„Paranal-Observatorium“ – Versionsunterschied
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[[Datei:View of the Very Large Telescope.jpg|mini|hochkant=1.2|Das Plateau des Cerro Paranal mit dem Very Large Telescope; von vorne nach hinten: das Kontrollgebäude unterhalb des Plateaus, die kleineren Kuppeln der vier Auxillary-Teleskope, die Kuppeln von UT1 bis UT4: Antu, Kueyen, Melipal und Yepun; die kleinere Kuppel des VST. Auf dem Gipfel dahinter das Gebäude des VISTA.]]
[[Datei:360-degree Panorama of the Southern Sky edit.jpg|mini|hochkant=1.2|360° Panorama des Observatoriums]]
Das '''Paranal-Observatorium''' ist eine [[Astronomie|astronomische]] Beobachtungsstation in der [[Atacamawüste]] im Norden [[Chile]]s, auf dem Berg [[Cerro Paranal]]. Dieser liegt etwa 120 km südlich der Stadt [[Antofagasta]] und 12 km von der Pazifikküste entfernt. Das [[Observatorium]] wird von der [[Europäische Südsternwarte|Europäischen Südsternwarte]] (ESO) betrieben und ist Standort des ''Very Large Telescope'' (VLT), des ''Very Large Telescope Interferometer'' (VLTI) sowie der ''Survey Telescopes'' VISTA und VST. Die Atmosphäre über dem Gipfel zeichnet sich durch eine trockene und außergewöhnlich ruhige Luftströmung aus, die den Berg zu einem sehr attraktiven Standort für eine [[Sternwarte]] macht. Um für das VLT ein Plateau zu schaffen, wurde Anfang der 1990er Jahre der Gipfel durch Sprengungen von {{Höhe|2660}} auf {{Höhe|2635}} abgetragen.
== Logistik und Infrastruktur auf Paranal ==
[[
Paranal befindet sich weitab der Hauptverkehrsrouten. Das Observatorium ist von Antofagasta aus nur durch eine mehrstündige Fahrt zu erreichen, wobei die letzten ca. 60 km über eine mittlerweile befestigte Piste führen, die von der [[Panamericana]] abzweigt.
müssen lokal erzeugt oder vorrätig gehalten werden.
=== Versorgung ===
Im Umfeld Antofagastas befinden sich mehrere [[Kupfer]]minen, die unter ähnlichen Bedingungen arbeiten. Daher brauchte man die [[Infrastruktur]] nicht selbst aufzubauen, sondern konnte spezialisierte Versorgungsunternehmen beauftragen. Wasser wird täglich nach Bedarf von [[Sattelzug|Tanklastzügen]] geliefert, etwa zwei- bis dreimal am Tag. Tanklastzüge bringen auch Treibstoff für die Tankstelle der observatoriumseigenen Fahrzeuge
=== Personal ===
[[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|
=== Gebäude ===
[[
[[Datei:Eso9950q.jpg|mini|Das Mirror Maintenance Building, mit zwei Primärspiegelzellen, eine mit Schutzüberzug, die andere auf einem Luftkissentransporter, über den sie auch in das Teleskop hineingeschoben werden kann. Links im Hintergrund das Paranal-Plateau; rechts im Vordergrund ist ein Teil des Straßentransporters für die Spiegelzellen zu erkennen]]
Außer den Teleskopen und dem VLTI-Laboratorium, die sich auf dem Plateau des Berges befinden, gibt es unterhalb des Gipfelbereichs noch ein Kontrollgebäude. Alle Teleskope und das VLTI werden von dort aus einem gemeinsamen Kontrollraum gesteuert, damit sich nachts niemand im Teleskopbereich aufhalten muss.
