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Das Paranal-Observatorium ist eine astronomische Beobachtungsstation in der Atacamawüste im Norden Chiles, auf dem Berg Cerro Paranal. Dieser liegt etwa 120 km südlich der Stadt Antofagasta und 12 km von der Pazifikküste entfernt. Das Observatorium wird von der 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 eine trockene und außergewöhnlich ruhige Luftströmung aus, die den Berg zu einem sehr attraktiven Standort für eine Sternwarte macht. Um für das VLT ein Plateau zu schaffen, wurde Anfang der 1990er Jahre der Gipfel durch Sprengungen von2660 m auf2635 m abgetragen.

Das Plateau des Cerro Paranal mit dem Very Large Telescope; von vorne nach hinten: das Kontrollgebäude unterhalb des Plateaus, die kleineren Kuppeln der vier Auxillary-Teleskope, die Kuppeln von UT1 bis UT4: Antu, Kueyen, Melipal und Yepun; die kleinere Kuppel des VST. Auf dem Gipfel dahinter das Gebäude des VISTA.
360° Panorama des Observatoriums

Inhaltsverzeichnis

Das Paranal-Observatorium bei Sonnenaufgang, links oben Cerro Paranal mit dem VLT, Mitte oben das Surveyteleskop VISTA, links unten das ESO Hotel, Mitte und rechts unten das alte Basislager

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. Es gibt keine Versorgungsleitungen nach Paranal. Alle Güter für den Betrieb und die Wartung der Teleskope sowie für die im Mittel etwa 130 Personen, die ständig auf dem Berg sind, müssen lokal erzeugt oder vorrätig gehalten werden.

Versorgung

Im Umfeld Antofagastas befinden sich mehrere Kupferminen, die unter ähnlichen Bedingungen arbeiten. Daher brauchte man die Infrastruktur nicht selbst aufzubauen, sondern konnte spezialisierte Versorgungsunternehmen beauftragen. Wasser wird täglich nach Bedarf von Tanklastzügen geliefert, etwa zwei- bis dreimal am Tag. Tanklastzüge bringen auch Treibstoff für die Tankstelle der observatoriumseigenen Fahrzeuge sowie bis Ende 2017 für die Gasturbine zur Stromerzeugung. Außerdem gab es noch drei Dieselgeneratoren, die allerdings nur bei Stromausfällen benutzt wurden. Seit Dezember 2017 ist das Observatorium direkt an das chilenische Stromnetz angeschlossen. Die Fahrzeuge werden lokal gewartet. Die wissenschaftlichen Instrumente benötigen spezielle Kühlung, für die flüssiger Stickstoff benötigt wird. Eine ESO-eigene Verflüssigungsanlage wurde 2006 dafür von La Silla nach Paranal transportiert, nachdem flüssiger Stickstoff die Jahre zuvor aus Antofagasta geliefert worden war. Telekommunikation, d. h. Telefonie, Videoverbindungen und Datenverkehr, wurde anfangs über eine von La Silla nach Paranal verlegte Uplinkstation zu einem Kommunikationssatelliten, dann über eine Mikrowellen-Richtfunkstrecke nach Antofagasta bereitgestellt. Ein im Jahr 2010 nach Antofagasta verlegtes Glasfaserkabel brachte schließlich eine Anbindung mit einer Datenrate von 10 Gbit/s, die für die Survey-Teleskope erforderlich war.

Personal

Ingenieure und Wissenschaftler werden sowohl national in Chile als auch international rekrutiert, meist aus den Mitgliedsländern der ESO. Die offizielle Sprache ist Englisch, daneben werden auch Spanisch sowie die meisten anderen europäischen Sprachen gesprochen. Die auf Paranal Beschäftigten leben entweder in Antofagasta oder in Santiago de Chile und kommen für Schichten von ein bis zwei Wochen nach Paranal. Es gibt täglich einen Transport von Antofagasta nach Paranal und zurück durch einen gecharterten Bus, bei Bedarf fahren zusätzlich observatoriumseigene Geländewagen.

Gebäude

Das ESO Hotel mit Garten, Schwimmbecken und dem Verdunkelungsvorhang unter der Kuppel
Das Mirror Maintenance Building, mit zwei Primärspiegelzellen, eine mit Schutzüberzug, die andere auf einem Luftkissentransporter, über den sie auch in das Teleskop hineingeschoben werden kann. Links im Hintergrund das Paranal-Plateau; rechts im Vordergrund ist ein Teil des Straßentransporters für die Spiegelzellen zu erkennen

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 aufhalten muss.

Die Unterkünfte befinden sich in einem 200 m tiefer gelegenen Basislager, etwa 5 km von den Teleskopen entfernt. Vom ursprünglichen Lager, das aus Wohncontainern aufgebaut war, werden Teile noch genutzt, die meisten Unterkünfte befinden sich nun aber im Ende 2002 fertiggestellten – auch Residencia genannten – ESO Hotel. Das ESO Hotel ist halb in den Berg gebaut und in Beton in rötlicher Farbe gehalten, der es optisch mit der Wüste verschmelzen lässt. Darin sind Unterkünfte, Verwaltung, Kantine, Entspannungsräume, ein kleines Schwimmbecken und zwei Gärten, die sowohl dem Raumklima des ESO-Hotels als auch dem seelischen Wohlbefinden dienen, untergebracht.

Drei weitere feste Gebäude im Basislager dienen als Lager und Sporthalle (Warehouse), als Wartungshalle für Teleskope und Instrumente sowie zur regelmäßigen Beschichtung der Hauptspiegel der Teleskope mit Aluminium (Mirror Maintenance Building, MMB), und als zusätzliche Büros für Ingenieure und Techniker. Für Notfälle gibt es eine ständig besetzte Unfallstation, einen Rettungswagen, einen Hubschrauberlandeplatz direkt am Basislager und eine kleine Start- und Landebahn am Fuß des Berges. Außerdem unterhält das Observatorium eine kleine Feuerwehr. Die Konstruktion der Gebäude und Teleskope ist so ausgeführt, dass eine Weiterführung des Betriebes auch nach schweren Erdbeben möglich ist.

Die Straßen des Observatoriums selbst sind asphaltiert, um Staub zu vermeiden, der die astronomischen Beobachtungen behindern würde. Neben den Geländewagen können observatoriumsintern daher auch Kleinwagen gefahren werden.

Astronomische Dunkelheit

Weil das Observatorium nachts dunkel sein muss, verfügt das ESO-Hotel über spezielle Verdunkelungssysteme, die die Oberlichter über den Gärten und der Kantine mit Hilfe spezieller Vorhänge verschließen. Alle anderen Fenster und Türen haben Jalousien aus schwerem Gewebe oder sind nachts durch vorschiebbare Holzblenden verdeckt.

Wie im Umfeld aller optischen Observatorien darf nachts nur mit Standlicht gefahren werden, weswegen die meisten Fahrzeuge in Weiß gehalten sind und phosphoreszierende Begrenzungsaufkleber haben. Die Straße wird durch Begrenzungsleuchten markiert, die sich tagsüber durch Solarzellen aufladen. Fußwege im Teleskopbereich sind ebenfalls mit weißer Farbe gestrichen und mit phosphoreszierenden Marken versehen. Taschenlampen sind besonders bei Neumond unvermeidlich, dürfen aber im Gipfelbereich nicht in Richtung der Teleskope gerichtet werden.

Kosten

Die Investitionen des gesamten VLT-Projektes beliefen sich über einen Zeitraum von 15 Jahren auf etwa 500 Millionen Euro. Die Summe schließt Personal- und Sachkosten für Design und Bau des VLT, inklusive der ersten Instrumentengeneration, und des VLTI sowie die ersten drei Jahre des wissenschaftlichen Betriebs ein. Von den einzelnen Instrumenten hat beispielsweise ISAAC ca. 2,5 Millionen Euro gekostet, UVES 3,5 Millionen Euro. Die weitaus komplexeren VLTI-Instrumente AMBER und MIDI kosteten jeweils etwa sechs Millionen Euro. Einige Instrumente werden komplett von der ESO entwickelt und gebaut, häufiger aber in Zusammenarbeit mit auswärtigen Instituten. In diesem Fall werden die Sachkosten von der ESO getragen, die Personalkosten von den jeweiligen Instituten, die im Gegenzug garantierte Beobachtungszeit erhalten.

Der laufende Betrieb aller Einrichtungen in Chile, also La Silla, Paranal, der Verwaltung in Santiago und des beginnenden ALMA-Projekts belief sich 2004 auf 30 Millionen Euro, die etwa je zur Hälfte auf Personal- und Betriebskosten entfielen. Diese Summe entsprach einem Drittel des gesamten ESO-Jahresbudgets für 2004 von etwa 100 Millionen Euro, das neben Chile noch den Betrieb des Hauptinstituts in Europa und Investitionen, hauptsächlich für ALMA, beinhaltet.

Die Kosten des VLT-Projekts sind damit einer mittleren bis großen Weltraummission, zum Beispiel der Gaia-Raumsonde, vergleichbar. Bau und Start des Hubble-Weltraumteleskops (HST) haben dagegen zwei Milliarden US-Dollar gekostet, knapp das Vierfache des VLT. Der jährliche Betrieb des HST ist etwa achtmal so teuer wie der des VLT, hauptsächlich wegen der teuren Servicemissionen. Die beiden Teleskope des Keck-Observatoriums wurden durch eine private Stiftung von etwa 140 Millionen Dollar finanziert, die jährlichen Kosten betragen etwa elf Millionen Dollar. Da die Keck-Teleskope auf dem bereits bestehenden Mauna-Kea-Observatorium gebaut wurden, fielen dort allerdings geringere Infrastrukturkosten an.

Antu, eines der vier Unit-Teleskope. Einen Größenvergleich ermöglichen die drei daneben stehenden Astronomen.
Aufnahme im Inneren der geöffneten Kuppel eines Unit-Teleskops. Das Teleskop (rechts) ist zum Zenith gerichtet: Oben der Sekundärspiegel (M2), darunter Serruier-Tubus, links davon, am Nasmyth-Fokus das Instrument ISAAC

Das Very Large Telescope (VLT) ist ein aus vier Einzelteleskopen bestehendes 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.

Mit Hilfe der adaptiven Optik ist es an den Teleskopen des Very Large Telescope (insbesondere mit dem Instrument NACO) gelungen, die Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops (HST) zu übertreffen. Der Vorteil des HST lag seit Anfang der 1990er Jahre darin, dass seine Aufnahmen im Gegensatz zu erdgebundenen Teleskopen durch keine störende Atmosphäre zusätzlich verschlechtert werden. Mit Hilfe adaptiver Optik konnte diese Beeinträchtigung aber mittlerweile im Wellenlängenbereich des Nah-Infrarotlichts nahezu kompensiert werden, so dass heutige VLT-Aufnahmen im Nah-Infraroten (1 bis 5 µm Wellenlänge) Hubble-Bildern mit Auflösungsvermögen von unter 0,1" zum Teil in nichts nachstehen. Im sichtbaren Spektralbereich ist das bislang noch nicht möglich, da die Korrektur der atmosphärischen Störungen mittels adaptiver Optik schneller als es derzeit technisch möglich ist erfolgen müsste. Mit dem VLTI werden nochmals deutlich höhere Auflösungen im Bereich von Millibogensekunden erreicht.

Die Optik der Unit-Teleskope

Einer der vier Hauptspiegel M1, der Nasmyth-Spiegel M3 ist auf dem Turm montiert, der in der Mitte aufragt; darunter ist das Spiegelbild des Sekundärspiegels M2 zu sehen

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 azimutal montierte, im Wesentlichen baugleiche, Ritchey-Chrétien-Teleskope, die wahlweise als Cassegrain-, Nasmyth- oder Coudé-Teleskop betrieben werden können. Sie haben einen Hauptspiegeldurchmesser von jeweils 8,2 m und einen Sekundärspiegel von 1,12 m. Damit waren es die größten aus einem Stück gefertigten astronomischen Spiegel der Welt, bis das Large Binocular Telescope mit 8,4-Meter-Spiegeln in Betrieb genommen wurde. Noch größere Teleskope, wie zum Beispiel die Keck-Teleskope, haben segmentierte Spiegel. Die Hauptspiegel sind zu dünn, um in Form zu bleiben, wenn sich das Teleskop bewegt und werden deswegen durch eine aktive Optik mit Hilfe von 150 hydraulischen Stößeln etwa einmal pro Minute in ihrer Form korrigiert.

