Very Large Telescope

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Very Large Telescope (VLT)

Paranal Platform After Sunset (ESO).jpg
I quattro telescopi che compongono il VLT poco dopo il tramonto, pronti ad iniziare le osservazioni.

Osservatorio Osservatorio del Paranal
Ente European Southern Observatory (ESO)
Stato Cile Cile
Localizzazione Deserto di Atacama
Altitudine 2 635 m s.l.m.
Clima desertico
Prima luce nel 25 maggio 1998 (per UT1, Antu)
Caratteristiche tecniche
Tipo Ritchey-Chrétien
Lunghezza d'onda vicino ultravioletto, Luce visibile, vicino e medio infrarosso
Diametro primario 8,20 m
Diametro secondario 1,12 m
Diametro terziario 1,242 × 0,866 m (ellittico)
Montatura altazimutale
Sito ufficiale

Il Very Large Telescope (VLT, letteralmente Telescopio Molto Grande) è un sistema di quattro telescopi ottici separati, affiancati da quattro telescopi minori. I quattro strumenti principali sono telescopi riflettori a grande campo Ritchey-Chrétien con uno specchio primario da 8,2 metri di diametro.[1] Le unità minori sono costituite da quattro telescopi riflettori da 1,80 metri di diametro che possono essere spostati a seconda delle esigenze. 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 m 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) ha iniziato la sua vita operativa il 1º aprile 1999.

Informazioni generali[modifica | modifica sorgente]

Il telescopio UT1 Antu.
La struttura di uno dei quattro telescopi che compongono il VLT.

Il complesso consiste di un gruppo di quattro grandi telescopi (chiamati UT, da Unit Telescope) fissi, quattro telescopi mobili più piccoli 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).[2] (Quest'ultimo nome era stato originariamente tradotto come Sirio, ma oggi si ritiene che Yepun si riferisca a Venere.)[3] L'interferometro include inoltre una serie di quattro telescopi ausiliari (AT) mobili di 1,8 metri di diametro.[1]

Il VLT può operare in tre modi:[4]

  • 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[5]
  • come un unico strumento coerente in modo interferometrico, per un'altissima risoluzione.

Dato il loro grande diametro, UT1-2-3-4 sono tra i telescopi di terra più grandi del mondo. Lo specchio primario è spesso solo 18 centimetri, ed è quindi troppo sottile per mantenere la propria forma da solo. A tale scopo esso è sorretto da 150 pistoncini, che ne aggiustano la forma ogni volta che il telescopio viene mosso in una nuova direzione. Tali dispositivi fanno parte della cosiddetta ottica attiva e vengono sfruttati anche dall'ottica adattiva, chiamata MAD, il cui obiettivo è quello di correggere gli errori introdotti dalle turbolenze atmosferiche.

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.[6] 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 ed elaborata in un laboratorio centrale. In questo modo i quattro telescopi raccolgono la stessa quantità di luce di un singolo specchio di 16 metri di diametro, rendendoli lo strumento ottico più grande del mondo. La risoluzione angolare è equivalente a quella di uno specchio che abbia un diametro pari alla massima distanza tra i telescopi (circa 100 metri). Il VLTI ha come obiettivo una risoluzione angolare di 0,001 arcosecondi ad una lunghezza d'onda di μm, nel vicino infrarosso; è sufficiente a risolvere un oggetto grande 2 metri alla distanza che separa la Terra dalla Luna.[1] Il VLTI dovrebbe essere in grado di risolvere i moduli di atterraggio lunari LEM (grandi 5 metri) lasciati sulla Luna dalle missioni Apollo. Un gruppo di scienziati europei si propone appunto di eseguire tale osservazione.

