VLT Survey Telescope
El VLT Survey Telescope (VST) va ser l'últim telescopi que es va afegir al Observatori Paranal, pertanyent al Observatori Europeu del Sur, en el desert d'Atacama del nort de Chile. Està estajat en un recint adjacent al Very Large Telescope (VLT) en quatre telescopis ubicats en el cim del cerro Paranal. El VST és un telescopi de gran capacitat de rastreig, en un camp de visió equivalent a dos voltes l'ample de la lluna plena. És el telescopi més gran del món dissenyat exclusivament per a rastrejar el cel en llum visible.[1]
El programa VST és una colaboració entre l'Observatori Astronòmic de Capodimonte (OAC), Nàpols, Itàlia, i l'Observatori Europeu del Sur (ESO) iniciat en 1997. La OAC és un dels membres del Istituto Nazionale vaig donar Astrofisica (INAF), i va ser el que va crear un institut independent per a la coordinació dels aspectes tecnològics i científics del proyecte, cridat VST Centre a Napoli (VSTceN). VSTcen va ser fundada i dirigida per Massimo Capaccioli del proyecte VST, i estajat en la OAC. ESO i VSTceN varen colaborar en la fase de comissió, mentres que ESO va ser el responsable de les obres d'ingenieria civil i colocar la cúpula en el lloc.[2] El telescopi ha començat a realisar observacions i ESO és l'únic responsable de la gestió de les seues operacions i manteniment.
Informació Tècnica
El VST Survey Telescope conta en un espill primari de 2,65 metros de diàmetro, que va començar a ser construït a partir de l'any 2007 i va ser finalisat en 2011 en l'Observatori Paranal, ubicat en Chile. Conta en un camp de visió d'un grau quadrat (aproximadament quatre llunas plenes) i la seua principal funció científica és la de servir com un instrument d'ampli camp de visió per a explorar l'estructura a gran escala del Univers (solament visible des del hemisferi sur), capaç d'identificar els candidats més adequats per a l'examen detallat per part del VLT[1] Junt en la seua cambra OmegaCAM, el VST és capaç d'obtindre una alta resolució angular (0,216 segons d'arc / pixel), i és capaç de realisar proyectes de busca independents en la part visible de l'espectre.[3]
Òptica del telescopi
El telescopi té dos espills, un espill primari (M1) i un espill secundari més chicotet (M2), que reflectixen la llum del cel fins a la cambra OmegaCAM. Abdós espills estan fets d'un material ceràmic cristalí cridat Sitall, elegit pel seu baix coeficient d'expansió tèrmica. L'espill primari VST és el més gran dels dos, en un diàmetro de 265 cm i una gruixa de 14 cm. L'espill secundari és menys de la mitat del tamany de el M1 en un diàmetro de sol 93,8 cm i una gruixa de 13 cm,[4] fets en components òptics originals de el VST fabricats en la Lytkarino Glass Factory en Moscou, que varen ser acceptats en setembre de 2001.[5]
Un sistema controlat per computadora controla la posició de el M1 i la posició de el M2. Esta tecnologia conserva la calitat òptica de l'image mantenint els espills perfectament posicionats en tot moment. El M1 es remodela contínuament per una ret accionadora de 84 motors axials distribuïts baix la superfície de l'espill i 24 radials dislocats lateralment. També en la cela de l'espill primari existix un atre instrument capaç de modificar la configuració òptica del telescopi en passar per un corrector compost per un doble conjunt de lents, a un corrector de dispersió atmosfèrica (ADC) compost per un conjunt de contra-rotacions de prismes, capaç de corregir els fenomens de dispersió òptica per la variació de la massa d'aire induïdes pel canvi de l'àngul d'altitut. L'espill secundari és activament controlat per una plataforma deformable capaç d'inclinar l'espill durant l'exposició. El sistema òptic també inclou un sensor d'ones frontal, montat baix la cela de l'espill primari junt en el sistema de guia local, capaç de proporcionar la retroalimentació per a la correcció òptica. Estos sistemes donen al VST la capacitat de ser autònom en térmens d'orientació, seguiment i control de l'òptica.[5][6]
