„Paranal-Observatorium“ – Versionsunterschied

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 zwölf Kilometer 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. Der Gipfel wurde in den frühen 1990er Jahren durch Sprengungen von seiner ursprünglichen Höhe von {{Höhe|2660}} auf {{Höhe|2635}} verkleinert, um ein Plateau für das VLT zu schaffen.

 

== 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. Dementsprechend gibt es keine Versorgungsleitungen nach Paranal, alle Verbrauchsgüter müssen lokal erzeugt oder vorrätig gehalten werden. Neben Betrieb und Wartung der Teleskope bedeutet das die Versorgung von im Mittel etwa 130 Personen, die ständig auf dem Berg sind.

 

=== Gebäude ===

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 aufzuhalten braucht.

 

 

== Very Large Telescope ==

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 [[Cassegrain-Teleskop|Cassegrain-]], [[Nasmyth-Teleskop|Nasmyth-]] oder [[Coudé-Strahlengang|Coudé-Teleskop]] betrieben werden können.

 

=== Instrumente ===

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.

 

* '''KMOS''' ('''K'''-band '''M'''ulti-'''O'''bject '''S'''pectrograph) hauptsächlich zur Beobachtung weit entfernter Galaxien.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/kmos/ eso.org]</ref>

* '''MUSE''' ('''M'''ulti '''U'''nit '''S'''pectroscopic '''E'''xplorer) 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>

* '''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>[http://espresso.astro.up.pt/ espresso.astro.up.pt]</ref>

 

== VLT Interferometer ==

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.

 

== Surveyteleskope ==

=== VST ===

Das '''V'''LT '''S'''urvey '''T'''elescope ist ein 2,6-m-[[Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop]] mit einer Blendenzahl von 5,5. Es ist, wie alle anderen Teleskope auf Paranal, azimutal montiert. Das VST hat nur ein einziges Instrument, die OmegaCam mit einem großen Gesichtsfeld von etwa 1&nbsp;Grad&nbsp;×&nbsp;1&nbsp;Grad für Bilder im Wellenlängenbereich von 330 bis 1000 Nanometer. 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 % im Service-Mode genutzt werden (siehe unter ''Ablauf der Beobachtungen'').

 

=== 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 | 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 | zugriff=2013-04-03}}</ref>

 

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 wie theoretisch erwartet, was vermutlich Änderungen an der Theorie des inneren Aufbaus der [[Stern]]e und der Häufigkeit an Planeten und braunen Zwergen erfordert.<ref name="eso1205" />

* Durch 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 |zugriff=24. Mai 2007}}</ref>

* Mit dem VLTI gelang es, den Stern 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 Metern mit VLTI/AMBER im Nahinfrarot (H- und K-band, 1,6 bzw. 2,2 μm) ein Auflösungsvermögen von 2&nbsp;[[Bogensekunde|Millibogensekunden]] erreicht.<ref>{{cite journal

 

== Literatur ==

* {{Literatur|Autor=G. Monnet|Titel=Overview of the VLT instrumentation| Herausgeber=Sandro D’Odorico|Sammelwerk=Optical Astronomical Instrumentation|Band=3355|Nummer=2| Ort=Bellingham, Washington|Jahr=1998|ISBN=0-8194-2802-7| Online=[http://adsabs.harvard.edu/abs/1998SPIE.3355....2M ADS]|DOI=10.1117/12.316742}}

* {{Literatur|Autor=A. Glindemann| Titel=The VLTI and Its Subsystems| Herausgeber=H. Lacoste| Sammelwerk=Proceedings of GENIE - DARWIN Workshop - Hunting for Planets| Nummer=SP-522| Ort=Noordwijk|Jahr=2003| ISBN=92-9092-832-8| Online=[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ESASP.522E...5G ADS]}}

== 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