El Very Large Telescope ( VLT ) es una instalación operada por el Observatorio Europeo Austral , ubicado en Cerro Paranal en el desierto de Atacama al norte de Chile . Consta de cuatro telescopios individuales, cada uno equipado con un espejo primario que mide 8,2 metros de diámetro. Estos telescopios ópticos , denominados Antu , Kueyen , Melipal y Yepun (todas palabras para objetos astronómicos en lengua mapuche ), generalmente se utilizan por separado, pero pueden combinarse para lograr una resolución angular muy alta . [1] El conjunto del VLT también se complementa con cuatro telescopios auxiliares (AT) móviles con aperturas de 1,8 metros.
El VLT es capaz de observar longitudes de onda tanto visibles como infrarrojas . Cada telescopio individual puede detectar objetos que son aproximadamente cuatro mil millones de veces más débiles de lo que se pueden ver a simple vista . Cuando se combinan todos los telescopios, la instalación puede alcanzar una resolución angular de aproximadamente 0,002 segundos de arco. En el modo de telescopio único, la resolución angular es de aproximadamente 0,05 segundos de arco. [2]
El VLT es una de las instalaciones astronómicas más productivas, sólo superada por el Telescopio Espacial Hubble en términos de número de artículos científicos producidos a partir de instalaciones que operan en longitudes de onda visibles. [3] Algunas de las observaciones pioneras realizadas con el VLT incluyen la primera imagen directa de un exoplaneta , el seguimiento de estrellas que orbitan alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea y observaciones del resplandor del planeta gamma más lejano conocido. estallido de rayos . [4]
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El VLT consta de una disposición de cuatro telescopios grandes (de 8,2 metros de diámetro) (llamados Telescopios Unitarios o UT) con elementos ópticos que pueden combinarlos en un interferómetro astronómico (VLTI), que se utiliza para resolver objetos pequeños. El interferómetro también incluye un conjunto de cuatro telescopios móviles de 1,8 metros de diámetro dedicados a observaciones interferométricas. El primero de los UT comenzó a funcionar en mayo de 1998 y se ofreció a la comunidad astronómica el 1 de abril de 1999. Los otros telescopios entraron en funcionamiento en 1999 y 2000, permitiendo la capacidad del VLT con múltiples telescopios. Se han agregado cuatro telescopios auxiliares (AT) de 1,8 metros al VLTI para que esté disponible cuando los UT se utilicen para otros proyectos. Estos AT se instalaron y entraron en funcionamiento entre 2004 y 2007. [1]
Los telescopios de 8,2 metros del VLT fueron diseñados originalmente para funcionar en tres modos: [5]
Los UT están equipados con un gran conjunto de instrumentos que permiten realizar observaciones desde el ultravioleta cercano al infrarrojo medio (es decir, una gran fracción de las longitudes de onda de la luz accesibles desde la superficie de la Tierra ), con toda la gama de técnicas que incluyen espectroscopia de alta resolución, espectroscopia de múltiples objetos , imágenes e imágenes de alta resolución. En particular, el VLT cuenta con varios sistemas de óptica adaptativa , que corrigen los efectos de la turbulencia atmosférica, proporcionando imágenes casi tan nítidas como si el telescopio estuviera en el espacio. En el infrarrojo cercano, las imágenes de óptica adaptativa del VLT son hasta tres veces más nítidas que las del Telescopio Espacial Hubble , y la resolución espectroscópica es muchas veces mejor que la del Hubble. Los VLT destacan por su alto nivel de eficiencia y automatización de observación.