Die Unterkünfte befinden sich in einem 200 m tiefer gelegenen Basislager, etwa
Drei weitere feste Gebäude im Basislager dienen als Lager und Sporthalle (Warehouse), als Wartungshalle für Teleskope und Instrumente sowie zur regelmäßigen Beschichtung der [[Hauptspiegel]] der Teleskope mit [[Aluminium]] (Mirror Maintenance Building, MMB), und als zusätzliche Büros für Ingenieure und Techniker. Für Notfälle gibt es eine ständig besetzte Unfallstation, einen Rettungswagen, einen [[Hubschrauberlandeplatz]] direkt am Basislager und eine kleine [[Start- und Landebahn]] am Fuß des Berges. Außerdem unterhält das Observatorium eine kleine [[Feuerwehr]]. Die Konstruktion der Gebäude und Teleskope ist so ausgeführt, dass eine Weiterführung des Betriebes auch nach schweren [[Erdbeben]] möglich ist.
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Weil das Observatorium nachts dunkel sein muss, verfügt das ESO-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
=== Kosten ===
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
Der laufende Betrieb aller Einrichtungen in Chile, also La Silla, Paranal, der Verwaltung in Santiago und des beginnenden [[Atacama Large Millimeter Array|ALMA]]-Projekts belief sich 2004 auf 30 Millionen Euro, die etwa je zur Hälfte auf Personal- und Betriebskosten entfielen. Diese Summe entsprach einem Drittel des gesamten ESO-Jahresbudgets für 2004 von etwa 100 Millionen Euro, das neben Chile noch den Betrieb des Hauptinstituts in Europa und Investitionen, hauptsächlich für ALMA, beinhaltet.
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Die Kosten des VLT-Projekts sind damit einer mittleren bis großen Weltraummission, zum Beispiel der [[Gaia (Raumsonde)|Gaia]]-Raumsonde, 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.
== Very Large Telescope ==
[[Datei:Paranal opendome.jpg|mini|Antu, eines der vier Unit-Teleskope. Einen Größenvergleich ermöglichen die drei daneben stehenden Astronomen.]]
[[Datei:Eso-paranal-16.jpg|mini|Aufnahme im Inneren der geöffneten Kuppel eines Unit-Teleskops. Das Teleskop (rechts) ist zum Zenith gerichtet: Oben der Sekundärspiegel (M2), darunter [[Spiegelteleskop#Tubus|Serruier-Tubus]], links davon, am Nasmyth-Fokus das Instrument ISAAC]]
Das '''Very Large Telescope''' (VLT) ist ein aus vier [[Teleskop|Einzelteleskopen]] bestehendes [[Astronomie|astronomisches]] Großteleskop, dessen Spiegel zusammengeschaltet werden können. Das VLT ist für Beobachtungen im sichtbaren Licht bis hin zum mittleren [[Infrarot]] ausgerichtet. Die Teleskope können mit Hilfe des VLT Interferometer (VLTI) zur [[Interferometrie]] zusammengeschaltet werden.
=== Die Optik der Unit-Teleskope ===
[[
Die vier großen Teleskope werden als ''Unit Telescopes'' (UT) bezeichnet. Ein Unit-Teleskop in seiner Montierung hat eine Grundfläche von 22 m × 10 m und eine Höhe von 20 m, bei einem beweglichen Gewicht von 430 Tonnen. Sie sind [[azimut]]al [[Montierung|montierte]], im Wesentlichen baugleiche, [[Ritchey-Chrétien-Teleskop]]e, die wahlweise als
Sie haben einen [[Hauptspiegel]]durchmesser von jeweils 8,2
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
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 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
{| class="wikitable" style="float:left; text-align:center;"
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|style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Spiegel eines Unit-Teleskops<ref>
|- style="background:#
|style="background:#dfefdf;"| Spiegel
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|style="background:#dfefdf;"| Material
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|style="background:#dfefdf;"| Form
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| plan
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|style="background:#dfefdf;"| Krümmungsradius
| 28,975 m
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{| class="wikitable" style="float:left; text-align:center;"
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|style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Optische Daten eines Unit-Teleskops<ref>
|- style="background:#
|style="background:#dfefdf;"| Fokus
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|style="background:#dfefdf;"| Brennweite
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| 120,000 m
| 378,400 m
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|style="background:#dfefdf;"| das entspricht ...