Die vier Hauptspiegel des VLT wurden zwischen 1991 und 1993 bei der Mainzer Spezialglasfirma Schott AG in einem eigens für dieses Projekt entwickelten Schleudergussverfahren hergestellt. Nach dem eigentlichen Guss und Erstarren der Glasmasse wurden die Spiegelrohlinge noch einmal thermisch nachbehandelt, wodurch sich das Glas in die Glaskeramik Zerodur umwandelt. Bei diesem Fertigungsschritt erhält das Material auch seine außergewöhnliche Eigenschaft der thermischen Null-Ausdehnung. Nach einer ersten Bearbeitung wurden die Spiegelträger per Schiff zur französischen Firma REOSC transportiert, wo die hochpräzise, zwei Jahre dauernde Oberflächenbearbeitung stattfand. Die endgültige Spiegeloberfläche hat eine Genauigkeit von 8,5 nm (λ/70 bei 600 nm). Jedes UT hat vier Fokalpunkte, an denen Instrumente montiert werden können, einen Cassegrainfokus und zwei Nasmythfokusse. Zusätzlich haben die Teleskope einen Coudéfokus, über den Licht in das VLTI eingespeist werden kann.

Astronomische Spiegel können nur sehr eingeschränkt gereinigt werden, da fast alle Reinigungstechniken mikroskopische Oberflächenkratzer verursachen, die die Abbildungsqualität verschlechtern. Neben einer monatlichen Inspektion, bei der lockerer Schmutz vorsichtig abgetupft wird, werden die Spiegel des VLT daher alle ein bis zwei Jahre neu verspiegelt. Dazu wird die alte Spiegelschicht mit Lösungsmitteln entfernt und dann eine neue Spiegelschicht, normalerweise Aluminium, aufgedampft.

Die einzelnen UTs wurden in Mapudungun, der Sprache der Mapuche, Antu (Sonne), Kueyen (Mond), Melipal (Kreuz des Südens) und Yepun (Venus) getauft. Das erste montierte UT, Antu, lieferte am 25. Mai 1998 die ersten Bilder mit einer Testkamera, der wissenschaftliche Beobachtungsbetrieb begann am 1. April 1999; das vierte UT, Yepun, begann erste Beobachtungen am 3. September 2000.

Spiegel eines Unit-Teleskops
Spiegel Hauptspiegel M1 Fangspiegel M2 Nasmyth-Spiegel M3
Material Zerodur Beryllium Zerodur
Durchmesser 8,20 m 1,116 m 1,242 m × 0,866 m elliptisch
Dicke 178 mm 130 mm 140 mm
Gewicht 23.000 kg 44 kg 105 kg
Form konkav konvex plan
Krümmungsradius 28,975 m −4,55 m
Optische Daten eines Unit-Teleskops
Fokus Cassegrain-Fokus Nasmyth-Fokus Coudé-Fokus
Brennweite 108,827 m 120,000 m 378,400 m
das entspricht ... 0,527 mm/" 0,582 mm/" 1,834 mm/"
Öffnungsverhältnis f/ 13,41 f/ 15 f/ 47,3
Gesichtsfeld 15' 30' 1'

Instrumente

Das 4LGSF betrieben am Yepun-Teleskop zur Erzeugung von vier künstlichen Leitsternen in 95 km Höhe mittels gelben Laserlichts, welches dort vorhandene Natriumatome zum Leuchten anregt

Die erste Instrumentengeneration besteht aus zehn wissenschaftlichen Instrumenten. Dabei handelt es sich um Kameras und Spektrografen 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 Astronomen als besonders wichtig angesehene Probleme konzentrieren werden, zum Beispiel Gammablitze oder Exoplaneten.

Zwischen Mai 2003 und März 2005 ging, angefangen mit Kueyen, zusätzlich die von ESO selbst entwickelte adaptive Optik MACAO (Multi Application Curvature Adaptive Optics) an allen vier Teleskopen in Betrieb. Hiermit sind nochmals sehr viel schärfere Bilder bzw. Bilder schwächerer Lichtquellen möglich, allerdings ist das Gesichtsfeld der MACAO-Optik auf 10" beschränkt. Die adaptive Optik muss das Seeing mit hoher Frequenz von einigen hundert Hertz korrigieren, was für den schweren Hauptspiegel viel zu schnell wäre. Daher arbeitet MACAO hinter dem Fokus im kollimierten Teil des Strahlenganges mit einem planen 10-cm-Spiegel, der auf 60 Piezoelemente montiert ist. Prinzipiell kann eine solche adaptive Optik an jedem Fokus verwendet werden, in der Praxis nutzt von den VLT-Instrumenten derzeit nur SINFONI die MACAO-Technik, ansonsten dient MACAO hauptsächlich den Beobachtungen mit dem VLT Interferometer. Erst zukünftige Instrumente werden verstärkt auf MACAO zurückgreifen.

Für eine adaptive Optik sind relativ helle Leitsterne im Beobachtungsgebiet erforderlich, um das Seeing zu bestimmen. Um das SINFONI auch bei nichtvorhandenen natürlichen Leitsternen nutzen zu können, ist das Yepun-Teleskop mit einem Laser zur Projektion eines künstlichen Leitsterns ausgestattet, dem „Laser Guide Star“ (LGS). Dieses Technik wurde im Jahr 2016 um ein System für 4 Leitsterne ergänzt, der 4LGSF, das mit speziellen adaptiven Optiken (GRAAL und GALACSI) eine Auflösungsverbesserung auch bei HAWK-I und MUSE bringen soll.

Instrumente am VLT
Teleskop Cassegrain-Fokus Nasmyth-Fokus A Nasmyth-Fokus B
Antu
(UT1)
FORS2 CRIRES Gastfokus
Der Focal Reducer and low dispersion Spectrograph 2 ist das Schwesterinstrument des weitgehend baugleichen FORS1. Beide gehörten, mit ISAAC und UVES, zu den vier ersten Instrumenten in Betrieb. Außerdem ist FORS2 eine Kamera im visuellen Spektralbereich mit großem Gesichtsfeld von bis zu 6,8' × 6,8'. In diesem Feld können, statt ein Bild aufzunehmen, mehrere Objekte gleichzeitig mit niedriger Auflösung spektroskopiert werden (MOS: Multi Object Spectroscopy). Die MOS-Fähigkeit kommt durch auch bei VIMOS eingesetzte Masken zustande, in die die Spektroskopie-Spalte mit Lasertechnik gefräst werden.

Seit April 2009 kann auch mit FORS2 Polarisierung gemessen werden, da die polarimetrischen Modi von FORS1 übertragen wurden. FORS1 ist seitdem mit FORS2 in einem Instrument zusammengeführt.

Der Cryogenic High-Resolution IR Echelle Spectrograph nimmt hochauflösende Spektren im Wellenlängenbereich von 1 bis 5 µm auf. Das Instrument wurde 2006 installiert und getestet und ist seit dem 1. April 2007 im Regelbetrieb.

Er wurde im Jahr 2014 demontiert, um an dem Gerät Verbesserungen durchzuführen, und soll dann 2018 wieder in Betrieb genommen werden.

Der Gastfokus bietet Wissenschaftlern die Möglichkeit, eigene und besonders spezialisierte Instrumente an einem Teleskop der 8-Meter-Klasse zu verwenden, ohne alle Spezifikationen erfüllen zu müssen, denen ein allgemeines ESO-Instrument unterliegt. Bisher war dort mit ULTRACAM ein Instrument montiert, das innerhalb von Millisekunden Bilder eines kleinen Gesichtsfeldes weniger Bogensekunden machen kann. Wissenschaftliches Ziel des ULTRACAMs, das bereits an anderen Teleskopen montiert war, ist die Aufnahme von Veränderungen kürzester Zeitskalen, wie sie zum Beispiel bei Pulsaren und Schwarzen Löchern vorkommen.
NACO KMOS
Die Nasmyth Adaptive Optics System-Coude Near Infrared Camera wurde im Jahr 2014 vom UT4 übernommen. Der K-band Multi-Object Spectrograph ist seit dem Jahr 2013 im wissenschaftlichen Betrieb und wird hauptsächlich zur Beobachtung weit entfernter Galaxien eingesetzt.
Kueyen
(UT2)
FORS1 FLAMES UVES
Das an diesem Fokus montierte Instrument FORS1 ist eine vereinfachte Version des FORS2 und wurde mit diesem im Jahr 2009 zusammengeführt und an dessen Stelle and UT1 montiert. Der Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph ist ein Spektrograph, der mit Hilfe der Glasfasern bis zu 130 Objekte im Gesichtsfeld gleichzeitig mit mittlerer Auflösung spektroskopieren kann (MEDUSA-Modus). In zwei weiteren Modi, IFU und ARGUS, sind die Fasern so nahe beieinander gepackt, dass räumlich aufgelöste Spektren der Objekte mit einer scheinbaren Größe von nur wenigen Bogensekunden möglich sind. Alternativ können acht Fasern das Licht zu UVES für hochauflösende Spektroskopie leiten. Der Ultraviolett and Visual Echelle Spectrograph ist ein hochauflösender Spektrograph mit einem blau- und einem rotoptimierten optischen Arm, die simultan betrieben werden können. Der zugängliche Wellenlängenbereich reicht von 0,3 bis 1,1 µm.
XSHOOTER
Das Instrument XSHOOTER ist das erste Instrument der zweiten Instrumentengeneration. XSHOOTER ist ein Spektrograph mittlerer Auflösung über einen weiten Wellenlängenbereich von nahen Ultraviolett bis ins nahe Infrarot, von 0,3 bis 2,5 µm, in einer einzigen Aufnahme.
Melipal
(UT3)
VISIR ISAAC VIMOS
Der VLT Imager and Spectrometer in the Infra Red, für Bilder und Spektren schwacher Objekte im mittleren Infrarotbereich, von 8 bis 13 und 16,5 bis 24,5 µm. VISIR ist damit das Instrument am VLT, das am weitesten in den Infrarotbereich gehen kann. Die Infrared Spectrometer And Array Camera kann im Nahen Infrarotbereich Bilder und Spaltspektren niedriger bis mittlerer Auflösung aufnehmen. Dazu hat das Instrument zwei voneinander unabhängige optische Wege („Arme“), die jeweils auf die Wellenlängenbereiche von 1 bis 2,5 und von 3 bis 5 µm optimiert sind. Der Visible Multi-Object Spectrograph. Die Fähigkeiten zur Spektroskopie und zur Bildaufnahme ähneln denen des FORS2, allerdings mit einem vierfach größeren Gesichtsfeld von insgesamt 4 × 7' × 8'. MOS-Masken werden mit einer Lasermaschine, der Mask Manufacturing Unit (MMU) gestanzt, die auch die Masken für FORS2 herstellt. Zusätzlich gibt es noch Faserbündel für Integral Field Spektroskopie. Insgesamt können mit VIMOS bis zu 6400 Spektren gleichzeitig aufgenommen werden.
SPHERE
Das Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch ist ein Instrument zur Entdeckung und Untersuchung von Exoplaneten, das im Jahr 2014 in Betrieb genommen wurde.
Yepun
(UT4)
SINFONI HAWK-I NACO
Der Spectrograph for Integral Field Observation in the Near-Infrared ist ein Nahinfrarot-Spektrograf bei 1 bis 2,5 µm. Der eigentliche Spektrograph SPIFFI (Spectrometer for Infrared Faint Field Imaging) nimmt dabei ein Spektrum des gesamten Gesichtsfeldes auf, das 8" × 8", 3" × 3" oder 0,8" × 0,8" groß sein kann. Durch die adaptive Optik im SINFONI-Modul können Spektren mit höchster räumlicher Auflösung aufgenommen werden. Der High Acuity Widefield K-band Imager, ein Instrument, welches den Bedarf nach Bildern mit großem Gesichtsfeld bei gleichzeitig hoher räumlicher Auflösung im Nahinfrarotbereich von 0,85 bis 2,5 µm deckt. HAWK-I hatte sein First Light am 1. August 2007, der wissenschaftliche Betrieb startete am 1. April 2008 (offiziell am 1. Oktober 2008). Eigentlich NAOS-CONICA, wobei NAOS für Nasmyth Adaptive Optics System und CONICA für Coude Near Infrared Camera steht. CONICA war ursprünglich für den Coudéfokus vorgesehen. NAOS ist ein System zur Bildverbesserung mit adaptiver Optik, CONICA eine Infrarotkamera und Spektrograph im Bereich von 1 bis 5 µm. Der Unterschied zu ISAAC besteht in der hervorragenden Bildqualität, allerdings bei kleinerem Gesichtsfeld. Zusätzlich kann CONICA polarimetrische Messungen aufnehmen und helle Objekte durch Koronographie ausblenden. Mit SDI, dem Simultaneous Differential Imager in NACO, können vier Bilder in vier leicht unterschiedlichen Wellenlängenbereichen gleichzeitig aufgenommen werden. Diese Bilder können so miteinander verrechnet werden, dass die Differenzen auch den Nachweis sehr lichtschwacher Objekte in Gegenwart eines helleren ermöglichen.
MUSE
Der Multi Unit Spectroscopic Explorer kombiniert einen weiten Beobachtungswinkel mit einem hohen Auflösungsvermögen durch adaptive Optik und deckt einen weiten Spektralbereich ab.