Los espejos primarios de los UT tienen 8,2 metros de diámetro pero, en la práctica, la pupila de los telescopios está definida por sus espejos secundarios, reduciendo efectivamente el diámetro utilizable a 8,0 metros en el foco de Nasmyth y a 8,1 metros en el foco de Cassegrain . [9]
Los telescopios de 8,2 m de diámetro están alojados en edificios compactos controlados térmicamente que giran sincrónicamente con los telescopios. Este diseño minimiza cualquier efecto adverso sobre las condiciones de observación, por ejemplo, por turbulencias de aire en el tubo del telescopio, que de otro modo podrían ocurrir debido a variaciones en la temperatura y el flujo del viento. [4]
La función principal de los principales telescopios del VLT es funcionar como cuatro telescopios independientes. La interferometría (que combina la luz de varios telescopios) se utiliza alrededor del 20 por ciento del tiempo para obtener muy alta resolución en objetos brillantes, por ejemplo en Betelgeuse . Este modo permite a los astrónomos ver detalles hasta 25 veces más finos que con los telescopios individuales. Los haces de luz se combinan en el VLTI mediante un complejo sistema de espejos en túneles, donde los recorridos de la luz deben mantenerse iguales con diferencias de menos de 1 μm en un recorrido de la luz de cien metros. Con este tipo de precisión, el VLTI puede reconstruir imágenes con una resolución angular de milisegundos de arco. [1]
Durante mucho tiempo ESO tuvo la intención de proporcionar nombres "reales" a las cuatro unidades de telescopio del VLT, para reemplazar las designaciones técnicas originales de UT1 a UT4. En marzo de 1999, durante la inauguración de Paranal, se eligieron cuatro nombres significativos de objetos del cielo en lengua mapuche . Este pueblo indígena vive mayoritariamente al sur de Santiago de Chile.
Al respecto se organizó un concurso de ensayo entre escolares de la II Región de Chile, de la cual Antofagasta es capital, para escribir sobre las implicaciones de estos nombres. Atrajo muchas entradas que trataban del patrimonio cultural del país anfitrión de ESO.
El ensayo ganador fue presentado por Jorssy Albanez Castilla, de 17 años, de Chuquicamata, cerca de la ciudad de Calama . Recibió el premio, un telescopio de aficionado, durante la inauguración del sitio Paranal. [11]
Las unidades de telescopio 1 a 4 se conocen desde entonces como Antu (Sol), Kueyen (Luna), Melipal ( Cruz del Sur ) y Yepun (Estrella vespertina), respectivamente. [12] Originalmente hubo cierta confusión sobre si Yepun realmente significa la estrella vespertina Venus, porque un diccionario español-mapuche de la década de 1940 tradujo erróneamente Yepun como "Sirio". [13]
Aunque las cuatro unidades de telescopio de 8,2 metros se pueden combinar en el VLTI, su tiempo de observación se dedica principalmente a observaciones individuales y se utilizan para observaciones interferométricas durante un número limitado de noches cada año. Sin embargo, los cuatro AT más pequeños de 1,8 metros están disponibles y están dedicados a la interferometría para permitir que el VLTI funcione todas las noches. [4]
La parte superior de cada AT es un recinto redondo, formado por dos conjuntos de tres segmentos, que se abren y se cierran. Su misión es proteger el delicado telescopio de 1,8 metros de las condiciones del desierto. El gabinete está sostenido por la sección transportadora en forma de caja, que también contiene gabinetes electrónicos, sistemas de enfriamiento líquido, unidades de aire acondicionado, fuentes de alimentación y más. Durante las observaciones astronómicas, la carcasa y el transportador están aislados mecánicamente del telescopio, para garantizar que ninguna vibración comprometa los datos recopilados. [1]
La sección del transportador discurre sobre vías, por lo que los AT se pueden trasladar a 30 lugares de observación diferentes. Como el VLTI actúa más bien como un telescopio tan grande como el grupo de telescopios combinados, cambiar las posiciones de los AT significa que el VLTI se puede ajustar según las necesidades del proyecto de observación. [1] La naturaleza reconfigurable del VLTI es similar a la del Very Large Array .