| 0,527 mm/"
| 0,582 mm/"
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|style="background:#dfefdf;"| Öffnungsverhältnis
| ''f/'' 13,41
| ''f/'' 15
| ''f/'' 47,3
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|style="background:#dfefdf;"| Gesichtsfeld
| 15
| 30
| 1'
|}
<div style="clear:both;"></div>
=== Instrumente ===
[[Datei:4LGSF 15.jpg|mini|Das 4LGSF betrieben am Yepun-Teleskop zur Erzeugung von vier [[künstlicher Leitstern|künstlichen Leitsternen]] in 95 km Höhe mittels gelben Laserlichts, welches dort vorhandene Natriumatome zum Leuchten anregt]]
Die erste Instrumentengeneration besteht aus zehn wissenschaftlichen Instrumenten. Dabei handelt es sich um Kameras und [[Spektrograf]]en für verschiedene Spektralbereiche. HAWK-I war nicht Teil des ursprünglichen Plans für die erste Generation, sondern ersetzte ein entgegen dem ursprünglichen Plan nicht gebautes Instrument, NIRMOS. Das Design der Instrumente wurde so gewählt, dass sie einem breiten Kreis von Wissenschaftlern die Möglichkeit bieten, Daten für unterschiedlichste Zielsetzungen aufzunehmen. Es ist absehbar, dass sich Teile der zweiten Instrumentengeneration dagegen auf spezielle und von [[Astronom]]en als besonders wichtig angesehene Probleme konzentrieren werden, zum Beispiel [[Gammablitz]]e oder [[Exoplanet]]en.
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
Für eine adaptive Optik sind relativ helle Leitsterne im Beobachtungsgebiet erforderlich, um das Seeing zu bestimmen. Um das SINFONI auch bei nichtvorhandenen natürlichen Leitsternen nutzen zu können, ist das Yepun-Teleskop mit einem [[Laser]] zur Projektion eines [[Künstlicher Leitstern|künstlichen Leitsterns]] ausgestattet, dem „'''L'''aser '''G'''uide '''S'''tar“ (LGS). Dieses Technik wurde im Jahr 2016 um ein System für 4 Leitsterne ergänzt, der 4LGSF, das mit speziellen adaptiven Optiken (GRAAL und GALACSI) eine Auflösungsverbesserung auch bei HAWK-I und MUSE bringen soll.<ref>[http://www.eso.org/public/germany/images/eso1613a/ ''Das leistungsstärkste Laserleitstern-System der Welt sieht erstes Licht am Paranal-Observatorium'']</ref>
{{Absatz}}
{| class="wikitable" style="margin:auto; width:100%; border:2px solid #999999; text-align:center;"
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|style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Instrumente am VLT'''
|- style="background:#
|style="width:
|style="width:
|style="width:
|style="width:
|-
|rowspan="
|style="background:#efffef;"| '''
|style="background:#efffef;"| '''CRIRES'''
|style="background:#efffef;"| '''Gastfokus'''
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|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. Außerdem ist FORS2 eine Kamera im visuellen Spektralbereich mit großem Gesichtsfeld von bis zu 6,8
Seit April 2009 kann auch mit FORS2 Polarisierung gemessen werden, da die polarimetrischen Modi von FORS1 übertragen wurden.
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Cryogenic High-Resolution IR Echelle Spectrograph]] nimmt hochauflösende Spektren im Wellenlängenbereich von 1 bis 5
Er wurde im Jahr 2014 demontiert, um an dem Gerät Verbesserungen durchzuführen, und soll dann 2018 wieder in Betrieb genommen werden.
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der Gastfokus bietet Wissenschaftlern die Möglichkeit, eigene und besonders spezialisierte Instrumente an einem Teleskop der 8-Meter-Klasse zu verwenden, ohne alle Spezifikationen erfüllen zu müssen, denen ein allgemeines ESO-Instrument unterliegt. Bisher war dort mit ULTRACAM ein Instrument montiert, das innerhalb von Millisekunden Bilder eines kleinen Gesichtsfeldes weniger Bogensekunden machen kann. Wissenschaftliches Ziel des ULTRACAMs, das bereits an anderen Teleskopen montiert war, ist die Aufnahme von Veränderungen kürzester Zeitskalen, wie sie zum Beispiel bei [[Pulsar]]en und [[Schwarzes Loch|Schwarzen Löchern]] vorkommen.