Sebbene fosse usata da lungo tempo in radioastronomia, l'interferometria in Astronomia ottica è talmente difficile da ottenere che ha dovuto attendere una capacità tecnologica sufficiente. Le principali evoluzioni richieste per la costruzione e l'effettiva operatività di VLTI sono due. La prima è la realizzazione di sistemi laser capaci di misurare distanze infinitesime. Le leggi dell'ottica impongono che l'interferometria tra due o più fasci monocromatici sia possibile solo se la differenza tra i cammini ottici dei fasci stessi sia inferiore ad un decimo della loro lunghezza ottica. Quindi la luce raccolta dai telescopi deve arrivare al fuoco comune con una tolleranza massima di circa 50 nanometri su circa 100 metri di cammino ottico! Del corretto allineamento di tutti i fasci di luce impiegati si occupa il Paranal Express, che include laser, circuiti di ritardo e specchietti posti su veri e propri trenini in grado di muoversi in maniera estremamente veloce. Il secondo requisito è l'utilizzo dell'ottica adattiva, che nel caso del VLT è montata su UT-4 e impiega il sensore NACO. L'ottica adattiva serve a correggere la distorsione introdotta dalle turbolenze atmosferiche: il seeing. La dimensione angolare minima del seeing sulla Terra è di 0,2 secondi d'arco, che corrisponde al potere risolutivo di un telescopio da circa 1 metro ad una lunghezza d'onda di 1 µm. È quindi inutile costruire un telescopio molto grande, ad esempio da 5 metri, se il suo potere risolutivo è comunque pari a quello di un telescopio da 1 metro. Questo limite è valido per tutti i telescopi costruiti sulla Terra e giustifica l'importanza delle ottiche adattive nel panorama osservativo moderno.

Il VLTI è uno strumento talmente raffinato da essere in grado di ottenere immagini di qualità superiore persino del Telescopio Spaziale Hubble.

Dettagli tecnici[modifica | modifica sorgente]

Strumenti[modifica | modifica sorgente]

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 (300 nm) al medio infrarosso (24 µm), quindi una porzione molto grande della finestra ottica accessibile da terra. Il corredo strumentale che accompagna le UT è di altissimo livello e include spettroscopia ad alta risoluzione dall'ultravioletto al vicino infrarosso (UVES), spettroscopia multi-oggetti, imaging ad alta risoluzione. Il VLT è famoso per il suo alto livello di efficienza osservativa e per la sua automazione: la sala comandi è stata infatti costruita a centinaia di metri di distanza in linea d'aria dai telescopi, in modo da ridurre al minimo l'influenza delle attività umane sulle osservazioni degli strumenti.

Strumenti al VLT[7][8]
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

Strumenti di prima generazione[modifica | modifica sorgente]

  • FORS 2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph) è un CCD sensibile alla luce visibile e uno spettrografo multi-oggetto con un campo di vista di 6,8 x 6,8 minuti d'arco quadrati. (FORS1 era identico a FORS2 ma è stato rimosso dal telescopio nell'aprile del 2009)[9]
  • ISAAC (Infrared Spectrometer And Array Camera) è un CCD e spettrografo per l'infrarosso. 
  • UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) è uno spettrografo echelle ad elevata risoluzione che copre il range tra i 300 nm e 1 µm. 
  • FLAMES (Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph) è uno spettrografo multioggetto, che usa un fascio di fibre ottiche collegate a UVES e GIRAFFE; permette lo studio simultaneo di centinaia di sorgenti contemporaneamente. 
  • NACO (da NAOS-CONICA; NAOS è l'acronimo di Nasmyth Adaptive Optics System e CONICA di COude Near Infrared CAmera) è parte dell'ottica adattiva. È in grado di produrre immagini infrarosse nitide come quelle riprese dallo spazio e include uno spettrografo, un polarimetro e un coronografo. 
  • VISIR (VLT Imager and Spectrometer for mid Infrared), fornisce immagini e spettri nella banda del medio infrarosso fra 10 e 20 μm
  • SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) è uno spettrografo a campo integrale a media risoluzione che funziona nel medio infrarosso (1 - 2,5 µm). Sfrutta l'ottica adattiva. 
  • CRIRES (CRyogenic InfraRed Echelle Spectrograph) è uno spettrografo echelle che ha una risoluzione R=100 000 nella regione dell'infrarosso vicino fra 1 e μm
  • HAWK-I (High Acuity Wide field K-band Imager) è un CCD per l'infrarosso vicino a grande campo che lavora nella banda K dell'infrarosso, quindi tra 2,0 e 2,5 µm. 
  • VIMOS (VIsible Multi-Object Spectrograph) è uno spettrografo multioggeto in grado di elaborare fino a 1000 oggetti contemporaneamente 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, strumento che combina assieme la luce raccolta dai quattro telescopi individuali da 8 metri, permettendo di ottenere dettagli con una risoluzione 16 volte maggiore degli strumenti individuali.[10]
  • PRIMA (Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry) è lo strumento del VLTI per l'interferometria che usa sia i 4 telescopi principali che quelli secondari. Permette agli astronomi di osservare deboli oggetti ad alta risoluzione.[11]
  • Il fuoco per strumenti ospiti è disponibile per strumenti come ULTRACAM o DAZZLE.