Los resultados del VLT han dado lugar a la publicación de una media de más de un artículo científico revisado por pares al día. Por ejemplo, en 2017 se publicaron más de 600 artículos científicos arbitrados basados en datos del VLT. [16] Los descubrimientos científicos del telescopio incluyen imágenes directas de Beta Pictoris b , el primer planeta extrasolar fotografiado así, [17] el seguimiento de estrellas individuales que se mueven alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, [18] y la observación del resplandor de el estallido de rayos gamma más lejano conocido . [19]
En 2018, el VLT ayudó a realizar la primera prueba exitosa de la Relatividad General de Einstein sobre el movimiento de una estrella que pasa a través del campo gravitacional extremo cerca del agujero negro supermasivo, es decir, el corrimiento al rojo gravitacional . [20] De hecho, la observación se ha realizado durante más de 26 años con los instrumentos de óptica adaptativa SINFONI y NACO en el VLT, mientras que el nuevo enfoque de 2018 también utilizó el instrumento combinador de haces GRAVITY. [21] El equipo del Centro Galáctico del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) utilizó la observación para revelar los efectos por primera vez. [22]
Otros descubrimientos con la firma del VLT incluyen la detección por primera vez de moléculas de monóxido de carbono en una galaxia situada a casi 11 mil millones de años luz de distancia, una hazaña que había permanecido difícil de alcanzar durante 25 años. Esto ha permitido a los astrónomos obtener la medición más precisa de la temperatura cósmica en una época tan remota. [23] Otro estudio importante fue el de las violentas llamaradas del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. El VLT y APEX se asociaron para revelar material que se estira mientras orbita en la intensa gravedad cerca del agujero negro central. [24]
Utilizando el VLT, los astrónomos también han estimado la edad de estrellas extremadamente antiguas en el cúmulo NGC 6397 . Basándose en modelos de evolución estelar , se descubrió que dos estrellas tenían 13,4 ± 0,8 mil millones de años, es decir, pertenecen a la era más temprana de formación estelar en el Universo. [25] También han analizado la atmósfera alrededor de un exoplaneta súper-Tierra por primera vez utilizando el VLT. El planeta, conocido como GJ 1214b , fue estudiado mientras pasaba frente a su estrella madre y parte de la luz estelar atravesaba la atmósfera del planeta. [26]
En total, de los 10 principales descubrimientos realizados en los observatorios de ESO, siete hicieron uso del VLT. [27]
Cada unidad de telescopio es un telescopio Ritchey-Chretien Cassegrain con un espejo primario Zerodur de 22 toneladas y 8,2 metros de longitud focal de 14,4 m y un espejo secundario de berilio liviano de 1,1 metros. Un espejo terciario plano desvía la luz hacia uno de los dos instrumentos en los focos Nasmyth f/15 a cada lado, con una distancia focal del sistema de 120 m, [28] o el terciario se inclina hacia un lado para permitir que la luz pase a través del orificio central del espejo primario. un tercer instrumento en el foco de Cassegrain. Esto permite cambiar entre cualquiera de los tres instrumentos en 5 minutos, para igualar las condiciones de observación. Espejos adicionales pueden enviar la luz a través de túneles a los combinadores de haces VLTI centrales. El campo de visión máximo (en los focos de Nasmyth) tiene alrededor de 27 minutos de arco de diámetro, un poco más pequeño que el de la luna llena, aunque la mayoría de los instrumentos ven un campo más estrecho. [ cita necesaria ]
Cada telescopio tiene una montura alt-azimutal con una masa total de alrededor de 350 toneladas y utiliza óptica activa con 150 soportes en la parte posterior del espejo primario para controlar la forma del espejo delgado (177 mm de espesor) mediante computadoras. [29]
El programa de instrumentación del VLT es el programa más ambicioso jamás concebido para un solo observatorio. Incluye generadores de imágenes de campo grande, cámaras y espectrógrafos con corrección de óptica adaptativa, así como espectrógrafos de alta resolución y de múltiples objetos , y cubre una amplia región espectral, desde longitudes de onda ultravioleta profunda (300 nm) hasta infrarrojo medio (24 μm). [1]
