Telescop foarte mare

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Telescop foarte mare (VLT)
Paranal Platform After Sunset (ESO) .jpg
Cele patru telescoape care alcătuiesc VLT la scurt timp după apusul soarelui, gata să înceapă să observe.
Observator Observatorul Paranal
Corp Observatorul European Sudic (ESO)
Stat Chile Chile
Locație Deșertul Atacama
Coordonatele 24 ° 37'38,4 "S 70 ° 24'15" W / 24,627333 ° S ° W 70,404167 -24,627333; -70.404167 Coordonate : 24 ° 37'38.4 "S 70 ° 24'15" W / 24.627333 ° S ° W 70.404167 -24.627333; -70.404167
Altitudine 2 635 m slm
Climat desertic
Prima lumină în 25 mai 1998 (pentru UT1, Antu)
Caracteristici tehnice
Tip Ritchey-Chrétien
Lungime de undă lângă ultraviolete, lumină vizibilă , în infraroșu apropiat și mijlociu
Diametrul primar 8,20 m
Diametrul secundar 1,12 m
Diametrul terțiar 1.242 × 0.866 m (eliptic)
Cadru altazimut
Site-ul oficial
Editați datele pe Wikidata · Manual

Telescopul foarte mare ( VLT , literalmente „telescop foarte mare”) este un sistem de patru telescoape optice separate, flancate de patru telescoape mai mici. Cele patru instrumente principale sunt telescoapele cu reflector cu câmp larg Ritchey-Chrétien, cu o oglindă primară cu diametrul de 8,2 metri. [1] Unitățile mai mici constau din patru telescoape reflectorizante de 1,80 metri în diametru care pot fi deplasate după cum este necesar. Proiectul VLT, care costă aproximativ 500 de milioane de dolari, face parte din Observatorul European de Sud (ESO), cea mai mare organizație astronomică europeană.

VLT este situat la Observatorul Paranal de pe Cerro Paranal , un munte înalt 2 635 m în deșertul Atacama din nordul Chile . În ceea ce privește majoritatea observatorilor lumii, locul a fost ales pentru uscăciunea sa (nu a plouat niciodată pe Paranal în memoria vie), abundența nopților senine, altitudinea mare și distanța față de sursele de poluare luminoasă .

Instalația a fost inaugurată la 26 aprilie 1996 [2] și primul dintre cele patru telescoape ( UT1-Antu ) și-a început viața operațională la 1 aprilie 1999.

Informații generale

Telescopul UT1 Antu .
Structura unuia dintre cele patru telescoape care alcătuiesc VLT.

Proiectul, rezultatul unui studiu ambițios al celor 8 state membre ESO care alcătuiau consorțiul la sfârșitul anilor 1980 (Belgia, Danemarca, Republica Federală Germania, Franța, Italia, Olanda, Suedia și Elveția), decembrie 8, 1987. [3] Complexul este format dintr-un grup de patru telescoape mari fixe (numite UTs, de la Unit Telescopes), patru telescoape mobile mai mici și un interferometru ( VLTI ) care este utilizat pentru observații cu rezoluție mai mare. Telescoapele individuale au fost numite după unele obiecte astronomice în limba Mapuche locală [4] :

Ultimul nume a fost tradus inițial ca Sirius , dar astăzi se crede că Yepun se referă la Venus [6] .
Interferometrul include, de asemenea, o serie de patru telescoape auxiliare mobile (AT) cu diametrul de 1,8 metri [1] .

VLT poate funcționa în trei moduri: [7]

  • ca patru telescoape independente (corespunzătoare modului principal)
  • ca un singur instrument necoerent, care colectează de patru ori lumina unuia dintre telescoapele individuale [8]
  • ca un singur instrument coerent interferometric , pentru rezoluție foarte mare.

Având în vedere diametrul lor mare, UT1-2-3-4 se numără printre cele mai mari telescoape terestre din lume. Oglinda primară are o grosime de doar 18 cm, ceea ce o face prea subțire pentru a-și menține forma singură. În acest scop, este susținut de 150 de pistoane , care își reglează forma de fiecare dată când telescopul este deplasat într-o nouă direcție. Aceste dispozitive fac parte din așa-numita optică activă și sunt exploatate și de optica adaptivă , numită MAD, al cărei scop este de a corecta erorile introduse de turbulențele atmosferice.