A questi si aggiungono i due sensori di VLTI:

  • AMBER (Near-infrared Astronomical Multi-Beam combineR), in grado di far interferire fino a tre fasci nel vicino infrarosso tra 1 e 2,4 μm.
  • MIDI(MID-infrared Interferometric instrument), in grado di far interferire due fasci nel medio infrarosso tra 8 e 13 µm.

Strumenti seconda generazione[modifica | modifica sorgente]

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

  • KMOS, uno spettrografo criogenico multi-oggetto, sensibile all'infrarosso, costruito principalmente per lo studio di galassie distanti.[12]
  • MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), un enorme spettrografo 3D, che fornirà spettri completi nel visibile di tutti gli oggetti contenuti in volumi cilindrici fini che attraversano l'universo [13]
  • SPHERE è un sistema con ottica adattiva a forte contrasto dedicato alla scoperta e allo studio di esopianeti.[14]
  • SAXO (SPHERE extreme AO system), uno strumento che combina un sistema di ottica adattativa estrema, vari coronografi e una serie di strumenti focali che prenderà immagini e spettri a campo integrale e opererà anche in polarimetria nella luce visibile e infrarossa.[15]
  • ESPRESSO (Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanet- and Stable Spectroscopic Observations), è uno spettrografo echelle ad alta risoluzione con fibre ottiche, sensibile alla luce visibile, per la ricerca di pianeti extra-solari rocciosi nella zona abitabile di altre stelle.[16]

Interferometria e VLT[modifica | modifica sorgente]

Il campo base a Paranal e il VLT in cima al Cerro Paranal sulla sinistra
Interno della Residencia di Paranal

Nella modalità di funzionamento interferometrica la luce che arriva dai telescopi è riflessa dagli specchi e convogliata attraverso apposite gallerie verso un laboratorio centrale che combina tutti i raggi luminosi. Il VLTI raggiunge una risoluzione angolare effettiva di 0,002 secondi d'arco ad una lunghezza d'onda di μm. 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 assoluta (H) pari a 7 nell'infrarosso vicino per osservazioni a banda larga[17] paragonabile a quella di altri interferometri che operano nel vicino infrarosso/ottico senza "fringe-tracking". Nel settembre 2011 è stato aggiunto un sistema di integrazione incoerente, chiamato AMBER "blind mode" che permetterà di osservare sorgenti fino a K=10 con una risoluzione spettrale media.[18] A lunghezze d'onda più interessanti, come il medio infrarosso, il VLTI può raggiungere una magnitudine di 4,5, notevolmente più debole dell'Infrared Spatial Interferometer. Quando sarà introdotto il monitoraggio delle frange, la magnitudine limite dovrebbe migliorare di quasi un fattore 1000, raggiungendo la magnitudine 14. Questo risultato è simile a quello che ci si aspetta per altri interferometri con monitoraggio delle frange.  

