El Very Large Telescope ( VLT ) es una instalación astronómica operada desde 1998 por el Observatorio Europeo Austral , ubicada en el Cerro Paranal en el desierto de Atacama en el 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 , llamados Antu , Kueyen , Melipal y Yepun (todas palabras para objetos astronómicos en el idioma mapuche ), generalmente se utilizan por separado pero pueden combinarse para lograr una resolución angular muy alta . [1] El conjunto VLT también se complementa con cuatro telescopios auxiliares móviles (AT) con aperturas de 1,8 metros.
El VLT es capaz de observar tanto longitudes de onda visibles como infrarrojas . Cada telescopio individual puede detectar objetos que son aproximadamente cuatro mil millones de veces más débiles que lo que se puede ver a simple vista . Cuando se combinan todos los telescopios, la instalación puede lograr 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, superada sólo por el Telescopio Espacial Hubble en cuanto a la cantidad 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 estallido de rayos gamma más lejano conocido . [4]
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El VLT está formado por un conjunto de cuatro telescopios de gran tamaño (de 8,2 metros de diámetro) (denominados Telescopios Unitarios o UT) con elementos ópticos que pueden combinarse para formar 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 demás telescopios entraron en funcionamiento en 1999 y 2000, lo que permitió la capacidad del VLT de contar con varios telescopios. Se han añadido al VLTI cuatro Telescopios Auxiliares (AT) de 1,8 metros 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 amplio 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 multiobjeto , imágenes e imágenes de alta resolución. En particular, el VLT tiene 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 mucho mejor que la del Hubble. Los VLT se destacan por su alto nivel de eficiencia de observación y automatización.
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 Nasmyth y 8,1 metros en el foco Cassegrain . [9]
Los telescopios, de 8,2 m de diámetro, están alojados en edificios compactos, controlados térmicamente y que giran en sincronía con los telescopios. Este diseño minimiza los efectos adversos sobre las condiciones de observación, por ejemplo, las turbulencias de aire en el tubo del telescopio, que podrían producirse debido a las variaciones de temperatura y del flujo del viento. [4]
La función principal de los telescopios principales del VLT es operar como cuatro telescopios independientes. La interferometría (combinación de luz de múltiples telescopios) se utiliza aproximadamente el 20 por ciento del tiempo para obtener imágenes de muy alta resolución en objetos brillantes, por ejemplo, en Betelgeuse . Este modo permite a los astrónomos ver detalles hasta 25 veces más precisos que con los telescopios individuales. Los haces de luz se combinan en el VLTI utilizando un complejo sistema de espejos en túneles donde las trayectorias de luz deben mantenerse iguales con diferencias de menos de 1 μm a lo largo de una trayectoria de luz de cien metros. Con este tipo de precisión, el VLTI puede reconstruir imágenes con una resolución angular de milisegundos de arco. [1]
Desde hace tiempo, la intención de ESO era proporcionar nombres "reales" a los cuatro telescopios unitarios del VLT, para reemplazar las designaciones técnicas originales de UT1 a UT4. En marzo de 1999, cuando se inauguró Paranal, se eligieron cuatro nombres significativos para objetos del cielo en lengua mapuche . Este pueblo indígena vive principalmente al sur de Santiago de Chile.
En este contexto, se organizó un concurso de ensayos entre los escolares de la II Región de Chile, cuya capital es Antofagasta , para que escribieran sobre las implicaciones de estos nombres. Se recibieron numerosos trabajos relacionados con el patrimonio cultural del país anfitrión de la ESO.