Instrumente der zweiten Generation sind in der Entwicklung:

  • ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet- and Stable Spectroscopic Observations) für die Suche nach felsigen extra-solaren Planeten in der habitablen Zone
Luftaufnahme des Paranalplateaus. In der Bildmitte das Gebäude des VLTI-Labors, darüber die vier Unit Telescopes (UT), darunter zwei Auxiliary Telescopes (AT) sowie das rechtwinklige Schienensystem, über das die ATs verfahren werden können. An den über das Schienensystem erreichbaren runden Stationen können die ATs an das VLTI angeschlossen werden.
Verzögerungsleitungen des VLTI, realisiert durch auf Schienen verfahrbare Retroreflektoren.
Interferometrische Aufnahme mittels PIONIER und RAPID einer Staubscheibe um ein 4000 Lichtjahre entferntes Doppelsternsystem IRAS 08544-4431; die Seitenlänge des Bildes entspricht 0,6 Bogensekunden.

Die Coudéfokusse aller Teleskope können entweder inkohärent oder 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 radioastronomischen Interferometer, ein weit besseres Auflösungsvermögen erreicht als mit nur einem Teleskop.

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 steht. Da sich diese Längendifferenz durch die scheinbare Bewegung des Objekts am Himmel ändert, müssen die Verzögerungsleitungen 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 Verzögerungsleitungen geleitet wird.

Neben den UTs können vier kleinere, ausschließlich für das Interferometer bestimmte Teleskope eingesetzt werden, die sogenannten Auxiliary-Teleskope („Hilfsteleskope“, ATs) mit einem 1,8 Meter durchmessendem Zerodur-Hauptspiegel. Sie wurden in den Jahren 2004 bis 2006 installiert. Aufgrund des kleineren Hauptspiegels genügt bei diesen zur Bildstabilisierung bei gutem Seeing eine einfache Tip-Tilt-Korrektur (STRAP). Um sie darüber hinaus einsetzen zu können, wird das ab den Jahren 2016–2017 verfügbare einfache adaptive Optik System NAOMI genutzt. Die markanteste Eigenschaft der ATs ist, dass sie bewegt und auf insgesamt 30 Stationen installiert und so für Interferenzmessungen mit bis zu 200 m Abstand verwendet 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 alleine mit den ATs zu messen. Die UTs können dann für andere Forschungsprogramme verwendet werden. Nur für die Interferometrie schwacher Objekte sind die UTs notwendig.

Das VLTI sah sein First Light am 17. März 2001. Damals waren zwei 40-cm-Siderostate 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 Interferometric instrument“. Es arbeitet bei Wellenlängen um 10 µm und kann das Licht zweier Teleskope kombinieren. Die Zielsetzung des MIDI ist weniger das Erzeugen von Bildern 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 Astronomical Multiple BEam Recombiner“. AMBER vereint die Strahlengänge von zwei bis drei Teleskopen. Das Gerät arbeitet im nahen Infrarotbereich zwischen 1 und 2 µm. 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 „Besucher-Fokus“ des VLTI, der für kurze Instrumentenprojekte gedacht ist. Das Precision Integrated Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment“ (PIONIER) wurde von der Universität Grenoble gebaut und installiert und hat seit der Inbetriebnahme unter anderem Bilder von Mehrfachsternsystemen erstellt. GRAVITY, seit Anfang 2016 im Betrieb, misst mithilfe einer präzisen Laser-Metrologie astrometrische Abstände mit einer Genauigkeit von etwa 10 µas (Mikrobogensekunden) und kann auch hochauflösende Bilder im Nahinfrarotbereich aufnehmen. MATISSE, das Anfang März 2018 sein erstes Licht gesehen hat, erstellt Bilder und Spektren im thermischen Infrarot und wird MIDI ablösen. Beide neuen Geräte können 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 Verzögerungsleitungen derzeit nur sechs realisiert, zweitens können die bestehenden Instrumente höchstens vier Strahlengänge gleichzeitig kombinieren.

Das VST mit geöffneter Kuppel und geöffnetem Verschluss des 2,6 Meter durchmessenden Spiegels.

VST

Das VLT Survey Telescope ist ein 2,6-Meter-Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop mit einer Öffnungsverhältnis von f/ 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° × 1° für Bilder im Wellenlängenbereich von 0,33 bis 1 µm. Im Jahr 2001 zerbrach der fertiggestellte Hauptspiegel auf dem Seetransport nach Chile, im Juni 2011 wurden erste Bilder veröffentlicht. Das VST wird zu 100 Prozent im Service-Mode genutzt (siehe unter Ablauf der Beobachtungen).

Das Teleskop VISTA mit einem 4 Meter durchmessenden Hauptspiegel

VISTA

Das Visible & Infrared Survey Telescope for Astronomy ist ein 4-Meter-Teleskop, ebenfalls zur Himmelsdurchmusterung, aber im infraroten Bereich von 1 bis 2,5 µm. Sein Gesichtsfeld beträgt ebenfalls ein Quadratgrad. Es befindet sich nicht auf dem Hauptgipfel des Cerro Paranal, sondern auf einem etwa 1 km entfernten Seitengipfel, wird aber ebenfalls vom VLT-Kontrollgebäude aus gesteuert. Am 21. Juni 2008 wurde die erste Test-Beobachtung mit IR-Kamerasystem erfolgreich durchgeführt. Da der VISTA-Hauptspiegel vom selben Hersteller wie der VST-Hauptspiegel gefertigt wird, hat sich die dortige Verzögerung auch auf dieses Projekt ausgewirkt.

VISTA war ursprünglich ein nationales britisches Projekt, aber mit dem Beitritt Großbritanniens zur ESO und der Entscheidung, VISTA auf Paranal zu bauen, haben Astronomen weltweit Zugang zu diesem Teleskop erhalten.

NGTS

Gebäude des NGTS, die VLTs (links) und VISTA (rechts) im Hintergrund

Die Next-Generation Transit Survey ist eine Einrichtung zur Himmelsdurchmusterung mit dem Ziel, Exoplaneten mit einem zwei- bis achtfachen Erddurchmesser durch die Transitmethode, also anhand scheinbarer Helligkeitsveränderungen des Zentralstern beim Vorbeiziehen des Planeten, zu entdecken.

Die Aufnahme im Inneren des Gebäudes zeigt einige der zwölf automatisch arbeitenden Teleskope

Die Einrichtung besteht dazu aus 12 automatisch arbeitenden Teleskopen mit einem Spiegeldurchmesser von 20 cm, die jeweils eine Himmelsregion mit einem Durchmesser von etwas mehr als 3°, zusammen somit 96 Quadratgrad, erfassen können. Die Teleskope sind handelsübliche Astrografen mit einer verbesserten Streulichtblende, die das große Bildfeld durch einen hyperbolischen Spiegel gefolgt von einem dreilinsigen Korrektor erreichen. Daran ist eine im Wellenlängenbereich von 600–900 nm empfindliche CCD-Kamera angeschlossen, die eine Auflösung von 4 Millionen Bildpunkten hat.

Wenngleich der Schwerpunkt auf kleineren Planeten liegt, basiert NGTS auf dem Konzept von SuperWASP sowie den Erfahrungen daraus. Ein 2015 beginnendes vierjähriges Beobachtungsprogramm umfasst jedes Jahr vier Himmelsregionen der oben genannten Größe, wobei die entdeckten Exoplaneten in Folge mit den verschiedenen Instrumenten der Unit-Teleskope des Observatoriums weiter untersucht werden.

Die vier Kuppeln der SPECULOOS-Teleskope neben dem NGTS. Im Hintergrund das VISTA (rechts) und der Paranal-Gipfel.

SPECULOOS

Das SPECULOOS SSO (Search for habitable Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars Southern Observatory) ist ein zum SPECULOOS-Forschungsprojekt gehörendes Ensemble von 4 Spiegelteleskopen, um zusammen mit einem ähnlichen (mit Stand Ende 2018 im Aufbau befindlichen) Ensemble auf der Nordhalbkugel (Teide, Teneriffa) erdähnliche Exoplaneten in der Nähe kühler Sterne der Spektralklasse M7 bis hin zu Braunen Zwergen zu entdecken; es baut auf der Erfahrung mit TRAPPIST auf. Der wissenschaftliche Betrieb beginnt im Januar 2019. Die Teleskope sind ferngesteuert, folgen dem Ritchey-Chrétien-Design mit einem 1 Meter durchmessenden Primärspiegel, und haben Kameras mit hoher Empfindlichkeit im nahen Infrarot. Benannt wurden die Teleskope nach vier großen Jupitermonden: Io, Europa, Ganymede und Callisto.

Beobachtungszeit kann zweimal im Jahr für das übernächste Semester beantragt werden. Je nach Teleskop wird zwei- bis fünfmal so viel Zeit beantragt, wie tatsächlich vergeben werden kann. Die Vorschläge werden durch ein beratendes Gremium nach wissenschaftlicher Qualität und Dringlichkeit gewichtet. Nach der Bewilligung legt der Astronom noch zuhause den detaillierten Ablauf der Beobachtungen in sogenannten „Observing Blocks“ (OBs) fest. Entweder werden nur diese OBs, zusammen mit den gewünschten Beobachtungsbedingungen, zur Ausführung nach Paranal geschickt, zur Service-Mode-Beobachtung, oder der Astronom reist selbst zu Visitor-Mode-Beobachtungen nach Chile.

Ablauf der Beobachtungen

Die für die bevorstehende Nacht geöffneten Teleskope auf dem Paranal-Plateau

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.

Kontrollraum des Observatoriums im Kontrollgebäude

Im Visitor-Mode kommt dem Besucher die Aufgabe zu, kritische Entscheidungen über die OBs zu treffen, die im Vorfeld nicht abschätzbar waren, also zum Beispiel wenn stark veränderliche Objekte beobachtet werden sollen. Als Nachteil hat der Besucher dagegen keinen Einfluss auf die Wetterbedingungen, unter denen sein Programm durchgeführt wird, da die Beobachtungstermine für den Visitor-Mode etwa ein halbes Jahr zuvor festgelegt werden.

Tagsüber betreut ein „Daytime Astronomer“ typischerweise je zwei Teleskope. Er führt Kalibrierungen für die Beobachtungen der letzten Nacht durch, kümmert sich um die Lösung eventuell in der Nacht aufgetretener Probleme und bereitet das Teleskop auf die nächste Nacht vor.

Überwachung der Beobachtungsbedingungen

Das DIMM-Teleskop befindet sich auf einem Turm, um nicht durch bodennahe Luftturbulenzen beeinträchtigt zu werden.

