden. Mit Hilfe [[Adaptive Optik|adaptiver Optik]] <!--und [[Aktive Optik|aktiver Optik]] hat nichts mit Atmosphäre zu tun--> konnte diese Beeinträchtigung aber mittlerweile im Wellenlängenbereich des Nah-Infrarotlichts nahezu kompensiert werden, so dass heutige VLT-Aufnahmen im Nah-Infraroten (ca. ein1 bis fünf Mikrometer5&nbsp;µm Wellenlänge) Hubble-Bildern mit [[Auflösungsvermögen]] von unter einer zehntel 0,1[[Bogensekunde|"]] zum Teil in nichts nachstehen. Im optischensichtbaren Spektralbereich ist das bislang noch nicht möglich, da die Korrektur der atmosphärischen Störungen mittels adaptiver Optik schneller erfolgen müsste, als es derzeit technisch möglich ist, erfolgen müsste. Mit dem VLTI werden nochmals deutlich höhere Auflösungen im Bereich von Millibogensekunden erreicht.

[[Datei:Paranal VLTmirror.jpg|miniatur|340pxmini|Einer der vier Hauptspiegel M1, der Nasmyth-Spiegel M3 ist auf dem Turm montiert, der in der Mitte aufragt; darunter ist das Spiegelbild des Sekundärspiegels M2 zu sehen]]

Die vier großen Teleskope werden als ''Unit Telescopes'' (UT) bezeichnet. Ein Unit-Teleskop in seiner Montierung hat eine Grundfläche von 22&nbsp;m &nbsp;× &nbsp;10&nbsp;m und eine Höhe von 20&nbsp;m, bei einem beweglichen Gewicht von 430 Tonnen. Sie sind [[azimut]]al [[Montierung|montierte]], im Wesentlichen baugleiche, [[Ritchey-Chrétien-Teleskop]]e, die Wahlweisewahlweise als [[Cassegrain-Teleskop|Cassegrain-]], [[Nasmyth-Teleskop|Nasmyth-]] oder [[Coudé-Strahlengang|Coudé-Teleskop]] betrieben werden können.

Sie haben einen [[Hauptspiegel]]durchmesser von jeweils 8,2 Metern&nbsp;m und einen [[Sekundärspiegel]] von 1,12 Metern&nbsp;m. Damit waren es die größten aus einem Stück gefertigten astronomischen Spiegel der Welt, bis das [[Large Binocular Telescope]] mit 8,4 -Meter-Spiegeln in Betrieb genommen wurde. Noch größere Teleskope, wie zum Beispiel die [[Keck-Observatorium|Keck-Teleskope]], haben [[Segmentierter Spiegel|segmentierte Spiegel]]. Die Hauptspiegel sind zu dünn, um in Form zu bleiben, wenn sich das Teleskop bewegt und werden deswegen durch eine [[aktive Optik]] mit Hilfe von 150 hydraulischen Stößeln etwa einmal pro Minute in ihrer Form korrigiert.

Die vier Hauptspiegel des VLT wurden zwischen 1991 und 1993 bei der Mainzer Spezialglasfirma [[Schott AG]] in einem eigens für dieses Projekt entwickelten [[Schleuderguss]]verfahren hergestellt. Nach dem eigentlichen Guss und Erstarren der Glasmasse wurden die Spiegelrohlinge noch einmal thermisch nachbehandelt, wodurch sich das Glas in die [[Glaskeramik]] ''[[Zerodur]]'' umwandelt. Bei diesem Fertigungsschritt erhält das Material auch seine außergewöhnliche Eigenschaft der thermischen Null-Ausdehnung. Nach einer ersten Bearbeitung wurden die Spiegelträger per Schiff zur französischen Firma R. E. O. S. C.[[REOSC]] transportiert, wo die hochpräzise, zwei Jahre dauernde Oberflächenbearbeitung stattfand. Die endgültige Spiegeloberfläche hat eine Genauigkeit von einem 50.000stel Millimeter (8,5 &nbsp;nm, kleiner als 1(λ/3070 der [[Wellenlänge]] bezogen aufbei 600 &nbsp;nm) .<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso9952/ ESO Press Release 19/99: REOSC Delivers the Best Astronomical Mirror in the World to ESO (14. Dezember 1999)] (Abgerufen am 17. April 2012)</ref>. Jedes UT hat vier [[Fokus|Fokalpunkte]], an denen Instrumente montiert werden können, einen [[Cassegrain-Teleskop|Cassegrainfokus]] und zwei [[Nasmyth-Teleskop|NasmythfokiNasmythfokusse]]. Zusätzlich haben die Teleskope einen [[Coudé-Strahlengang|Coudéfokus]], über den Licht in das VLTI eingespeist werden kann.