El ensayo ganador fue presentado por Jorssy Albanez Castilla, de 17 años, de Chuquicamata, cerca de la ciudad de Calama . Ella recibió el premio, un telescopio amateur, durante la inauguración del sitio de Paranal. [11]
Los telescopios unitarios 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 en realidad representaba a la estrella vespertina Venus, porque un diccionario español-mapuche de la década de 1940 tradujo erróneamente Yepun como "Sirio". [13]
Aunque los cuatro telescopios unitarios de 8,2 metros pueden combinarse 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 al año. Sin embargo, los cuatro telescopios unitarios más pequeños de 1,8 metros están disponibles y dedicados a la interferometría para permitir que el VLTI funcione todas las noches. [4]
La parte superior de cada AT es una carcasa circular, formada por dos conjuntos de tres segmentos que se abren y se cierran. Su función es proteger el delicado telescopio de 1,8 metros de las condiciones del desierto. La carcasa está sostenida por la sección de transporte, que también contiene armarios electrónicos, sistemas de refrigeración líquida, unidades de aire acondicionado, fuentes de alimentación y más. Durante las observaciones astronómicas, la carcasa y el transportador están mecánicamente aislados del telescopio, para garantizar que ninguna vibración comprometa los datos recopilados. [1]
La sección de transporte se desplaza sobre raíles, por lo que los AT pueden desplazarse a 30 lugares de observación diferentes. Como el VLTI actúa como un único telescopio tan grande como el grupo de telescopios combinados, cambiar las posiciones de los AT significa que el VLTI puede ajustarse 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 revisados por pares basados en datos del VLT. [16] Los descubrimientos científicos del telescopio incluyen la obtención de imágenes directas de Beta Pictoris b , el primer planeta extrasolar fotografiado de esta forma, [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 del estallido de rayos gamma más lejano conocido . [19]
En 2018, el VLT ayudó a realizar la primera prueba exitosa de la Relatividad General de Albert 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 en 2018 también utilizó el instrumento combinador de haces GRAVITY. [21] El equipo del Centro Galáctico en el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) había utilizado la observación para revelar los efectos por primera vez. [22]
Otros descubrimientos con la firma del VLT incluyen la detección de moléculas de monóxido de carbono en una galaxia situada a casi 11 mil millones de años luz de distancia por primera vez, una hazaña que había permanecido esquiva 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 unieron para revelar material que se estira mientras orbita en la intensa gravedad cercana al 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 encontró que dos estrellas tienen 13,4 ± 0,8 mil millones de años, es decir, son de 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, que se conoce como GJ 1214b , fue estudiado mientras pasaba frente a su estrella madre y parte de la luz estelar atravesó la atmósfera del planeta. [26]
En total, de los 10 principales descubrimientos realizados en los observatorios de ESO, siete utilizaron el VLT. [27]
Cada telescopio unitario es un telescopio Cassegrain de Ritchey-Chretien con un espejo primario Zerodur de 22 toneladas y 8,2 metros de longitud focal de 14,4 m, y un espejo secundario ligero de berilio de 1,1 metros. Un espejo terciario plano desvía la luz hacia uno de los dos instrumentos en los focos Nasmyth f/15 de cada lado, con una longitud 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 hacia un tercer instrumento en el foco Cassegrain. Esto permite cambiar entre cualquiera de los tres instrumentos en 5 minutos, para adaptarse a las condiciones de observación. Los espejos adicionales pueden enviar la luz a través de túneles a los combinadores de haz centrales del VLTI. El campo de visión máximo (en los focos Nasmyth) es de alrededor de 27 minutos de arco de diámetro, ligeramente más pequeño que la luna llena, aunque la mayoría de los instrumentos ven un campo más estrecho. [ cita requerida ]
Cada telescopio tiene una montura altazimutal con una masa total de alrededor de 350 toneladas, y utiliza una 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 más ambicioso jamás concebido para un único observatorio. Incluye sensores de imágenes de gran campo, cámaras corregidas por óptica adaptativa y espectrógrafos, así como espectrógrafos multiobjeto y de alta resolución , y cubre una amplia región espectral, desde el ultravioleta profundo (300 nm) hasta las longitudes de onda del infrarrojo medio (24 μm). [1]
Además de éstos, actualmente están instalados en el laboratorio del VLTI GRAVITY y MATISSE, junto con ESPRESSO alimentado mediante fibra óptica (no interferométrica).