Um nicht nur subjektive Eindrücke der Beobachtungsbedingungen durch die jeweils an den Teleskopen arbeitenden Ingenieure und Astronomen zu haben, wurde ein System zum „Astronomical Site Monitoring“ eingerichtet, das die Daten automatisch aufnimmt und archiviert. Neben zahlreichen Sensoren zur Messung der meteorologischen Bedingungen wie Luft- und Bodentemperatur, Luftfeuchtigkeit, Windgeschwindigkeit und -richtung sowie Staubteilchendichte werden auch speziell astronomische Kenngrößen gemessen. Das Seeing wird durch ein kleines 35-cm-Spezialteleskop, das DIMM, gemessen, das die ganze Nacht über etwa alle zwei Minuten eine Messung der Bildqualität durchführt. Statt ein einfaches Bild zu machen und die Größe des abgebildeten Sterns zu messen, vergleicht es die Wellenfront zweier etwa 20 cm voneinander entfernter Sub-Aperturen mit je 4 cm Durchmesser. Dies hat den Vorteil, neben dem Seeing auch andere, besonders für die Interferometrie interessante Eigenschaften über die derzeitige Turbulenz in der Atmosphäre, zu messen. Die Transparenz der Atmosphäre wird anhand desselben Bildes gemessen, nur dass statt der Bildgröße der einfallende Fluss des Sterns gemessen und mit Tabellenwerten für eine klare Atmosphäre verglichen wird.

Ein zweites Instrument, das MASCOT (Mini All Sky Cloud Observation Tool), macht durch ein Fischaugenobjektiv Aufnahmen des gesamten Himmels und ermöglicht eine Abschätzung der Bewölkung. Zusätzlich bearbeitet ESO die aktuellen Satellitendaten, um die Beobachter an den Teleskopen mit Informationen über die zu erwartenden Beobachtungsbedingungen zu versorgen.

Seit dem Beginn des wissenschaftlichen Betriebs des VLT am 1. April 1999 wurden bis 2005 über 1000 Artikel in anerkannten Fachzeitschriften veröffentlicht, die auf Daten vom Paranal-Observatorium basieren. Zu den wichtigsten Ergebnissen zählen:

  • Die ersten direkten Bilder eines Exoplaneten wurden mit dem VLT gemacht. Zwar ist nicht ganz sicher, ob diese Ehre GQ Lupi b oder dem Planeten 2M1207b gebührt, aber beide Bilder stammen von NACO.
  • Die Deep-Impact-Mission wurde von allen ESO-Teleskopen aus beobachtet. Neben Bildern wurden mit Spektrographie auch neue Ergebnisse zur chemischen Zusammensetzung des Kometen Tempel 1 gewonnen.
  • Mit ISAAC konnte die Distanz zur Galaxie NGC 300 genauer als zu jeder anderen Galaxie außerhalb der unmittelbaren Nachbarschaft der Milchstraße bestimmt werden. Derartige Entfernungsbestimmungen mit Hilfe der Cepheiden bilden eine wichtige Grundlage kosmischer Entfernungsmessungen.
  • Der lichtschwache Begleiter des AB Doradus wurde mit NACO-SDI erstmals direkt abgebildet, wodurch seine Masse mit Hilfe der Keplerschen Gesetze bestimmt werden konnte. Dieser Braune Zwerg ist doppelt so schwer wie theoretisch erwartet, was vermutlich Änderungen an der Theorie des inneren Aufbaus der Sterne und der Häufigkeit an Planeten und braunen Zwergen erfordert.
  • Durch Zufall kreuzte ein heller Meteor das Gesichtsfeld des FORS 1, als gerade Spektren aufgenommen wurden. Es ist das erste genau kalibrierte Spektrum einer solchen Leuchterscheinung.
  • FORS 2 und ISAAC halten gemeinsam den Rekord für den am weitesten entfernten Gammablitz bei z = 6,3.
  • Mit dem VLTI kann nicht nur der Durchmesser, sondern die Form der Sterne bestimmt werden. Während Eta Carinae durch seinen starken Sternwind über den Polen in die Länge gezogen scheint, ist Achernar durch seine schnelle Rotation bis an die Grenze des theoretisch Möglichen abgeplattet.
  • Erstmals wurde mit dem VLTI ein extragalaktisches Objekt im mittleren infraroten Bereich bei 10 μm interferometrisch aufgelöst, der aktive Kern der Galaxie NGC 1068. Diese Seyfert-Galaxie beherbergt ein Schwarzes Loch von etwa 100 Millionen Sonnenmassen.
  • Anhand einer Sternbedeckung durch den Plutomond Charon am 11. Juli 2005 wurde mit dem VLT erstmals dessen genauer Durchmesser zu 1207,2 km bestimmt. Auch die Temperatur konnte mit −230 °C gemessen werden, was etwa 10 K kälter als bisher angenommen ist.
  • Mit Hilfe des neuen NACO SDI (NACO Simultaneous Differential Imager) am VLT wurden Anfang 2006 ein Brauner Zwerg und ein Begleiter entdeckt, die nur 12,7 Lichtjahre von der Erde entfernt sind.
  • Durch Beobachtungen des Braunen Zwerges 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 hat.
  • Mit dem VLTI gelang es, den Stern Theta 1 Ori C im Trapez, also dem Zentralbereich des Orionnebels, 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 m mit VLTI/AMBER im Nahinfrarot (H- und K-band, 1,6 bzw. 2,2 μm) ein Auflösungsvermögen von 2 mas erreicht.
Ausgabe 92, Juni 1998: VLT First Light (PDF; 1,1 MB)
Ausgabe 93, September 1998: VLT Science Verification (PDF; 1,5 MB)
Ausgabe 104, Juni 2001: VLTI First Fringes (PDF; 2,7 MB)
Ausgabe 120, Juni 2005: The VLT Survey Telescope (PDF; 8,1 MB)
Commons: Paranal-Observatorium – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
  1. EVALSO: A New High-speed Data Link to Chilean Observatories, 4. November 2010.
  2. ESO Press Release 19/99: REOSC Delivers the Best Astronomical Mirror in the World to ESO (14. Dezember 1999) (Abgerufen am 17. April 2012)
  3. First Light for YEPUN
  4. ESO – The Very Large Telescope (Memento vom 27. Mai 2005 im Internet Archive)
  5. ESO – The Very Large Telescope (Memento vom 27. Mai 2005 im Internet Archive)
  6. Das leistungsstärkste Laserleitstern-System der Welt sieht erstes Licht am Paranal-Observatorium
  7. Paranal News. Auf: eso.org, abgerufen am 16. Juli 2010.
  8. eso.org
  9. eso.org
  10. Erstes Licht für die Exoplanetenkamera SPHERE eso.org, abgerufen am 5. Juni 2014.
  11. eso.org
  12. espresso.astro.up.pt (Memento vom 17. Oktober 2010 im Internet Archive)
  13. PIONIER-Website
  14. ESO Press Release 1148: Vampire Star Reveals its Secrets (7. Dezember 2011)
  15. eso.org
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  17. MATISSE, eso.org
  18. Das MATISSE-Instrument sieht sein erstes Licht am Very Large Telescope Interferometer der ESO. eso.org, 5. März 2018.
  19. First Light des VST
  20. VISTA – Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy
  21. Neue Teleskope zur Jagd nach Exoplaneten auf dem Paranal
  22. ASA Astrograph H f 2.8
  23. SPECULOOS. Universität Lüttich, abgerufen am 30. Dezember 2018 (französisch).
  24. L'Observatoire SPECULOOS North. Universität Lüttich, abgerufen am 30. Dezember 2018 (französisch).
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  26. Peter Prantner: „Galileo hätte es geliebt“. Europas Astronomie-Flaggschiff in Chile. In: orf.at. 29. November 2012, abgerufen am 3. April 2013.
  27. ESO Press Release 23/04: Is This Speck of Light an Exoplanet? (10. September 2004)
  28. ESO Press Release 12/05: Yes, it is the Image of an Exoplanet (30. April 2005)
  29. ESO Press Release 09/05: Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet? (7. April 2005)
  30. ESO Press Release 19/05: Comet Tempel 1 Went Back to Sleep (14. Juli 2005)
  31. ESO Press Release 15/05: Preparing for the Impact (30. Mai 2005)
  32. ESO Press Release 20/05: Moving Closer to the Grand Spiral (1. August 2005)
  33. ESO Press Release 19/04: Catching a Falling Star (30. Juli 2004)
  34. ESO Press Release 22/05: Star Death Beacon at the Edge of the Universe (12. September 2005)
  35. ESO Press Release 31/03: Biggest Star in Our Galaxy Sits within a Rugby-Ball Shaped Cocoon (18. November 2003)
  36. ESO Press Release 14/03: Flattest Star Ever Seen (11. Juni 2003)
  37. ESO Press Release 17/03: A First Look at the Doughnut Around a Giant Black Hole (19. Juni 2003)
  38. ESO 02/06 – Science Release: Measuring the Size of a Small, Frost World (4. Januar 2006)
  39. ESO 11/06 – Science release: The Sun’s New Exotic Neighbour (22. März 2006)
  40. Stefan Deiters: Braune Zwerge – Kleinstes Objekt mit einem Jet. Abgerufen am 24. Mai 2007.
  41. Stefan Kraus et al.: Tracing the young massive high-eccentricity binary system θ1Orionis C through periastron passage. In: Astronomy & Astrophysics.Band497, Januar 2009,S.195–207, doi:10.1051/0004-6361/200810368 (aanda.org [PDF; abgerufen am 4. April 2009]).

-24.627222222222-70.404166666667Koordinaten:24° 37′ 38″ S,70° 24′ 15″ W

Dieser Artikel wurde am 27. März 2006 in dieser Version in die Liste der exzellenten Artikel aufgenommen.