Astronomische Spiegel können nur sehr eingeschränkt gereinigt werden, da fast alle Reinigungstechniken mikroskopische Oberflächenkratzer verursachen, die die Abbildungsqualität verschlechtern. Neben einer monatlichen Inspektion, bei der lockerer Schmutz vorsichtig abgetupft wird, werden die Spiegel des VLT daher alle ein bis zwei Jahre komplett neu verspiegelt. Dazu wird die alte Spiegelschicht mit Lösungsmitteln entfernt und dann eine neue Spiegelschicht, normalerweise Aluminium, aufgedampft.

Die einzelnen UTs wurden in [[Mapudungun]], der Sprache der [[Mapuche]], Antu ([[Sonne]]), Kueyen ([[Mond]]), Melipal ([[Kreuz des Südens]]) und Yepun ([[Venus (Planet)|Venus]]) getauft. Das erste montierte UT, Antu, lieferte am [[25. Mai]] [[1998]] die ersten Bilder mit einer Testkamera, der wissenschaftliche Beobachtungsbetrieb begann am 1. April 1999; das vierte UT, Yepun, begann erste Beobachtungen am 3. September 2000.<ref>[http://www.eso.org/public/videos/eso0028a/ ''First Light for YEPUN'']</ref>

{| class="wikitable" style="float:left;" text-align:center; "

| style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Spiegel eines Unit-Teleskops <ref>[{{Webarchiv |url=http://www.eso.org/outreach/ut1fl/whitebook/wb20.html |text=ESO -– The Very Large Telescope<!-- Bot generated title -->] |wayback=20050527145731}}</ref> '''

|- style="background:#efffefEFFFEF;"

| style="background:#dfefdf;"| Spiegel

| Hauptspiegel M1

| Fangspiegel M2

| Nasmyth-Spiegel M3

| style="background:#dfefdf;"| Material

| [[Zerodur]]

| [[Zerodur]]

| style="background:#dfefdf;"| Durchmesser

| 1,242&nbsp;m &nbsp;× &nbsp;0,866&nbsp;m elliptisch

| style="background:#dfefdf;"| Dicke

| style="background:#dfefdf;"| Gewicht

| style="background:#dfefdf;"| Form

| [[Hohlspiegel|konkav]]

| [[Konvexspiegel|konvex]]

| style="background:#dfefdf;"| Krümmungsradius

| –4−4,55&nbsp;m

|

<div style="clear:both;" ></div>

{| class="wikitable" style="float:left;" text-align:center; "

| style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Optische Daten eines Unit-Teleskops <ref>[{{Webarchiv |url=http://www.eso.org/outreach/ut1fl/whitebook/wb30.html |text=ESO -– The Very Large Telescope<!-- Bot generated title -->] |wayback=20050527145915}}</ref> '''

|- style="background:#efffefEFFFEF;"

| style="background:#dfefdf;"| Fokus

| Cassegrain-Fokus

| Nasmyth-Fokus

| Coudé-Fokus

| style="background:#dfefdf;"| Brennweite

| style="background:#dfefdf;"| Öffnungsverhältnisdas entspricht ...

| 130,41527 mm/"

| 471,3834 mm/"

