Very Large Telescope

I quattro telescopi che compongono il VLT poco dopo il tramonto, pronti ad iniziare le osservazioni.

Il telescopio UT1 Antu.

Il Very Large Telescope Project (VLT, letteralmente Telescopio Molto Grande) è un sistema di quattro telescopi ottici separati, affiancati da vari strumenti minori. Ognuno dei quattro strumenti principali è un telescopio riflettore con uno specchio primario di 8,2 metri. Il progetto VLT, costato circa 500 milioni di dollari, fa parte dell'European Southern Observatory (ESO), la maggiore organizzazione astronomica europea.

Il VLT si trova all'Osservatorio del Paranal sul Cerro Paranal, una montagna alta 2.635 metri nel deserto di Atacama, nel Cile settentrionale. Come per la maggior parte degli Osservatori mondiali, il posto è stato scelto per la sua secchezza (sul Paranal non è mai piovuto a memoria d'uomo), l'abbondanza di notti serene, la quota elevata e la lontananza da fonti di inquinamento luminoso.

Il primo dei quattro telescopi (UT1-Antu) cominciò ad essere operativo nel maggio 1998.

Informazioni generali

La struttura di uno dei quattro telescopi che compongono il VLT.

Il VLT consiste di un gruppo di quattro grandi telescopi (chiamati UT, da Unit Telescope), e di un interferometro (VLTI) che è usato per le osservazioni con risoluzione più alta. I singoli telescopi sono stati chiamati con i nomi di alcuni oggetti astronomici nella lingua Mapuche locale: Antu (il Sole), Kueyen (la Luna), Melipal (la Croce del Sud), e Yepun (Venere). L'interferometro include inoltre una serie di quattro telescopi ausiliari (AT) mobili di 1,8 metri di diametro.

Il VLT può operare in tre modi:

• come quattro telescopi indipendenti (corrispondente alla modalità principale)
• come un unico strumento non-coerente, che raccoglie quattro volte la luce di uno dei singoli telescopi
• come un unico strumento coerente in modo interferometrico, per un'altissima risoluzione.

Nella modalità a quattro telescopi, ognuno di essi è tra i telescopi più grandi del mondo e i quattro, dopo qualche perplessità iniziale sulla qualità del sito dovuto allo scarso seeing delle notti iniziali, operano già dal 2002 con grande soddisfazione da parte dell'ESO. Il grande specchio da 8,2 metri è spesso solo 18 cm, ed è quindi troppo sottile per mantenere la propria forma da solo. A tale scopo ogni specchio è sorretto da 150 pistoncini, che aggiustano la forma dello specchio ogni volta che il telescopio viene mosso in una nuova direzione. Tali dispositivi fanno parte della cosiddetta ottica attiva e, al fine di eliminare la già poca aberrazione introdotta dall'atmosfera sopra il Cerro Paranal, tale sistema viene sfruttato anche dall'ottica adattiva chiamata MAD.

L'ottica adattiva utilizzata da questi telescopi è di nuova generazione; le comuni ottiche adattive sono in grado di correggere solo una piccola porzione di cielo visibile, tipicamente 15 secondi d'arco. Il sistema MAD è in grado invece di gestire una regione di cielo molto più ampia. In questa modalità e con un'esposizione di un'ora, ciascun telescopio è in grado di fotografare oggetti della trentesima magnitudine.

Panoramica a 360° del cielo notturno sopra il Cerro Paranal. L'arco di luce è la Via Lattea. (Foto ad alta risoluzione).

Nella modalità interferometrica (utilizzata per il 20% circa del tempo di osservazione), la luce raccolta viene inviata in un laboratorio centrale e fusa insieme appunto con tecniche interferometriche. In tale modalità di funzionamento i quattro telescopi forniscono la stessa capacità di raccolta di luce di un singolo specchio di 16 metri di diametro, rendendoli lo strumento ottico più grande del mondo. La risoluzione è invece pari ad uno specchio che abbia un diametro pari alla distanza tra i telescopi (circa 100 metri). Il VLTI ha come obbiettivo una risoluzione angolare di 0,001 arcosecondi ad una lunghezza d'onda di 1 µm, nel vicino infrarosso. È un angolo di 0,000000005 radianti, equivalente a risolvere un oggetto grande 2 metri alla distanza che separa la Terra dalla Luna. Tra le altre cose, il VLTI dovrebbe facilmente risolvere i moduli lunari (grandi 5 metri) lasciati sulla Luna dalle missioni Apollo, e un gruppo di scienziati europei si propone appunto di eseguire tale osservazione.