Paranal Observatorium Sternwarte in der Atacamawuste Sprache Beobachten Bearbeiten Weitergeleitet von Very Large Telescope Das Paranal Observatorium ist eine astronomische Beobachtungsstation in der Atacamawuste im Norden Chiles auf dem Berg Cerro Paranal Dieser liegt etwa 120 km sudlich der Stadt Antofagasta und 12 km von der Pazifikkuste entfernt Das Observatorium wird von der Europaischen Sudsternwarte ESO betrieben und ist Standort des Very Large Telescope VLT des Very Large Telescope Interferometer VLTI sowie der Survey Telescopes VISTA und VST Die Atmosphare uber dem Gipfel zeichnet sich durch eine trockene und aussergewohnlich ruhige Luftstromung aus die den Berg zu einem sehr attraktiven Standort fur eine Sternwarte macht Um fur das VLT ein Plateau zu schaffen wurde Anfang der 1990er Jahre der Gipfel durch Sprengungen von 2660 m auf 2635 m abgetragen Das Plateau des Cerro Paranal mit dem Very Large Telescope von vorne nach hinten das Kontrollgebaude unterhalb des Plateaus die kleineren Kuppeln der vier Auxillary Teleskope die Kuppeln von UT1 bis UT4 Antu Kueyen Melipal und Yepun die kleinere Kuppel des VST Auf dem Gipfel dahinter das Gebaude des VISTA 360 Panorama des Observatoriums Inhaltsverzeichnis 1 Logistik und Infrastruktur auf Paranal 1 1 Versorgung 1 2 Personal 1 3 Gebaude 1 4 Astronomische Dunkelheit 1 5 Kosten 2 Very Large Telescope 2 1 Die Optik der Unit Teleskope 2 2 Instrumente 3 VLT Interferometer 4 Surveyteleskope 4 1 VST 4 2 VISTA 4 3 NGTS 4 4 SPECULOOS 5 Beobachten am Paranal Observatorium 5 1 Ablauf der Beobachtungen 5 2 Uberwachung der Beobachtungsbedingungen 6 Wissenschaftliche Ergebnisse 7 Siehe auch 8 Literatur 9 Weblinks 10 EinzelnachweiseLogistik und Infrastruktur auf Paranal Bearbeiten Das Paranal Observatorium bei Sonnenaufgang links oben Cerro Paranal mit dem VLT Mitte oben das Surveyteleskop VISTA links unten das ESO Hotel Mitte und rechts unten das alte Basislager Paranal befindet sich weitab der Hauptverkehrsrouten Das Observatorium ist von Antofagasta aus nur durch eine mehrstundige Fahrt zu erreichen wobei die letzten ca 60 km uber eine mittlerweile befestigte Piste fuhren die von der Panamericana abzweigt Es gibt keine Versorgungsleitungen nach Paranal Alle Guter fur den Betrieb und die Wartung der Teleskope sowie fur die im Mittel etwa 130 Personen die standig auf dem Berg sind mussen lokal erzeugt oder vorratig gehalten werden Versorgung Bearbeiten Im Umfeld Antofagastas befinden sich mehrere Kupferminen die unter ahnlichen Bedingungen arbeiten Daher brauchte man die Infrastruktur nicht selbst aufzubauen sondern konnte spezialisierte Versorgungsunternehmen beauftragen Wasser wird taglich nach Bedarf von Tanklastzugen geliefert etwa zwei bis dreimal am Tag Tanklastzuge bringen auch Treibstoff fur die Tankstelle der observatoriumseigenen Fahrzeuge sowie bis Ende 2017 fur die Gasturbine zur Stromerzeugung Ausserdem gab es noch drei Dieselgeneratoren die allerdings nur bei Stromausfallen benutzt wurden Seit Dezember 2017 ist das Observatorium direkt an das chilenische Stromnetz angeschlossen Die Fahrzeuge werden lokal gewartet Die wissenschaftlichen Instrumente benotigen spezielle Kuhlung fur die flussiger Stickstoff benotigt wird Eine ESO eigene Verflussigungsanlage wurde 2006 dafur von La Silla nach Paranal transportiert nachdem flussiger Stickstoff die Jahre zuvor aus Antofagasta geliefert worden war Telekommunikation d h Telefonie Videoverbindungen und Datenverkehr wurde anfangs uber eine von La Silla nach Paranal verlegte Uplinkstation zu einem Kommunikationssatelliten dann uber eine Mikrowellen Richtfunkstrecke nach Antofagasta bereitgestellt Ein im Jahr 2010 nach Antofagasta verlegtes Glasfaserkabel brachte schliesslich eine Anbindung mit einer Datenrate von 10 Gbit s die fur die Survey Teleskope erforderlich war 1 Personal Bearbeiten Ingenieure und Wissenschaftler werden sowohl national in Chile als auch international rekrutiert meist aus den Mitgliedslandern der ESO Die offizielle Sprache ist Englisch daneben werden auch Spanisch sowie die meisten anderen europaischen Sprachen gesprochen Die auf Paranal Beschaftigten leben entweder in Antofagasta oder in Santiago de Chile und kommen fur Schichten von ein bis zwei Wochen nach Paranal Es gibt taglich einen Transport von Antofagasta nach Paranal und zuruck durch einen gecharterten Bus bei Bedarf fahren zusatzlich observatoriumseigene Gelandewagen Gebaude Bearbeiten Das ESO Hotel mit Garten Schwimmbecken und dem Verdunkelungsvorhang unter der Kuppel Das Mirror Maintenance Building mit zwei Primarspiegelzellen eine mit Schutzuberzug die andere auf einem Luftkissentransporter uber den sie auch in das Teleskop hineingeschoben werden kann Links im Hintergrund das Paranal Plateau rechts im Vordergrund ist ein Teil des Strassentransporters fur die Spiegelzellen zu erkennen Ausser den Teleskopen und dem VLTI Laboratorium die sich auf dem Plateau des Berges befinden gibt es unterhalb des Gipfelbereichs noch ein Kontrollgebaude Alle Teleskope und das VLTI werden von dort aus einem gemeinsamen Kontrollraum gesteuert damit sich nachts niemand im Teleskopbereich aufhalten muss Die Unterkunfte befinden sich in einem 200 m tiefer gelegenen Basislager etwa 5 km von den Teleskopen entfernt Vom ursprunglichen Lager das aus Wohncontainern aufgebaut war werden Teile noch genutzt die meisten Unterkunfte befinden sich nun aber im Ende 2002 fertiggestellten auch Residencia genannten ESO Hotel Das ESO Hotel ist halb in den Berg gebaut und in Beton in rotlicher Farbe gehalten der es optisch mit der Wuste verschmelzen lasst Darin sind Unterkunfte Verwaltung Kantine Entspannungsraume ein kleines Schwimmbecken und zwei Garten die sowohl dem Raumklima des ESO Hotels als auch dem seelischen Wohlbefinden dienen untergebracht Drei weitere feste Gebaude im Basislager dienen als Lager und Sporthalle Warehouse als Wartungshalle fur Teleskope und Instrumente sowie zur regelmassigen Beschichtung der Hauptspiegel der Teleskope mit Aluminium Mirror Maintenance Building MMB und als zusatzliche Buros fur Ingenieure und Techniker Fur Notfalle gibt es eine standig besetzte Unfallstation einen Rettungswagen einen Hubschrauberlandeplatz direkt am Basislager und eine kleine Start und Landebahn am Fuss des Berges Ausserdem unterhalt das Observatorium eine kleine Feuerwehr Die Konstruktion der Gebaude und Teleskope ist so ausgefuhrt dass eine Weiterfuhrung des Betriebes auch nach schweren Erdbeben moglich ist Die Strassen des Observatoriums selbst sind asphaltiert um Staub zu vermeiden der die astronomischen Beobachtungen behindern wurde Neben den Gelandewagen konnen observatoriumsintern daher auch Kleinwagen gefahren werden Astronomische Dunkelheit Bearbeiten Weil das Observatorium nachts dunkel sein muss verfugt das ESO Hotel uber spezielle Verdunkelungssysteme die die Oberlichter uber den Garten und der Kantine mit Hilfe spezieller Vorhange verschliessen Alle anderen Fenster und Turen haben Jalousien aus schwerem Gewebe oder sind nachts durch vorschiebbare Holzblenden verdeckt Wie im Umfeld aller optischen Observatorien darf nachts nur mit Standlicht gefahren werden weswegen die meisten Fahrzeuge in Weiss gehalten sind und phosphoreszierende Begrenzungsaufkleber haben Die Strasse wird durch Begrenzungsleuchten markiert die sich tagsuber durch Solarzellen aufladen Fusswege im Teleskopbereich sind ebenfalls mit weisser Farbe gestrichen und mit phosphoreszierenden Marken versehen Taschenlampen sind besonders bei Neumond unvermeidlich durfen aber im Gipfelbereich nicht in Richtung der Teleskope gerichtet werden Kosten Bearbeiten Die Investitionen des gesamten VLT Projektes beliefen sich uber einen Zeitraum von 15 Jahren auf etwa 500 Millionen Euro Die Summe schliesst Personal und Sachkosten fur Design und Bau des VLT inklusive der ersten Instrumentengeneration und des VLTI sowie die ersten drei Jahre des wissenschaftlichen Betriebs ein Von den einzelnen Instrumenten hat beispielsweise ISAAC ca 2 5 Millionen Euro gekostet UVES 3 5 Millionen Euro Die weitaus komplexeren VLTI Instrumente AMBER und MIDI kosteten jeweils etwa sechs Millionen Euro Einige Instrumente werden komplett von der ESO entwickelt und gebaut haufiger aber in Zusammenarbeit mit auswartigen Instituten In diesem Fall werden die Sachkosten von der ESO getragen die Personalkosten von den jeweiligen Instituten die im Gegenzug garantierte Beobachtungszeit erhalten Der laufende Betrieb aller Einrichtungen in Chile also La Silla Paranal der Verwaltung in Santiago und des beginnenden ALMA Projekts belief sich 2004 auf 30 Millionen Euro die etwa je zur Halfte auf Personal und Betriebskosten entfielen Diese Summe entsprach einem Drittel des gesamten ESO Jahresbudgets fur 2004 von etwa 100 Millionen Euro das neben Chile noch den Betrieb des Hauptinstituts in Europa und Investitionen hauptsachlich fur ALMA beinhaltet Die Kosten des VLT Projekts sind damit einer mittleren bis grossen Weltraummission zum Beispiel der Gaia Raumsonde vergleichbar Bau und Start des Hubble Weltraumteleskops HST haben dagegen zwei Milliarden US Dollar gekostet knapp das Vierfache des VLT Der jahrliche Betrieb des HST ist etwa achtmal so teuer wie der des VLT hauptsachlich wegen der teuren Servicemissionen Die beiden Teleskope des Keck Observatoriums wurden durch eine private Stiftung von etwa 140 Millionen Dollar finanziert die jahrlichen Kosten betragen etwa elf Millionen Dollar Da die Keck Teleskope auf dem bereits bestehenden Mauna Kea Observatorium gebaut wurden fielen dort allerdings geringere Infrastrukturkosten an Very Large Telescope Bearbeiten Antu eines der vier Unit Teleskope Einen Grossenvergleich ermoglichen die drei daneben stehenden Astronomen Aufnahme im Inneren der geoffneten Kuppel eines Unit Teleskops Das Teleskop rechts ist zum Zenith gerichtet Oben der Sekundarspiegel M2 darunter Serruier Tubus links davon am Nasmyth Fokus das Instrument ISAAC Das Very Large Telescope VLT ist ein aus vier Einzelteleskopen bestehendes astronomisches Grossteleskop dessen Spiegel zusammengeschaltet werden konnen Das VLT ist fur Beobachtungen im sichtbaren Licht bis hin zum mittleren Infrarot ausgerichtet Die Teleskope konnen mit Hilfe des VLT Interferometer VLTI zur Interferometrie zusammengeschaltet werden Mit Hilfe der adaptiven Optik ist es an den Teleskopen des Very Large Telescope insbesondere mit dem Instrument NACO gelungen die Auflosung des Hubble Weltraumteleskops HST zu ubertreffen Der Vorteil des HST lag seit Anfang der 1990er Jahre darin dass seine Aufnahmen im Gegensatz zu erdgebundenen Teleskopen durch keine storende Atmosphare zusatzlich verschlechtert werden Mit Hilfe adaptiver Optik konnte diese Beeintrachtigung aber mittlerweile im Wellenlangenbereich des Nah Infrarotlichts nahezu kompensiert werden so dass heutige VLT Aufnahmen im Nah Infraroten 1 