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Das Paranal-Observatorium ist ein astronomisches Observatorium in der Atacamawüste im Norden Chiles, auf dem Berg Cerro Paranal. Dieser liegt etwa 120 km südlich von Antofagasta und 12 km von der Pazifikküste entfernt. Das Observatorium wird vom European Southern Observatory (ESO), der Europäischen Südsternwarte, betrieben und ist Standort des Very Large Telescope (VLT) und des Very Large Telescope Interferometer (VLTI). Zusätzlich werden die Surveyteleskope VISTA und VST gebaut. Die Atmosphäre über dem Gipfel zeichnet sich durch trockene und außergewöhnlich ruhige Luftströmung aus, was den Berg zu einem sehr attraktiven Standort für ein astronomisches Observatorium macht. Der Gipfel wurde in den frühen 1990ern von seiner ursprünglichen Höhe von 2660 m auf 2635 m heruntergesprengt, um ein Plateau für das VLT zu schaffen. Paranal top.jpg

Logistik und Infrastruktur auf Paranal

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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 unbefestigte Piste führen, die von der Panamericana abzweigt. Dementsprechend gibt es keine Versorgungsleitungen nach Paranal, alle Verbrauchsgüter müssen lokal erzeugt oder vorrätig gehalten werden. Neben Betrieb und Wartung der Teleskope bedeutet das die Versorgung von im Mittel etwa 130 Personen, die ständig auf dem Berg sind.

Versorgung

Im Umfeld von Antofagasta befinden sich mehrere Kupferminen, die unter ähnlichen Bedingungen arbeiten. Daher musste man die komplette Infrastruktur nicht selbst aufbauen, sondern konnte spezialisierte Versorgungsunternehmen beauftragen. Wasser wird täglich nach Bedarf von Tanklastzügen geliefert, etwa zwei bis drei am Tag. Tanklastzüge bringen auch Treibstoff für die Tankstelle der observatoriumseigenen Fahrzeuge und die drei Generatorblöcke zur Stromerzeugung. Davon sind zwei ständig in Betrieb; einer für den Teleskopbereich und einer für das Basislager, der dritte wird jeweils in Bereitschaft gehalten oder gewartet. Die Fahrzeuge werden ebenfalls lokal gewartet. Die wissenschaftlichen Instrumente benötigen spezielle Kühlung, für die flüssiger Stickstoff benötigt wird. Derzeit wird dieser noch aus Antofagasta angeliefert, eine eigene Verflüssigungsanlage wird aber demnächst von La Silla nach Paranal transportiert werden. Telekommunikation, d. h. Telefonie, Videoverbindungen und Datenverkehr wird über eine Mikrowellen-Richtfunkstrecke nach Santiago bereitgestellt, eine ursprünglich ebenfalls von La Silla nach Paranal verlegte Uplinkstation zu einem Kommunikationssatelliten wurde mittlerweile außer Betrieb genommen.

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. Die Transportkosten übernimmt ESO, die die knapp zweistündigen Flüge zwischen Santiago und Antofagasta durch ein externes Reisebüro bucht, das jedoch eine Geschäftsstelle im ESO-Büro in Santiago unterhält. Es gibt täglich einen Transport von Antofagasta nach Paranal und zurück durch einen gecharterten Bus, bei Bedarf fahren zusätzlich observatoriumseigene Geländewagen.

Gebäude

Paranal residencia.jpg 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, so dass sich nachts niemand im Teleskopbereich befindet.

Die Unterkünfte befinden sich in einem 200 m tiefer gelegenen Basislager, etwa fünf Kilometer von den Teleskopen entfernt. Vom ursprünglichen Lager, das aus Wohncontainern aufgebaut war, werden Teile noch genutzt, die meisten Unterkünfte befinden sich nun aber in einer Ende 2000 fertig gestellten „Residencia“. Die Residencia ist halb in den Berg gebaut und in Beton in rötlicher Farbe gehalten, der sie optisch mit der Wüste verschmelzen lässt. Darin sind Unterkünfte, Verwaltung, Kantine, Entspannungsräume, ein kleines Schwimmbecken und zwei Gärten, die sowohl dem Raumklima der Residencia als auch dem seelischen Wohlbefinden dienen.

