초거대 망원경

Very Large Telescope
초거대 망원경
Paranal and the Pacific at sunset (dsc4088, retouched, cropped).jpg
네 개의 보조 망원경과 함께 VLT를 구성하는 네 개의 유닛 망원경
대체 이름VLT Edit this at Wikidata
의 일부파라날 천문대 Edit this on Wikidata
위치칠레 앙투파가스타 주
좌표24°37′38″S 70°24′15″w/24.62733°S 70.40417°W/ -24.62733; -70.40417좌표: 24°37′38″S 70°24′15″W / 24.62733°S 70.40417°W / -24.62733; -70.40417 Edit this at Wikidata
조직유럽 남부 천문대 Edit this on Wikidata
고도2,635m(8,645ft)
관찰시간연 340박
파장300nm – 20μm(N-UV, 가시광선, NIR, WWID, MWIR, LWIR)
퍼스트라이트1998년 (제1부대 망원경용)
망원경 스타일천문대 Edit this on Wikidata
지름
  • 4 x 8.2미터 단위 망원경(UT)
  • 4 x 1.8미터 이동 가능한 보조 망원경(AT)
각도 분해능0.002 아크초
초점 길이120m(393ft 8인치)
웹사이트www.eso.org/vlt Edit this at Wikidata
Very Large Telescope is located in Chile
Very Large Telescope
초대형 망원경의 위치
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초거대망원경(VLT)은 칠레 북부 아타카마 사막의 세로 파라날(Cerro Paranal)에 있는 유럽남방천문대가 운영하는 망원경 시설이다.그것은 각각 가로 8.2m의 1차 거울을 가진 4개의 개별 망원경으로 구성되어 있으며, 일반적으로 개별적으로 사용되지만 매우 높은 각도를 달성하기 위해 함께 사용할 수 있다.[1]네 개의 분리된 광학 망원경은 안투, 쿠옌, 멜리팔, 예푼으로 알려져 있는데, 모두 마푸체 언어로 천문학적인 물체를 가리키는 말이다.망원경은 1.8m 구경의 4개의 이동식 보조 망원경으로 보완된 배열을 형성한다.

VLT는 가시 파장과 적외선 파장에서 작동한다.각각의 개별 망원경은 육안으로 탐지할 수 있는 것보다 약 40억 배나 더 희미하게 물체를 탐지할 수 있으며, 모든 망원경을 합치면 시설은 약 0.002 아크초의 각 해상도를 달성할 수 있다.단일 망원경 모드에서 각도 분해능은 약 0.05 아크초이다.[2]

VLT는 허블 우주망원경만이 가시 파장으로 운영되는 시설들 중에서 더 많은 과학적인 논문들을 만들어 낼 정도로 천문학에 가장 생산적인 지상 기반 시설이다.[3]VLT를 사용하여 수행된 선구적 관측 중에는 외부 행성의 첫 번째 직접 영상, 은하 중심부의 초거대 블랙홀을 이동하는 개별 별의 추적, 가장 멀리 알려진 감마선 폭발의 잔광 관측 등이 있다.[4]

일반 정보

VLT의 네 개의 유닛 망원경

VLT는 4개의 큰 (8.2미터 직경) 망원경(단위 망원경 또는 UT라고 함)과 이들을 결합하여 천문 간섭계(VLTI)로 구성되는데, 이 망원경은 작은 물체를 해결하는 데 사용된다.간섭계에는 또한 계간 관측 전용 1.8m 직경의 이동식 망원경 4개 세트가 포함되어 있다.최초의 UT는 1998년 5월에 운영을 시작했고 1999년 4월 1일에 천문학계에 제공되었다.다른 망원경은 1999년과 2000년에 작동하여 다중 텔레스코프 VLT 기능을 가능하게 했다.VLTI에는 UT를 다른 프로젝트에 사용할 때 사용할 수 있도록 하기 위해 4개의 1.8미터 보조 망원경(AT)이 추가되었다.이러한 AT는 2004년에서 2007년 사이에 설치되었고 운영되었다.[1]

VLT의 8.2미터 망원경은 원래 다음과 같은 세 가지 모드로 작동하도록 설계되었다.[5]