Optica adaptivă utilizată de aceste telescoape este de nouă generație; optica obișnuită adaptivă este capabilă să corecteze doar o mică porțiune a cerului vizibil, de obicei 15 secunde de arc. Sistemul MAD, pe de altă parte, este capabil să gestioneze o regiune mult mai mare a cerului. [9] În acest mod și cu o expunere de o oră, fiecare telescop este capabil să fotografieze obiecte cu magnitudinea 30.

Panorama la 360 ° a cerului de noapte deasupra Cerro Paranal. Arcul luminii este Calea Lactee . ( Fotografie de înaltă rezoluție ).

În modul interferometric (utilizat pentru aproximativ 20% din timpul de observare), lumina colectată este trimisă și procesată într-un laborator central. În acest fel, cele patru telescoape colectează aceeași cantitate de lumină ca o singură oglindă cu diametrul de 16 metri, ceea ce le face cel mai mare instrument optic din lume. Rezoluția unghiulară este echivalentă cu cea a unei oglinzi care are un diametru egal cu distanța maximă dintre telescoape (aproximativ 100 de metri). VLTI vizează o rezoluție unghiulară de 0,001 secunde de arc la o lungime de undă de 1 μm , în infraroșu apropiat; este suficient să se rezolve un obiect de 2 metri mare la distanța care separă Pământul de Lună . [1] VLTI ar trebui să poată rezolva modulele de aterizare lunară LEM (5 metri mari) lăsate pe Lună de misiunile Apollo . Un grup de oameni de știință europeni intenționează să efectueze această observație.

Deși a fost folosit de mult timp în radioastronomie , interferometria în astronomie optică este o tehnologie foarte recentă, deoarece eșantionarea și alinierea semnalelor la frecvențe mai mari decât undele radio necesită instrumente mult mai sofisticate. Principalele evoluții necesare pentru construcția și funcționarea eficientă a VLTI sunt două. Primul este crearea de sisteme laser capabile să măsoare distanțe infinitezimale. Legile opticii impun că interferometria între două sau mai multe fascicule monocromatice este posibilă numai dacă diferența dintre căile optice ale fasciculelor în sine este mai mică de o zecime din lungimea lor optică. Deci lumina colectată de telescoape trebuie să atingă focalizarea comună cu o toleranță maximă de aproximativ 50 nanometri pe aproximativ 100 de metri de cale optică! Paranal Express are grijă de alinierea corectă a tuturor fasciculelor de lumină utilizate, care includ lasere, circuite de întârziere și oglinzi plasate pe trenuri reale capabile să se deplaseze extrem de repede. A doua cerință este utilizarea opticii adaptive, care în cazul VLT este montată pe UT-4 și utilizează senzorul NACO. Optica adaptivă este utilizată pentru a corecta distorsiunea introdusă de turbulențele atmosferice: a vedea . Dimensiunea unghiulară minimă a vizionării pe Pământ este de 0,2 secunde de arc, ceea ce corespunde puterii de rezoluție a unui telescop de aproximativ 1 metru la o lungime de undă de 1 µm. Prin urmare, este inutil să construim un telescop foarte mare, de exemplu 5 metri, dacă puterea sa de rezoluție este încă egală cu cea a unui telescop de 1 metru. Această limită este valabilă pentru toate telescoapele construite pe Pământ și justifică importanța opticii adaptive în peisajul observațional modern.

VLTI este un instrument atât de rafinat încât este capabil să obțină imagini de calitate superioară chiar și cu telescopul spațial Hubble. Periodic oglinzile sunt dezasamblate pentru a fi curățate de impuritățile care se acumulează în timpul sesiunilor de observare. [10]

Detalii tehnice

Instrumente

Imagine de sus care arată distribuția telescoapelor principale și auxiliare

Telescoapele VLT sunt echipate cu o serie mare de instrumente care permit observații de la aproape ultraviolete (300 nm) până la infraroșu mediu (24 µm), deci o porțiune foarte mare a ferestrei optice accesibile de la sol. Echipamentul care însoțește UT este de cel mai înalt nivel și include spectroscopie ultravioletă până la infraroșu apropiat ( UVES ), spectroscopie multi-obiect , imagini de înaltă rezoluție. VLT este renumit pentru nivelul său ridicat de eficiență observațională și pentru automatizarea sa: camera de control a fost de fapt construită la sute de metri distanță în timp ce cioara zboară de la telescoape, pentru a minimiza influența activităților. Asupra observațiilor instrumentelor. .