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|style="background:#efffef;"| '''
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|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Die Nasmyth Adaptive Optics '''S'''ystem-[[Coude Near Infrared Camera]] wurde im Jahr 2014 vom UT4 übernommen.
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der '''K'''-band '''M'''ulti-'''O'''bject '''S'''pectrograph ist seit dem Jahr 2013 im wissenschaftlichen Betrieb und wird hauptsächlich zur Beobachtung weit entfernter Galaxien eingesetzt.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/kmos/ eso.org]</ref>
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|rowspan="4" style="background:#dfefdf;"| '''Kueyen'''<br />(UT2)
|style="background:#efffef;"| '''FORS1'''
|style="background:#efffef;"| '''FLAMES'''
|style="background:#efffef;"| '''UVES'''
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|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Das
|rowspan="3" style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph]] ist ein Spektrograph, der mit Hilfe der Glasfasern bis zu 130 Objekte im Gesichtsfeld gleichzeitig mit mittlerer Auflösung spektroskopieren kann (MEDUSA-Modus). In zwei weiteren Modi, IFU und ARGUS, sind die Fasern so nahe beieinander gepackt, dass räumlich aufgelöste Spektren der Objekte mit einer scheinbaren Größe von nur wenigen Bogensekunden möglich sind. Alternativ können acht Fasern das Licht zu UVES für hochauflösende Spektroskopie leiten.
|rowspan="3" style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Ultraviolett and Visual Echelle Spectrograph]] ist ein hochauflösender Spektrograph mit einem blau- und einem rotoptimierten optischen Arm, die simultan betrieben werden können. Der zugängliche Wellenlängenbereich reicht von
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|style="background:#efffef;"| '''XSHOOTER'''
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|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Das Instrument XSHOOTER ist das erste Instrument der zweiten Instrumentengeneration. XSHOOTER ist ein Spektrograph mittlerer Auflösung über einen weiten Wellenlängenbereich von nahen Ultraviolett bis ins nahe Infrarot, von 0,3 bis 2,5 µm, in einer einzigen Aufnahme.
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|rowspan="
|style="background:#efffef;"| '''VISIR'''
|style="background:#efffef;"| '''ISAAC'''
|style="background:#efffef;"| '''VIMOS'''
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|rowspan="3" style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[VLT Imager and Spectrometer in the Infra Red]], für Bilder und Spektren schwacher Objekte im mittleren Infrarotbereich, von 8 bis 13 und 16,5 bis 24,5
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Die [[Infrared Spectrometer And Array Camera]] kann im Nahen [[Infrarot]]bereich Bilder und Spaltspektren niedriger bis mittlerer Auflösung aufnehmen. Dazu hat das Instrument zwei voneinander unabhängige optische Wege („Arme“), die jeweils auf die Wellenlängenbereiche von 1 bis 2,5 und von 3 bis 5
|rowspan="3" style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Visible Multi-Object Spectrograph]]. Die Fähigkeiten zur Spektroskopie und zur Bildaufnahme ähneln denen des
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|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Das [[Spectro-Polarimetric-High-contrast Exoplanet Research|'''S'''pectro-'''P'''olarimetric '''H'''igh-contrast '''E'''xoplanet '''RE'''search]] ist ein Instrument zur Entdeckung und Untersuchung von Exoplaneten, das im Jahr 2014 in Betrieb genommen wurde.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/sphere.html eso.org]</ref><ref>[http://www.eso.org/public/austria/news/eso1417/ Erstes Licht für die Exoplanetenkamera SPHERE] eso.org, abgerufen am 5. Juni 2014.</ref>