OmegaCAM: La Cambra de el VST
En el seu foc Cassegrain, el VST alberga una cambra de gran capacitat d'image (OmegaCAM), que comprén un mosaic de 32 2Kx4K CCDs (268 megapíxeles), i és produïda per un consorci internacional entre els Països Baixos, Alemània, Itàlia, i la ESO.[7] Les característiques de disseny del OmegaCAM inclouen quatre cambres CCD auxiliars, dos autoguiados i dos per a l'anàlisis d'imàgens en llínea. Fins a 12 filtres poden ser utilisats, que van des de l'ultravioleta fins a acostar-se al infrarroig. El sistema detector opera en buit a aproximadament -140 graus Celsius darrere d'una gran finestra. Esta finestra no solament protegix als detectors de l'aire i l'humitat, sino que també actua com una lent correctora adicional.[8]
.jpg){kind=link}
Rastrejos de el VST
La funció principal de el VST és recolzar al Very Large Telescope proporcionant rastrejos, abdós han fet amplis estudis a través d'imàgens de varis colors i busques més específiques per als objectes astronòmics rars. Tres d'ells ya s'han planificat com a part del Proyecte de Rastrejos Públics, que es preveu durà cinc anys per a portar-se a terme. Estos inclouen els rastrejos del Quilo-Degree (KIDS), el VST ATLAS, la fotomètrica VST Hα i els rastrejos del Pla Galàctic Sur (VPHAS). Se centraran en una àmplia gama de temes astronòmics a partir de la busca dels cuásares altament energètics per a entendre la naturalea de l'energia obscura.[9] Més informació sobre els rastrejos es pot trobar en el lloc web oficial del Observatori Europeu del Sur: [enllaç trencat]
Construcció
La construcció de la VST va sofrir varis contratemps. El primer espill primari va ser destruït en 2002 durant el seu trasllat des d'Europa a Chile. El M2 també va anar llaugerament danyat durant el transport, i va tindre que ser enviat per a la seua reparació. Encara que es va aplicar una série de mides d'emergència per a resoldre estos problemes en un impacte mínim sobre el calendari VST, el telescopi va sofrir retarts. M2 va ser reparat i una rèplica M1 va ser construït.[4] La prova es va terminar en Itàlia i el telescopi es va desmontar, va pintar i ple, després es varen enviar i es varen montar en Paranal. Les primeres peces varen aplegar en juny de 2007, i es va completar la primera fase de l'integració en Paranal, en abril de 2008.[6] Les primeres imàgens de el VST varen ser presentades el 8 de juny de 2011.[1]
Ciència en la VTS
En la ciència planetària, el telescopi de rastreig té com a objectiu descobrir i estudiar cossos remots del sistema solar com a objectes transneptunianos, aixina com la busca del trànsit dels planetes extrasolars. El pla galàctic també serà estudiat extensament en el VST, que buscarà les trobar la chafades de les interaccions en la Via Làctea, i proporcionarà als astrònoms senyes crucials per a comprendre l'estructura i l'evolució de la nostra galàxia. Una miqueta més llunt, el VST explorarà les galàxies propenques, extragalácticas i inclús les nebuloses planetàries, i portarà a terme els rastrejos d'objectes dèbils. El telescopi també escudriñara l'univers distant per a ajudar als astrònoms a trobar respostes a les preguntes de llarga data en la cosmologia. Se centrarà en les supernovas per a ajudar a precisar l'escala de distància còsmica i entendre l'expansió de l'Univers. El VST també buscarà estructures còsmiques en els núcleus actius de les galàxies i cuásares per a millorar la nostra comprensió de la formació de galàxies i el història primerenca de l'Univers.