  • 4개의 독립 망원경 세트로서 (이것은 1차 작동 방식이다.)
  • 추가 분해능을 위해 단일 대형 일관 간섭계 계측기(VLT 간섭계 또는 VLTI)로 사용.이 모드는 각도가 작은 비교적 밝은 선원의 관측에 사용된다.
  • 단일 대형 일관성 없는 기기로서, 광선 방출 용량을 추가로 제공한다.일관성이 없는 통합된 초점을 얻기 위해 필요한 계측기는 원래 구축되지 않았다.2009년에는 관측 모드를 사용할 수 있도록 새로운 계측기 제안이 제시되었다.[6]여러 개의 망원경은 때때로 같은 물체를 독립적으로 가리키기도 하는데, 이는 총 광 채집력을 증가시키거나 보완 기기와 동시 관측을 제공하기 위함이다.

단위 망원경

적응형 광학 장치에 사용되는 레이저.그것은 대기 중에 나트륨 원자를 흥분시키고 레이저 유도 별을 만든다.
2012년 "적응형 광학 시설"로 예푼(UT4) 업그레이드.[8]
유닛 망원경 검사 중.[7]

UT에는 근외선으로부터 중간 적외선(즉, 지구 표면에서 접근할 수 있는 빛의 파장의 상당 부분)까지 관측을 수행할 수 있는 대규모 계측기가 장착되어 있으며, 고해상도 스펙트럼 분석, 다목적 스펙트럼 분석, 영상촬영, 고선량 등 모든 기법이 포함된다.에스컬레이션 영상 촬영특히 VLT는 여러 가지 적응형 광학 시스템을 갖추고 있어 대기 난류의 영향을 보정해 마치 망원경이 우주에 있는 것처럼 선명한 이미지를 제공한다.근적외선에서는 VLT의 적응형 광학 영상이 허블우주망원경보다 최대 3배 더 선명하고 분광 분해능이 허블보다 몇 배나 좋다.VLT는 높은 수준의 관찰 효율성과 자동화로 유명하다.

직경 8.2m의 망원경은 열로 제어되는 소형 건물에 들어 있으며, 망원경과 동시에 회전한다.이 설계는 온도 및 바람 흐름의 변화로 인해 발생할 수 있는 망원경 튜브의 난기류로 인한 등 관측 조건에 대한 부작용을 최소화한다.[4]

VLT 유닛 망원경 3에 부착된 SPER 기기.[9]

주 VLT 망원경의 주된 역할은 네 개의 독립된 망원경으로 작동하는 것이다.간섭계(다중 망원경에서 나오는 빛을 결합하는 것)는 예를 들어 베텔게우스와 같은 밝은 물체에 대한 매우 고해상도를 위해 약 20%의 시간을 사용한다.이 모드는 천문학자들이 개별 망원경보다 최대 25배 더 미세한 세부 정보를 볼 수 있게 해준다.광선 빔은 100미터의 광선 경로에서 1μm 미만의 차이 내에서 광로가 동일하게 유지되어야 하는 터널의 복잡한 미러 시스템을 사용하여 VLTI에 결합된다.이러한 정밀도로 VLTI는 밀리아크초의 각도 분해능으로 영상을 재구성할 수 있다.[1]

유닛 망원경의 마푸체 이름

마푸체어로 "태양"을 뜻하는 안투(UT1)의 내부.

UT1에서 UT4까지의 원래 기술적 지정을 대체하기 위해 4개의 VLT 유닛 망원경에 "실제" 이름을 제공하는 것은 오랫동안 ESO의 의도였다.1999년 3월 파라날 취임 당시 마푸체 언어로 하늘에 있는 사물의 의미 있는 이름 4개가 선택되었다.이 토착민들은 대부분 산티아고 데 칠레의 남쪽에 산다.

칠레 II 지역의 학생들 사이에서 이와 관련하여 에세이 콘테스트가 마련되었는데, 앙투파가스타는 이러한 이름들의 함의에 대해 쓸 수 있는 수도다.ESO 개최국의 문화 유산을 다루는 많은 출품작을 뽑았다.

