El VST ( VLT Survey Telescope ) es un telescopio ubicado en el Observatorio Paranal de ESO , en el desierto de Atacama , en el norte de Chile . Está ubicado en un recinto inmediatamente adyacente a los cuatro telescopios unitarios Very Large Telescope (VLT) en la cumbre del Cerro Paranal . El VST es un telescopio de sondeo de campo amplio con un campo de visión dos veces más amplio que la Luna llena. Es el telescopio más grande del mundo diseñado exclusivamente para sondear el cielo en luz visible. [1]
El programa VST es una cooperación entre el Observatorio Astronómico de Capodimonte (OAC), Nápoles , Italia, y el Observatorio Europeo Austral (ESO) que comenzó en 1997. El OAC es uno de los institutos miembros del Istituto Nazionale di AstroFisica (INAF), que creó un instituto separado para la coordinación de los aspectos tecnológicos y científicos del proyecto, llamado Centro VST a Napoli (VSTceN). VSTcen fue fundado y dirigido por el profesor Massimo Capaccioli del proyecto VST, y alojado en el OAC. ESO y VSTceN colaboraron en la fase de puesta en servicio, mientras que ESO fue responsable de las obras de ingeniería civil y de la cúpula en el sitio. [2] El telescopio ya ha comenzado las observaciones y ESO es el único responsable de gestionar sus operaciones y mantenimiento. [1]
El VST es un telescopio de sondeo altazimutal de campo amplio con un diámetro de espejo primario de 2,65 metros que fue construido entre 2007 y 2011 en el Observatorio Cerro Paranal de ESO , en Chile . Con un campo de visión de un grado cuadrado (aproximadamente dos lunas llenas), su principal función científica es la de instrumento de obtención de imágenes de campo amplio para explorar la estructura a gran escala del universo (tal como es visible desde el hemisferio sur), capaz de identificar los candidatos más adecuados para un examen detallado por parte del VLT . [2] Junto con su cámara OmegaCAM, el VST es capaz de obtener una alta resolución angular (0,216 arcsec/píxel), y es capaz de realizar proyectos de sondeo independientes en la parte visible del espectro. [3]
El telescopio tiene dos espejos, el primario (M1) y un espejo secundario más pequeño (M2), que reflejan la luz del cielo hacia la cámara OmegaCAM. Ambos espejos están hechos de un material cerámico cristalino llamado Sitall , elegido por su bajo coeficiente de expansión térmica . El espejo primario del VST es el más grande de los dos, con un diámetro de 265 cm y un espesor de 14 cm. El espejo secundario tiene menos de la mitad del tamaño del M1 con un diámetro de solo 93,8 cm y un espesor de 13 cm. [4] Los componentes ópticos originales del VST se fabricaron en la fábrica de vidrio Lytkarino , Moscú . [5] Los espejos se completaron antes de lo previsto, pero al llegar a Chile en 2002, se encontró que el primario estaba roto y el secundario estaba dañado. El nuevo primario y el secundario reparado llegaron a Chile en 2006. [6] [7]
Un sistema de óptica activa controlado por ordenador controla la forma de M1 y la posición de M2. Esta tecnología preserva la calidad de la imagen óptica manteniendo los espejos en la posición óptima en todo momento. M1 se remodela continuamente mediante una red de actuadores de 84 motores axiales distribuidos bajo la superficie del espejo y 24 radiales dislocados lateralmente. También en la celda del espejo primario hay otro instrumento capaz de modificar la configuración óptica del telescopio pasando de un corrector compuesto por un doble juego de lentes, a un corrector de dispersión atmosférica (ADC) compuesto por un juego de prismas contrarrotativos, capaz de corregir los fenómenos de dispersión óptica debidos a la variación de la masa de aire inducida por el cambio del ángulo de altitud. El espejo secundario está controlado activamente por una plataforma deformable capaz de inclinar el espejo durante la exposición. El sistema de óptica activa también incluye un sensor de frente de onda Shack-Hartmann , montado debajo de la celda del espejo primario junto con el sistema de guía local, capaz de proporcionar la retroalimentación de corrección óptica. Estos sistemas le dan al VST la capacidad de ser autónomo en términos de guía, seguimiento y control de la óptica activa. [5] [8]
En su foco Cassegrain, el VST alberga una cámara de campo amplio (OmegaCAM), que comprende un mosaico de 32 CCD 2Kx4K (268 megapíxeles en total), y producida por un consorcio internacional entre los Países Bajos, Alemania, Italia y la ESO. [9] Las características de diseño de OmegaCAM incluyen cuatro cámaras CCD auxiliares , dos para autoguiado y dos para análisis de imágenes en línea. Se pueden utilizar hasta 12 filtros, que van desde el ultravioleta hasta el infrarrojo cercano. Todo el sistema de detector opera en vacío a aproximadamente -140 grados Celsius detrás de una gran ventana dewar. Esta ventana no solo protege los detectores del aire y la humedad, sino que también actúa como una lente correctora adicional. [10]
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La función principal del VST es dar soporte al Very Large Telescope mediante la realización de sondeos, tanto extensos, con imágenes multicolor, como búsquedas más específicas de objetos astronómicos raros. Tres de ellos comenzaron en octubre de 2011 como parte del Proyecto de Sondeos Públicos [12] y se prevé que su realización lleve cinco años. Se trata del Kilo-Degree Survey (KiDS), el VST ATLAS y el VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane (VPHAS+). Se centran en una amplia gama de cuestiones astronómicas, desde la búsqueda de cuásares altamente energéticos hasta la comprensión de la naturaleza de la energía oscura [13] . Puede encontrarse más información sobre los sondeos en el sitio web de ESO - The VST Surveys [14] .