Instrumente instalate la VLT până la 30 septembrie 2017 [11]
Telescop Foc Cassegrain Fire Nasmyth A Fire Nasmyth B
Antu (UT1) FORS 2 NACO KMOS
Kueyen (UT2) X-shooter FLACERI UVES
Melipal (UT3) VIZIR SFERĂ VIMOS
Yepun (UT4) SINFONE HAWK-I MUZĂ

Instrumente de primă generație

Unele dintre următoarele instrumente sunt încă în curs de dezvoltare:

  • FORS 2 ( FOcal Reducer și spectrograf cu dispersie redusă ) este un spectrograf CCD sensibil la lumină vizibilă și multi-obiect cu un câmp vizual de 6,8 x 6,8 minute de arc pătrat. (FORS1 a fost identic cu FORS2, dar a fost scos din telescop în aprilie 2009) [12]
  • UVES ( Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph ) este un spectrograf echelle de înaltă rezoluție care acoperă intervalul cuprins între 300 nm și 1 µm.
  • FLAMES ( Spectrograf cu elemente multiple cu fibră mare ) este un spectrograf cu mai multe obiecte, care folosește un pachet de fibre optice conectate la UVES și GIRAFFE; permite studierea simultană a sutelor de surse simultan.
  • NaCo (de la NAOS -CONICA; NAOS înseamnă Nasmyth Adaptive Optics System și CONICA pentru COude Near Infrared CAmera ) face parte din optica adaptivă. Este capabil să producă imagini în infraroșu la fel de clare ca cele luate din spațiu și include un spectrograf, un polarimetru și un coronograf.
  • VISIR ( VLT Imager și spectrometru pentru infraroșu mediu ), oferă imagini și spectre în banda infraroșu mijlocie între 10 și 20 μm .
  • SINFONI ( Spectrograph for Integral Field Observations in the Near Infrared ) este un spectrograf de câmp integral cu rezoluție medie care funcționează în infraroșul mediu (1 - 2,5 µm). Profitați de optica adaptivă.
  • CRIRES ( Spectrograf Echelle CRyogenic InfraRed ) este un spectrograf echelle care are o rezoluție R = 100 000 în regiunea infraroșu apropiat între 1 și 5 μm .
  • HAWK-I ( High Acuity Wide field K-band Imager ) este un CCD pentru câmp larg cu infraroșu aproape care funcționează în banda K cu infraroșu, deci între 2,0 și 2,5 µm.
  • VIMOS ( VIsible Multi-Object Spectrograph ) este un spectrograf multi-obiect capabil să proceseze până la 1000 de obiecte simultan într-un câmp vizual de 14 × 14 minute de arc.
  • PIONIER , un instrument care combină împreună lumina colectată de cele patru telescoape individuale de 8 metri, permițând obținerea de detalii cu o rezoluție de 16 ori mai mare decât instrumentele individuale. [13]
  • PRIMA ( Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry ) este instrumentul VLTI pentru interferometrie care utilizează atât cele 4 telescoape principale, cât și cele secundare. Permite astronomilor să observe obiecte slabe la rezoluție înaltă. [14]
  • Focul pentru instrumentul invitat este disponibil pentru instrumente precum ULTRACAM sau DAZZLE.

La acestea se adaugă un senzor al VLTI:

  • AMBER ( combinator astronomic cu mai multe fascicule în infraroșu apropiat ), capabil să interfereze cu până la trei fascicule cu infraroșu apropiat între 1 și 2,4 μm .