De 2014 a 2020 se sometió a una importante actualización a CRIRES+ para proporcionar una cobertura de longitud de onda simultánea diez veces mayor. Una nueva matriz de plano focal de tres detectores Hawaii 2RG con una longitud de onda de corte de 5,3 μm reemplazó a los detectores existentes, se agregó una nueva unidad espectropolarimétrica y se mejoró el sistema de calibración. Uno de los objetivos científicos de CRIRES+ es la espectroscopia en tránsito de exoplanetas, que actualmente nos proporciona el único medio para estudiar las atmósferas exoplanetarias . Los planetas en tránsito casi siempre son planetas cercanos que están calientes e irradian la mayor parte de su luz en el infrarrojo (IR) . Además, el IR es una región espectral donde se esperan líneas de gases moleculares como monóxido de carbono (CO) , amoníaco (NH 3 ) y metano (CH 4 ) , etc., de la atmósfera exoplanetaria . Esta importante región de longitud de onda está cubierta por CRIRES+, que además permitirá rastrear múltiples líneas de absorción simultáneamente. [35]
En su modo de funcionamiento interferométrico , la luz de los telescopios se refleja en espejos y se dirige a través de túneles hasta un laboratorio de combinación de haces central. En el año 2001, durante su puesta en servicio, el VLTI midió con éxito los diámetros angulares de cuatro enanas rojas, incluida Proxima Centauri . Durante esta operación alcanzó una resolución angular de ±0,08 milisegundos de arco (0,388 nanoradianes). Esto es comparable a la resolución lograda utilizando otros conjuntos como el interferómetro óptico prototipo de la Armada y el conjunto CHARA . A diferencia de muchos interferómetros ópticos e infrarrojos anteriores, el instrumento Astronomical Multi-Beam Recombiner (AMBER) en VLTI fue diseñado inicialmente para realizar una integración coherente (que requiere una relación señal-ruido mayor que uno en cada tiempo de coherencia atmosférica). Utilizando los grandes telescopios y una integración coherente, el objeto más débil que el VLTI puede observar es de magnitud 7 en el infrarrojo cercano para observaciones de banda ancha, [60] similar a muchos otros interferómetros ópticos/de infrarrojo cercano sin seguimiento de franjas. En 2011, se introdujo un modo de integración incoherente [61] llamado "modo ciego" AMBER, que es más similar al modo de observación utilizado en conjuntos de interferómetros anteriores como COAST, IOTA y CHARA. En este "modo ciego", AMBER puede observar fuentes tan débiles como K=10 en resolución espectral media. En longitudes de onda del infrarrojo medio más desafiantes, el VLTI puede alcanzar una magnitud de 4,5, significativamente más débil que el interferómetro espacial infrarrojo . Cuando se introduce el seguimiento de franjas, se espera que la magnitud límite del VLTI mejore en un factor de casi 1000, alcanzando una magnitud de aproximadamente 14. Esto es similar a lo que se espera para otros interferómetros de seguimiento de franjas. En modo espectroscópico, el VLTI puede alcanzar actualmente una magnitud de 1,5. El VLTI puede funcionar de forma totalmente integrada, de modo que las observaciones interferométricas son bastante sencillas de preparar y ejecutar. El VLTI se ha convertido en la primera instalación interferométrica óptica/infrarroja de uso general del mundo que se ofrece con este tipo de servicio a la comunidad astronómica. [62]
Debido a los numerosos espejos presentes en el tren óptico, aproximadamente el 95% de la luz se pierde antes de llegar a los instrumentos en una longitud de onda de 1 μm, el 90% en 2 μm y el 75% en 10 μm. [63] Esto se refiere a la reflexión de 32 superficies, incluido el tren Coudé , el separador de estrellas, la línea de retardo principal, el compresor de haz y la óptica de alimentación. Además, la técnica interferométrica es tal que es muy eficaz sólo para objetos que son lo suficientemente pequeños como para concentrar toda su luz. Por ejemplo, un objeto con un brillo superficial relativamente bajo , como la Luna, no se puede observar porque su luz está demasiado diluida. Sólo los objetivos que se encuentran a temperaturas superiores a 1.000° C tienen un brillo superficial lo suficientemente alto como para ser observados en el infrarrojo medio, y los objetos deben estar a varios miles de grados Celsius para observaciones en el infrarrojo cercano utilizando el VLTI. Esto incluye la mayoría de las estrellas en la vecindad solar y muchos objetos extragalácticos, como núcleos galácticos activos brillantes , pero este límite de sensibilidad descarta las observaciones interferométricas de la mayoría de los objetos del sistema solar. Aunque el uso de telescopios de gran diámetro y la corrección de óptica adaptativa pueden mejorar la sensibilidad, esto no puede extender el alcance de la interferometría óptica más allá de las estrellas cercanas y los núcleos galácticos activos más brillantes .