| style="background:#dfefdf;"| GesichtsfeldÖffnungsverhältnis

| style="background:#dfefdf;"| AbbildungsmaßstabGesichtsfeld

Zwischen Mai 2003 und März 2005 ging, angefangen mit Kueyen, zusätzlich die von ESO selbst entwickelte [[adaptive Optik]] MACAO ('''M'''ulti '''A'''pplication '''C'''urvature '''A'''daptive '''O'''ptics) an allen vier Teleskopen in Betrieb. Hiermit sind nochmals sehr viel schärfere Bilder bzw. Bilder schwächerer Lichtquellen möglich, allerdings ist das Gesichtsfeld der MACAO-Optik auf 10&nbsp;[[Bogensekunde]]n" beschränkt. Die adaptive Optik muss das [[Seeing]] mit hoher Frequenz von einigen hundert Hertz korrigieren, was für den schweren Hauptspiegel viel zu schnell wäre. Daher arbeitet MACAO hinter dem Fokus im [[Kollimation|kollimierten]] Teil des Strahlenganges mit einem planen 10-cm-Spiegel, der auf 60 [[PiezoPiezoelement]]-Elementee montiert ist. Prinzipiell kann eine solche adaptive Optik an jedem Fokus verwendet werden, in der Praxis nutzt von den VLT-Instrumenten derzeit nur SINFONI die MACAO-Technik, ansonsten dient MACAO hauptsächlich den Beobachtungen mit dem VLT Interferometer. Erst zukünftige Instrumente werden verstärkt auf MACAO zurückgreifen.

| style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Instrumente am VLT'''

|- style="background:#dfefdfDFEFDF;"

| style="width:107%;"| Teleskop

| style="width:3031%;"| Cassegrain-Fokus

| style="width:3029%;"| Nasmyth-Fokus A

| style="width:3033%;"| Nasmyth-Fokus B

| rowspan="24" style="background:#dfefdf;"| '''Antu'''<br />(UT1)

| style="background:#efffef;"| '''FORS&nbsp;2FORS2'''

| style="background:#efffef;"| '''CRIRES'''

| style="background:#efffef;"| '''Gastfokus'''

| rowspan="3" style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Focal Reducer and low dispersion Spectrograph 2]] ist das Schwesterinstrument des weitgehend baugleichen FORS1. Beide gehörten, mit ISAAC und UVES, zu den vier ersten Instrumenten in Betrieb. Des WeiterenAußerdem ist FORS2 eine Kamera im visuellen Spektralbereich mit großem Gesichtsfeld von bis zu 6,8[[Bogenminute|']] &nbsp;× &nbsp;6,8'. In diesem Feld können, statt ein Bild aufzunehmen, mehrere Objekte gleichzeitig mit niedriger Auflösung [[spektroskopie]]rt werden (MOS: Multi Object Spectroscopy). Die MOS-Fähigkeit kommt durch auch bei VIMOS eingesetzte Masken zustande, in die die Spektroskopie-Spalte mit Lasertechnik gefräst werden.

Seit April 2009 kann auch mit FORS2 Polarisierung gemessen werden, da die polarimetrischen Modi von FORS1 übertragen wurden. FORS&nbsp;1FORS1 ist seitdem mit FORS&nbsp;2FORS2 in einem Instrument zusammengeführt.<ref name="ESOParNews">[http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/news/index.html#paranal Paranal News]. Auf: [http://www.''eso.org/'', www.eso.org]. (Abgerufenabgerufen am 16. Juli 2010).</ref>

| style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Cryogenic High-Resolution IR Echelle Spectrograph]] nimmt hochauflösende Spektren im Wellenlängenbereich von 1 bis 5 Mikrometern&nbsp;µm auf. Das Instrument wurde 2006 installiert und getestet und ist seit dem 1. April 2007 im Regelbetrieb.<ref name="ESOParNews" />

Hauptbestandteil des Systems sind sechs in der Länge veränderliche optische Verzögerungsleitungen (engl. ''delay lines''). Diese gleichen erstens die durch deren unterschiedliche Standorte bedingte Laufzeitdifferenzen des Lichts zwischen den einzelnen Teleskopen aus. Zweitens gleichen sie die geometrisch-projizierte Differenz des optischen Weges aus, die entsteht, wenn ein Objekt nicht genau im [[Zenit (Richtungsangabe)|Zenit]] steht. Da sich diese Längendifferenz durch die scheinbare Bewegung des Objekts am Himmel ändert, müssen die Delay-LinesVerzögerungsleitungen über eine Differenz von bis zu 60&nbsp;m variabel sein, mit einer Präzision von deutlich besser als einem Viertel der Wellenlänge (siehe unten). Die Stabilität der [[Wellenfront]] ist ebenfalls von kritischer Bedeutung, daher stabilisiert das adaptive Optiksystem MACAO die Strahlengänge der UTs im Coudéfokus, bevor das Licht zu den Delay-LinesVerzögerungsleitungen geleitet wird. Die Bildstabilisierung für die Auxiliary-Teleskope („Hilfsteleskope“, siehe nächster Absatz) erfolgt mit einem etwas einfacheren System, das nur [[Adaptive Optik|Tip-Tilt-Korrektur]] leistet, also nur Verkippungen der Wellenfront korrigiert, nicht aber deren Form.

