„Paranal-Observatorium“ – Versionsunterschied
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Das '''Paranal-Observatorium''' ist ein [[Astronomie|astronomisches]] [[Observatorium]] 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 trockene und außergewöhnlich ruhige Luftströmung aus, was den Berg zu einem sehr attraktiven Standort für ein astronomisches Observatorium macht. Um für das VLT ein Plateau zu schaffen, wurde Anfang der 1990er Jahre der Gipfel von {{Höhe|2660}} auf {{Höhe|2635}} durch Sprengungen abgetragen,▼
[[Datei:360-degree Panorama of the Southern Sky edit.jpg|mini|hochkant=1.2|360° Panorama des Observatoriums]]
▲Das '''Paranal-Observatorium''' ist
== Logistik und Infrastruktur auf Paranal ==
[[Datei:Paranal camp.jpg|mini|hochkant=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 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:
[[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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=== 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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== 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 ===
[[Datei:Paranal VLTmirror.jpg|mini|Einer der vier Hauptspiegel M1, der Nasmyth-Spiegel M3 ist auf dem Turm montiert, der in der Mitte aufragt
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 [[Cassegrain-Teleskop|Cassegrain-]], [[Nasmyth-Teleskop|Nasmyth-]] oder [[Coudé-Strahlengang|Coudé-Teleskop]] betrieben werden können.
Sie haben einen [[Hauptspiegel]]durchmesser von jeweils 8,2 m und einen [[Sekundärspiegel]] von 1,12 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
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.
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{| class="wikitable" style="float:left; text-align:center;"
|-
|style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Spiegel eines Unit-Teleskops<ref>
|- style="background:#EFFFEF;"
|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
|-
|style="background:#dfefdf;"| Krümmungsradius
| 28,975 m
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|}
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{| class="wikitable" style="float:left; text-align:center;"
|-
|style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Optische Daten eines Unit-Teleskops<ref>
|- style="background:#EFFFEF;"
|style="background:#dfefdf;"| Fokus
|
|
|
|-
|style="background:#dfefdf;"| Brennweite
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=== Instrumente ===
[[Datei:
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" 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 [[
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
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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' × 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. 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>
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Cryogenic High-Resolution IR Echelle Spectrograph]] nimmt hochauflösende Spektren im Wellenlängenbereich von 1 bis 5 µm auf. Das Instrument wurde 2006 installiert und getestet und ist seit dem 1. April 2007 im Regelbetrieb.<ref name="ESOParNews" />
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;"| '''KMOS'''
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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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|style="background:#efffef;"| '''XSHOOTER'''
|-
|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="4" style="background:#dfefdf;"| '''Melipal'''<br />(UT3)
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|style="background:#efffef;"| '''SPHERE''' {{Anker|SPHERE}}
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|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Das [[Spectro-Polarimetric-
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|rowspan="4" style="background:#dfefdf;"| '''Yepun'''<br />(UT4)
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|- 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 bis 2,5 µm. Der eigentliche Spektrograph SPIFFI (Spectrometer for Infrared Faint Field Imaging) nimmt dabei ein Spektrum des gesamten Gesichtsfeldes auf, das 8" × 8", 3" × 3" oder 0,8" × 0,8" groß sein kann. Durch die adaptive Optik im SINFONI-Modul können Spektren mit höchster räumlicher Auflösung aufgenommen werden.
|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 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" />
||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 µm. Der Unterschied zu ISAAC besteht in der hervorragenden Bildqualität, allerdings bei kleinerem Gesichtsfeld. Zusätzlich kann CONICA polarimetrische Messungen aufnehmen und helle Objekte durch [[Koronograph]]ie ausblenden. Mit SDI, dem Simultaneous Differential Imager in NACO, können vier Bilder in vier leicht unterschiedlichen Wellenlängenbereichen gleichzeitig aufgenommen werden. Diese Bilder können so miteinander verrechnet werden, dass die Differenzen auch den Nachweis sehr lichtschwacher Objekte in Gegenwart eines helleren ermöglichen.