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 Landebahn am Fuß des Berges. Außerdem unterhält das Observatorium eine kleine Feuerwehr. Die Konstruktion der Gebäude und Teleskope ist so ausgeführt, dass ein Erdbeben der Stärke acht überstanden werden kann.

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 die Residencia über spezielle Verdunkelungssysteme, die die Oberlichter über den Gärten und der Kantine mit Hilfe spezieller Vorhänge verschließt. 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 Investitionskosten des gesamten VLT-Projektes beliefen sich über einen Zeitraum von etwa 15 Jahren auf eine Milliarde Deutsche Mark (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 6 Millionen Euro. Die Instrumente werden teilweise 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. Bei den Kosten ist zu berücksichtigen, dass die ESO als supranationale Organisation, wie andere internationale Forschungszentren auch, von den Steuern der Mitgliedsländer befreit ist. Sachkosten fallen daher ohne Mehrwertsteuer an, Personalkosten teilweise, außer die der lokalen Angestellten in Chile, ohne Lohnsteuer.

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 Investitionskosten, hauptsächlich für ALMA, beinhaltet. Die Kosten des VLT-Projekts sind damit einer mittleren bis großen Weltraummission, zum Beispiel dem Gaia-Satelliten, vergleichbar. Bau und Start des Hubble-Weltraumteleskops (HST) haben dagegen 2 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 11 Millionen Dollar. Da die Keck-Teleskope auf dem bereits bestehenden Mauna-Kea-Observatorium gebaut wurden, fielen dort allerdings geringere Infrastrukturkosten an.

Very Large Telescope

Paranal UT.jpg 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.

In den vergangenen Jahren ist es an den Teleskopen des Very Large Telescope (insbesondere mit dem Instrument NACO) gelungen, die Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops 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 von adaptiver und aktiver Optik konnte diese Beeinträchtigung aber mittlerweile im Wellenlängenbereich des Nah-Infrarotlichts nahezu ausgeglichen werden, so dass heutige VLT-Aufnahmen im Nah-Infraroten (ca. 1–5 Mikrometer Wellenlänge) Hubble-Bildern mit Auflösungsvermögen von unter einer zehntel Bogensekunde zum Teil in nichts nachstehen. Im optischen Spektralbereich ist das bislang noch nicht möglich, da die Korrektur der atmosphärischen Störungen mittels adaptiver Optik schneller erfolgen müsste, als es derzeit technisch möglich ist. Mit dem VLTI werden nochmals deutlich höhere Auflösungen im Bereich von Millibogensekunden erreicht.

Die Optik der Unit-Teleskope

Paranal_VLTmirror.jpg

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 im wesentlichen azimutal montierte, baugleiche Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskope und haben einen Hauptspiegeldurchmesser von jeweils 8,2 Metern und einen Sekundärspiegel von 1,12 Metern. 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 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 hydraulischer Stößel 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 R.E.O.S.C. transportiert, wo die hochpräzise, zwei Jahre dauernde Oberflächenbearbeitung stattfand. Die endgültige Spiegeloberfläche hat eine Genauigkeit von einem 500.000stel Millimeter. Jedes UT hat drei Fokalpunkte, an denen Instrumente montiert werden können, einen Cassegrainfokus und zwei Nasmythfoki. 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 komplett neu verspiegelt. Dazu wird die alte Spiegelschicht mit Lösungsmitteln entfernt und dann eine neue Spiegelschicht, normalerweise Aluminium, aufgedampft.

Die einzelnen UTs wurden in der Sprache der Mapuche-Indianer 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.