VierNeben kleinereden 1UTs können vier kleinere,8-m- ausschließlich für das Interferometer bestimmte Teleskope eingesetzt werden, die sogenannten Auxiliary-Teleskope („Hilfsteleskope“, ATs) mit einem 1,8 dieMeter ausschließlichdurchmessendem fürZerodur-Hauptspiegel. dieSie wurden in den Jahren 2004 bis 2006 installiert. Aufgrund des kleineren Hauptspiegels genügt bei diesen zur Bildstabilisierung bei gutem Seeing eine einfache [[InterferenzteleskopAdaptive Optik|Tip-Tilt-Korrektur]]ie eingesetzt(STRAP). werdenUm undsie fürdarüber Interferenzmessungenhinaus mit biseinsetzen zu 200&nbsp;mkönnen, Abstandwird verwendetdas werdenab können,den sindJahren ebenfalls2016–2017 installiertverfügbare einfache adaptive Optik System NAOMI genutzt. Die markanteste Eigenschaft der ATs ist, dass sie bewegt und auf insgesamt 30 Stationen installiert und so für Interferenzmessungen mit bis zu 200&nbsp;m Abstand verwendet werden können. Dazu sind die AT-Stationen mit Schienen verbunden. Das Licht wird in unterirdischen Tunneln von den Stationen zu den Delay-Lines geleitet. Der Vorteil der Idee, das VLTI sowohl mit den UTs wie mit den ATs betreiben zu können, liegt darin, dass das Auflösungsvermögen wesentlich vom Abstand der Teleskope bestimmt wird, die Leistungsfähigkeit beim Messen lichtschwacher Objekte aber vom Teleskopdurchmesser. Für viele wissenschaftliche Fragestellungen sind die Objekte hell genug, um sie alleine mit den ATs alleine zu messen. Die UTs können dann für andere Forschungsprogramme verwendet werden. Nur für die Interferometrie schwacher Objekte sind die UTs oder eine Mischkonfiguration aus UTs und ATs notwendig.

Das VLTI sah sein ''[[Erstes Licht|First Light]]'' am 17. März 2001. Damals waren zwei 40-cm-[[Siderostat]]e und ein Testinstrument installiert. Seither wurden zwei wissenschaftliche Instrumente und zahlreiche Unterstützungssysteme in das System integriert. Der wissenschaftliche Betrieb wurde im September 2003 mit dem ersten Instrument, dem MIDI, aufgenommen. MIDI bedeutet „''„'''MID'''-infrared '''I'''nterferometric instrumentinstrument“''“. Es arbeitet bei Wellenlängen um 10&nbsp;Mikrometerµm und kann das Licht zweier Teleskope kombinieren. Die Zielsetzung des MIDI ist weniger das Erzeugen komplettervon BilderBildern mit hoher Auflösung, als die Bestimmung der scheinbaren Größe und einfacher Strukturen der beobachteten Objekte. Die Aufnahme von Bildern ist prinzipiell mit dem zweiten Instrument, AMBER, möglich. AMBER ist der „''„'''A'''stronomical '''M'''ultiple '''BE'''am '''R'''ecombinerecombiner“''“. AMBER vereint die [[Strahlengang|Strahlengänge]] von zwei bis drei Teleskopen. Das Gerät arbeitet im nahen Infrarotbereich beizwischen etwa1 und 1–22&nbsp;Mikrometernµm. Allerdings wird auch dieses Instrument zunächst für Aufgaben wie die räumlich höchstaufgelöste Spektroskopie genutzt werden. Ein dediziert für höchstauflösende Bilder spezialisierter Interferometer befindet sich seit Oktober 2010 am „Besucher-Fokus“ des VLTI, der für kurze Instrumentenprojekte gedacht ist. Das ''„'''P'''recision '''I'''ntegrated '''O'''ptics '''N'''ear-infrared '''I'''maging '''E'''xpe'''R'''iment“'' (PIONIER) wurde von der Universität Grenoble gebaut und installiert und hat seit der Inbetriebnahme unter anderem Bilder von Mehrfachsternsystemen erstellt.<ref>{{Webarchiv|url=http://ipag.osug.fr/twiki/bin/view/Ipag/Projets/Pionier/WebHome |wayback=20170311110929 |text=PIONIER-Website |archiv-bot=2022-12-25 14:23:31 InternetArchiveBot }}</ref><ref>[http://www.eso.org/public/news/eso1148/ ESO Press Release 1148: ''Vampire Star Reveals its Secrets'' (7. Dezember 2011)]</ref> GRAVITY, seit Anfang 2016 im Betrieb,<ref>{{Internetquelle |werk=eso.org |url=https://www.eso.org/public/news/eso1601/ |titel=First Light For Future Black Hole Probe - Successful commissioning of GRAVITY at the VLTI |sprache=en |abruf=2022-12-31}}</ref> misst mithilfe einer präzisen Laser-Metrologie astrometrische Abstände mit einer Genauigkeit von etwa 10&nbsp;µas (Mikrobogensekunden) und kann auch hochauflösende Bilder im Nahinfrarotbereich aufnehmen.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/gravity.html GRAVITY], eso.org</ref> MATISSE, das Anfang März 2018 sein erstes Licht gesehen hat, erstellt Bilder und Spektren im thermischen Infrarot und wird MIDI ablösen.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/matisse.html MATISSE], eso.org</ref><ref>[https://www.eso.org/public/germany/news/eso1808/ ''Das MATISSE-Instrument sieht sein erstes Licht am Very Large Telescope Interferometer der ESO.''] eso.org, 5. März 2018.</ref> Beide neuen Geräte können routinemäßig alle vier Großteleskope miteinander verbinden.