우승 에세이는 칼라마시 인근 추키카마타 출신의 17세의 조시 알바네즈 카스티야(Jorsssy Albanez Castilla)가 출품했다.그녀는 파라날 현장이 취임하는 동안 아마추어 망원경인 이 상을 받았다.[10]

유닛 망원경 1-4는 이후 각각 앤투(선), 쿠옌(문), 멜리팔(남십자), 예분(이븐잉 스타)으로 알려져 있다.[11]원래 1940년대의 스페인어-마푸체 사전이 예푼을 "시리우스"[12]로 잘못 번역했기 때문에 예푼이 실제로 저녁 별 금성을 의미하는지에 대해 약간의 혼란이 있었다.

보조 망원경

보조 망원경, 리스테르겐시아 그리고 은하수의 심장.[13]

4개의 8.2미터 단위 망원경은 VLTI에서 결합할 수 있지만, 관측 시간은 대부분 개별 관측에 사용되며, 매년 제한된 수의 야간 동안 대기계간 관측에 사용된다.그러나 4개의 1.8미터 크기의 AT는 매일 밤 VLTI가 작동할 수 있도록 상호호출 전용이다.[4]

각 AT의 상단부는 원형 인클로저로, 3개 세그먼트의 2세트로 제작되며, 이 인클로저는 개폐된다.그것의 임무는 1.8미터의 섬세한 망원경을 사막의 환경으로부터 보호하는 것이다.인클로저는 상자형 트랜스포터 부분에 의해 지지되며, 여기에는 전자부품 캐비닛, 액체 냉각 시스템, 냉방 장치, 전원 공급 장치 등이 포함된다.천체 관측 중에 인클로저와 트랜스포터가 망원경에서 기계적으로 격리되어 수집된 데이터를 손상시키지 않도록 한다.[1]

트랜스포터 구간은 선로 위를 운행하기 때문에 AT는 30개의 다른 관측 위치로 이동할 수 있다.VLTI는 망원경 그룹이 결합된 크기만큼 큰 단일 망원경처럼 작용하기 때문에 AT의 위치를 바꾸면 관측 프로젝트의 필요에 따라 VLTI를 조정할 수 있다는 것을 의미한다.[1]VLTI의 재구성 가능한 특성은 매우 큰 어레이의 특성과 유사하다.

과학적 결과

은하수의 부드러운 빛은 ESO의 파라날 천문대의 VLT 측량 망원경(VST) 뒤에서 볼 수 있다.[14]

VLT의 결과는 하루 평균 두 개 이상의 동료 검토 과학 논문을 발표하게 했다.예를 들어, 2017년에는 600개 이상의 검토된 과학 논문이 VLT 데이터를 기반으로 출판되었다.[15]이 망원경의 과학적 발견은 최초의 외계 행성인 베타 픽토리스 b의 직접 영상 촬영,[16] 은하 중심부의 초거대 블랙홀 주위를 이동하는 개별 별을 추적하고, [17]가장 멀리 알려진 감마선 폭발의 잔광을 관찰하는 것을 포함한다.[18]

2018년 VLT는 초거대 블랙홀 근처의 극한 중력장을 통과하는 별의 움직임에 대한 아인슈타인의 일반상대성이성의 첫 번째 성공적인 테스트를 수행하는데 도움을 주었다.[19]실제로 2018년 새로운 접근방식에서도 빔콤비너 기기 GRAID를 사용한 반면, VLT에서는 SINFONY와 NACO 적응형 광학 기기로 26년 넘게 관찰이 진행되어 왔다.[20]맥스 플랑크 외계물리연구소(MPE)의 은하중심팀이 관측 결과를 처음으로 공개했다.[21]

VLT의 표식을 가진 다른 발견들로는 처음으로 거의 110억 광년 떨어진 은하에서 일산화탄소 분자가 검출된 것이 있는데, 이것은 25년 동안 이해하기 어려운 업적이다.이것은 천문학자들이 그러한 먼 시대에서 우주 온도의 가장 정확한 측정을 얻을 수 있게 했다.[22]또 다른 중요한 연구는 은하수 중심에 있는 초거대 블랙홀의 격렬한 플레어였다.VLT와 APEX는 중앙 블랙홀에 가까운 강렬한 중력 속에서 궤도를 돌면서 뻗어나가는 물질을 드러내기 위해 협력했다.[23]