[10]
A través dels rastrejos de el VST ATLAS, el telescopi apuntarà a una de les preguntes més fonamentals de l'astrofísica actual: la naturalea de l'energia obscura. El rastreig té com a objectiu detectar les oscilacions de chicoteta amplitut conegudes com a ondulacions 'baryon' que es poden detectar en l'espectre potencial de les galàxies i que són la chafada de les ones de sò en l'Univers primerenc en la distribució de la matèria. L'estat d'equació de l'energia obscura es pot determinar per mig de la medició de les característiques d'estes oscilacions. Extrapolando a partir de rastrejos anteriors, és molt provable que el VST realise alguns descobriments inesperats en importants conseqüències per a la comprensió actual de l'Univers.[10]
Primeres imàgens de el VST
La primera image presa per el VST (dalt a l'esquerra) mostra l'espectacular regió de formació estelar del Messier 17, també coneguda com la Nebulosa Omega o la Nebulosa del Cisne, que abans jamai havia segut vist. Esta vasta regió de gas, pols i estreles jóvens calentes es troba en el cor de la Via Làctea, en la constelació de Sagitari (el Arquero). El camp de vista de el VST és tan gran que tota la nebulosa, incloent les seues parts externes més dèbils, és capturada i conserva la seua extraordinària nitidea en tota l'image. Les senyes varen ser processades en el sistema de software d'Astre-WISE desenrollat per EA Valentijn i colaboradors en Groningen i atres llocs.[1]
La segona image lliberada per el VST (esquerra) pot ser el millor retrat del cúmul globular Omega Centauri jamai abans fet. Omega Centauri, en la constelació de Centaurus (El Centauro), és el cúmul globular més gran en el cel, pero el molt ampli camp de visió de el VST i la seua potent cambra OmegaCAM pot comprendre inclús les dèbils regions exteriors d'este objecte espectacular. La regió esquerra de l'image inclou prop de 300.000 estreles. Les senyes varen ser processades per mig del sistema VST-Tube desenrollat per A. Grau i colaboradors de l'Observatori INAF-Capodimonte.[1]
La tercera image lliberada per el VST (dreta) mostra un triplet de galàxies lluentes en la constelació de Leo (El León), junt en una multitut d'objectes més dèbils: les galàxies de fondo distant molt més estrets i estreles de la Via Làctea. L'image fa alusió a la potència de la VST i OmegaCAM per a la topografia de l'univers extragaláctico i per al mapage dels objectes baixos de lluentor del halo galàctic. L'image de l'esquerra és un compost creat per la combinació d'exposicions preses a través de tres filtres diferents. La llum que passa a través d'un filtre de infrarroig propenc era de color roig, la llum roja és de color vert, i la llum verda és de color magenta.[12]
Vore també
Llista dels majors telescopis reflectores òptics Very Large Telescope VISTA (telescopi) Gran Telescopi per a Rastrejos Sinópticos
Referències
- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 «Imàgens preses per el VLT Survey Telescope», ESO, això.org, 28 de juliol de 2011. Consultat el 30 d'agost de 2014 (en anglés).
- ↑ «El Telescopi VST» (en anglés). ESO. Consultat el 30 d'agost de 2014.
- ↑ Capaccioli, M., Mancini, D. and Sedmak, G.; Mancini; Sedmak(Juny de 2005).«El VLT Survey Telescope: A Status Report».ESO.120: 10–13.(en anglés)
- ↑ 4,0 4,1 «Els espills de el VST» (en anglés). ESO. Consultat el 30 d'agost de 2014.
- ↑ 5,0 5,1 Capaccioli, M., Cappellaro, E., Mancini, D. and Sedmak, G.(2003).«El VLT Survey Telescope (VST) Project: a progress report».Mem. S.A.It. Suppl..SAIt.3(286)(en anglés)
- ↑ 6,0 6,1 «VSTceN Portal: VLT Survey Telescope Center at Naples Web Portal» (en anglés). INAF. Archivat des de l'original, el 5 de març de 2007. Consultat el 30 d'agost de 2014.
- ↑ Cappellaro, E.(Juny de 2005).«OmegaCAM: La cambra de el VST».Messenger.ESO.120: 13.(en anglés)
- ↑ «La cambra de el VST» (en anglés). ESO. Consultat el 30 d'agost de 2014.
- ↑ «Els rastrejos de el VST». ESO. Consultat el 30 d'agost de 2014.
- ↑ 10,0 10,1 «VST science» (en anglés). ESO. Archivat des de l'original, el 14 d'agost de 2011. Consultat el 30 d'agost de 2014.
- ↑ «Image de la Nebulosa de Carina marca inauguració del Telescopi de Rastreig de el VLT», ESO Press Release, 6 de decembre de 2012. Consultat el 30 d'agost de 2014.
- ↑ «VST mira al Triplet de Leo - i més allà», ESO, 27 de juliol de 2011. Consultat el 30 d'agost de 2014.
Referències
- Este artícul conté una traducció derivada de «VLT Survey Telescope» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.