Sebbene fosse usata da lungo tempo in radioastronomia, l'avvento dell'interferometria in astronomia ottica ha dovuto attendere due sviluppi recenti. Il primo è quello di sistemi laser capaci di misurare distanze infinitesime, con la precisione necessaria ad allineare e fondere le più brevi lunghezze d'onda della luce visibile. Il secondo progresso sono le nuove ottiche adattative (nel caso del VLT, un piccolo specchio ausiliario aggiustato finemente 100 volte al secondo) in grado di compensare la distorsione atmosferica in modo che l'interferometro non si limiti a ottenere una migliore immagine di una stella sfocata.

Dettagli tecnici

Strumenti

Uno schema che mostra la distribuzione dei telescopi e degli strumenti di cui ciascuno di essi è dotato.

I telescopi del VLT sono equipaggiati con una grande serie di strumenti che permettono osservazioni dall'ultravioletto profondo (300 nm) all'infrarosso medio (24 µm), cioè una frazione piuttosto grande delle lunghezze d'onda luminose che sono accessibili dalla superficie terrestre, con tutto l'apparato tecnologico che include spettroscopia ad alta risoluzione, spettroscopia multi-oggetti, fotografie e fotografie ad alta risoluzione. In particolare il VLT ha diversi sistemi di ottica adattativa, che a lunghezze d'onda infrarossa corregge gli effetti della turbolenza atmosferica, dando come risultato immagini nitide quasi come quelle del telescopio spaziale Hubble; la risoluzione spettroscopica è molte volte migliore di quella di Hubble. Il VLT è famoso per il suo alto livello di efficienza osservativa e per la sua automazione.

Strumenti al VLT

Telescopio	Fuoco Cassegrain	Fuoco Nasmyth A	Fuoco Nasmyth B
Antu (UT1)	FORS 2	CRIRES	Fuoco per strumenti ospiti
Kueyen (UT2)	X-Shooter	FLAMES	UVES
Melipal (UT3)	VISIR	ISAAC	VIMOS
Yepun (UT4)	SINFONI	HAWK-I	NACO

• FORS 2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph) è una macchina fotografica per la luce visibile e uno spettrografo multi-oggetto con un campo di vista di 6,8 minuti d'arco. (FORS1 era identico a FORS2 ma è stato rimosso dal telescopio nell'aprile del 2009)
• ISAAC (Infrared Spectrometer And Array Camera) è una macchina fotografica per l'infrarosso e uno spettrografo. 
• UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) è uno spettrografo per l'ultravioletto e per la luce visibile. 
• FLAMES (Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph) è uno strumento multi-fibre collegato a UVES e GIRAFFE, che permette lo studio simultaneo di centinaia di stelle in galassie vicine con una risoluzione spettrale modesta nella luce visibile. 
• NACO (NAOS-CONICA, NAOS significa Nasmyth Adaptive Optics System e CONICA significa COude Near Infrared CAmera) è uno strumento che usa l'ottica adattativa. Esso  produce immagini infrarosse nitide come quelle riprese dallo spazio e include capacità spettroscopica, polarimetrica e coronografica. 
• VISIR (VLT spettrografo e macchina fotografica per il medio Infrarosso) fornisce immagini e spettroscopia limitati solo dalla diffrazione in varie risoluzioni nelle finestre atmosferiche del medio infrarosso attorno ai 10 e 20 micrometri. 
• SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) è uno spettrografo a integrale di campo con risoluzione media che funziona nel medio infrarosso (1 - 2,5 micrometri) e che è collegato al telescopio con un modulo ad ottica adattiva. 
• CRIRES (CRyogenic InfraRed Echelle Spectrograph) è assistito dall'ottica adattiva e fornisce un potere di risoluzione fino a R=100 000 nell'intervallo infrarosso che va da 1 fino a 5 micrometri. 
• HAWK-I (High Acuity Wide field K-band Imager) è una macchina fotografica per l'infrarosso vicino con un campo di vista relativamente grande. 
• VIMOS (VIsible Multi-Object Spectrograph) produce immagini visibili e spettri fino a 1000 galassie per volta in un campo di vista di 14 × 14 minuti d'arco. 
• X-Shooter, il primo strumento di seconda generazione, è un spettrometro a banda larga (dall'UV fino al vicino infrarosso) che è stato concepito per esplorare le proprietà di sorgenti rare, strane o non identificate. 
• PIONIER, an instrument to combine the light of all 8-metre telescopes, allowing to pick up details about 16 times finer than can be seen with one UT.
• PRIMA (Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry) è lo strumento del VLTI per l'interferometria usando gli AT o gli UT. Permette agli astronomi di osservare deboli oggetti ad alta risoluzione.
• Il fuoco per strumenti ospiti è disponibile per strumenti come ULTRACAM o DAZZLE.