Spiegel eines Unit-Teleskops *
Spiegel Hauptspiegel M1 Fangspiegel M2 Nasmyth-Spiegel M3
Material Zerodur Beryllium Zerodur
Durchmesser 8200 mm 1116 mm 1242 mm x 866 mm elliptisch
Dicke 177 mm 130 mm 140 mm
Gewicht 23.000 kg 44 kg 105 kg
Form konkav konvex plan
Krümmungsradius 28.975 mm –4550 mm >63.000 m

Optische Daten eines Unit-Teleskops *
Fokus Cassegrain-Fokus Nasmyth-Fokus Coudé-Fokus
Brennweite 108.827 mm 120.000 mm 378.400 mm
Öffnungsverhältnis 13,41 15 47,3
Gesichtsfeld 15 Bogenminuten 30 Bogenminuten 1 Bogenminute
Abbildungsmaßstab 0,53 mm/Bogensekunde 0,58 mm/Bogensekunde 1,84 mm/Bogensekunde


Instrumente

Paranal_FORS1.jpg Die erste Instrumentengeneration besteht aus zehn wissenschaftlichen Instrumenten. Dabei handelt es sich um Kameras und Spektrografen für verschiedene Spektralbereiche. CRIRES und HAWK-I sind noch im Bau, HAWK-I war zudem nicht Teil des ursprünglichen Plans für die erste Generation. 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 Bogensekunden 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 Piezo-Elemente 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.

Da das Yepun-Teleskop Instrumente mit adaptiver Optik trägt, ist das Teleskop mit einem künstlichen Leitstern, einem „Laser Guide Star“ (LGS) ausgestattet. Ein starker Laser regt hierbei Natrium-Atome in einer Höhe von etwa 95 km zum Leuchten an, so dass das Licht dieses künstlichen Sterns auf dem Weg zurück zum Teleskop auf dieselbe Weise von der Atmosphäre beeinflusst wird, wie das Licht der Objekte, die beobachtet werden sollen. Statt mit einem unter Umständen sehr lichtschwachen Objekt kann die adaptive Optik dann mit Hilfe des künstlichen LGS arbeiten.

Instrumente am VLT
Teleskop Cassegrain-Fokus Nasmyth-Fokus A Nasmyth-Fokus B
Antu (UT1) FORS 2 CRIRES ISAAC
Der FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph ist 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. Der CRyogenic high resolution InfraREd Spectrograph wird hochauflösende Spektren im Wellenlängenbereich von 1 bis 5 Mikrometern aufnehmen. Er soll im Laufe des Jahres 2006 in Betrieb gehen. 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 Mikrometer optimiert sind.
Kueyen (UT2) FORS 1 FLAMES UVES
Der FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 1 ist ein Schwesterinstrument zu FORS 2. Statt MOS-Masken werden aber bewegliche Spaltblenden benutzt, die das Instrument für MOS-Spektroskopie weniger flexibel machen. Im Gegenzug sind dafür polarimetrische und spektropolarimetrische Messungen möglich. Der Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph ist ein Spektrograph, der mit Hilfe von 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 von Objekten 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 300 bis 1100 Nanometer.
Melipal (UT3) VISIR Gastfokus VIMOS
Der VLT Imager and Spectrometer in the InfraRed, für Bilder und Spektren schwacher Objekte im mittleren Infrarotbereich, von 8 bis 13 und 16,5 bis 24,5 Mikrometern. VISIR ist damit das Instrument am VLT, das am weitesten in den Infrarotbereich gehen kann. Der Gastfokus bietet Wissenschaftlern die Möglichkeit, eigene und besonders spezialisierte Instrumente an einem Teleskop der 8-m-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 von wenigen Bogensekunden machen kann. Wissenschaftliches Ziel von ULTRACAM, das bereits an anderen Teleskopen montiert war, ist die Aufnahme von Veränderungen kürzester Zeitskalen, wie sie z. B. bei Pulsaren und schwarzen Löchern vorkommen. Der VIsible Multi-Object Spectrograph. Die Fähigkeiten zur Spektroskopie und zur Bildaufnahme ähneln denen von FORS 2, allerdings mit einem vierfach größeren Gesichtsfeld von insgesamt 4 x 7' x 8'. MOS-Masken werden mit einer Lasermaschine, der Mask Manufacturing Unit (MMU) gestanzt, die auch die Masken für FORS 2 herstellt. Zusätzlich gibt es noch Faserbündel für Integral Field Spektroskopie. Insgesamt können mit VIMOS bis zu 6400 Spektren gleichzeitig aufgenommen werden.
Yepun (UT4) SINFONI HAWK-I '''NACO
Der Spectrograph for INtegral Field Observation in the Near-Infrared ist ein Nahinfrarot-Spektrograf bei 1–2,5 Mikrometern. Der eigentliche Spektrograph SPIFFI (SPectrometer for Infrared Faint Field Imaging) nimmt dabei ein Spektrum des gesamten Gesichtsfeldes auf, das 8"x8", 3"x3" oder 0.8"x0.8" groß sein kann. Durch die adaptive Optik im SINFONI-Modul können Spektren mit höchster räumlicher Auflösung aufgenommen werden. Der High Acuity Wide field 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 Mikrometern decken soll. Er soll ab dem Jahr 2007 für Beobachtungen bereit sein. 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 Mikrometern. 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.