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|rowspan="4" style="background:#dfefdf;"| '''Yepun'''<br />(UT4)
|style="background:#efffef;"| '''SINFONI'''
|style="background:#efffef;"| '''HAWK-I'''
|style="background:#efffef;"| '''NACO'''
|- style="text-align:left; vertical-align:top;"
|rowspan="3"|Der [[Spectrograph for Integral Field Observation in the Near-Infrared]] ist ein Nahinfrarot-Spektrograf bei 1
|rowspan="3"|Der [[High Acuity Widefield K-band Imager]], ein Instrument, welches den Bedarf nach Bildern mit großem Gesichtsfeld bei gleichzeitig hoher räumlicher Auflösung im Nahinfrarotbereich von 0,85 bis 2,5
||Eigentlich NAOS-CONICA, wobei NAOS für Nasmyth Adaptive Optics '''S'''ystem und CONICA für [[Coude Near Infrared Camera]] steht. CONICA war ursprünglich für den Coudéfokus vorgesehen. NAOS ist ein System zur Bildverbesserung mit adaptiver Optik, CONICA eine Infrarotkamera und Spektrograph im Bereich von 1 bis 5
|-
|style="background:#efffef;"| '''MUSE'''
|-
|style="text-align:left; vertical-align:top;"|Der [[Multi Unit Spectroscopic Explorer]] kombiniert einen weiten Beobachtungswinkel mit einem hohen Auflösungsvermögen durch adaptive Optik und deckt einen weiten Spektralbereich ab.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/muse/ eso.org]</ref>
|-
|}
Instrumente der zweiten Generation sind in der Entwicklung
* '''ESPRESSO''' ('''E'''chelle '''SP'''ectrograph for '''R'''ocky '''E'''xoplanet- and '''S'''table '''S'''pectroscopic '''O'''bservations) für die Suche nach felsigen extra-solaren Planeten in der habitablen Zone<ref>{{Webarchiv |url=http://espresso.astro.up.pt/ |text=espresso.astro.up.pt |wayback=20101017053751}}</ref>
== VLT Interferometer ==
[[Datei:Observing Platform VLT.jpg|mini|Luftaufnahme des Paranalplateaus. In der Bildmitte das Gebäude des VLTI-Labors, darüber die vier ''Unit Telescopes'' (UT), darunter zwei ''Auxiliary Telescopes'' (AT) sowie das rechtwinklige Schienensystem, über das die ATs verfahren werden können. An den über das Schienensystem erreichbaren runden Stationen können die ATs an das VLTI angeschlossen werden.]]
[[Datei:Vlti-tunnel-nov2007.jpg|mini|Verzögerungsleitungen des VLTI, realisiert durch auf Schienen verfahrbare Retroreflektoren.]]
[[Datei:The dusty ring around the aging double star IRAS 08544-4431 - Eso1608b.tif|mini|Interferometrische Aufnahme mittels PIONIER und RAPID einer Staubscheibe um ein 4000 [[Lichtjahr]]e entferntes Doppelsternsystem [[IRAS 08544-4431]]; die Seitenlänge des Bildes entspricht 0,6 [[Bogensekunde]]n.]]
Die Coudéfokusse aller Teleskope können entweder inkohärent oder [[Kohärenz (Physik)|kohärent]] kombiniert werden.
Der gemeinsame inkohärente Fokus liegt in einem unterirdischen Sammelraum und wird derzeit nicht benutzt. Der kohärente Fokus befindet sich in einem daneben liegenden Labor und wird durch ein spezielles optisches System gespeist, das VLT Interferometer (VLTI). Damit wird durch [[Interferometrie]], äquivalent zu einem [[Interferometer (Radioastronomie)|radioastronomischen Interferometer]], ein weit besseres [[Auflösungsvermögen]] erreicht als mit nur einem Teleskop.
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 Verzögerungsleitungen über eine Differenz von bis zu 60 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 Verzögerungsleitungen geleitet wird
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
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 Verzögerungsleitungen derzeit nur sechs realisiert, zweitens können die bestehenden Instrumente höchstens
{{Absatz}}
== Surveyteleskope ==
[[Datei:VLT Survey Telescope.jpg|mini|Das VST mit geöffneter Kuppel und geöffnetem Verschluss des 2,6 Meter durchmessenden Spiegels.]]