Sono inoltre in fase di sviluppo diversi strumenti di seconda generazione: 

• KMOS, uno spettrografo criogenico, infrarosso e multi-oggetto inteso primariamente per lo studio di galassie distanti.
• MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), un enorme spettrografo 3D, fornirà spettri completi nel visibile di tutti gli oggetti contenuti in volumi cilindrici fini che attraversano l'universo 
• SPHERE è un sistema con ottica adattiva a forte contrasto dedicato alla scoperta e allo studio di esopianeti.
• SAXO (SPHERE extreme AO system), uno strumento che combina un sistema di ottica adattativa estrema, vari coronografi e una serie di strumenti focali che permettono immagini, spettroscopia a integrale di campo e polarimetria nella luce visibile e infrarossa.
• ESPRESSO (Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanet- and Stable Spectroscopic Observations), uno spettrografo echelle ad alta risoluzione con fibre in luce visibile per la ricerca di pianeti extra-solari rocciosi nella zona abitabile.

Interferometria e il VLT

Il campo base a Paranal e il VLT in cima a Cerro Paranal sulla sinistra

All'interno della Residencia di Paranal

Nel modo interferometrico la luce che arriva dai telescopi è riflessa dagli specchi verso un laboratorio centrale  che combina tutti i raggi luminosi attraverso apposite gallerie. Il VLTI raggiunge una risoluzione angolare  effettiva di 0,002 secondi d'arco ad una lunghezza d'onda di 2 micrometri. Questa risoluzione è paragonabile a quella ottenuta con  altri sistemi come il Navy Prototype Optical Interferometer e il CHARA array. Usando i grandi telescopi, gli oggetti più deboli  che può osservare il VLTI sono di magnitudine 7 nell'infrarosso vicino per osservazioni a banda larga[5] come tanti altri  interferometri che operano nel vicino infrarosso / ottico senza monitoraggio delle frange2. A lunghezze d'onda più difficili, come il  medio infrarosso, il VLTI può raggiungere una magnitudine di 4,5, notevolmente più debole dell'Infrared Spatial Interferometer.   Quando il monitoraggio delle frange sarà introdotto la magnitudine limite migliorerà probabilmente di un fattore 1000 almeno,  raggiungendo la magnitudine 14. Questo risultato è simile a quello che ci si aspetta per altri interferometri con monitoraggio delle frange.  Nel modo spettroscopico il VLTI può raggiungere adesso una magnitudine limite di 1,5. Il VLTI può lavorare in modo  pienamente autonomo, rendendo le osservazioni interferometriche molto semplici da preparare ed eseguire. Il VLTI è diventato il  primo strumento al mondo che offre a tutti gli utenti della comunità astronomica osservazioni interferometriche  ottiche ed infrarosse.[6]

A causa dei tanti specchi coinvolti nel sistema del VLTI, circa il 99 per cento della luce è persa prima che essa possa  raggiungere i sensori.[citation needed] Inoltre la tecnica interferometrica è tale da essere efficiente solo per oggetti che  sono abbastanza piccoli in modo che tutta la loro luce sia concentrata. Per esempio un oggetto con una luminosità  superficiale (http://it.wikipedia.org/wiki/Luminosità_superficiale) bassa (come quella della Luna) non può essere  osservato, perché la luce è troppo diluita. Solo bersagli a temperature di 1000°C hanno una luminosità  superficiale sufficientemente alta per essere osservati nel medio infrarosso, mentre varie migliaia di gradi Celsius sono necessarie per le osservazioni nel medio infrarosso con il VLTI. Ciò include la maggior parte delle stelle  nella vicinanza del Sole e molti oggetti extragalattici come le galassie attive brillanti (http://it.wikipedia.org/wiki/Galassia_attiva),  ma questo limite in sensibilità esclude le osservazioni interferometriche della maggior parte degli oggetti del sistema  solare. Malgrado l'uso di grandi telescopi e di ottica adattiva possa migliorare leggermente la sensibilità,  l'interferometria ottica non può andare oltre le stelle vicine e le galassie attive più brillanti. 

