„Paranal-Observatorium“ – Versionsunterschied
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Hauptbestandteil des Systems sind sechs in der Länge veränderliche optische Verzögerungsleitungen (engl. ''delay lines''). Diese gleichen erstens die durch deren unterschiedliche Standorte bedingte Laufzeitdifferenzen des Lichts zwischen den einzelnen Teleskopen aus. Zweitens gleichen sie die geometrisch-projizierte Differenz des optischen Weges aus, die entsteht, wenn ein Objekt nicht genau im [[Zenit (Richtungsangabe)|Zenit]] steht. Da sich diese Längendifferenz durch die scheinbare Bewegung des Objekts am Himmel ändert, müssen die Delay-Lines 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 Delay-Lines 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.
Vier kleinere 1,8-m-Teleskope, die Auxiliary-Teleskope („Hilfsteleskope“, ATs), die ausschließlich für die [[Interferenzteleskop]]ie eingesetzt werden und für Interferenzmessungen mit bis zu 200 m Abstand verwendet werden können, sind ebenfalls installiert. Die markanteste Eigenschaft der ATs ist, dass sie bewegt und auf insgesamt 30 Stationen installiert 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 mit den ATs alleine zu messen. Die UTs können dann für andere Forschungsprogramme verwendet werden. Nur für die Interferometrie schwacher Objekte sind die UTs
Das VLTI sah sein ''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 instrument''“. Es arbeitet bei Wellenlängen um 10 Mikrometer und kann das Licht zweier Teleskope kombinieren. Die Zielsetzung des MIDI ist weniger das Erzeugen kompletter Bilder 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'''ecombiner''“. AMBER vereint die [[Strahlengang|Strahlengänge]] von zwei bis drei Teleskopen. Das Gerät arbeitet im nahen Infrarotbereich bei etwa 1–2 Mikrometern. 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 so genannten "Besucher-Fokus" des VLTI, der für kurze Instrumentenprojekte gedacht ist. Das "'''P'''recision '''I'''ntegrated '''O'''ptics '''N'''ear-infrared '''I'''maging Expe'''R'''iment" (PIONIER) wurde von der Universität Grenoble gebaut und installiert und hat seit der Inbetriebnahme unter anderem Bilder von Mehrfachsternsystemen erstellt<ref>[http://ipag.osug.fr/twiki/bin/view/Ipag/Projets/Pionier/WebHome PIONIER-Homepage]</ref><ref>[http://www.eso.org/public/news/eso1148/ ESO Press Release 1148: ''Vampire Star Reveals its Secrets'' (7. Dezember 2011)]</ref>. Derzeit im Bau befinden sich zwei Instrumente der so genannten zweiten Generation von Instrumenten für das VLTI. GRAVITY, das für 2015 erwartet wird, soll mithilfe einer präzisen Laser-Metrologie, Winkel von nur etwa dem Hunderttausendstel einer Bogensekunden auflösen können und außerdem hochauflösende Bilder im Nahinfrarotbereich aufnehmen<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/gravity.html] GRAVITY</ref>. MATISSE, das etwa ein Jahr später erstes astronomisches Licht sehen soll, wird MIDI ablösen und Bilder und Spektren im thermischen Infrarot erstellen<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/matisse.html] MATISSE</ref>. Beide neuen Geräte werden routinemäßig alle vier Großteleskope miteinander verbinden.
Die gleichzeitige Kombination aller acht Teleskope, also der vier UTs und vier ATs, ist theoretisch möglich. Tatsächlich wird die Anzahl der gleichzeitig nutzbaren Teleskope aber durch zwei Faktoren begrenzt. Erstens sind von den acht geplanten Delay-Lines derzeit nur sechs realisiert. Zweitens können die bestehenden Instrumente höchstens drei Strahlengänge gleichzeitig kombinieren. Instrumente mit weitergehenden Fähigkeiten werden aber für die zweite VLTI-Instrumentengeneration diskutiert.
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