천문학자들은 또한 VLT를 사용하여 NGC 6397 성단의 매우 오래된 별들의 나이를 추정했다.항성 진화 모델을 바탕으로 두 개의 별은 13.4 ± 0.8억 년, 즉 우주에서 가장 초기의 항성 생성 시대에서 온 것으로 밝혀졌다.[24]그들은 또한 VLT를 사용하여 처음으로 초지구 외부 행성 주위의 대기를 분석하였다.GJ 1214b로 알려진 이 행성은 모항성 앞을 지나며 연구되었고, 일부 별빛이 행성의 대기를 통과했다.[25]

ESO의 관측소에서 발견된 상위 10개 중 7개가 VLT를 사용했다.[26]

  • Potw1239a.jpg

기술적 세부사항

망원경

각 단위 망원경은 14.4m 초점 길이의 22tne 8.2m 제로두르 1차 거울과 1.1m 경량 베릴륨 2차 거울을 갖춘 리치-크레티안 카세그레인 망원경이다.평평한 3차 거울은 시스템 초점 길이가 120m인 F/15 Nasmyth 포커스 양쪽에 있는 두 개의 기기 중 하나로 빛을 전환하거나 [27]3차 거울 중앙 홀을 통해 캐세그레인 포커스에서 세 번째 기기로 빛이 이동할 수 있도록 한쪽으로 기울인다.이를 통해 관측 조건에 일치하도록 5분 이내에 3개 계측기 중 하나를 전환할 수 있다.추가 거울은 터널을 통해 중앙 VLTI 빔 콤비네이터로 빛을 보낼 수 있다.(Nasmyth foci에서) 최대 시야는 약 27 아크분 직경이며, 대부분의 계측기는 시야가 좁지만 보름달보다 약간 작다.[citation needed]

각 망원경에는 총 질량이 350톤 정도 되는 알트-azimuth 마운트가 있으며, 주 거울 뒷면에 150개의 지지대가 달린 능동 광학 장치를 사용하여 컴퓨터로 얇은 (두께 177mm) 거울의 모양을 조절한다.[28]

계기

VLT의 계측기를 보여주는 다이어그램
SPEE는 외부 행성 이미저임[29]
2012년[30] 첫 조명 시 VLT의 Antu(UT1)에 KMOS
2003년 VLTI에 설치되기 전의 황색 기기
VLT 예푼(UT4)에 탑재된 MUSE
VIMOS, Melipal(UT3)에서 보이는 다중 객체 분광기
X-shooter 분광기, 2009년
UVES 분광기(UT2)
중력(간섭계)
Cassegrain 포커스에서 FORS-1(UT2)

VLT 계측 프로그램은 단일 관측소를 위해 고안된 가장 야심찬 프로그램이다.여기에는 대장 이미저, 적응형 광학 보정 카메라, 분광기뿐만 아니라 고해상도 및 다중 객체 분광기 등이 포함되며 심외선(300nm)에서 중간 적외선(24μm) 파장까지 넓은 스펙트럼 영역을 커버한다.[1]

VLT의 계측기(2019년)[31][32]
UT# 망원경 이름 카세그레인 포커스 나스미스 포커스 A 나스미스 포커스 B
1 안투 FORS2 나코 케이모스
2 쿠옌 X-슈터 불꽃 UVES
3 멜리팔 비지르 SPEEXE
4 예분 신포니 호크아이 뮤즈
황색(VLTI)
천문 멀티빔 재조합 기구는 VLT의 망원경 3개를 동시에 결합해 분광기로 빛을 분산시켜 관측 대상의 구성과 모양을 분석한다.앰버는 특히 "역대 가장 생산적인 상호출발 계기"[33]이다.
CRIRES 및 CRIRES+
극저온 적외선 Echelle Spectrograph는 적응형 광학 보조 Echel Spectrograph이다.1~5마이크로미터의 적외선 스펙트럼 범위에서 최대 10만까지의 해결력을 제공한다.