Die gleichzeitige Kombination aller acht Teleskope, also der vier UTs und vier ATs, ist theoretisch möglich. Tatsächlich wird die Anzahl der gleichzeitig nutzbaren Teleskope aber durch zwei Faktoren begrenzt. Erstens sind von den acht geplanten Delay-LinesVerzögerungsleitungen derzeit nur sechs realisiert., Zweitenszweitens können die bestehenden Instrumente höchstens dreivier Strahlengänge gleichzeitig kombinieren. Instrumente mit weitergehenden Fähigkeiten werden aber für die zweite VLTI-Instrumentengeneration diskutiert.

Das '''V'''LT '''S'''urvey '''T'''elescope ist ein 2,6-mMeter-[[Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop]] mit einer BlendenzahlÖffnungsverhältnis von ''f/''&nbsp;5,5. Es ist, wie alle anderen Teleskope auf Paranal, azimutal montiert. Das VST hat nur ein einziges Instrument, die OmegaCam mit einem großen Gesichtsfeld von etwa 1°&nbsp;Grad × 1&nbsp;Grad1° für Bilder im Wellenlängenbereich von 3300,33 bis 1000 Nanometer1&nbsp;µm. Im Jahr 2001 zerbrach der fertiggestellte Hauptspiegel auf dem Seetransport nach Chile, im Juni 2011 wurden erste Bilder veröffentlicht.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso1119/ [[First Light]] des VST]</ref> Das VST wird zu 100 %&nbsp;Prozent im Service-Mode genutzt werden (siehe unter ''Ablauf der Beobachtungen'').

Das '''''V'''isible & '''I'''nfrared '''S'''urvey '''T'''elescope for '''A'''stronomy'' ist ein 4-Meter-Teleskop, ebenfalls zur Himmelsdurchmusterung, aber im infraroten Bereich von 1 bis 2,5 Mikrometerµm. Sein Gesichtsfeld beträgt ebenfalls ein Quadratgrad. Es befindet sich nicht auf dem Hauptgipfel des Cerro Paranal, sondern auf einem etwa einen Kilometer1&nbsp;km entfernten Seitengipfel, wird aber ebenfalls vom VLT-Kontrollgebäude aus gesteuert. Am 21. Juni 2008 wurde die erste Test-Beobachtung mit IR-Kamerasystem erfolgreich durchgeführt.<ref>[http://www.vista.ac.uk/index.html VISTA -– Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy<!-- Bot generated title -->]</ref>. Da der VISTA -Hauptspiegel vom selben Hersteller wie der VST-Hauptspiegel gefertigt wird, hat sich die dortige Verzögerung auch auf dieses Projekt ausgewirkt.

VISTA war ursprünglich ein nationales [[Vereinigtes Königreich|britisches]] Projekt, aber mit dem Beitritt Großbritanniens zur ESO und der Entscheidung, VISTA auf Paranal zu bauen, werdenhaben Astronomen weltweit Zugang zu diesem Teleskop erhalten.