=== VST ===
Das '''V'''LT '''S'''urvey '''T'''elescope ist ein 2,6-
[[Datei:Vista-brunier-crop.jpg|mini|links|Das Teleskop VISTA mit einem 4 Meter durchmessenden Hauptspiegel]]
=== VISTA ===
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
VISTA war ursprünglich ein nationales [[Vereinigtes Königreich|britisches]] Projekt, aber mit dem Beitritt Großbritanniens zur ESO und der Entscheidung, VISTA auf Paranal zu bauen, Der Umbau des Teleskops für den optischen 4MOST-Spektrografen erforderte eine neue Korrektor-Optik mit einem Sichtfeld von 2,5°. Dies wird ab 2025 die Durchführung von spektroskopischen Durchmusterungen erlauben und über 5 Jahre mehr als 20 Millionen Spektren aufnehmen.<ref name="eso4most">{{cite web |url=https://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/4MOST.html | title=4MOST development web site}}</ref>
=== NGTS ===
[[Datei:The Next-Generation Transit Survey (NGTS) at Paranal (1502d).jpg|mini|Gebäude des NGTS, die VLTs (links) und VISTA (rechts) im Hintergrund]]
Die '''''N'''ext-'''G'''eneration '''T'''ransit '''S'''urvey'' ist eine Einrichtung zur Himmelsdurchmusterung mit dem Ziel, [[Exoplanet]]en mit einem zwei- bis achtfachen [[Erddurchmesser]] durch die [[Transitmethode]], also anhand scheinbarer Helligkeitsveränderungen des Zentralstern beim Vorbeiziehen des Planeten, zu entdecken.<ref name="jagd" />
[[Datei:The Next-Generation Transit Survey (NGTS) at Paranal (1502b).jpg|mini|links|Die Aufnahme im Inneren des Gebäudes zeigt einige der zwölf automatisch arbeitenden Teleskope]]
Die Einrichtung besteht dazu aus 12 automatisch arbeitenden Teleskopen mit einem Spiegeldurchmesser von 20 cm, die jeweils eine Himmelsregion mit einem Durchmesser von etwas mehr als 3°, zusammen somit 96 [[Quadratgrad]], erfassen können. Die Teleskope sind handelsübliche [[Astrograf]]en<ref>{{Webarchiv|url=http://www.astrosysteme.at/de/astrographen_h-serie.html |wayback=20160913185606 |text=''ASA Astrograph H f 2.8'' |archiv-bot=2022-12-25 14:23:31 InternetArchiveBot }}</ref> mit einer verbesserten [[Streulichtblende]], die das große Bildfeld durch einen hyperbolischen Spiegel gefolgt von einem dreilinsigen [[Korrektor (Teleskop)|Korrektor]] erreichen. Daran ist eine im Wellenlängenbereich von 600–900 nm empfindliche [[CCD-Kamera]] angeschlossen, die eine Auflösung von 4 Millionen Bildpunkten hat.<ref name="jagd" />
Wenngleich der Schwerpunkt auf kleineren Planeten liegt, basiert NGTS auf dem Konzept von [[SuperWASP]] sowie den Erfahrungen daraus. Ein 2015 beginnendes vierjähriges Beobachtungsprogramm umfasst jedes Jahr vier Himmelsregionen der oben genannten Größe, wobei die entdeckten Exoplaneten in Folge mit den verschiedenen Instrumenten der Unit-Teleskope des Observatoriums weiter untersucht werden.<ref name="jagd">[http://www.eso.org/public/germany/news/eso1502/?lang ''Neue Teleskope zur Jagd nach Exoplaneten auf dem Paranal'']</ref>
{{Absatz}}
[[Datei:SPECULOOS - Eso1839j.jpg|mini|Die vier Kuppeln der SPECULOOS-Teleskope neben dem NGTS. Im Hintergrund das VISTA (rechts) und der Paranal-Gipfel.]]