2014년부터 2020년까지 CRIRES+로 10배 더 큰 동시파장 커버리지를 제공하기 위해 대대적인 업그레이드를 실시했다.5.3μm 컷오프 파장을 가진 하와이 2RG 검출기 3대의 새로운 검출기 초점면 배열이 기존 검출기를 대체하고, 새로운 분광형 단위가 추가되며, 교정 시스템이 강화된다.CRIRES+의 과학적 목표 중 하나는 외행성 분광학으로 현재 우리에게 외행성 대기를 연구할 수 있는 유일한 수단을 제공하고 있다.지구전환을 하는 행성들은 거의 항상 뜨거운 행성이고 적외선(IR)에서 대부분의 빛을 방출하는 행성이다.나아가 IR은 외행성 대기에서 일산화탄소(CO), 암모니아3(NH), 메탄(CH4)과 같은 분자 가스 라인이 예상되는 스펙트럼 영역이다.이 중요한 파장 영역은 CRIRES+에 의해 다루어지며, CRIRES+는 또한 여러 흡수선을 동시에 추적할 수 있게 된다.[34]

에스프레소
로키 엑소플라넷- 및 안정적 분광 관측을 위한 Echelle Spectrograph)은 가시 파장 범위에 대한 고해상도, 광섬유 및 교차분산 echel 분광기로, 1-UT 모드(4개 망원경 중 하나 사용)와 4-UT 모드(4개 모두 사용)로 동작할 수 있으며, 습성 내 암석 외 태양성 탐색을 위한 것이다.숙주별의 음영지대그것의 주요 특징은 분광 안정성과 방사형-속도 정밀도다.요건은 10 cm/s에 도달하는 것이지만, 목표는 몇 cm/s의 정밀도를 확보하는 것이다.에스프레소는 2017–18년에 VLT에 설치되고 위탁되었다.[35][36][needs update]
불꽃
Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph는 UVES와 GIRIN을 위한 다중 객체 섬유 공급 장치로, 후자는 보이는 적당한 스펙트럼 분해능으로 인근 은하의 수백 개의 개별 별을 동시에 연구할 수 있는 능력을 허용한다.
FORS1/FORS2
초점 환원기와 저분산 분광기는 가시광선 카메라와 6.8 아크분 시야의 다중 객체 분광기다.FORS2는 FORS1을 통해 업그레이드된 버전이며 추가적인 다중 객체 분광 기능을 포함하고 있다.FORS1은 X-SHUTER를 위한 공간을 만들기 위해 2009년에 은퇴했으며, FORS2는 2021년 현재 계속 운영되고 있다.[37]
중력(VLTI)
GRAVITY(중력)는 미세 아크의 초정밀 협각 아스트로메트리 및 희미한 천체의 상호기상 영상 참조를 위한 적응형 광학 보조 근적외선(NIR) 기기다.이 기기는 VLTI에서 네 개의 망원경이 수집한 NIR 빛을 계량적으로 조합한다.[38]
호크아이
High Accuracy Wide 필드 K-band Imager는 약 8x8 아크분 정도의 비교적 큰 시야를 가진 근적외선 이미저다.
아이작
적외선 분광계 및 어레이 카메라는 거의 적외선 이미저와 분광기였다. 2000년부터 2013년까지 성공적으로 작동했고, 이제는 대부분의 기능이 신형 HACK-I 또는 KMOS에 의해 제공될 수 있기 때문에 SPE의 길을 개척하기 위해 은퇴했다.
케이모스
KMOS는 극저온 근적외선 다목적 분광계로 24개의 물체를 동시에 관측하며 주로 원거리 은하 연구를 목적으로 한다.
마티스(VLTI)
다중 개구부 중간-적외선 분광 실험은 VLT-인터페로미터의 적외선 분광계로, 4개의 단위 망원경(UT)과 4개의 보조 망원경(AT)의 빔이 모두 결합될 가능성이 있다.기기는 영상 재구성에 사용된다.개발 12년 후인 2018년 3월 파라날 망원경에서 첫 빛을 보았다.[39][40][41]
MIDI(VLTI)
MIDI는 중적외선 VLT 망원경 두 개를 결합한 기기로, 분광기로 빛을 분산시켜 관측된 물체의 먼지 구성과 모양을 분석한다.MIDI는 특히 지금까지 두 번째로 생산성이 높은 상호출연계 계측기(ARMUR 최근 통과)이다.MIDI는 2015년 3월 중력과 마티스의 도착을 위해 VLTI를 준비하기 위해 은퇴했다.
뮤즈
MUSE는 우주를 통해 "연필 빔"에 포함된 모든 물체의 가시적 스펙트럼을 제공하는 거대한 "3차원" 분광형 탐사선이다.[42]