Beobachtungszeit kann zweimal im Jahr für das übernächste [[Semester]] beantragt werden. Je nach Teleskop wird zwei- bis fünfmal sovielso viel Zeit beantragt, wie tatsächlich vergeben werden kann. Die Vorschläge werden durch ein [[Peer-Review|beratendes]] [[Gremium]] nach wissenschaftlicher Qualität und Dringlichkeit gewichtet. Nach der Bewilligung legt der Astronom noch zuhause den detaillierten Ablauf der Beobachtungen in sogenannten „''Observing Blocks''“ (OBs) fest. Entweder werden nur diese OBs, zusammen mit den gewünschten Beobachtungsbedingungen, zur Ausführung nach Paranal geschickt, zur ''Service-Mode''-Beobachtung, oder der Astronom reist selbst zu ''Visitor-Mode''-Beobachtungen nach Chile.

Am Teleskop befinden sich immer ein Ingenieur, der „''Telescope and Instrument Operator''“ (TIO), und ein Astronom, der „''Nighttime Astronomer''“ (NA) der ESO. Im Service-Mode entscheidet der NA anhand der Beobachtungsbedingungen, welche OBs mit Aussicht auf Erfolg ausgeführt werden können, und führt die Beobachtungen zusammen mit dem TIO durch, der für das Teleskop und den technischen Ablauf verantwortlich ist. Nachdem die Daten gespeichert sind, entscheidet der NA, ob sie den Anforderungen des Antragstellers entsprechen oder ob der OB wiederholt werden muss. Für die größtenteils aus den ESO-Mitgliedsländern stammenden, auf Paranal tätigen Astronomen bestimmt auf der anderen Seite nicht die eigene wissenschaftliche Arbeit, sondern vielmehr das Abspulen von „Serviceprogrammen“ den Arbeitsalltag.<ref>{{Internetquelle |autor=Peter Prantner |url=http://news.orf.at/stories/2153248/2153234/ |titel=„Galileo hätte es geliebt“ |titelerg=Europas Astronomie-Flaggschiff in Chile |werk=orf.at |datum=2012-11-29 |abruf=2013-04-03}}</ref>

Ein zweites Instrument, das MASCOT (''('''M'''ini '''A'''ll '''S'''ky '''C'''loud '''O'''bservation '''T'''ool)''), macht durch ein [[Fischaugenobjektiv]] Aufnahmen des gesamten Himmels und ermöglicht eine Abschätzung der Bewölkung. Zusätzlich bearbeitet ESO die aktuellen [[Wettersatellit|Satellitendaten]], um die Beobachter an den Teleskopen mit Informationen über die zu erwartenden Beobachtungsbedingungen zu versorgen.

Seit dem Beginn des wissenschaftlichen Betriebs des VLT am [[1. April]] [[1999]] wurden bis 2005 über 1000 Artikel in [[Peer-Review|anerkannten]] Fachzeitschriften veröffentlicht, die auf Daten vom Paranal-Observatorium basieren. Zu den wichtigsten Ergebnissen zählen:

* Die ersten direkten Bilder eines [[Exoplanet]]en wurden mit dem VLT gemacht. Zwar ist nicht ganz sicher, ob diese Ehre [[GQ Lupi|GQ Lupi b]] oder dem Planeten [[2M1207]]b gebührt, aber beide Bilder stammen von NACO.<ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2004eso0428/pr-23-04.html ESO Press Release 23/04: '' Is This Speck of Light an Exoplanet?'' (10. September 2004)]</ref><ref name="eso1205">[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2005eso0515/pr-12-05.html ESO Press Release 12/05: '' Yes, it is the Image of an Exoplanet'' (30. April 2005)]</ref><ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2005eso0511/pr-09-05.html ESO Press Release 09/05: '' Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet?'' (7. April 2005)]</ref>

* Die [[Deep Impact (Sonde)|Deep -Impact]]-Mission wurde von allen ESO-Teleskopen aus beobachtet. Neben Bildern wurden mit Spektrographie auch neue Ergebnisse zur chemischen Zusammensetzung des Kometen [[Tempel 1|Tempel&nbsp;1]] gewonnen.<ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2005eso0523/pr-19-05.html ESO Press Release 19/05: '' Comet Tempel 1 Went Back to Sleep'' (14. Juli 2005)]</ref><ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2005eso0518/pr-15-05.html ESO Press Release 15/05: '' Preparing for the Impact'' (30. Mai 2005)]</ref>