bis 5 µm Wellenlange Hubble Bildern mit Auflosungsvermogen von unter 0 1 zum Teil in nichts nachstehen Im sichtbaren Spektralbereich ist das bislang noch nicht moglich da die Korrektur der atmospharischen Storungen mittels adaptiver Optik schneller als es derzeit technisch moglich ist erfolgen musste Mit dem VLTI werden nochmals deutlich hohere Auflosungen im Bereich von Millibogensekunden erreicht Die Optik der Unit Teleskope Bearbeiten Einer der vier Hauptspiegel M1 der Nasmyth Spiegel M3 ist auf dem Turm montiert der in der Mitte aufragt darunter ist das Spiegelbild des Sekundarspiegels M2 zu sehen Die vier grossen Teleskope werden als Unit Telescopes UT bezeichnet Ein Unit Teleskop in seiner Montierung hat eine Grundflache von 22 m 10 m und eine Hohe von 20 m bei einem beweglichen Gewicht von 430 Tonnen Sie sind azimutal montierte im Wesentlichen baugleiche Ritchey Chretien Teleskope die wahlweise als Cassegrain Nasmyth oder Coude Teleskop betrieben werden konnen Sie haben einen Hauptspiegeldurchmesser von jeweils 8 2 m und einen Sekundarspiegel von 1 12 m Damit waren es die grossten aus einem Stuck gefertigten astronomischen Spiegel der Welt bis das Large Binocular Telescope mit 8 4 Meter Spiegeln in Betrieb genommen wurde Noch grossere Teleskope wie zum Beispiel die Keck Teleskope haben segmentierte Spiegel Die Hauptspiegel sind zu dunn um in Form zu bleiben wenn sich das Teleskop bewegt und werden deswegen durch eine aktive Optik mit Hilfe von 150 hydraulischen Stosseln etwa einmal pro Minute in ihrer Form korrigiert Die vier Hauptspiegel des VLT wurden zwischen 1991 und 1993 bei der Mainzer Spezialglasfirma Schott AG in einem eigens fur dieses Projekt entwickelten Schleudergussverfahren hergestellt Nach dem eigentlichen Guss und Erstarren der Glasmasse wurden die Spiegelrohlinge noch einmal thermisch nachbehandelt wodurch sich das Glas in die Glaskeramik Zerodur umwandelt Bei diesem Fertigungsschritt erhalt das Material auch seine aussergewohnliche Eigenschaft der thermischen Null Ausdehnung Nach einer ersten Bearbeitung wurden die Spiegeltrager per Schiff zur franzosischen Firma REOSC transportiert wo die hochprazise zwei Jahre dauernde Oberflachenbearbeitung stattfand Die endgultige Spiegeloberflache hat eine Genauigkeit von 8 5 nm l 70 bei 600 nm 2 Jedes UT hat vier Fokalpunkte an denen Instrumente montiert werden konnen einen Cassegrainfokus und zwei Nasmythfokusse Zusatzlich haben die Teleskope einen Coudefokus uber den Licht in das VLTI eingespeist werden kann Astronomische Spiegel konnen nur sehr eingeschrankt gereinigt werden da fast alle Reinigungstechniken mikroskopische Oberflachenkratzer verursachen die die Abbildungsqualitat verschlechtern Neben einer monatlichen Inspektion bei der lockerer Schmutz vorsichtig abgetupft wird werden die Spiegel des VLT daher alle ein bis zwei Jahre neu verspiegelt Dazu wird die alte Spiegelschicht mit Losungsmitteln entfernt und dann eine neue Spiegelschicht normalerweise Aluminium aufgedampft Die einzelnen UTs wurden in Mapudungun der Sprache der Mapuche Antu Sonne Kueyen Mond Melipal Kreuz des Sudens und Yepun Venus getauft Das erste montierte UT Antu lieferte am 25 Mai 1998 die ersten Bilder mit einer Testkamera der wissenschaftliche Beobachtungsbetrieb begann am 1 April 1999 das vierte UT Yepun begann erste Beobachtungen am 3 September 2000 3 Spiegel eines Unit Teleskops 4 Spiegel Hauptspiegel M1 Fangspiegel M2 Nasmyth Spiegel M3Material Zerodur Beryllium ZerodurDurchmesser 8 20 m 1 116 m 1 242 m 0 866 m elliptischDicke 178 mm 130 mm 140 mmGewicht 23 000 kg 44 kg 105 kgForm konkav konvex planKrummungsradius 28 975 m 4 55 m Optische Daten eines Unit Teleskops 5 Fokus Cassegrain Fokus Nasmyth Fokus Coude FokusBrennweite 108 827 m 120 000 m 378 400 mdas entspricht 0 527 mm 0 582 mm 1 834 mm Offnungsverhaltnis f 13 41 f 15 f 47 3Gesichtsfeld 15 30 1 Instrumente Bearbeiten Das 4LGSF betrieben am Yepun Teleskop zur Erzeugung von vier kunstlichen Leitsternen in 95 km Hohe mittels gelben Laserlichts welches dort vorhandene Natriumatome zum Leuchten anregt Die erste Instrumentengeneration besteht aus zehn wissenschaftlichen Instrumenten Dabei handelt es sich um Kameras und Spektrografen fur verschiedene Spektralbereiche HAWK I war nicht Teil des ursprunglichen Plans fur die erste Generation sondern ersetzte ein entgegen dem ursprunglichen Plan nicht gebautes Instrument NIRMOS Das Design der Instrumente wurde so gewahlt dass sie einem breiten Kreis von Wissenschaftlern die Moglichkeit bieten Daten fur unterschiedlichste Zielsetzungen aufzunehmen Es ist absehbar dass sich Teile der zweiten Instrumentengeneration dagegen auf spezielle und von Astronomen als besonders wichtig angesehene Probleme konzentrieren werden zum Beispiel Gammablitze oder Exoplaneten Zwischen Mai 2003 und Marz 2005 ging angefangen mit Kueyen zusatzlich die von ESO selbst entwickelte adaptive Optik MACAO Multi Application Curvature Adaptive Optics an allen vier Teleskopen in Betrieb Hiermit sind nochmals sehr viel scharfere Bilder bzw Bilder schwacherer Lichtquellen moglich allerdings ist das Gesichtsfeld der MACAO Optik auf 10 beschrankt Die adaptive Optik muss das Seeing mit hoher Frequenz von einigen hundert Hertz korrigieren was fur den schweren Hauptspiegel viel zu schnell ware Daher arbeitet MACAO hinter dem Fokus im kollimierten Teil des Strahlenganges mit einem planen 10 cm Spiegel der auf 60 Piezoelemente montiert ist Prinzipiell kann eine solche adaptive Optik an jedem Fokus verwendet werden in der Praxis nutzt von den VLT Instrumenten derzeit nur SINFONI die MACAO Technik ansonsten dient MACAO hauptsachlich den Beobachtungen mit dem VLT Interferometer Erst zukunftige Instrumente werden verstarkt auf MACAO zuruckgreifen Fur eine adaptive Optik sind relativ helle Leitsterne im Beobachtungsgebiet erforderlich um das Seeing zu bestimmen Um das SINFONI auch bei nichtvorhandenen naturlichen Leitsternen nutzen zu konnen ist das Yepun Teleskop mit einem Laser zur Projektion eines kunstlichen Leitsterns ausgestattet dem Laser Guide Star LGS Dieses Technik wurde im Jahr 2016 um ein System fur 4 Leitsterne erganzt der 4LGSF das mit speziellen adaptiven Optiken GRAAL und GALACSI eine Auflosungsverbesserung auch bei HAWK I und MUSE bringen soll 6 Instrumente am VLTTeleskop Cassegrain Fokus Nasmyth Fokus A Nasmyth Fokus BAntu UT1 FORS2 CRIRES GastfokusDer Focal Reducer and low dispersion Spectrograph 2 ist das Schwesterinstrument des weitgehend baugleichen FORS1 Beide gehorten mit ISAAC und UVES zu den vier ersten Instrumenten in Betrieb Ausserdem ist FORS2 eine Kamera im visuellen Spektralbereich mit grossem Gesichtsfeld von bis zu 6 8 6 8 In diesem Feld konnen statt ein Bild aufzunehmen mehrere Objekte gleichzeitig mit niedriger Auflosung spektroskopiert werden MOS Multi Object Spectroscopy Die MOS Fahigkeit kommt durch auch bei VIMOS eingesetzte Masken zustande in die die Spektroskopie Spalte mit Lasertechnik gefrast werden Seit April 2009 kann auch mit FORS2 Polarisierung gemessen werden da die polarimetrischen Modi von FORS1 ubertragen wurden FORS1 ist seitdem mit FORS2 in einem Instrument zusammengefuhrt 7 Der Cryogenic High Resolution IR Echelle Spectrograph nimmt hochauflosende Spektren im Wellenlangenbereich von 1 bis 5 µm auf Das Instrument wurde 2006 installiert und getestet und ist seit dem 1 April 2007 im Regelbetrieb 7 Er wurde im Jahr 2014 demontiert um an dem Gerat Verbesserungen durchzufuhren und soll dann 2018 wieder in Betrieb genommen werden Der Gastfokus bietet Wissenschaftlern die Moglichkeit eigene und besonders spezialisierte Instrumente an einem Teleskop der 8 Meter Klasse zu verwenden ohne alle Spezifikationen erfullen zu mussen denen ein allgemeines ESO Instrument unterliegt Bisher war dort mit ULTRACAM ein Instrument montiert das innerhalb von Millisekunden Bilder eines kleinen Gesichtsfeldes weniger Bogensekunden machen kann Wissenschaftliches Ziel des ULTRACAMs das bereits an anderen Teleskopen montiert war ist die Aufnahme von Veranderungen kurzester Zeitskalen wie sie zum Beispiel bei Pulsaren und Schwarzen Lochern vorkommen NACO KMOSDie Nasmyth Adaptive Optics System Coude Near Infrared Camera wurde im Jahr 2014 vom UT4 ubernommen Der K band Multi Object Spectrograph ist seit dem Jahr 2013 im wissenschaftlichen Betrieb und wird hauptsachlich zur Beobachtung weit entfernter Galaxien eingesetzt 8 Kueyen UT2 FORS1 FLAMES UVESDas an diesem Fokus montierte Instrument FORS1 ist eine vereinfachte Version des FORS2 und wurde mit diesem im Jahr 2009 zusammengefuhrt und an dessen Stelle and UT1 montiert Der Fibre Large Area Multi Element Spectrograph ist ein Spektrograph der mit Hilfe der Glasfasern bis zu 130 Objekte im Gesichtsfeld gleichzeitig mit mittlerer Auflosung spektroskopieren kann MEDUSA Modus In zwei weiteren Modi IFU und ARGUS sind die Fasern so nahe beieinander gepackt dass raumlich aufgeloste Spektren der Objekte mit einer scheinbaren Grosse von nur wenigen Bogensekunden moglich sind Alternativ konnen acht Fasern das Licht zu UVES fur hochauflosende Spektroskopie leiten Der Ultraviolett and Visual Echelle Spectrograph ist ein hochauflosender Spektrograph mit einem blau und einem rotoptimierten optischen Arm die simultan betrieben werden konnen Der zugangliche Wellenlangenbereich reicht von 0 3 bis 1 1 µm XSHOOTERDas Instrument XSHOOTER ist das erste Instrument der zweiten Instrumentengeneration XSHOOTER ist ein Spektrograph mittlerer Auflosung uber einen weiten Wellenlangenbereich von nahen Ultraviolett bis ins nahe Infrarot von 0 3 bis 2 5 µm in einer einzigen Aufnahme Melipal UT3 VISIR ISAAC VIMOSDer VLT Imager and Spectrometer in the Infra Red fur Bilder und Spektren schwacher Objekte im mittleren Infrarotbereich von 8 bis 13 und 16 5 bis 24 5 µm VISIR ist damit das Instrument am VLT das am weitesten in den Infrarotbereich gehen kann Die Infrared Spectrometer And Array Camera kann im Nahen Infrarotbereich Bilder und Spaltspektren niedriger bis mittlerer Auflosung aufnehmen Dazu hat das Instrument zwei voneinander unabhangige optische Wege Arme die jeweils auf die Wellenlangenbereiche von 1 bis 2 5 und von 3 bis 5 µm optimiert sind Der Visible Multi Object Spectrograph Die Fahigkeiten zur Spektroskopie und zur Bildaufnahme ahneln denen des FORS2 allerdings mit einem vierfach grosseren Gesichtsfeld von insgesamt 4 7 8 MOS Masken werden mit einer Lasermaschine der Mask Manufacturing Unit MMU gestanzt die auch die Masken fur FORS2 herstellt Zusatzlich gibt es noch Faserbundel fur Integral Field Spektroskopie Insgesamt konnen mit VIMOS bis zu 6400 Spektren gleichzeitig aufgenommen werden SPHEREDas Spectro Polarimetric High contrast Exoplanet REsearch ist ein Instrument zur Entdeckung und Untersuchung von Exoplaneten das im Jahr 2014 in Betrieb genommen wurde 9 10 Yepun UT4 SINFONI HAWK I NACODer