Entre 2014 y 2020 se realizó una importante actualización a CRIRES+ para proporcionar una cobertura de longitud de onda simultánea diez veces mayor. Un nuevo conjunto de detectores 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 son casi siempre planetas cercanos que son 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 a un laboratorio central de combinación de haces. En el año 2001, durante la puesta en servicio, el VLTI midió con éxito los diámetros angulares de cuatro enanas rojas, incluida Próxima Centauri . Durante esta operación logró una resolución angular de ±0,08 milisegundos de arco (0,388 nanorradianes). 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 AMBER ( Recombinador multihaz astronómico ) del VLTI se diseñó 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 la 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" de 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 una resolución espectral media. En longitudes de onda de 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 trabajar de forma totalmente integrada, por lo que las observaciones interferométricas son realmente muy sencillas de preparar y ejecutar. El VLTI se ha convertido en la primera instalación interferométrica óptica/infrarroja de uso general en todo el mundo que ofrece este tipo de servicio a la comunidad astronómica. [62]
Debido a los muchos espejos que intervienen en el tren óptico, aproximadamente el 95% de la luz se pierde antes de llegar a los instrumentos a una longitud de onda de 1 μm, el 90% a 2 μm y el 75% a 10 μm. [63] Esto se refiere a la reflexión sobre 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 eficiente solo para objetos que son lo suficientemente pequeños como para que toda su luz se concentre.
Por ejemplo, un objeto con un brillo superficial relativamente bajo , como la Luna, no puede observarse porque su luz está demasiado diluida. Solo los objetivos que están a temperaturas de más de 1000 ° 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 las observaciones en el infrarrojo cercano utilizando el VLTI. Esto incluye la mayoría de las estrellas en el vecindario solar y muchos objetos extragalácticos como los 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 .
Dado que los telescopios unitarios se utilizan la mayor parte del tiempo de forma independiente, se utilizan en modo interferométrico sobre todo durante las horas de mayor luminosidad (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 realizar mediciones interferométricas a tiempo completo. Las primeras observaciones utilizando un par de AT se realizaron en febrero de 2005, y los cuatro AT ya están en funcionamiento. Para las observaciones interferométricas de los objetos más brillantes, no resulta muy 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 utilizar dos telescopios a la vez. Con la instalación del instrumento de fase de cierre AMBER, compuesto por tres telescopios , en 2005, se espera que pronto se realicen las primeras observaciones de imágenes desde el VLTI.
El despliegue del instrumento de imágenes de referencia de fase y astrometría de microsegundos de arco (PRIMA) comenzó en 2008 con el objetivo de permitir mediciones de referencia de fase en un 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]
Tras un retraso drástico en el cronograma y el incumplimiento de algunas especificaciones, en diciembre de 2004 el interferómetro del VLT se convirtió en el objetivo de un segundo "plan de recuperación" de la ESO . Esto implica un esfuerzo adicional concentrado en mejoras en el seguimiento de las franjas y el rendimiento de las líneas de retardo principales . Cabe señalar que esto sólo se aplica al interferómetro y no a otros instrumentos de Paranal. En 2005, el VLTI estaba produciendo observaciones de forma rutinaria, aunque con una magnitud límite más brillante y una eficiencia de observación menor 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 la 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 los cuatro telescopios unitarios, 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 retiró y transportó el espejo para limpiarlo y recubrirlo con aluminio . El trabajo requirió luchar contra fuertes vientos, arreglar una bomba rota en una lavadora gigante y resolver un problema de aparejo. [ cita requerida ] El procedimiento es parte del mantenimiento programado de rutina. [ 72 ]
El área que rodea al Very Large Telescope apareció en la película Quantum of Solace de 2008. El Hotel ESO , la Residencia, sirvió como 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 el diseñador de producción, Dennis Gassner, tanto por su diseño excepcional como por su ubicación remota en el desierto de Atacama. Es un verdadero 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 Very Large Telescope en Wikimedia Commons