Nella modalità spettroscopica 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.[19]

A causa dei tanti specchi coinvolti nel sistema del VLTI, una percentuale consistente della luce raccolta, compresa tra il 70% e il 95% a seconda della lunghezza d'onda interessata, va perduta prima che essa possa raggiungere i sensori.[20] 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 bassa (come quella della Luna) non può essere osservato, perché la luce è troppo diluita. Solo obiettivi 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, 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 ha aumentato ancora le capacità fotografiche del VLTI, permettendo "phase-referenced imaging".[21][22][23]

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 del 2008 il VLTI aveva già permesso la pubblicazione di 89 articoli su riviste referenziate.[24][25][26]

Nella cultura di massa[modifica | modifica sorgente]

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 rialluminato.

La zona attorno al VLT è stata vista anche nel blockbuster James Bond Quantum of Solace.[27]

Galleria[modifica | modifica sorgente]

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b c The Very Large Telescope, ESO. URL consultato il 21 febbraio 2012.
  2. ^ Names of VLT Unit Telescopes. URL consultato il 4 maggio 2011.
  3. ^ On the Meaning of "YEPUN". URL consultato il 4 maggio 2011.
  4. ^ Science with the VLT in the ELT Era
  5. ^ Pasquini, L. et al., ESPRESSO: A High Resolution Spectrograph for the Combined Coudé Focus of the VLT in A. Moorwood (ed.), Science with the VLT in the ELT Era, Astrophysics and Space Science Proceedings, Springer Science, 2009. DOI:10.1007/978-1-4020-9190-2_68.
  6. ^ Una nuova ottica adattativa per il VLT, Le scienze. URL consultato il 3 aprile 2007.
  7. ^ VLT Instruments. URL consultato il 5 agosto 2011.
  8. ^ Paranal Observatory Instrumentation. URL consultato il 5 agosto 2011.
  9. ^ ESO - Paranal Instrumentation: FORS2
  10. ^ ESO - ann11021 - Light from all Four VLT Unit Telescopes Combined for the First Time
  11. ^ http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.134-dec08/messenger-no134-6.pdf
  12. ^ Eso - Kmos
  13. ^ ESO - Muse
  14. ^ ESO - Sphere
  15. ^ Integration, tests and laboratory performance of SAXO, the VLT-SPHERE extreme AO system - AO4ELT 2
  16. ^ Espresso
  17. ^ (EN) AMBER - Astronomical Multi-BEam combineR in ESO Paranal Instrumentation, ESO. URL consultato il 21 febbraio 2012.
  18. ^ AMBER "blind mode"
  19. ^ Observing with the ESO VLT Interferometer
  20. ^ Interface Control Document between VLTI and its instruments, VLT-ICD-ESO-15000-1826, 2006.
  21. ^ J. Sahlmann, S. Menardi,, R Abuter, M. Accardo, S. Mottini e F. Delplancke, The PRIMA fringe sensor unit in Astron. Astrophys., vol. 507, n. 3, 2009, pp. 1739–1757. Bibcode:2009A&A...507.1739S, DOI:10.1051/0004-6361/200912271.
  22. ^ Francoise Delplancke, The PRIMA facility phase-referenced imaging and micro-arcsecond astrometry in New Astr. Rev., vol. 52, n. 2–5, 2008, pp. 189–207. Bibcode:2008NewAR..52..199D, DOI:10.1016/j.newar.2008.04.016.
  23. ^ J. Sahlmann, R. Abuter, S. Menardi, C. Schmid, N. Di Lieto, F. Delplancke, R. Frahm, N. Gomes e P. Haguenauer, First results from fringe tracking with the PRIMA fringe sensor unit in Proc. SPIE, n. 7734, 2010, pp. 773422–773422–12. Bibcode:2010SPIE.7734E..62S, DOI:10.1117/12.856896.
  24. ^ ESO Telescope Bibliography
  25. ^ MIDI publications
  26. ^ VINCI/AMBER/PRIMA publications
  27. ^ A Giant of Astronomy and a Quantum of Solace: Blockbuster shooting in Paranal, ESO, 25 marzo 2008. URL consultato il 5 agosto 2011.

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Altri progetti[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]

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