„Paranal-Observatorium“ – Versionsunterschied

[[Datei:ParanalView topof the Very Large Telescope.jpg|mini|hochkant=1.2|Das Plateau des Cerro Paranal mit dem Very Large Telescope; von linksvorne nach rechtshinten: das Kontrollgebäude unterhalb des Plateaus, die kleineren Kuppeln der vier Auxillary-Teleskope, die Kuppeln von UT1 bis UT4: 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|mini|385pxhochkant=1.6|Das Paranal-Observatorium bei Sonnenaufgang, links oben Cerro Paranal mit dem VLT, Mitte oben das Surveyteleskop VISTA, links unten das [[ESO Hotel]], 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 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 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]], wurde anfangs über eine von La Silla nach Paranal verlegte [[Uplink]]station zu einem [[Kommunikationssatellit]]en, dann über eine [[Mikrowellen]]-[[Richtfunk]]strecke nach Antofagasta bereitgestellt. Ein im Jahr 2010 nach Antofagasta verlegtes Glasfaserkabel brachte schließlich eine Anbindung mit einer Datenrate von 10 Gbit/s, die für die Survey-Teleskope erforderlich war.<ref>[https://www.eso.org/public/news/eso1043/ ''EVALSO: A New High-speed Data Link to Chilean Observatories''], 4. November 2010.</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|mini|280px|Das [[ESO Hotel]] mit Garten, Schwimmbecken und dem Verdunkelungsvorhang unter der Kuppel]]

Die Unterkünfte befinden sich in einem 200&nbsp;m tiefer gelegenen Basislager, etwa 52&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 im Ende 2002 fertiggestellten&nbsp;– auch ''Residencia'' genannten&nbsp;– [[ESO Hotel]]. Das ESO Hotel ist halb in den Berg gebaut und in Beton in rötlicher Farbe gehalten, der es optisch mit der Wüste verschmelzen lässt. Darin sind Unterkünfte, Verwaltung, Kantine, Entspannungsräume, ein kleines [[Schwimmbecken]] und zwei Gärten, die sowohl dem Raumklima des ESO-Hotels als auch dem seelischen Wohlbefinden dienen, untergebracht.

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. Einige Instrumente werden 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]].

[[Datei:Paranal UTopendome.jpg|mini|hochkant|Das Unit-Teleskop 2Antu, Kueyen.eines Derder Fangspiegelvier M2Unit-Teleskope. istEinen ganzGrößenvergleich obenermöglichen indie derdrei Mitte des Teleskop-Frontringsdaneben zustehenden sehenAstronomen.]]

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.

<!-- 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 (1 bis 5&nbsp;µm Wellenlänge) Hubble-Bildern mit [[Auflösungsvermögen]] von unter 0,1[[Bogensekunde|"]] zum Teil in nichts nachstehen. Im sichtbaren Spektralbereich ist das bislang noch nicht möglich, da die Korrektur der atmosphärischen Störungen mittels adaptiver Optik schneller, 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|mini|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]]

Sie haben einen [[Hauptspiegel]]durchmesser von jeweils 8,2&nbsp;m und einen [[Sekundärspiegel]] von 1,12&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 [[:fr:REOSC|REOSC]] transportiert, wo die hochpräzise, zwei Jahre dauernde Oberflächenbearbeitung stattfand. Die endgültige Spiegeloberfläche hat eine Genauigkeit von 8,5&nbsp;nm (λ/70 bei 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|Nasmythfokusse]]. Zusätzlich haben die Teleskope einen [[Coudé-Strahlengang|Coudéfokus]], über den Licht in das VLTI eingespeist werden kann.

|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> '''

| Hauptspiegel M1

| Fangspiegel M2

| Nasmyth-Spiegel M3

| [[Hohlspiegel|konkav]]

| [[Konvexspiegel|konvex]]

| –4−4,55&nbsp;m

|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> '''

| Cassegrain-Fokus

| Nasmyth-Fokus

| Coudé-Fokus

[[Datei:Most4LGSF powerful laser guide star system, Paranal Observatory15.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]]

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" 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.

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>

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

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;"|Die Nasmyth Adaptive Optics '''S'''ystem-[[Coude Near Infrared Camera]] wurde im Jahr 2014 vom UT4 übernommen.

|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&nbsp;µm, in einer einzigen Aufnahme.

|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, dassdas 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>

|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&nbsp;µm deckt. HAWK-I hatte sein First Light am 1. August 2007, der wissenschaftliche Betrieb startete am 1. April 2008 (offiziell am 1. Oktober 2008).<ref name="ESOParNews" />

* '''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>

[[Datei:Observing Platform VLT.jpg|mini|Luftaufnahme des Paranalplateaus. In der Bildmitte ist das Gebäude des VLTI-LaborLabors, darüber sind die vier UTs''Unit Telescopes'' (UT), darunter zwei ATs''Auxiliary Telescopes'' (AT) sowie das rechtwinklige Schienensystem zu sehen, 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, realisertrealisiert durchtdurch auf Schienen verfahrbare Retroreflektoren.]]

[[Datei:The_dusty_ring_around_the_aging_double_star_IRAS_08544The dusty ring around the aging double star IRAS 08544-4431_4431 -_Eso1608b Eso1608b.tif|mini|Interferometrische Aufnahme mittels PIONIER und RAPID einer Staubscheibe um ein 4000 [[Lichtjahr]]e entferntes Doppelsternsystem [[IRAS 08544-4431]]; die KantenlängeSeitenlänge des Bildes entspricht 0,6 [[Bogensekunde]]n.]]