Instrumente de a doua generație

  • X-shooter , primul instrument de a doua generație, este un spectrometru în bandă largă (de la UV la infraroșu apropiat) care a fost conceput pentru a explora proprietățile unor surse rare, ciudate sau neidentificate.
  • KMOS, un spectrograf criogenic multi-obiect, sensibil la infraroșu, construit în principal pentru studiul galaxiilor îndepărtate. [15]
  • MUSE ( Multi Unit Spectroscopic Explorer ), un uriaș spectrograf 3D montat pe UT4, care va oferi spectre vizibile complete ale tuturor obiectelor conținute în volume cilindrice fine care traversează universul [16]
  • SPHERE este un sistem optic adaptiv cu contrast ridicat dedicat descoperirii și studiului exoplanetelor. [17]
  • SAXO ( SPHERE extreme AO system ), un instrument care combină un sistem extrem de optic adaptiv, diverse coronografe și o serie de instrumente focale care vor lua imagini și spectre pe câmp complet și vor funcționa, de asemenea, în polarimetrie în lumină vizibilă și infraroșie. [18]
  • ESPRESSO ( Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanet- and Stable Spectroscopic Observations ), este un spectrograf echelle de înaltă rezoluție cu fibre optice, sensibil la lumina vizibilă, pentru căutarea planetelor stâncoase extra-solare în zona locuibilă a altor stele. [19]
  • MATISSE : ( Experiment SpectroScopic multi-AperTure mid-Infrared) . [20] Un interferometru care funcționează în infraroșu mediu (13 - 32 nm ) și rezoluție spațială de 5-10 max . Poate recombina lumina colectată de patru telescoape în același timp, indiferent dacă acestea sunt unitățile auxiliare principale sau de un metru, reconstituind imaginea rezultată prin interferență. Potrivit pentru studiul nucleelor galactice active, stelelor masive și caracterizării exoplanetare. Operațional din februarie 2018. [21]

Interferometrie și VLT

Tabăra de bază din Paranal și VLT în partea de sus a Cerro Paranal pe stânga
Interiorul Residenței Paranal

În modul de operare interferometric, lumina care ajunge de la telescoape este reflectată de oglinzi și transportată prin tuneluri speciale către un laborator central care combină toate razele de lumină. VLTI atinge o rezoluție unghiulară eficientă de 0,002 secunde de arc la o lungime de undă de 2 μm . Această rezoluție este comparabilă cu cea obținută cu alte sisteme, cum ar fi interferotometrul optic Navy Prototype și gama CHARA. Folosind telescoape mari, cele mai slabe obiecte pe care VLTI le poate observa sunt de magnitudine absolută (H) 7 în infraroșul apropiat pentru observații în bandă largă [22] comparabile cu cele ale altor interferometre care funcționează în infraroșul apropiat / optic fără „fringe-tracking”. În septembrie 2011 a fost adăugat un sistem de integrare incoerent, numit AMBER „modul orb”, care va permite observarea surselor de până la K = 10 cu o rezoluție spectrală medie. [23] La lungimi de undă mai interesante, cum ar fi infraroșul mediu, VLTI poate atinge o magnitudine de 4,5, considerabil mai slabă decât interferometrul spațial cu infraroșu. Când se introduce monitorizarea franjurilor, magnitudinea limitativă ar trebui să se îmbunătățească cu aproape un factor de 1000, ajungând la magnitudinea 14. Acest rezultat este similar cu ceea ce se așteaptă pentru alte interferometre de monitorizare franjuri.

În modul spectroscopic, VLTI poate atinge acum o magnitudine limitativă de 1,5. VLTI poate funcționa complet autonom, făcând observațiile interferometrice foarte ușor de pregătit și efectuat. VLTI a devenit primul instrument din lume care oferă observații interferometrice optice și infraroșii tuturor utilizatorilor comunității astronomice. [24]

