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Very Large Telescope (VLT)

Das Plateau des Berges Cerro Paranal, welches sich in der Atacama-Wüste von Chile befindet, ist der Standort des Paranal-Observatoriums. Das Very Large Telescope (VLT) ist ein Teil dieser astronomischen Beobachtungsstation, welche von der Europäischen Südsternwarte (ESO) betrieben wird. Mit dem Bau des VLT wurde im Jahr 1991 begonnen. Im April des Jahres 1999 wurde der wissenschaftliche Beobachtungsbetrieb aufgenommen. Folgende Länder sind an dem Projekt beteiligt: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Irland, Italien, Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, Schweiz, Spanien, Tschechien und das Vereinigte Königreich.

Die Teleskope des VLT

Das Very Large Telescope ist ein Großteleskop, dass sich aus vier Hauptteleskopen mit Spiegeldurchmessern von je 8,2 Metern, sogenannten Unit Telescopes (UTs) und vier kleineren 1,8-Meter-Hilfsteleskopen, sogenannten Auxiliary Telescopes (ATs) zusammensetzt. Der Durchmesser des Sekundärspiegels von einem UT misst 1,12 Meter. Die Kuppeln der Hauptteleskope haben eine Höhe von 2850 Zentimetern und einen Durchmesser von 2900 Zentimetern. Die drehbaren Gebäude der VLT-Hauptteleskope besitzen ein Gewicht von 430 Tonnen und sind temperaturgeregelt.

Bei dem Material der Spiegel handelt es sich um Glaskeramik Zerodur, welches einen sehr geringen thermischen Ausdehnungskoeffinzienten hat. Die fertiggestellte Oberfläche der Spiegel weist eine Genauigkeit von 8,5 Nanometern auf. Eine Neuverspiegelung ist je nach Oberflächenabnutzung jährlich oder alle zwei Jahre notwendig. Mithilfe einer aktiven Optik von 150 hydraulischen Stößeln werden die dünnen Spiegel regelmäßig in ihrer Form korrigiert. Die alt-azimutal montierten Teleskope erlauben einen Betrieb als Cassegrain-Teleskop, als Nasmyth-Teleskop oder als ein Coudé-Teleskop. Das geschieht zum Teil mithilfe von Instrumenten, die an einem der vier Fokalpunkten des UT angebracht werden. Über den Coudè-Fokus kann Licht in das VLTI eingespeist werden.

Die Beobachtungsinstrumente des VLT

Die erste Generation von wissenschaftlichen Instrumenten für das Teleskop beinhaltet Spektografen und Kameras für unterschiedliche Spektralbereiche. Diese Instrumente richten sich an eine Vielzahl von Wissenschaftlern, um eine Datenaufnahme für verschiedenste Ziele zu ermöglichen. Weitere Instrumente decken auch speziellere Anforderungen ab. Im Jahr 2018 konnte zum ersten Mal mithilfe des ESPRESSO-Instruments das Licht aller Unit Telescopes kombiniert und nutzbar gemacht werden.

Der Zusammenschluss zum VLTI

Antu (Sonne), Kueyen (Mond), Melipal (Kreuz des Südens) und Yepun (Venus) sind die mapudugunischen Namen der vier Hauptteleskope. Durch die Zusammenschaltung dieser Einzelteleskope entsteht das VLT-Interferometer (VLTI), dass eine 25 Mal feinere Detailauflösung ermöglichen soll als ein einzelnes Hauptteleskop.

Die vier kleineren Teleskope ermöglichen den Interferometerbetrieb auch dann, wenn die Hauptteleskope als Einzelteleskope genutzt werden. Eine Kombination der Coudé-Fokusse aller Teleskope ist sowohl inkohärent oder kohärent möglich. Das adaptive Optiksystem mit dem Namen MACAO stabilisiert dabei die Strahlengänge, bevor ihr Licht in die Verzögerungsleitungen eingeleitet werden. Die Verzögerungsleitungen haben die Aufgabe, zwei Differenzen auszugleichen. Da sich die Einzelteleskope an verschiedenen Standorten befinden, muss zu einem die Laufzeitdifferenz des Lichts ausgeglichen werden. Zweitens entsteht bei Objekten, die sich nicht exakt im Zenit befinden, eine geometrisch-projizierte Differenz, die ebenfalls neutralisiert werden muss.

Die vier ATs nutzen die Tip-Tilt-Korrektur und seit dem Jahr 2016 auch das Optik-System NAOMI. Sie können an insgesamt 30 Stationen befestigt werden und ermöglichen eine Nutzung für Interferenzmessungen in einem Bereich von 200 Metern.

Die wissenschaftlichen Ziele und Erkenntnisse des VLT

Mit dem Teleskop untersuchen Wissenschaftler und Wissenschaftlerinnen unter anderem Exoplaneten und ihre Atmosphäre, Schwarze Löcher in der Milchstraße, die Entstehung von Sternen und protoplanetare Scheiben. Als Forschungsziel kann die Charakterisierung eines Himmelsobjekts, die Bestimmung einer Umlaufbahn oder die Zusammensetzung einer Atmosphäre im Vordergrund stehen. Es gelang unter anderem, das Nachleuchten eines Gammastrahlen-Ausbruchs in nie da gewesener Entfernung aufzunehmen.