VLT Interferometer

Paranal ATs.jpg Die Coudéfoki 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 danebenliegenden 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. Paranal UT AT.jpg

Hauptbestandteil des Systems sind sechs in der Länge veränderliche 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 Delay-Lines über eine Differenz von bis zu 60 m variabel sein, wobei sich die relative Präzision nur um deutlich weniger als einen Mikrometer ändern darf. 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 Delay-Lines geleitet wird. Die Bildstabilisierung für die ATs erfolgt mit einem etwas einfacheren System, das nur Tip-Tilt-Korrektur leistet, also nur Verkippungen der Wellenfront korrigiert, nicht aber deren Form.

Drei kleinere 1,8-m-Teleskope, die Auxiliary-Teleskope („Hilfsteleskope“, ATs), die ausschließlich für die Interferenzteleskopie eingesetzt werden und für Interferenzmessungen mit bis zu 200 m Abstand verwendet werden können, sind ebenfalls installiert. Ein viertes AT soll 2006 fertig gestellt werden. Die markanteste Eigenschaft der ATs ist, dass sie bewegt und auf insgesamt 30 Stationen installiert 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 mit den ATs alleine zu messen, so dass die UTs hauptsächlich für unabhängige Forschungsprogramme verwendet werden können. Nur für die Interferometrie schwacher Objekte sind die UTs oder eine Mischkonfiguration aus UTs und ATs notwendig.

Das VLTI sah sein First Light am 17. März 2001, noch mit Hilfe zweier 40-cm-Siderostate und eines Testinstruments. Seither wurden zwei wissenschaftliche Instrumente und zahlreiche Unterstützungssysteme in das System integriert. Der wissenschaftliche Betrieb wurde im September 2003 mit dem ersten Instrument, MIDI, aufgenommen. MIDI, das „MID-infrared Interferometric instrument“ arbeitet bei Wellenlängen um 10 Mikrometer und kann das Licht zweier Teleskope kombinieren. Die Zielsetzung von MIDI ist weniger das Erzeugen kompletter Bilder mit hoher Auflösung, als die Bestimmung von scheinbarer Größe und einfachen Strukturen der beobachteten Objekte. Die Aufnahme von Bildern ist prinzipiell mit dem zweiten Instrument, AMBER, dem „Astronomical Multiple BEam Recombiner“ möglich, welches die Strahlengänge zweier oder dreier Teleskope vereinen kann und im nahen Infrarotbereich bei etwa 1–2 Mikrometer arbeitet. Allerdings wird auch dieses Instrument zunächst hauptsächlich für andere Aufgaben wie räumlich höchstaufgelöste Spektroskopie genutzt werden.

Die Kombination aller acht Teleskope gleichzeitig, also UTs und ATs, ist theoretisch möglich. Tatsächlich wird die Anzahl der gleichzeitig nutzbaren Teleskope aber durch zwei Faktoren begrenzt. Erstens sind von den acht geplanten Delay-Lines derzeit nur sechs realisiert, und zweitens können die bestehenden Instrumente höchstens drei Strahlengänge gleichzeitig kombinieren. Instrumente mit weitergehenden Fähigkeiten werden aber für die zweite VLTI-Instrumentengeneration diskutiert.