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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>
== VLT Interferometer ==
[[Datei:Observing Platform VLT.jpg|mini|Luftaufnahme des Paranalplateaus. In der Bildmitte
[[Datei:Vlti-tunnel-nov2007.jpg|mini|Verzögerungsleitungen des VLTI,
[[Datei:
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
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== Surveyteleskope ==
[[Datei:VLT Survey Telescope
=== VST ===
Das '''V'''LT '''S'''urvey '''T'''elescope ist ein 2,6-Meter-[[Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop]] mit einer Öffnungsverhältnis von ''f/'' 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° × 1° für Bilder im Wellenlängenbereich von 0,33 bis 1 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 Prozent im Service-Mode genutzt
[[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 µm. Sein Gesichtsfeld beträgt ebenfalls ein Quadratgrad. Es befindet sich nicht auf dem Hauptgipfel des Cerro Paranal, sondern auf einem etwa 1 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. 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 so 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.
=== Ablauf der Beobachtungen ===
[[
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
[[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
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/public/news/eso0428/ ESO Press Release 23/04: '' Is This Speck of Light an Exoplanet?'' (10. September 2004)]</ref><ref name="eso1205">[http://www.eso.org/public/news/eso0515/ ESO Press Release 12/05: ''Yes, it is the Image of an Exoplanet'' (30. April 2005)]</ref><ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0511/ 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 1]] gewonnen.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0523/ ESO Press Release 19/05: ''Comet Tempel 1 Went Back to Sleep'' (14. Juli 2005)]</ref><ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0518/ 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/public/news/eso0524/ 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
* 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/public/news/eso0424/ ESO Press Release 19/04: ''Catching a Falling Star'' (30. Juli 2004)]</ref>
* FORS 2 und ISAAC halten gemeinsam den Rekord für den am weitesten entfernten [[Gammablitz]] bei z = 6,3.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0528/ 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
* 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/public/news/eso0319/ 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 km bestimmt. Auch die Temperatur konnte mit −230 °C gemessen werden, was etwa 10 K kälter als bisher angenommen ist.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0602/ 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 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/public/news/eso0611/ ESO 11/06 – Science release: ''The Sun’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 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 |
* 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 m mit VLTI/AMBER im Nahinfrarot (H- und K-band, 1,6 bzw. 2,2 μm) ein Auflösungsvermögen von 2 [[Bogensekunde|mas]] erreicht.<ref>{{
== Siehe auch ==
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== Literatur ==
*
:: Ausgabe 92, Juni 1998: [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.92-jun98/messenger-no92.pdf VLT First Light] (PDF; 1,1 MB)
:: Ausgabe 93, September 1998: [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.93-sep98/messenger-no93.pdf VLT Science Verification] (PDF; 1,
:: Ausgabe 104, Juni 2001: [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.104-jun01/messenger-no104.pdf VLTI First Fringes] (PDF; 2,
:: Ausgabe 120, Juni 2005: [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.120-jun05/messenger-no120.pdf The VLT Survey Telescope] (PDF; 8,1 MB)
* {{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=G. Monnet |Hrsg=Sandro D’Odorico |Titel=Overview of the VLT instrumentation |Sammelwerk=Optical Astronomical Instrumentation |Band=3355 |Nummer=2 |Ort=Bellingham, Washington |Datum=1998 |ISBN=0-8194-2802-7 |DOI=10.1117/12.316742 |bibcode=1998SPIE.3355....2M}}
* {{Literatur |Autor=A. Glindemann |Hrsg=H. Lacoste |Titel=The VLTI and Its Subsystems |Sammelwerk=Proceedings of GENIE – DARWIN Workshop – Hunting for Planets |Nummer=SP-522 |Ort=Noordwijk |Datum=2003 |ISBN=92-9092-832-8 |bibcode=2003ESASP.522E...5G}}
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== 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:Großteleskop (Optischer Bereich)]]
▲[[Kategorie:Bauwerk in Chile]]
[[Kategorie:Wissenschaft und Forschung in Chile]]
[[Kategorie:Interferometrisches Teleskop]]
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