* Mit ISAAC konnte die Distanz zur Galaxie [[NGC 300]] genauer als zu jeder anderen Galaxie außerhalb der unmittelbaren Nachbarschaft der Milchstraße bestimmt werden. Derartige Entfernungsbestimmungen mit Hilfe der [[Cepheiden]] bilden eine wichtige Grundlage kosmischer Entfernungsmessungen.<ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2005eso0524/pr-20-05.html ESO Press Release 20/05: ''Moving Closer to the Grand Spiral'' (1. August 2005)]</ref>

* Der lichtschwache Begleiter des [[AB Doradus]] wurde mit NACO-SDI erstmals direkt abgebildet, wodurch seine Masse mit Hilfe der [[Keplersche Gesetze|Keplerschen Gesetze]] bestimmt werden konnte. Dieser [[Brauner Zwerg|Braune Zwerg]] ist doppelt so schwer wieals theoretisch erwartet, was vermutlich Änderungen an der Theorie des inneren Aufbaus der [[Stern]]e und der Häufigkeit an Planeten und braunen Zwergen erfordert.<ref name="eso1205" />

* Durch Zufall kreuzte ein heller [[Meteor]] das Gesichtsfeld des FORS&nbsp;1, als gerade Spektren aufgenommen wurden. Es ist das erste genau kalibrierte Spektrum einer solchen Leuchterscheinung.<ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2004eso0424/pr-19-04.html ESO Press Release 19/04: ''Catching a Falling Star'' (30. Juli 2004)]</ref>

* FORS&nbsp;2 und ISAAC halten gemeinsam den Rekord für den weitestam weitesten entfernten [[Gammablitz]] bei z&nbsp;= 6,3.<ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2005eso0528/pr-22-05.html ESO Press Release 22/05: ''Star Death Beacon at the Edge of the Universe'' (12. September 2005)]</ref>

* Mit dem VLTI kann nicht nur der Durchmesser, sondern die Form der Sterne bestimmt werden. Während [[Eta Carinae]] durch seinen starken [[Sternwind]] über den Polen in die Länge gezogen scheint, ist [[Achernar]] durch seine schnelle Rotation bis an die Grenze des theoretisch möglichenMöglichen [[Abplattung|abgeplattet]].<ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2003eso0336/pr-31-03.html ESO Press Release 31/03: ''Biggest Star in Our Galaxy Sits within a Rugby-Ball Shaped Cocoon'' (18. November 2003)]</ref><ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2003eso0316/pr-14-03.html ESO Press Release 14/03: ''Flattest Star Ever Seen'' (11. Juni 2003)]</ref>

* Erstmals wurde mit dem VLTI ein extragalaktisches Objekt im mittleren [[Infrarotastronomie|infraroten Bereich]] bei 10 μm interferometrisch aufgelöst, der [[Aktiver galaktischer Kern|aktive Kern]] der [[Galaxie]] [[NGC 1068]]. Diese [[Seyfert-Galaxie]] beherbergt ein [[Schwarzes Loch]] von etwa 100 Millionen [[Sonnenmasse]]n.<ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2003eso0319/pr-17-03.html ESO Press Release 17/03: ''A First Look at the Doughnut Around a Giant Black Hole'' (19. Juni 2003)]</ref>

* Anhand einer [[Sternbedeckung]] durch den [[Pluto]]mond [[Charon (Mond)|Charon]] am 11. Juli 2005 wurde mit dem [[VLT]] erstmals dessen genauer Durchmesser zu 1207,2 Kilometer&nbsp;km bestimmt. Auch die Temperatur konnte mit −230&nbsp;°C Grad gemessen werden, was etwa 10&nbsp;°CK kälter ist, als bisher angenommen wurdeist.<ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2006eso0602/pr-02-06.html ESO 02/06 -– Science Release: ''Measuring the Size of a Small, Frost World'' (4. Januar 2006)]</ref>

* Mit Hilfe des neuen NACO SDI (NACO Simultaneous Differential Imager) am VLT wurdewurden Anfang 2006 ein [[Brauner Zwerg]] und ein Begleiter entdeckt, die nur 12,7 [[Lichtjahr]]e von der Erde entfernt sind.<ref>[http://www.eso.org/outreachpublic/press-relnews/pr-2006eso0611/pr-11-06.html ESO 11/06 -– Science release: ''The Sun'sSun’s New Exotic Neighbour'' (22. März 2006)]</ref>