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&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 Verzögerungsleitungen 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-Meter- 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 zu messen. Die UTs können dann für andere Forschungsprogramme verwendet werden. Nur für die Interferometrie schwacher Objekte sind die UTs 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;µm und kann das Licht zweier Teleskope kombinieren. Die Zielsetzung des MIDI ist weniger das Erzeugen von Bildern 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 zwischen 1 bisund 2&nbsp;µm. 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"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> DerzeitGRAVITY, seit Anfang 2016 im BauBetrieb,<ref>{{Internetquelle befinden|werk=eso.org sich|url=https://www.eso.org/public/news/eso1601/ zwei|titel=First InstrumenteLight derFor sogenanntenFuture zweitenBlack GenerationHole vonProbe Instrumenten- fürSuccessful dascommissioning VLTI.of GRAVITY, dasat fürthe 2015VLTI erwartet|sprache=en wird,|abruf=2022-12-31}}</ref> sollmisst mithilfe einer präzisen Laser-Metrologie Winkelastrometrische Abstände mit einer Genauigkeit von etwa 10&nbsp;µas (Mikrobogensekunden) auflösen können und außerdemkann auch hochauflösende Bilder im Nahinfrarotbereich aufnehmen.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/gravity.html GRAVITY], eso.org</ref> MATISSE, das etwaAnfang einMärz Jahr2018 spätersein erstes astronomisches Licht sehengesehen sollhat, wird MIDI ablösen understellt Bilder und Spektren im thermischen Infrarot erstellenund 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 werdenkönnen 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 Verzögerungsleitungen derzeit nur sechs realisiert, zweitens können die bestehenden Instrumente höchstens dreivier Strahlengänge gleichzeitig kombinieren. Instrumente mit weitergehenden Fähigkeiten werden aber für die zweite VLTI-Instrumentengeneration diskutiert.

[[Datei:VLT Survey Telescope eso1119c.jpg|mini|Das VST mit geöffneter Kuppel und geöffnetem Verschluss des 2,6 Meter durchmessenden Spiegels.]]

Das '''V'''LT '''S'''urvey '''T'''elescope ist ein 2,6-Meter-[[Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop]] mit einer Öffnungsverhältnis 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;×&nbsp;1° für Bilder im Wellenlängenbereich von 0,33 bis 1&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'').

[[Datei:Vista-brunier-crop.jpg|mini|links|Das Teleskop VISTA mit einem 4 Meter durchmessenden Hauptspiegel]]

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 µm. Sein Gesichtsfeld beträgt ebenfalls ein Quadratgrad. Es befindet sich nicht auf dem Hauptgipfel des Cerro Paranal, sondern auf einem etwa 1&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, haben Astronomen weltweit Zugang zu diesem Teleskop erhalten.

[[Datei:ParanalVery opendomeLarge Telescope against a beautiful twilight on Cerro Paranal.jpg|mini|Antu (UT1) wirdhochkant=1.8|Die für die bevorstehende Nacht geöffnet.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/ |titel=„Galileo hätte es geliebt“ |titelerg=Europas Astronomie-Flaggschiff in Chile |autor=Peter Prantner |werk=orf.at |datum=2012-11-29 |zugriffabruf=2013-04-03}}</ref>

Um nicht nur subjektive Eindrücke der Beobachtungsbedingungen durch die jeweils an den Teleskopen arbeitenden Ingenieure und Astronomen zu haben, wurde ein System zum „''Astronomical„Astronomical Site MonitoringMonitoring“''“ 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 etwa 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 &nbsp;cm voneinander entfernter Sub-Aperturen mit je 4 &nbsp;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 (''('''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:

* 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" />

* 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/public/news/eso0336/ 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/public/news/eso0316/ ESO Press Release 14/03: ''Flattest Star Ever Seen'' (11. Juni 2003)]</ref>

* 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>{{Internetquelle |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}}</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&nbsp;m mit VLTI/AMBER im Nahinfrarot (H- und K-band, 1,6 bzw. 2,2&nbsp;μm) ein Auflösungsvermögen von 2&nbsp;[[Bogensekunde|mas]] erreicht.<ref>{{citeLiteratur| journalAutor = 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/sci/publications/messenger/ ''The ESO Messenger.''] Eigenverlag, München 1974 ff. {{ISSN|0722-6691}}

:: Ausgabe 93, September 1998: [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.93-sep98/messenger-no93.pdf VLT Science Verification] (PDF; 1,65&nbsp;MB)

:: Ausgabe 104, Juni 2001: [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.104-jun01/messenger-no104.pdf VLTI First Fringes] (PDF; 2,97&nbsp;MB)

* [{{Webarchiv |url=http://www.eso.org/outreach/gallery/vlt/images/Top20/ |text=Bilder von und mit dem VLT] |wayback=20081201120342}} und die [https://www.eso.org/public/news/ ESO Presseveröffentlichungen], besonders die [{{Webarchiv |url=http://www.eso.org/outreach/gallery/vlt/ |text=VLT-Galerie] |wayback=20090109024143}} (englisch)

<references responsive/>

[[Kategorie:BodengebundenesEuropäische ObservatoriumSüdsternwarte]]