Poiché i telescopi principali (UT) sono utilizzati la maggior parte del tempo in modo indipendente, essi vengono usati in modo  interferometrico soprattutto durante le notti "brillanti" (cioè vicino alla Luna piena). In altri momenti l'interferometria  è realizzata usando un paio di telescopi ausiliari (AT) di 1,8 metri di diametro, che sono dedicati interamente all'osservazione  interferometrica. Le prime osservazioni di questo genere sono state condotte nel Febbraio 2005. Ora tutti e quattro gli AT sono  pronti per le osservazioni. Si ricorda che per l'osservazione interferometrica degli oggetti più brillanti, c'è relativamente poco guadagno ad usare i  telescopi di 8 metri piuttosto che quelli di 1,8 metri. 

I primi due strumenti al VLTI erano VINCI (uno strumento test usato per installare il sistema) e MIDI, che permetteva solo  a due telescopi di essere usati allo stesso tempo. Con l'installazione dello strumento AMBER nel 2005, con la tecnica  di closure-phase, osservazioni interferometriche con 3 telescopi saranno possibili. L'installazione di PRIMA  (Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry) nel 2008 aumenterà ancora le capacità fotografiche del VLTI, permettendo  "phase-referenced imaging" anche se PRIMA non sarà disponibile alla comunità astronomica prima di Aprile 2009.[7]

Dopo aver conosciuto ritardi importanti e aver mancato di raggiungere le specificazioni, nel dicembre 2004 il VLTI è  tornato al centro dell'attenzione con il secondo piano di salvataggio di ESO. Esso implicava sforzi aggiuntivi per il miglioramento  rapido del seguito delle frange e le prestazioni delle principali gallerie di ritardo. Da notare che questo si applica solo  all'interferometria e non agli altri strumenti di Paranal. Nel 2005 il VLTI produceva continuamente dati, anche  se con una magnitudine limite più brillante e una peggiore efficienza di quella prevista. Nel Marzo 2008 il  VLTI aveva già permesso la pubblicazione di 89 articoli su riviste con referee.[8]

Nella cultura popolare

Uno dei grandi specchi del telescopio è stato il soggetto di un episodio della serie World's Toughest Fixes, del  National Geographic Channel, quando un team di ingegneri rimosse e trasportò lo specchio per essere pulito e  ri-laminato con alluminio.

La zona attorno al VLT è stata vista anche nel blockbuster James Bond Quantum of Solace.

Galleria

• 
  Stella guida laser (Wikimedia Commons Picture of the Year 2010)
• 
  Trio di galassie NGC 6769, 6770 and NGC 6771 osservate con VIMOS
• 
  Enorme tempesta su Saturno osservata con il VLT
• 
  La galassia del Sombrero come vista con FORS1 al VLT
• 
  Immagine della region centrale di 5500 anni-luce della galassia spirale NGC 1097, ottenuto con l'ottica adattativa NACO del VLT
• 
  Una delle prime immagini di VIMOS che mostra le famose galassie delle antenne (NGC 4038/9)
• 
  La nebulosa LHA 120-N 44 attorno all'ammasso stellare NGC 1929
• 
  Nebulosa attorno alla supergigante rossa Betelgeuse ripresa con VISIR
• 
  Ammasso stellare e nebulosa NGC 371 ripresi con FORS1 sul VLT
• 
  Persiadi nel 2010 sopra il VLT

Voci correlate

• Elenco degli osservatori astronomici
• Overwhelmingly Large Telescope

Altri progetti

Altri progetti

• Wikimedia Commons

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Collegamenti esterni

• (EN) ESO VLT - sito web

• Delay Lines for the Very Large Telescopes @Dutch Space
• ASTROVIRTEL Accessing Astronomical Archives as Virtual Telescopes including archives from the VLT
• VLT images
• Bond@Paranal website.