=== SPECULOOS ===
Das SPECULOOS SSO ''('''S'''earch for habitable '''P'''lanets '''EC'''lipsing '''UL'''tra-c'''OO'''l '''S'''tars '''S'''outhern '''O'''bservatory<ref>{{Internetquelle |url=https://www.speculoos.uliege.be/cms/c_4259452/fr/portail-speculoos |titel=SPECULOOS |hrsg=[[Universität Lüttich]] |sprache=fr |abruf=2018-12-30}}</ref>)'' ist ein zum [[SPECULOOS]]-Forschungsprojekt gehörendes Ensemble von 4 Spiegelteleskopen, um zusammen mit einem ähnlichen (mit Stand Ende 2018 im Aufbau befindlichen) Ensemble auf der Nordhalbkugel ([[Teide]], [[Teneriffa]])<ref>{{Internetquelle |url=https://www.speculoos.uliege.be/cms/c_4549211/fr/speculnew-sno |titel=L'Observatoire SPECULOOS North |hrsg=Universität Lüttich |sprache=fr |abruf=2018-12-30}}</ref> erdähnliche Exoplaneten in der Nähe kühler Sterne der [[Spektralklasse]] M7 bis hin zu [[Brauner Zwerg|Braunen Zwergen]] zu entdecken; es baut auf der Erfahrung mit [[Trappist (Teleskop)|TRAPPIST]] auf. Der wissenschaftliche Betrieb beginnt im Januar 2019. Die Teleskope sind ferngesteuert, folgen dem [[Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop|Ritchey-Chrétien]]-Design mit einem 1 Meter durchmessenden Primärspiegel, und haben Kameras mit hoher Empfindlichkeit im nahen Infrarot. Benannt wurden die Teleskope nach vier großen [[Jupiter (Planet)|Jupitermonden]]: [[Io (Mond)|Io]], [[Europa (Mond)|Europa]], [[Ganymed (Mond)|Ganymede]] und [[Kallisto (Mond)|Callisto]].<ref>{{Internetquelle |url=https://www.eso.org/public/germany/news/eso1839/ |titel=First Light für SPECULOOS |hrsg=[[Europäische Südsternwarte]] |datum=2018-12-05 |abruf=2018-12-30}}</ref>
== Beobachten am Paranal-Observatorium ==
Beobachtungszeit kann zweimal im Jahr für das übernächste [[Semester]] beantragt werden. Je nach Teleskop wird zwei- bis fünfmal
=== Ablauf der Beobachtungen ===
[[Datei:Very Large Telescope against a beautiful twilight on Cerro Paranal.jpg|mini|hochkant=1.8|Die für die bevorstehende Nacht geöffneten Teleskope auf dem Paranal-Plateau]]
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/ |
[[Datei:Control room at night - Cb-cr-night-pano4.jpg|mini|Kontrollraum des Observatoriums im Kontrollgebäude]]
Im Visitor-Mode kommt dem Besucher die Aufgabe zu, kritische Entscheidungen über die OBs zu treffen, die im Vorfeld nicht abschätzbar waren, also zum Beispiel wenn stark veränderliche Objekte beobachtet werden sollen. Als Nachteil hat der Besucher dagegen keinen Einfluss auf die Wetterbedingungen, unter denen sein Programm durchgeführt wird, da die Beobachtungstermine für den Visitor-Mode etwa ein halbes Jahr zuvor festgelegt werden.
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=== Überwachung der Beobachtungsbedingungen ===
[[Datei:DIMM - Allsky-6105-cc - crop.jpg|mini|Das DIMM-Teleskop befindet sich auf einem Turm, um nicht durch bodennahe Luftturbulenzen beeinträchtigt zu werden.]]