Debido a que los telescopios unitarios se utilizan la mayor parte del tiempo de forma independiente, se utilizan en el modo interferométrico principalmente durante las horas brillantes (es decir, cerca de la luna llena). En otras ocasiones, la interferometría se realiza utilizando telescopios auxiliares (AT) de 1,8 metros, que se dedican a mediciones interferométricas de tiempo completo. Las primeras observaciones utilizando un par de AT se realizaron en febrero de 2005 y ya se han puesto en servicio los cuatro AT. Para las observaciones interferométricas de los objetos más brillantes, resulta poco beneficioso utilizar telescopios de 8 metros en lugar de telescopios de 1,8 metros.
Los dos primeros instrumentos del VLTI fueron VINCI (un instrumento de prueba utilizado para configurar el sistema, ahora fuera de servicio) y MIDI, [64] que sólo permiten el uso de dos telescopios a la vez. Con la instalación del instrumento de fase de cierre AMBER de tres telescopios en 2005, se esperan pronto las primeras observaciones de imágenes del VLTI.
El despliegue del instrumento de astrometría de microarcosegundos y imágenes de referencia de fase (PRIMA) comenzó en 2008 con el objetivo de permitir mediciones con referencia de fase en modo astrométrico de dos haces o como un sucesor de seguimiento de franjas de VINCI, operado simultáneamente con uno de los otros instrumentos. . [65] [66] [67]
Después de retrasarse drásticamente y de no cumplir con algunas especificaciones, en diciembre de 2004 el interferómetro del VLT se convirtió en el objetivo de un segundo "plan de recuperación" de ESO . Esto implica un esfuerzo adicional concentrado en mejorar el seguimiento marginal y el rendimiento de las principales líneas de retardo . Tenga en cuenta que esto sólo se aplica al interferómetro y no a otros instrumentos en Paranal. En 2005, el VLTI realizaba observaciones de forma rutinaria, aunque con una magnitud límite más brillante y una eficiencia de observación más pobre de lo esperado.
En marzo de 2008 [actualizar], el VLTI ya había dado lugar a la publicación de 89 publicaciones revisadas por pares [68] y había publicado una primera imagen de la estructura interna de la misteriosa Eta Carinae . [69] En marzo de 2011, el instrumento PIONIER combinó por primera vez simultáneamente la luz de las cuatro Unidades de Telescopios, convirtiendo potencialmente al VLTI en el telescopio óptico más grande del mundo. [50] Sin embargo, este intento no fue realmente un éxito. [70] El primer intento exitoso fue en febrero de 2012, con cuatro telescopios combinados en un espejo de 130 metros de diámetro. [70]
En marzo de 2019, los astrónomos de ESO , empleando el instrumento GRAVITY en su interferómetro del Very Large Telescope (VLTI), anunciaron la primera detección directa de un exoplaneta , HR 8799 e , utilizando interferometría óptica . [71]
Uno de los grandes espejos de los telescopios fue el tema de un episodio de la serie de telerrealidad World's Toughest Fixes del National Geographic Channel , donde un equipo de ingenieros extrajo y transportó el espejo para limpiarlo y volver a recubrirlo con aluminio . El trabajo requirió luchar contra fuertes vientos, reparar una bomba rota en una lavadora gigante y resolver un problema de aparejo. [ cita necesaria ] El procedimiento es parte del mantenimiento programado de rutina. [72]
El área que rodea el Very Large Telescope apareció en la película de 2008 Quantum of Solace . El Hotel ESO , la Residencia, sirvió de telón de fondo para parte de la película de James Bond . [4] El productor Michael G. Wilson dijo: "La Residencia del Observatorio Paranal llamó la atención de nuestro director, Marc Forster y del diseñador de producción, Dennis Gassner, tanto por su diseño excepcional como por su ubicación remota en el desierto de Atacama. Es una verdadera Oasis y el escondite perfecto para Dominic Greene, nuestro villano, a quien 007 está siguiendo en nuestra nueva película de James Bond". [73]
Medios relacionados con el Very Large Telescope en Wikimedia Commons