Spectrograph for Integral Field Observation in the Near Infrared ist ein Nahinfrarot Spektrograf bei 1 bis 2 5 µm Der eigentliche Spektrograph SPIFFI Spectrometer for Infrared Faint Field Imaging nimmt dabei ein Spektrum des gesamten Gesichtsfeldes auf das 8 8 3 3 oder 0 8 0 8 gross sein kann Durch die adaptive Optik im SINFONI Modul konnen Spektren mit hochster raumlicher Auflosung aufgenommen werden Der High Acuity Widefield K band Imager ein Instrument welches den Bedarf nach Bildern mit grossem Gesichtsfeld bei gleichzeitig hoher raumlicher Auflosung im Nahinfrarotbereich von 0 85 bis 2 5 µm deckt HAWK I hatte sein First Light am 1 August 2007 der wissenschaftliche Betrieb startete am 1 April 2008 offiziell am 1 Oktober 2008 7 Eigentlich NAOS CONICA wobei NAOS fur Nasmyth Adaptive Optics System und CONICA fur Coude Near Infrared Camera steht CONICA war ursprunglich fur den Coudefokus vorgesehen NAOS ist ein System zur Bildverbesserung mit adaptiver Optik CONICA eine Infrarotkamera und Spektrograph im Bereich von 1 bis 5 µm Der Unterschied zu ISAAC besteht in der hervorragenden Bildqualitat allerdings bei kleinerem Gesichtsfeld Zusatzlich kann CONICA polarimetrische Messungen aufnehmen und helle Objekte durch Koronographie ausblenden Mit SDI dem Simultaneous Differential Imager in NACO konnen vier Bilder in vier leicht unterschiedlichen Wellenlangenbereichen gleichzeitig aufgenommen werden Diese Bilder konnen so miteinander verrechnet werden dass die Differenzen auch den Nachweis sehr lichtschwacher Objekte in Gegenwart eines helleren ermoglichen MUSEDer Multi Unit Spectroscopic Explorer kombiniert einen weiten Beobachtungswinkel mit einem hohen Auflosungsvermogen durch adaptive Optik und deckt einen weiten Spektralbereich ab 11 Instrumente der zweiten Generation sind in der Entwicklung ESPRESSO Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations fur die Suche nach felsigen extra solaren Planeten in der habitablen Zone 12 VLT Interferometer Bearbeiten Luftaufnahme des Paranalplateaus In der Bildmitte das Gebaude des VLTI Labors daruber die vier Unit Telescopes UT darunter zwei Auxiliary Telescopes AT sowie das rechtwinklige Schienensystem uber das die ATs verfahren werden konnen An den uber das Schienensystem erreichbaren runden Stationen konnen die ATs an das VLTI angeschlossen werden Verzogerungsleitungen des VLTI realisiert durch auf Schienen verfahrbare Retroreflektoren Interferometrische Aufnahme mittels PIONIER und RAPID einer Staubscheibe um ein 4000 Lichtjahre entferntes Doppelsternsystem IRAS 08544 4431 die Seitenlange des Bildes entspricht 0 6 Bogensekunden Die Coudefokusse aller Teleskope konnen entweder inkoharent oder koharent kombiniert werden Der gemeinsame inkoharente Fokus liegt in einem unterirdischen Sammelraum und wird derzeit nicht benutzt Der koharente Fokus befindet sich in einem daneben liegenden Labor und wird durch ein spezielles optisches System gespeist das VLT Interferometer VLTI Damit wird durch Interferometrie aquivalent zu einem radioastronomischen Interferometer ein weit besseres Auflosungsvermogen erreicht als mit nur einem Teleskop Hauptbestandteil des Systems sind sechs in der Lange veranderliche optische Verzogerungsleitungen 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 steht Da sich diese Langendifferenz durch die scheinbare Bewegung des Objekts am Himmel andert mussen die Verzogerungsleitungen uber eine Differenz von bis zu 60 m variabel sein mit einer Prazision von deutlich besser als einem Viertel der Wellenlange siehe unten Die Stabilitat der Wellenfront ist ebenfalls von kritischer Bedeutung daher stabilisiert das adaptive Optiksystem MACAO die Strahlengange der UTs im Coudefokus bevor das Licht zu den Verzogerungsleitungen geleitet wird Neben den UTs konnen vier kleinere ausschliesslich fur das Interferometer bestimmte Teleskope eingesetzt werden die sogenannten Auxiliary Teleskope Hilfsteleskope ATs mit einem 1 8 Meter durchmessendem Zerodur Hauptspiegel Sie wurden in den Jahren 2004 bis 2006 installiert Aufgrund des kleineren Hauptspiegels genugt bei diesen zur Bildstabilisierung bei gutem Seeing eine einfache Tip Tilt Korrektur STRAP Um sie daruber hinaus einsetzen zu konnen wird das ab den Jahren 2016 2017 verfugbare einfache adaptive Optik System NAOMI genutzt Die markanteste Eigenschaft der ATs ist dass sie bewegt und auf insgesamt 30 Stationen installiert und so fur Interferenzmessungen mit bis zu 200 m Abstand verwendet werden konnen 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 konnen liegt darin dass das Auflosungsvermogen wesentlich vom Abstand der Teleskope bestimmt wird die Leistungsfahigkeit beim Messen lichtschwacher Objekte aber vom Teleskopdurchmesser Fur viele wissenschaftliche Fragestellungen sind die Objekte hell genug um sie alleine mit den ATs zu messen Die UTs konnen dann fur andere Forschungsprogramme verwendet werden Nur fur die Interferometrie schwacher Objekte sind die UTs notwendig Das VLTI sah sein First Light am 17 Marz 2001 Damals waren zwei 40 cm Siderostate und ein Testinstrument installiert Seither wurden zwei wissenschaftliche Instrumente und zahlreiche Unterstutzungssysteme in das System integriert Der wissenschaftliche Betrieb wurde im September 2003 mit dem ersten Instrument dem MIDI aufgenommen MIDI bedeutet MID infrared Interferometric instrument Es arbeitet bei Wellenlangen um 10 µm und kann das Licht zweier Teleskope kombinieren Die Zielsetzung des MIDI ist weniger das Erzeugen von Bildern mit hoher Auflosung als die Bestimmung der scheinbaren Grosse und einfacher Strukturen der beobachteten Objekte Die Aufnahme von Bildern ist prinzipiell mit dem zweiten Instrument AMBER moglich AMBER ist der Astronomical Multiple BEam Recombiner AMBER vereint die Strahlengange von zwei bis drei Teleskopen Das Gerat arbeitet im nahen Infrarotbereich zwischen 1 und 2 µm Allerdings wird auch dieses Instrument zunachst fur Aufgaben wie die raumlich hochstaufgeloste Spektroskopie genutzt werden Ein dediziert fur hochstauflosende Bilder spezialisierter Interferometer befindet sich seit Oktober 2010 am Besucher Fokus des VLTI der fur kurze Instrumentenprojekte gedacht ist Das Precision Integrated Optics Near infrared Imaging ExpeRiment PIONIER wurde von der Universitat Grenoble gebaut und installiert und hat seit der Inbetriebnahme unter anderem Bilder von Mehrfachsternsystemen erstellt 13 14 GRAVITY seit Anfang 2016 im Betrieb 15 misst mithilfe einer prazisen Laser Metrologie astrometrische Abstande mit einer Genauigkeit von etwa 10 µas Mikrobogensekunden und kann auch hochauflosende Bilder im Nahinfrarotbereich aufnehmen 16 MATISSE das Anfang Marz 2018 sein erstes Licht gesehen hat erstellt Bilder und Spektren im thermischen Infrarot und wird MIDI ablosen 17 18 Beide neuen Gerate konnen routinemassig alle vier Grossteleskope miteinander verbinden Die gleichzeitige Kombination aller acht Teleskope also der vier UTs und vier ATs ist theoretisch moglich Tatsachlich wird die Anzahl der gleichzeitig nutzbaren Teleskope aber durch zwei Faktoren begrenzt Erstens sind von den acht geplanten Verzogerungsleitungen derzeit nur sechs realisiert zweitens konnen die bestehenden Instrumente hochstens vier Strahlengange gleichzeitig kombinieren Surveyteleskope Bearbeiten Das VST mit geoffneter Kuppel und geoffnetem Verschluss des 2 6 Meter durchmessenden Spiegels VST Bearbeiten Das VLT Survey Telescope ist ein 2 6 Meter Ritchey Chretien Cassegrain Teleskop mit einer Offnungsverhaltnis von f 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 1 fur Bilder im Wellenlangenbereich von 0 33 bis 1 µm Im Jahr 2001 zerbrach der fertiggestellte Hauptspiegel auf dem Seetransport nach Chile im Juni 2011 wurden erste Bilder veroffentlicht 19 Das VST wird zu 100 Prozent im Service Mode genutzt siehe unter Ablauf der Beobachtungen Das Teleskop VISTA mit einem 4 Meter durchmessenden Hauptspiegel VISTA Bearbeiten Das Visible amp Infrared Survey Telescope for Astronomy ist ein 4 Meter Teleskop ebenfalls zur Himmelsdurchmusterung aber im infraroten Bereich von 1 bis 2 5 µm Sein Gesichtsfeld betragt ebenfalls ein Quadratgrad Es befindet sich nicht auf dem Hauptgipfel des Cerro Paranal sondern auf einem etwa 1 km entfernten Seitengipfel wird aber ebenfalls vom VLT Kontrollgebaude aus gesteuert Am 21 Juni 2008 wurde die erste Test Beobachtung mit IR Kamerasystem erfolgreich durchgefuhrt 20 Da der VISTA Hauptspiegel vom selben Hersteller wie der VST Hauptspiegel gefertigt wird hat sich die dortige Verzogerung auch auf dieses Projekt ausgewirkt VISTA war ursprunglich ein nationales britisches Projekt aber mit dem Beitritt Grossbritanniens zur ESO und der Entscheidung VISTA auf Paranal zu bauen haben Astronomen weltweit Zugang zu diesem Teleskop erhalten NGTS Bearbeiten Gebaude des NGTS die VLTs links und VISTA rechts im Hintergrund Die Next Generation Transit Survey ist eine Einrichtung zur Himmelsdurchmusterung mit dem Ziel Exoplaneten mit einem zwei bis achtfachen Erddurchmesser durch die Transitmethode also anhand scheinbarer Helligkeitsveranderungen des Zentralstern beim Vorbeiziehen des Planeten zu entdecken 21 Die Aufnahme im Inneren des Gebaudes zeigt einige der zwolf automatisch arbeitenden Teleskope Die Einrichtung besteht dazu aus 12 automatisch arbeitenden Teleskopen mit einem Spiegeldurchmesser von 20 cm die jeweils eine Himmelsregion mit einem Durchmesser von etwas mehr als 3 zusammen somit 96 Quadratgrad erfassen konnen Die Teleskope sind handelsubliche Astrografen 22 mit einer verbesserten Streulichtblende die das grosse Bildfeld durch einen hyperbolischen Spiegel gefolgt von einem dreilinsigen Korrektor erreichen Daran ist eine im Wellenlangenbereich von 600 900 nm empfindliche CCD Kamera angeschlossen die eine Auflosung von 4 Millionen Bildpunkten hat 21 Wenngleich der Schwerpunkt auf kleineren Planeten liegt basiert NGTS auf dem Konzept von SuperWASP sowie den Erfahrungen daraus Ein 2015 beginnendes vierjahriges Beobachtungsprogramm umfasst jedes Jahr vier Himmelsregionen der oben genannten Grosse wobei die entdeckten Exoplaneten in Folge mit den verschiedenen Instrumenten der Unit Teleskope des Observatoriums weiter untersucht werden 21 Die vier Kuppeln der SPECULOOS Teleskope neben dem NGTS Im Hintergrund das VISTA rechts und der Paranal Gipfel SPECULOOS Bearbeiten Das SPECULOOS SSO Search for habitable Planets EClipsing ULtra cOOl Stars Southern Observatory 23 ist ein zum SPECULOOS Forschungsprojekt gehorendes Ensemble von 4 Spiegelteleskopen um zusammen mit einem ahnlichen mit Stand Ende 2018 im Aufbau befindlichen Ensemble auf der Nordhalbkugel Teide Teneriffa 24 erdahnliche Exoplaneten in der Nahe kuhler Sterne der Spektralklasse M7 bis hin zu Braunen Zwergen zu entdecken es baut auf der Erfahrung mit TRAPPIST auf Der wissenschaftliche Betrieb beginnt im Januar 2019 