Datorită numeroaselor oglinzi implicate în sistemul VLTI, un procent substanțial din lumina colectată, între 70% și 95% în funcție de lungimea de undă implicată, se pierde înainte de a ajunge la senzori. [25] În plus, tehnica interferometrică este de așa natură încât este eficientă numai pentru obiectele suficient de mici, astfel încât toată lumina lor să fie concentrată. De exemplu, un obiect cu o luminozitate redusă a suprafeței (cum ar fi cel al Lunii) nu poate fi observat, deoarece lumina este prea diluată. Numai obiectivele la temperaturi de 1000 ° C au o luminozitate suficient de ridicată a suprafeței pentru a fi observată în mijlocul infraroșu, în timp ce câteva observații în infraroșu mediu cu VLTI sunt necesare câteva mii de grade Celsius. Aceasta include majoritatea stelelor din vecinătatea Soarelui și multe obiecte extragalactice, cum ar fi galaxiile active luminoase, dar această limită de sensibilitate exclude observațiile interferometrice ale majorității obiectelor din sistemul solar. Deși utilizarea telescoapelor mari și a opticii adaptive poate îmbunătăți ușor sensibilitatea, interferometria optică nu poate depăși stelele din apropiere și cele mai strălucitoare galaxii active.

Primele două instrumente de la VLTI au fost VINCI (un instrument de testare utilizat pentru configurarea sistemului) și MIDI, care permiteau utilizarea a două telescoape în același timp. Odată cu instalarea instrumentului AMBER în 2005, cu tehnica fazei de închidere , vor fi posibile observații interferometrice cu 3 telescoape. Instalarea Phase Referenced Imaging și Microarcsecond Astrometry (PRIMA) în 2008 a sporit și mai mult capacitățile fotografice ale VLTI, permițând imagini cu referință de fază. [26] [27] [28]

După ce a întâmpinat întârzieri semnificative și nu a îndeplinit specificațiile, VLTI a revenit în centrul atenției în decembrie 2004 cu al doilea plan de salvare al ESO. A presupus eforturi suplimentare pentru îmbunătățirea rapidă a urmăririi franjurilor și a performanței tunelurilor principale de întârziere. Rețineți că acest lucru se aplică numai interferometriei și nu celorlalte instrumente Paranal. În 2005, VLTI producea în mod continuu date, deși cu o magnitudine limitativă mai strălucitoare și cu o eficiență mai slabă decât se aștepta. În martie 2008, VLTI a permis deja publicarea a 89 de articole în reviste de referință. [29] [30] [31]

Instrumentul GRAVITY

În 2016 a fost instalat noul spectrograf GRAVITY, care funcționează în infraroșu apropiat în lungimi de undă cuprinse între 2,0 și 2,4 μm. Combină grinzile a patru telescoape, atingând o rezoluție unghiulară în miimi de secundă de arc . Este utilizat atât în ​​scopuri de astrometrie, cât și în scopuri interferometrice, iar în martie 2019 a efectuat studii importante pe planeta HR 8799 și , de asemenea, arată rolul pe care îl are în studiul exoplanetelor . [32]

Telescoape auxiliare

Un telescop auxiliar în uz

Deoarece telescoapele principale (UT) sunt utilizate de cele mai multe ori în mod independent, ele sunt utilizate interferometric mai ales în nopțile „luminoase” (adică aproape de luna plină). În restul timpului, interferometria este efectuată prin telescoape auxiliare (AT) de 1,8 m în diametru, cu capacitatea de a se deplasa în 30 de poziții diferite, care sunt dedicate în întregime observării interferometrice. Primele observații de acest fel au fost efectuate în februarie 2005. Din 2006, toate cele patru AT-uri sunt pregătite pentru observații, construite de firma belgiană AMOS. Cu o oglindă secundară de 0,14 m, acestea sunt plasate în patru cupole individuale cu un diametru de 3,9 m, 6,3 înălțime și echipate cu sistemele de răcire necesare. Trebuie amintit că, pentru observarea interferometrică a celor mai strălucitoare obiecte, există relativ puține câștiguri în utilizarea telescoapelor de 8 metri, mai degrabă decât de 1,8 metri. [33]

Optică adaptivă cu VLT

În august 2017, cu prima lumină [34] a instrumentului MUSE , unitatea Yepun (UT4) a VLT a fost transformată într-un telescop complet adaptabil [35] (AOF, Adaptive Optics Facility).