El volumen de datos que genera OmegaCAM es enorme. Se generarán unos 30 terabytes de datos brutos al año, que se enviarán a centros de datos en Europa para su procesamiento. En Groningen y Nápoles se ha desarrollado un novedoso y sofisticado sistema de software para gestionar el enorme flujo de datos. Los productos finales del procesamiento serán enormes listas de los objetos encontrados, así como imágenes, que se pondrán a disposición de astrónomos de todo el mundo para su análisis científico. [1] La financiación para el análisis de datos era incierta en 2011. [16]
La pérdida del primer espejo en 2002 durante el transporte desde Europa a Chile provocó retrasos en la construcción del telescopio. El nuevo espejo primario y la reparación del secundario se completaron en 2006. [4] Las pruebas se terminaron en Italia y el telescopio se desmontó, pintó y empaquetó, y luego se envió y montó en Paranal. Las primeras partes llegaron en junio de 2007, y la primera fase de integración en Paranal se completó en abril de 2008. [8] Los espejos se almacenaron mientras se construían sus celdas; se produjeron más retrasos cuando la celda del espejo primario sufrió daños por agua durante el tránsito a Chile, lo que requirió que se devolviera a Europa para su reparación. [6] Las primeras imágenes del VST se publicaron el 8 de junio de 2011. [1]
En el campo de la ciencia planetaria, el telescopio de sondeo pretende descubrir y estudiar cuerpos remotos del Sistema Solar, como los objetos transneptunianos, así como buscar tránsitos de planetas extrasolares. El plano galáctico también se estudiará en profundidad con el VST, que buscará señales de interacciones de marea en la Vía Láctea y proporcionará a los astrónomos datos cruciales para comprender la estructura y evolución de nuestra galaxia. Más allá, el VST explorará galaxias cercanas, nebulosas planetarias extragalácticas e intracúmulos y realizará sondeos de objetos débiles y fenómenos de microlente. El telescopio también observará el Universo distante para ayudar a los astrónomos a encontrar respuestas a preguntas de larga data en cosmología. Se centrará en supernovas de corrimiento al rojo medio para ayudar a precisar la escala de distancia cósmica y comprender la expansión del Universo. El VST también buscará estructuras cósmicas de corrimiento al rojo medio-alto, núcleos galácticos activos y cuásares para mejorar nuestra comprensión de la formación de galaxias y la historia temprana del Universo. [17]
A través del sondeo VST ATLAS, el telescopio se centrará en una de las cuestiones más fundamentales de la astrofísica actual: la naturaleza de la energía oscura . El sondeo pretende detectar oscilaciones de pequeña amplitud conocidas como "oscilaciones bariónicas" que pueden detectarse en el espectro de potencia de las galaxias y que son la huella de las ondas sonoras del Universo primitivo en la distribución de la materia. La ecuación de estado de la energía oscura puede determinarse midiendo las características de estas oscilaciones. Extrapolando a partir de sondeos anteriores, es muy probable que el VST haga algunos descubrimientos inesperados con importantes consecuencias para la comprensión actual del Universo. [17]
La primera imagen del VST publicada (abajo a la derecha) muestra la región de formación estelar Messier 17, también conocida como Nebulosa Omega o Nebulosa del Cisne, como nunca antes se había visto. Esta vasta región de gas, polvo y estrellas jóvenes y calientes se encuentra en el corazón de la Vía Láctea, en la constelación de Sagitario (el arquero). El campo de visión del VST es tan grande que captura toda la nebulosa, incluidas sus partes externas más tenues, y conserva su excelente nitidez en toda la imagen. Los datos se procesaron utilizando el sistema de software Astro-WISE desarrollado por EA Valentijn y colaboradores en Groningen y otros lugares. [1]
La segunda imagen del VST publicada (arriba a la derecha) puede ser el mejor retrato del cúmulo globular de estrellas Omega Centauri jamás realizado. Omega Centauri, en la constelación de Centaurus (El Centauro), es el cúmulo globular más grande del cielo, pero el amplísimo campo de visión del VST y su potente cámara OmegaCAM pueden abarcar incluso las regiones exteriores más tenues de este objeto. La imagen que se ve a la izquierda incluye alrededor de 300 000 estrellas. Los datos se procesaron utilizando el sistema VST-Tube desarrollado por A. Grado y colaboradores en el Observatorio INAF-Capodimonte. [1]
La tercera imagen del VST publicada (en el centro a la derecha) muestra un triplete de galaxias brillantes en la constelación de Leo (el león), junto con una multitud de objetos más débiles: galaxias distantes de fondo y estrellas de la Vía Láctea mucho más cercanas. La imagen da una pista del poder del VST y de OmegaCAM para estudiar el universo extragaláctico y para cartografiar los objetos de bajo brillo del halo galáctico. La imagen de la izquierda es una composición creada combinando exposiciones tomadas a través de tres filtros diferentes. La luz que pasó a través de un filtro de infrarrojo cercano se tiñó de rojo, la luz roja se tiñó de verde y la luz verde se tiñó de magenta. [19]
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