나코
NAOS-CONICA, NAOS는 Nasmyth Adaptive Optics System을 의미하며 CONICA는 Coude Near 적외선 카메라) 우주에서 촬영한 것처럼 선명한 적외선 영상을 생성하는 적응형 광학 시설로 분광학, 극지방 및 Coronapraphic 기능을 포함한다.
파이오니어(VLTI)
모든 8미터 망원경의 빛을 결합하는 기구로서, 하나의 UT로 볼 수 있는 것보다 약 16배 더 미세한 세부사항을 포착할 수 있다.[43]
신포니
근적외선 내 적외선 관측을 위한 분광기)는 적응형 광학 모듈에서 공급한 중간 해상도의 근적외선(1–2.5마이크로미터) 적외선 통합 분광기였다.2003년부터 운영됐다가 2019년 6월 은퇴해 미래 ERIS를 위한 공간을 마련했다.[44]
SPEEXE
외부 행성의 발견과 연구를 전담하는 고대비 적응형 광학 시스템인 스펙트로-폴라메트릭스 고대비 외경 연구.[45][46]
울트라캄
ULTRACAM은 가변 객체의 초고속 광도계를 위한 방문 악기다.
UVES
자외선 및 비주얼 에셀 스펙트로그래프는 고해상도 자외선 및 가시광선 에셀 스펙트로그래프다.
비모스
Visible Multi-Object Spectrograph는 14 × 14 아크민 시야에서 한 번에 최대 1,000개의 은하의 가시 이미지와 스펙트럼을 전달하였다.그것은 주로 VVDS, zCOSmos, VIPERS를 포함한 먼 은하에 대한 몇 개의 큰 적색 임시 조사에 사용되었다.CRIRES+[44]의 반환 공간을 마련하기 위해 2018년 은퇴했다.
빈치(VLTI)
VLT 망원경 두 개를 결합한 시험기였다.그것은 VLTI의 첫 번째 조명 기구였고 더 이상 사용되지 않는다.
비지르
중적외선용 VLT 분광계와 이미저는 10~20마이크로미터 중적외선(MIR) 대기 윈도우에서 다양한 해상도로 회절제한 영상과 분광법을 제공한다.
X-슈터
X-Shooter는 2009년 이후 운용되는 최초의 2세대 악기다.이것은 희귀하거나 특이하거나 확인되지 않은 선원의 특성을 탐구하도록 설계된 매우 넓은 대역의 단일 개체 분광계다.
계측기 요약(2019년 기준)[31]
계기 유형 파장 범위(nm) 해상도(arcsec) 스펙트럼 해상도 퍼스트라이트 구성 단위 포지션
에스프레소 분광계 380–686 4 ? 2018년 2월 1/all 쿠데
불꽃 다목적 분광계 370–950 n/a 7500–30000 2002년 8월 UT2 나스미스 A
FORS2 이미저/스펙트미터 330–1100 0.125 260–1600 1999 UT1 카세그레인
중력 이미저 2000–2400 0.003 22,500,4500 2015 전부 간섭계
호크아이 Near-IR 이미저 900–2500 0.106 2006년 7월 31일 UT4 나스미스 A
케이모스 근IR 분광계 800–2500 0.2 1500–5000 2012년 11월 UT1 나스미스 B
뮤즈 적분장 분광계 365–930 0.2 1700–3400 2014년 3월 UT4 나스미스 B
나코 AO 이미저/스펙트미터 800–2500 400–1100 2001년 10월 UT1 나스미스 A
파이오니어 이미저 1500–2400 0.0025 2010년 10월 전부 간섭계
신포니 Near-IR IFU 1000–2500 0.05 1500–4000 2004년 8월 UT4 카세그레인
SPEEXE AO 500–2320 0.02 30–350 2014년 5월 4일 UT3 나스미스 A
UVES UV/Vis 분광계 300–500,420–1100 0.16 80000–110000 1999년 9월 UT2 나스미스 B
비모스 이미저/멀티슬릿 분광계 360–1000,1100–1800 0.205 200–2500 2002년 2월 26일 UT3 나스미스 B
비지르 Mid-IR 분광계 16500–24500 2004 UT3 카세그레인
X-SHUTER UV-NIR 분광계 300–2500 4000–17000 2009년 3월 UT2 카세그레인