Die Teleskope sind ferngesteuert folgen dem Ritchey Chretien Design mit einem 1 Meter durchmessenden Primarspiegel und haben Kameras mit hoher Empfindlichkeit im nahen Infrarot Benannt wurden die Teleskope nach vier grossen Jupitermonden Io Europa Ganymede und Callisto 25 Beobachten am Paranal Observatorium BearbeitenBeobachtungszeit kann zweimal im Jahr fur das ubernachste Semester beantragt werden Je nach Teleskop wird zwei bis funfmal so viel Zeit beantragt wie tatsachlich vergeben werden kann Die Vorschlage werden durch ein beratendes Gremium nach wissenschaftlicher Qualitat und Dringlichkeit gewichtet Nach der Bewilligung legt der Astronom noch zuhause den detaillierten Ablauf der Beobachtungen in sogenannten Observing Blocks OBs fest Entweder werden nur diese OBs zusammen mit den gewunschten Beobachtungsbedingungen zur Ausfuhrung nach Paranal geschickt zur Service Mode Beobachtung oder der Astronom reist selbst zu Visitor Mode Beobachtungen nach Chile Ablauf der Beobachtungen Bearbeiten Die fur die bevorstehende Nacht geoffneten Teleskope auf dem Paranal Plateau 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 ausgefuhrt werden konnen und fuhrt die Beobachtungen zusammen mit dem TIO durch der fur 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 Fur die grosstenteils aus den ESO Mitgliedslandern stammenden auf Paranal tatigen Astronomen bestimmt auf der anderen Seite nicht die eigene wissenschaftliche Arbeit sondern vielmehr das Abspulen von Serviceprogrammen den Arbeitsalltag 26 Kontrollraum des Observatoriums im Kontrollgebaude Im Visitor Mode kommt dem Besucher die Aufgabe zu kritische Entscheidungen uber die OBs zu treffen die im Vorfeld nicht abschatzbar waren also zum Beispiel wenn stark veranderliche Objekte beobachtet werden sollen Als Nachteil hat der Besucher dagegen keinen Einfluss auf die Wetterbedingungen unter denen sein Programm durchgefuhrt wird da die Beobachtungstermine fur den Visitor Mode etwa ein halbes Jahr zuvor festgelegt werden Tagsuber betreut ein Daytime Astronomer typischerweise je zwei Teleskope Er fuhrt Kalibrierungen fur die Beobachtungen der letzten Nacht durch kummert sich um die Losung eventuell in der Nacht aufgetretener Probleme und bereitet das Teleskop auf die nachste Nacht vor Uberwachung der Beobachtungsbedingungen Bearbeiten Das DIMM Teleskop befindet sich auf einem Turm um nicht durch bodennahe Luftturbulenzen beeintrachtigt zu werden Um nicht nur subjektive Eindrucke der Beobachtungsbedingungen durch die jeweils an den Teleskopen arbeitenden Ingenieure und Astronomen zu haben wurde ein System zum Astronomical Site Monitoring eingerichtet das die Daten automatisch aufnimmt und archiviert Neben zahlreichen Sensoren zur Messung der meteorologischen Bedingungen wie Luft und Bodentemperatur Luftfeuchtigkeit Windgeschwindigkeit und richtung sowie Staubteilchendichte werden auch speziell astronomische Kenngrossen gemessen Das Seeing wird durch ein kleines 35 cm Spezialteleskop das DIMM gemessen das die ganze Nacht uber etwa alle zwei Minuten eine Messung der Bildqualitat durchfuhrt Statt ein einfaches Bild zu machen und die Grosse des abgebildeten Sterns zu messen vergleicht es die Wellenfront zweier etwa 20 cm voneinander entfernter Sub Aperturen mit je 4 cm Durchmesser Dies hat den Vorteil neben dem Seeing auch andere besonders fur die Interferometrie interessante Eigenschaften uber die derzeitige Turbulenz in der Atmosphare zu messen Die Transparenz der Atmosphare wird anhand desselben Bildes gemessen nur dass statt der Bildgrosse der einfallende Fluss des Sterns gemessen und mit Tabellenwerten fur eine klare Atmosphare verglichen wird Ein zweites Instrument das MASCOT Mini All Sky Cloud Observation Tool macht durch ein Fischaugenobjektiv Aufnahmen des gesamten Himmels und ermoglicht eine Abschatzung der Bewolkung Zusatzlich bearbeitet ESO die aktuellen Satellitendaten um die Beobachter an den Teleskopen mit Informationen uber die zu erwartenden Beobachtungsbedingungen zu versorgen Wissenschaftliche Ergebnisse BearbeitenSeit dem Beginn des wissenschaftlichen Betriebs des VLT am 1 April 1999 wurden bis 2005 uber 1000 Artikel in anerkannten Fachzeitschriften veroffentlicht die auf Daten vom Paranal Observatorium basieren Zu den wichtigsten Ergebnissen zahlen Die ersten direkten Bilder eines Exoplaneten wurden mit dem VLT gemacht Zwar ist nicht ganz sicher ob diese Ehre GQ Lupi b oder dem Planeten 2M1207b gebuhrt aber beide Bilder stammen von NACO 27 28 29 Die Deep Impact Mission wurde von allen ESO Teleskopen aus beobachtet Neben Bildern wurden mit Spektrographie auch neue Ergebnisse zur chemischen Zusammensetzung des Kometen Tempel 1 gewonnen 30 31 Mit ISAAC konnte die Distanz zur Galaxie NGC 300 genauer als zu jeder anderen Galaxie ausserhalb der unmittelbaren Nachbarschaft der Milchstrasse bestimmt werden Derartige Entfernungsbestimmungen mit Hilfe der Cepheiden bilden eine wichtige Grundlage kosmischer Entfernungsmessungen 32 Der lichtschwache Begleiter des AB Doradus wurde mit NACO SDI erstmals direkt abgebildet wodurch seine Masse mit Hilfe der Keplerschen Gesetze bestimmt werden konnte Dieser Braune Zwerg ist doppelt so schwer wie theoretisch erwartet was vermutlich Anderungen an der Theorie des inneren Aufbaus der Sterne und der Haufigkeit an Planeten und braunen Zwergen erfordert 28 Durch Zufall kreuzte ein heller Meteor das Gesichtsfeld des FORS 1 als gerade Spektren aufgenommen wurden Es ist das erste genau kalibrierte Spektrum einer solchen Leuchterscheinung 33 FORS 2 und ISAAC halten gemeinsam den Rekord fur den am weitesten entfernten Gammablitz bei z 6 3 34 Mit dem VLTI kann nicht nur der Durchmesser sondern die Form der Sterne bestimmt werden Wahrend Eta Carinae durch seinen starken Sternwind uber den Polen in die Lange gezogen scheint ist Achernar durch seine schnelle Rotation bis an die Grenze des theoretisch Moglichen abgeplattet 35 36 Erstmals wurde mit dem VLTI ein extragalaktisches Objekt im mittleren infraroten Bereich bei 10 mm interferometrisch aufgelost der aktive Kern der Galaxie NGC 1068 Diese Seyfert Galaxie beherbergt ein Schwarzes Loch von etwa 100 Millionen Sonnenmassen 37 Anhand einer Sternbedeckung durch den Plutomond Charon am 11 Juli 2005 wurde mit dem VLT erstmals dessen genauer Durchmesser zu 1207 2 km bestimmt Auch die Temperatur konnte mit 230 C gemessen werden was etwa 10 K kalter als bisher angenommen ist 38 Mit Hilfe des neuen NACO SDI NACO Simultaneous Differential Imager am VLT wurden Anfang 2006 ein Brauner Zwerg und ein Begleiter entdeckt die nur 12 7 Lichtjahre von der Erde entfernt sind 39 Durch Beobachtungen des Braunen Zwerges 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 hat 40 Mit dem VLTI gelang es den Stern Theta 1 Ori C im Trapez also dem Zentralbereich des Orionnebels als Doppelstern aufzulosen und den Orbit zwischen Januar 2007 und Marz 2008 zu verfolgen Durch verschiedene Zusammenschaltungen dreier Teleskope wurde bei einer verwendeten Basislange von 130 m mit VLTI AMBER im Nahinfrarot H und K band 1 6 bzw 2 2 mm ein Auflosungsvermogen von 2 mas erreicht 41 Siehe auch BearbeitenLa Silla Observatorium Cerro Tololo Inter American Observatory European Extremely Large TelescopeLiteratur BearbeitenThe ESO Messenger Eigenverlag Munchen 1974 ff ISSN 0722 6691Ausgabe 92 Juni 1998 VLT First Light PDF 1 1 MB Ausgabe 93 September 1998 VLT Science Verification PDF 1 5 MB Ausgabe 104 Juni 2001 VLTI First Fringes PDF 2 7 MB Ausgabe 120 Juni 2005 The VLT Survey Telescope PDF 8 1 MB dd G Monnet Overview of the VLT instrumentation In Sandro D Odorico Hrsg Optical Astronomical Instrumentation Band 3355 Nr 2 Bellingham Washington 1998 ISBN 0 8194 2802 7 doi 10 1117 12 316742 bibcode 1998SPIE 3355 2M A Glindemann The VLTI and Its Subsystems In H Lacoste Hrsg Proceedings of GENIE DARWIN Workshop Hunting for Planets SP 522 Noordwijk 2003 ISBN 92 9092 832 8 bibcode 2003ESASP 522E 5G W Brandner M E Kasper Hrsg Science with Adaptive Optics Proceedings of the ESO Workshop held at Garching Germany Springer 2005 ISBN 3 540 25034 4 doi 10 1007 b80350 bibcode 2005sao conf B Weblinks Bearbeiten Commons Paranal Observatorium Sammlung von Bildern Videos und Audiodateien Bilder von und mit dem VLT Memento vom 1 Dezember 2008 im Internet Archive und die ESO Presseveroffentlichungen besonders die VLT Galerie Memento vom 9 Januar 2009 im Internet Archive englisch VISTA nimmt Arbeit auf Raumfahrer net VLT Survey Telescope liefert erstes Bild Raumfahrer net VISTA enthullt 96 Offene Sternhaufen Raumfahrer netEinzelnachweise Bearbeiten EVALSO A New High speed Data Link to Chilean Observatories 4 November 2010 ESO Press Release 19 99 REOSC Delivers the Best Astronomical Mirror in the World to ESO 14 Dezember 1999 Abgerufen am 17 April 2012 First Light for YEPUN ESO The Very Large Telescope Memento vom 27 Mai 2005 im Internet Archive ESO The Very Large Telescope Memento vom 27 Mai 2005 im Internet Archive Das leistungsstarkste Laserleitstern System der Welt sieht erstes Licht am Paranal Observatorium a b c Paranal News Auf eso org abgerufen am 16 Juli 2010 eso org eso org Erstes Licht fur die Exoplanetenkamera SPHERE eso org abgerufen am 5 Juni 2014 eso org espresso astro up pt Memento vom 17 Oktober 2010 im Internet Archive PIONIER Website ESO Press Release 1148 Vampire Star Reveals its Secrets 7 Dezember 2011 eso org GRAVITY eso org MATISSE eso org Das MATISSE Instrument sieht sein erstes Licht am Very Large Telescope Interferometer der ESO eso org 5 Marz 2018 First Light des VST VISTA Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy a b c Neue Teleskope zur Jagd nach Exoplaneten auf dem Paranal ASA Astrograph H f 2 8 SPECULOOS Universitat Luttich abgerufen am 30 Dezember 2018 franzosisch L Observatoire SPECULOOS North Universitat Luttich abgerufen am 30 Dezember 2018 franzosisch First Light fur SPECULOOS Europaische Sudsternwarte 5 Dezember 2018 abgerufen am 30 Dezember 2018 Peter Prantner Galileo hatte es geliebt Europas Astronomie Flaggschiff in Chile In orf at 29 November 2012 abgerufen am 3 April 2013 ESO Press Release 23 04 Is This Speck of Light an Exoplanet 10 September 2004 a b ESO 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Stefan Kraus et al Tracing the young massive high eccentricity binary system 81Orionis C through periastron passage In Astronomy amp Astrophysics Band 497 Januar 2009 S 195 207 doi 10 1051 0004 6361 200810368 aanda org PDF abgerufen am 4 April 2009 24 627222222222 70 404166666667 Koordinaten 24 37 38 S 70 24 15 W Dieser Artikel wurde am 27 Marz 2006 in dieser Version in die Liste der exzellenten Artikel aufgenommen Abgerufen von https de wikipedia org w index php title Paranal Observatorium amp oldid 218734751 Very Large Telescope, wikipedia, wiki, deutsches, deutschland,

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