* Durch Beobachtungen des [[Brauner Zwerg|Braunen Zwerges]] [[2M1207|2MASS1207-3932]] mit dem VLT wurde im Mai 2007 entdeckt, dass das Objekt nicht nur über einen umlaufenden Planeten verfügthat, der als erster Exoplanet direkt beobachtet wurde, sondern auch, wie junge Sterne, von einer Scheibe aus Gas und Staub umgeben ist. Außerdem konnten Astronomen nachweisen, dass der Braune Zwerg auch über einen [[Jet (Astronomie)|Jet]] verfügthat.<ref>{{internetquelleInternetquelle |autor=Stefan Deiters |url=http://www.astronews.com/news/artikel/2007/05/0705-026.shtml |titel=Braune Zwerge -– Kleinstes Objekt mit einem Jet |zugriffabruf=2007-05-24. Mai 2007}}</ref>

* Mit dem VLTI gelang es, den Stern [[Theta1 Orionis C|Theta 1 Ori C]] im [[Trapez (Astronomie)|Trapez]], also dem Zentralbereich des [[Orionnebel]]s, als [[Doppelsternsystem|BinärsystemDoppelstern]] aufzulösen und den Orbit zwischen Januar 2007 und März 2008 zu verfolgen. Durch verschiedene Zusammenschaltungen dreier Teleskope wurde bei einer verwendeten Basislänge von 130 Metern&nbsp;m mit VLTI/AMBER im Nahinfrarot (H- und K-band, 1,6 bzw. 2,2 &nbsp;μm) ein Auflösungsvermögen von 2&nbsp;[[Bogensekunde|Millibogensekundenmas]] erreicht.<ref>{{Literatur| Autor = Stefan Kraus et al.| Datum = 2009-01| Titel = Tracing the young massive high-eccentricity binary system θ¹Orionis C through periastron passage| Sammelwerk = [[Astronomy & Astrophysics]]| Band = 497| Seiten = 195–207| DOI = 10.1051/0004-6361/200810368| Online = https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2009/13/aa10368-08.pdf| Format = PDF| Abruf = 2009-04-04}}</ref>

* [http://www.eso.org/gen-facsci/pubspublications/messenger/ ''The ESO Messenger.''] Eigenverlag, München 1974 ff. {{ISSN|0722-6691}}

:: Ausgabe 92, Juni 1998: [http://www.eso.org/gen-facsci/pubspublications/messenger/archive/no.92-jun98/messenger-no.92no92.pdf VLT First Light] (PDF; 1,1&nbsp;MB)

:: Ausgabe 93, Sept.September 1998: [http://www.eso.org/gen-facsci/pubspublications/messenger/archive/no.93-sep98/messenger-no.93no93.pdf VLT Science Verification] (PDF; 1,5&nbsp;MB)

:: Ausgabe 104, Juni 2001: [http://www.eso.org/gen-facsci/pubspublications/messenger/archive/no.104-jun01/messenger-no.104no104.pdf VLTI First Fringes] (PDF; 2,7&nbsp;MB)

:: Ausgabe 120, Juni 2005: [http://www.eso.org/gen-facsci/pubspublications/messenger/archive/no.120-jun05/messenger-no120.pdf The VLT Survey Telescope] (PDF; 8,1&nbsp;MB)

* {{Literatur |Autor=A. Glindemann |Hrsg=H. Lacoste |Titel=The VLTI and Its Subsystems | Herausgeber=H. Lacoste | Sammelwerk = Proceedings of GENIE -– DARWIN Workshop -– Hunting for Planets | Herausgeber=[[ESA]] | Nummer= SP-522 | Ort= Noordwijk |JahrDatum= 2003 | ISBN=92-9092-832-8 |bibcode=2003ESASP.522E...5G}}

* {{Literatur | Herausgeber Hrsg= W. Brandner, M. E. Kasper | Online=[http://adsabs.harvard.edu/abs/2005sao..conf.....B ADS]|Titel=Science with Adaptive Optics Proceedings of the ESO Workshop held at Garching, Germany | Verlag= Springer | JahrDatum=2005 | ISBN=3-540-25034-4 |DOI=10.1007/b80350 |bibcode=2005sao..conf.....B}}

<references responsive/>

[[Kategorie:BodengebundenesEuropäische ObservatoriumSüdsternwarte]]