간섭계

2011년 3월 17일 8.2m 단위 망원경 4대와 1.8m 보조 망원경이 모두 처음으로 연결돼 6개의 기준선을 가진 VLTI(VLT Interferometer)가 됐다.[47]

그것의 대기계간 작동 모드에서, 망원경의 빛은 거울에서 반사되어 터널을 통해 실험실을 결합한 중앙 빔으로 유도된다.2001년, 커미셔닝 중에 VLTI는 프록시마 센타우리를 포함한 4개의 적색 왜성의 각도 지름을 성공적으로 측정했다.이 작업 동안 ±0.08밀리-아르크-초(0.388나노-라디안)의 각도 분해능을 달성했다.이는 네이비 프로토타입 광학 간섭계 및 CARA 어레이와 같은 다른 어레이를 사용하여 달성한 해상도와 비교된다.이전의 많은 광학 및 적외선 간섭계와는 달리, VLTI의 천문 멀티 빔 재결합기(AMBER) 기기는 초기에는 일관성 있는 통합(각 대기 응집 시간에서 신호 대 잡음)을 수행하도록 설계되었다.대형 망원경과 일관성 있는 통합을 사용하여 VLTI가 관측할 수 있는 가장 희미한 물체는 광대역 관측을 위한 근적외선 내 진도 7이며,[48] 가장자리 추적 기능이 없는 다른 많은 근적외선/광학 간섭계와 유사하다.2011년에는 COAST, IOTA, CHARA와 같은 이전의 간섭계 어레이에서 사용되는 관찰 모드와 더 유사한 황색 "블라인드 모드"라고 하는 일관성 없는 통합 모드가 도입되었다[49].이 "블라인드 모드"에서 황색은 중간 스펙트럼 분해능에서 K=10처럼 희미한 선원을 관측할 수 있다.보다 도전적인 중간 적외선 파장에서 VLTI는 적외선 공간 간섭계보다 현저히 낮은 4.5에 도달할 수 있다.프린지 추적이 도입되면 VLTI의 제한 크기는 약 1000배 향상되어 약 14배까지 증가할 것으로 예상된다.이것은 다른 프린지 추적 중간계들에 기대되는 것과 비슷하다.분광 모드에서 VLTI는 현재 1.5의 크기에 도달할 수 있다.VLTI는 완전히 통합된 방식으로 작동할 수 있으므로 대기계간 관측은 실제로 준비와 실행이 매우 간단하다.VLTI는 천문학계에 이러한 서비스를 제공하는 최초의 일반 사용자 광학/적외선 간섭 시설이 되었다.[50]

MATIS 간섭계 계측기의 첫 번째 조명.[41]

광학열차에 포함되는 많은 거울 때문에 약 95%의 빛이 소실된 후 1μm의 파장에서 기구에 도달하고, 2μm에서는 90%, 10μm에서는 75%의 빛이 소실된다.[51]이는 쿠데 열차, 별 분리기, 주 지연선, 빔 압축기 및 공급 광학장치를 포함한 32개 표면에서 반사되는 것을 말한다.또한, 간섭기법은 모든 빛이 집중될 정도로 작은 물체에 대해서만 매우 효율적이다.예를 들어 달과 같은 표면 밝기가 상대적으로 낮은 물체는 빛이 너무 희석되기 때문에 관측할 수 없다.1,000°C 이상의 온도인 대상만 중간 적외선에서 관측할 수 있을 정도로 높은 표면 밝기를 가지며, VLTI를 이용한 근적외선 관측을 위해서는 물체가 수천℃에 있어야 한다.여기에는 태양 주변의 대부분의 별과 밝은 활성 은하핵과 같은 많은 외삽적 물체가 포함되지만, 이 민감도 제한은 대부분의 태양계 물체의 대기계간 관측을 배제한다.대형 망원경 지름과 적응형 광학 교정을 사용하면 감도를 향상시킬 수 있지만, 이는 광학 간섭계의 범위를 인근 별과 가장 밝은 활성 은하핵을 넘어서는 확장시킬 수 없다.