Um nicht nur subjektive Eindrücke der Beobachtungsbedingungen durch die jeweils an den Teleskopen arbeitenden Ingenieure und Astronomen zu haben, wurde ein System zum ''„Astronomical Site Monitoring“'' eingerichtet, das die Daten automatisch aufnimmt und archiviert. Neben zahlreichen Sensoren zur Messung der meteorologischen Bedingungen wie Luft- und Bodentemperatur, Luftfeuchtigkeit, Windgeschwindigkeit und -richtung sowie Staubteilchendichte werden auch speziell astronomische Kenngrößen gemessen. Das ''„[[Seeing]]“'' wird durch ein kleines 35-cm-Spezialteleskop, das DIMM, gemessen, das die ganze Nacht über etwa alle zwei Minuten eine Messung der Bildqualität durchführt. Statt ein einfaches Bild zu machen und die Größe des abgebildeten Sterns zu messen, vergleicht es die [[Wellenfront]] zweier etwa 20 cm voneinander entfernter Sub-Aperturen mit je 4 cm Durchmesser. Dies hat den Vorteil, neben dem Seeing auch andere, besonders für die Interferometrie interessante Eigenschaften über die derzeitige Turbulenz in der Atmosphäre, zu messen. Die Transparenz der Atmosphäre wird anhand desselben Bildes gemessen, nur dass statt der Bildgröße der einfallende Fluss des Sterns gemessen und mit Tabellenwerten für eine klare Atmosphäre verglichen wird.
Ein zweites Instrument, das MASCOT
== Wissenschaftliche Ergebnisse ==
Seit dem Beginn des wissenschaftlichen Betriebs des VLT am
* 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/
* Die [[Deep Impact (Sonde)|Deep
* 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/
* 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
* Durch Zufall kreuzte ein heller [[Meteor]] das Gesichtsfeld des FORS 1, als gerade Spektren aufgenommen wurden. Es ist das erste genau kalibrierte Spektrum einer solchen Leuchterscheinung.<ref>[http://www.eso.org/
* FORS 2 und ISAAC halten gemeinsam den Rekord für den
* 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
* 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/
* 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
* Mit Hilfe des neuen NACO SDI (NACO Simultaneous Differential Imager) am VLT wurden 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/
* Durch Beobachtungen des [[Brauner Zwerg|Braunen Zwerges]] [[2M1207|2MASS1207-3932]] mit dem VLT wurde im Mai 2007 entdeckt, dass das Objekt nicht nur einen umlaufenden Planeten hat, 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 einen [[Jet (Astronomie)|Jet]] hat.<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 [[Doppelstern]] aufzulösen und den Orbit zwischen Januar 2007 und März 2008 zu verfolgen. Durch verschiedene Zusammenschaltungen dreier Teleskope wurde bei einer verwendeten Basislänge von 130
== Siehe auch ==
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== Literatur ==
*
:: Ausgabe 92, Juni 1998: [http://www.eso.org/
:: Ausgabe 93,
:: Ausgabe 104, Juni 2001: [http://www.eso.org/
:: Ausgabe 120, Juni 2005: [http://www.eso.org/
* {{Literatur |Autor=G. Hüdepohl |Titel=Very Large Telescope - 25 Jahre VLT |Verlag=Kosmos Verlag Stuttgart |Datum=2023 |ISBN=978-3-440-17803-4}}
* {{Literatur |Autor=
* {{Literatur |
* {{Literatur |Hrsg=W. Brandner, M. E. Kasper |Titel=Science with Adaptive Optics Proceedings of the ESO Workshop held at Garching, Germany |Verlag=Springer |Datum=2005 |ISBN=3-540-25034-4 |DOI=10.1007/b80350 |bibcode=2005sao..conf.....B}}
== Weblinks ==
{{Commonscat|Paranal Observatory|Paranal-Observatorium}}
*
* [http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/12122009125251.shtml ''VISTA nimmt Arbeit auf''.] Raumfahrer.net
* [http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/10062011121013.shtml ''VLT Survey Telescope liefert erstes Bild''.] Raumfahrer.net
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== Einzelnachweise ==
<references responsive/>
{{Coordinate |NS=24/37/38/S |EW=70/24/15/W |type=landmark |region=CL-AN}} <!-- Mitte der vier VLT-Kuppeln -->
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{{Exzellent|27. März 2006|15091298}}
[[Kategorie:
[[Kategorie:Sternwarte in Chile]]
[[Kategorie:Großteleskop (Optischer Bereich)]]
[[Kategorie:Wissenschaft und Forschung in Chile]]
[[Kategorie:Interferometrisches Teleskop]]
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