Cercetare și rezultate științifice

  • În iunie 2017, prima exoplanetă a fost observată folosind instrumentul SPHERE [36] . Planeta, HIP65426b , este la aproximativ 385 de ani lumină distanță și are o masă între 6 și 12 ori mai mare decât cea a lui Jupiter, cu o temperatură variabilă între 1000 și 1400 C, cu prezența apei și a norilor în atmosfera sa. [37]
  • în noiembrie 2017, instrumentul FORS a fost utilizat pentru a măsura orbita, luminozitatea și culoarea asteroidului interestelar 1I / 2017 U1 ( 1I / 'Oumuamua ). Obiectul, a cărui lungime este estimată la aproximativ 400 de metri, se rotește în jurul axei sale la fiecare 7,3 ore; variația semnificativă a luminozității sugerează că este un obiect extrem de alungit. Aceste proprietăți sugerează că obiectul este dens, probabil stâncos sau cu un conținut ridicat de metal, [38] [39]

În cultura de masă

Una dintre oglinzile mari ale telescopului a făcut obiectul unui episod din seria World's Toughest Fixes de la National Geographic Channel, când o echipă de ingineri a îndepărtat și transportat oglinda pentru a fi curățată și re-aprinsă.

Zona din jurul VLT a fost văzută și în blockbuster-ul James Bond Quantum of Solace . [40]

Galerie de imagini

  • Stea cu ghid laser (Imagine a anului 2010 Wikimedia Commons).

  • Trio de galaxii NGC 6769, 6770 și NGC 6771 observate cu VIMOS.

  • Furtună uriașă pe Saturn observată cu VLT.

  • Galaxia Sombrero văzută cu FORS1 la VLT.

  • Imagine a regiunii centrale (cu o extensie de 5500 de ani lumină) a galaxiei spirale NGC 1097, obținută cu optica adaptativă NACO a VLT.

  • Una dintre primele imagini de la VIMOS care arată celebrele galaxii Antene (NGC 4038/9).

  • Nebuloasa LHA 120-N 44 din jurul grupului de stele NGC 1929.

  • Nebuloasă din jurul supergigantului roșu Betelgeuse imaginat cu VISIR.

  • Ciorchine stelare și nebuloasă NGC 371 fotografiate cu FORS1 pe VLT.

  • Perseide peste VLT în 2010.