Surveyteleskope

Paranal platform.jpg

VST

Das VLT Survey Telescope ist ein 2,6 m Ritchey-Chrétien-Teleskop mit einer Blendenzahl von 5,5. Es ist, wie alle anderen Teleskope auf Paranal, azimutal montiert. Da das VST für eine bestimme Aufgabe gebaut wird, wird es nur ein einziges Instrument haben, die OmegaCam-Kamera. Damit werden Bilder mit großem Gesichtsfeld, etwa 1 Grad x 1 Grad, im Wellenlängenbereich von 330 bis 1000 Nanometer gemacht werden. Das VST befindet sich derzeit noch im Bau, First light-Beobachtungen sollen im Laufe des Jahres 2006 stattfinden. Danach wird das VST zu 100 % im Service-Mode genutzt werden (siehe unter Ablauf der Beobachtungen).

VISTA

Das Visible & Infrared Survey Telescope for Astronomy ist ein 4-Meter-Teleskop, ebenfalls zur Himmelsdurchmusterung, aber im infraroten Bereich. Sein Gesichtsfeld wird ebenfalls ein Quadratgrad betragen und Bilder im nahen Infrarotbereich, etwa von 1 bis 2,5 Mikrometer, machen können. Es befindet sich nicht auf dem Hauptgipfel des Cerro Paranal, sondern auf einem etwa einen Kilometer entfernten Seitengipfel, wird aber ebenfalls vom VLT-Kontrollgebäude aus gesteuert. Das First Light wird für 2006 erwartet. VISTA war ursprünglich ein nationales britisches Projekt, aber mit dem Beitritt Großbritanniens zur ESO und der Entscheidung, VISTA auf Paranal zu bauen, werden Astronomen weltweit Zugang zu diesem Teleskop erhalten.

Beobachten am Paranal-Observatorium

Beobachtungszeit kann zweimal im Jahr für das übernächste Semester beantragt werden. Je nach Teleskop wird zwei- bis fünfmal soviel 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 zu Hause den detaillierten Ablauf der Beobachtungen in so genannten „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

Paranal opendome.jpg Am Teleskop befinden sich immer ein Ingenieur, der „Telescope and Instrument Operator“ (TIO), und ein Astronom, der „Nighttime Astronomer“ (NA) von 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, der für das Teleskop und den technischen Ablauf verantwortlich ist, durch. Nachdem die Daten gespeichert sind, entscheidet der NA, ob sie den Anforderungen des Antragstellers entsprechen, oder ob der OB wiederholt werden muss.

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 Kalibrationen 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

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 alle etwa 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.

Wissenschaftliche Ergebnisse

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 von 2M1207 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 [http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-15-05.html.
  • Mit ISAAC konnte die Distanz zur Galaxie NGC 300 genauer als zu jeder anderen Galaxie bestimmt werden. Derartige Entfernungsbestimmungen mit Hilfe von Cepheiden bilden die Grundlage der Kosmologie *.
  • Der lichtschwache Begleiter von 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 von Planeten und braunen Zwergen erfordert *.
  • Durch Zufall kreuzte ein heller Meteor das Gesichtsfeld von 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 weitest entfernten Gammablitz bei z=6.3 *.
  • Mit dem VLTI kann nicht nur der Durchmesser, sondern die Form von Sternen 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 [http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-14-03.html.
  • Erstmals wurde mit dem VLTI ein extragalaktisches Objekt im mittleren infraroten Bereich bei 10μm 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 Kilometer bestimmt. Auch die Temperatur konnte mit -230°C Grad gemessen werden, was etwa 10°C kälter ist, als bisher angenommen wurde *.

Literatur

Ausgabe 92, Juni 1998: VLT First Light
Ausgabe 93, Sept. 1998: VLT Science Verification
Ausgabe 104, Juni 2001: VLTI First Fringes
Ausgabe 120, Juni 2005: The VLT Survey Telescope
  • A. Glindemann: The VLTI and Its Subsystems. In: H. Lacoste (Hrsg.): Proceedings of GENIE - DARWIN Workshop - Hunting for Planets. ESA SP-522, Noordwijk 2003. ISBN 92-9092-832-8
  • W. Brandner, M.E. Kasper (Hrsg.): Science with Adaptive Optics. Proceedings of the ESO Workshop held at Garching, Germany. Springer, Berlin 2005. ISBN 3-540-25034-4

    • Weblinks

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    Paranal Observatory | Observatorio Astronómico Cerro Paranal | Observatoire Paranal | Osservatorio del Paranal

     

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