단위 망원경은 대부분의 시간을 독립적으로 사용하기 때문에 대부분 밝은 시간(즉, 보름달에 가까운 시간) 동안 대기계간 모드로 사용된다.다른 때에는 전시간 간섭측정 전용인 1.8m 보조망원경(ATs)을 이용하여 간섭계측을 한다.AT 한 쌍을 이용한 최초의 관찰은 2005년 2월에 실시되었으며, 현재 4개의 AT가 모두 의뢰되었다.가장 밝은 물체에 대한 기압간 관측의 경우, 1.8미터 망원경보다는 8미터 망원경을 사용하는 것이 거의 이점이 없다.

VLTI에서 처음 두 기기는 한 번에 두 개의 망원경만 사용할 수 있는 빈치(VINCI, 현재 해체된 시스템을 설정하는 데 사용되는 테스트 기기)와 MIDI였다.[52]2005년 3-텔레스코프 황색 폐쇄상 계측기가 설치됨에 따라 조만간 VLTI에서 첫 영상 관측을 할 것으로 예상된다.

위상 기준 영상 및 Microarcsecond Astrometry(Prime-beam) 계측기의 배치는 2008년부터 아스트롬계 2빔 모드 또는 VINCI의 프린지 추적기 후속 측정의 목적으로 시작되었으며, 다른 계측기 중 하나와 동시에 작동했다.[53][54][55]

일정보다 현저히 뒤쳐져 일부 사양을 충족하지 못하자, 2004년 12월에 VLT 인터페로미터는 두 번째 ESO "복구 계획"의 대상이 되었다.여기에는 프린지 추적 및 주요 지연 라인의 성능 개선에 집중된 추가 노력이 포함된다.이는 간섭계에만 적용되며 Paranal의 다른 계측기에는 적용되지 않는다는 점에 유의하십시오.2005년에 VLTI는 예상한 것보다 더 밝은 한계와 낮은 관측 효율을 가지고 있음에도 불구하고 일상적으로 관측치를 생산하고 있었다.

VLTI는 이미 2008년 3월 현재 89편의 동료 검토 출판물을[56] 발간하고 신비로운 에타 카리네(Eta Carinae)의 내부 구조에 대한 최초의 이미지를 출판했다.[57]2011년 3월, 처음으로 파이오니어 기구가 4개의 유닛 망원경의 빛을 동시에 결합하여 VLTI를 세계에서 가장 큰 광학 망원경으로 만들 가능성이 있다.[43]하지만, 이 시도는 실제로 성공적이지 못했다.[58]첫 번째 성공적인 시도는 2012년 2월이었는데, 네 개의 망원경이 130미터 직경의 거울로 결합되었다.[58]

2019년 3월 초거대망원경 간섭계(VLTI)에서 중력계 기구를 채용한 ESO 천문학자들은 광학 간섭계를 이용한 외부행렬인 HR 8799 e를 최초로 직접 검출했다고 발표했다.[59]

Cerro Paranal 위에 있는 월셋
2,400미터(7,900피트) 높이의 파라날 레제넨시아와 베이스캠프
파라날 리스테르겐시아 내부
레이저가 작동 중인 VLT의 넓은 시야.
황혼 무렵 ESO 파라날 천문대의 밤하늘.

대중문화에서

망원경의 큰 거울 중 하나는 National Geographic Channel의 리얼리티 시리즈인 World's Tough Fix의 한 에피소드의 주제였는데, 이 때 엔지니어들이 거울을 제거하여 운반하여 알루미늄으로 세척하고 다시 코팅했다.그 일은 강풍과 싸우고, 거대한 세탁기의 고장난 펌프를 고치고, 고정을 해결하는 것이 필요했다.[citation needed]

매우 큰 망원경을 둘러싼 지역은 2008년 영화 Quantum of Solace에 등장하였다.ESO 호텔, The Fregencia는 제임스 본드 영화의 일부의 배경이 되었다.[4]프로듀서 마이클 지윌슨은 "파라날 천문대의 리스테르겐시아는 뛰어난 디자인과 아타카마 사막의 외딴 위치 때문에 우리의 감독인 마크 포스터와 제작 디자이너인 데니스 가스너의 주목을 받았다"고 말했다.007이 새 제임스 본드 영화에서 추적하고 있는 우리의 악당 도미닉 그린에게 진정한 오아시스와 완벽한 은신처다."[60]

참고 항목

기본 미러의 크기 비교.점선은 VLT의 결합 미러(다크 그린)의 이론적 크기를 나타낸다.

참조

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외부 링크