Notă

  1. ^ a b c The Very Large Telescope , pe eso.org , ESO. Adus pe 21 februarie 2012 .
  2. ^ (EN)Inaugurarea VLT, 1996 , pe eso.org. Adus pe 28 martie 2019 .
  3. ^ (RO) Europa decide să construiască cel mai mare telescop optic din lume pe eso.org, 8 decembrie 1987.
  4. ^ Numele Telescoapelor VLT , la eso.org . Adus la 4 mai 2011 .
  5. ^ (EN) Telescoape VLT Unit la inaugurarea Paranal Numit pe eso.org, 6 martie 1999.
  6. ^ Despre semnificația „YEPUN” , pe eso.org . Adus la 4 mai 2011 .
  7. ^ Știința cu VLT în ELT a fost Depus pe 9 martie 2012 în Internet Archive .
  8. ^ Pasquini, L. și colab., ESPRESSO: A High Resolution Spectrograph for the Combined Coudé Focus of the VLT ( PDF ), în 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 . Adus pe 27 iunie 2019 .
  9. ^ O nouă perspectivă adaptativă pentru VLT , pe lescienze.espresso.repubblica.it , Le Scienze. Accesat la 3 aprilie 2007 .
  10. ^ (EN) eso.org (eds), curățarea și revopsirea oglinzii principale VLT , pe eso.org. Adus la 16 septembrie 2017 .
  11. ^ ( RO ) Instrumente instalate pe cele 4 telescoape , pe eso.org . Adus la 25 septembrie 2017 .
  12. ^ ESO - Paranal Instrumentation: FORS2
  13. ^ ESO - ann11021 - Lumina de la toate cele patru telescoape VLT combinate pentru prima dată
  14. ^ Copie arhivată ( PDF ), pe eso.org . Adus la 20 februarie 2012 (arhivat din original la 27 martie 2009) .
  15. ^ Ex - Kmos
  16. ^ ESO - Muse
  17. ^ ESO - Sferă
  18. ^ Integrarea, testele și performanțele de laborator ale SAXO, sistemul VLT-SPHERE extreme AO - AO4ELT 2
  19. ^ Espresso , pe espresso.astro.up.pt . Adus la 20 februarie 2012 (arhivat din original la 17 octombrie 2010) .
  20. ^ MATISSE: Multi-AperTure Mid-Infrared SpectroScopic Experiment , pe eso.org , en. Adus la 18 martie 2018 .
  21. ^ media.inaf, it (editat de), Prima lovitură de lumină pentru Matisse la Vlti , pe media.inaf.it , 7 martie 2018.
  22. ^ (EN) AMBER - Combinator astronomic multi-fascicul , pe Instrumentația Paranal ESO , ESO. Adus pe 21 februarie 2012 .
  23. ^ AMBER "blind mode" , pe fizeau.oca.eu . Accesat la 21 februarie 2012 (arhivat din original la 26 martie 2012) .
  24. ^ Observing with the ESO VLT Interferometer Arhivat 20 octombrie 2012 la Internet Archive .
  25. ^ F. Puech și P. Gitton, Document de control al interfeței între VLTI și instrumentele sale , VLT-ICD-ESO-15000-1826, 2006.
  26. ^ J. Sahlmann, S. Menardi ,, R Abuter, M. Accardo, S. Mottini și F. Delplancke, Unitatea senzorului PRIMA , în Astron. Astrophys. , vol. 507, nr. 3, 2009, pp. 1739–1757, Bibcode : 2009A & A ... 507.1739S , DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912271 .
  27. ^ Francoise Delplancke, Facilitatea PRIMA cu referință de fază, imagistică și astrometrie micro-arcsecundă , în New Astr. Rev. , vol. 52, 2-5, 2008, pp. 189–207, Bibcode : 2008NewAR..52..199D , DOI : 10.1016 / j.newar.2008.04.016 .
  28. ^ J. Sahlmann, R. Abuter, S. Menardi, C. Schmid, N. Di Lieto, F. Delplancke, R. Frahm, N. Gomes și P. Haguenauer, primele rezultate ale urmăririi franjurilor cu unitatea senzorului PRIMA în Proc. SPIE , n. 7734, 2010, pp. 773422–773422–12, Bibcode : 2010SPIE.7734E..62S , DOI : 10.1117 / 12.856896 .
  29. ^ Bibliografie telescop ESO
  30. ^ Publicații MIDI Arhivat 20 martie 2012 la Internet Archive .
  31. ^ Publicații VINCI / AMBER / PRIMA Arhivat 20 martie 2012 la Internet Archive .
  32. ^ (EN) GRAVITY - Rezumat , pe eso.org.
  33. ^ Telescoape auxiliare , la eso.org .
  34. ^ Prima lumină pentru un sistem optic adaptiv de ultimă generație , în eso1724it .
  35. ^ Prima lumină la Vlt pentru Facilitatea de Optică Adaptivă , pe media.inaf.it .
  36. ^ Mare, fierbinte și tulbure: așa a văzut SPHERE prima sa exoplanetă , pe lescienze.it .
  37. ^ SPHERE observă HIP65426b , pe asi.it. Adus la 6 iulie 2017 (arhivat din original la 5 noiembrie 2018) .
  38. ^ (EN) Karen J. Meech ,, Robert Weryk, Marco Micheli și colab., O scurtă vizită a unui asteroid interstelar roșu și extrem de alungit în nature.com, 20 noiembrie 2017, DOI : 10.1038 / nature25020 .
  39. ^ Iată „Oumuamua, oaspetele nostru interstelar , pe media.inaf.it , 20 noiembrie 2017.
  40. ^ Un uriaș de astronomie și un cuantum de consolare: filmare de succes în Paranal , ESO, 25 martie 2008. Adus pe 5 august 2011 .

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

Controllo di autorità VIAF ( EN ) 261970018 · LCCN ( EN ) sh00005584 · GND ( DE ) 4380905-4 · BNF ( FR ) cb13578015v (data) · NLA ( EN ) 35834743 · WorldCat Identities ( EN ) viaf-261970018
Astronomia Portale Astronomia : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di astronomia e astrofisica
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Very_Large_Telescope&oldid=122071553 "