Telescopio de rastreo VLT

El Telescopio de rastreo VLT (VST) es un telescopio ubicado en el Observatorio Paranal de ESO en el desierto de Atacama, al norte de Chile. Está alojado en un recinto inmediatamente adyacente a las cuatro Unidades de Telescopios del Very Large Telescope (VLT) en la cima del Cerro Paranal. El VST es un telescopio de rastreo de campo amplio con un campo de visión dos veces más amplio que el de la Luna llena. Es el telescopio más grande del mundo diseñado para observar exclusivamente el cielo en luz visible.

El programa VST es una cooperación entre el Osservatorio Astronomico di Capodimonte (OAC), Nápoles, Italia, y el Observatorio Europeo Austral (ESO) que comenzó en 1997. El OAC es uno de los institutos miembros del Istituto Nazionale di AstroFisica ( INAF), que creó un instituto independiente para la coordinación de los aspectos tecnológicos y científicos del proyecto, denominado Centro VST a Napoli (VSTceN). VSTcen fue fundado y dirigido por el Prof. Massimo Capaccioli del proyecto VST y alojado en la OAC. ESO y VSTceN colaboraron en la fase de comisión, mientras que ESO fue responsable de las obras de ingeniería civil y de la cúpula en el sitio. El telescopio ya ha comenzado las observaciones y ESO es el único responsable de gestionar sus operaciones y mantenimiento.

Información técnica

El VST es un telescopio de rastreo alt-azimutal de campo amplio con un diámetro de espejo primario de 2,65 metros que fue construido entre 2007 y 2011 en el Observatorio Cerro Paranal de ESO, en Chile. Con un campo de visión de un grado cuadrado (aproximadamente dos lunas llenas), su principal función científica es la de instrumento de imágenes de campo amplio para explorar la estructura a gran escala del universo (visible desde el hemisferio sur), capaz de identificar los candidatos más adecuados para un examen detallado por parte del VLT. Junto con su cámara OmegaCAM, el VST es capaz de obtener una alta resolución angular (0,216 segundos de arco/píxel) y es capaz de realizar proyectos topográficos independientes en la parte visible del espectro.

Óptica del telescopio

El telescopio tiene dos espejos, el primario (M1) y un espejo secundario más pequeño (M2), que reflejan la luz del cielo hasta la cámara OmegaCAM. Ambos espejos están fabricados a partir de un material cerámico cristalino llamado Sitall, elegido por su bajo coeficiente de expansión térmica. El espejo primario VST es el más grande de los dos, con un diámetro de 265 cm y un espesor de 14 cm. El espejo secundario tiene menos de la mitad del tamaño del M1, con un diámetro de sólo 93,8 cm y un grosor de 13 cm. Los componentes ópticos originales de VST se fabricaron en la fábrica de vidrio Lytkarino de Moscú. Los espejos se terminaron antes de lo previsto, pero al llegar a Chile en 2002, se encontró que el primario estaba roto y el secundario dañado. La primaria nueva y la secundaria reparada llegaron a Chile en 2006.

Un sistema de óptica activa controlado por ordenador controla la forma de M1 y la posición de M2. Esta tecnología preserva la calidad de imagen óptica manteniendo los espejos colocados óptimamente en todo momento. M1 es reen forma continua por una red de actuadores de 84 motores axiales distribuidos bajo la superficie del espejo y 24 radiales dislocados lateralmente. También en la célula espejo primario es otro instrumento capaz de modificar la configuración óptica del telescopio moviéndose de un corrector compuesto por un doble conjunto de lentes, a un corrector de dispersión atmosférica (ADC) compuesto por un conjunto contra-rotante de prismas, capaz de corregir los fenómenos de dispersión óptica debido a la variación de la masa de aire inducida por cambiar el ángulo de altitud. El espejo secundario es controlado activamente por una plataforma deformable capaz de inclinar el espejo durante la exposición. El sistema óptico activo también incluye un sensor de onda Shack-Hartmann, montado bajo la célula espejo principal junto con el sistema guía local, capaz de proporcionar la retroalimentación de corrección óptica. Estos sistemas dan al VST la capacidad de ser autónomo en términos de control de guía, seguimiento y óptica activa.

OmegaCAM

En su foco Cassegrain, el VST alberga una cámara de imágenes de campo amplio (OmegaCAM), que comprende un mosaico de 32 CCD 2Kx4K (268 megapíxeles en total) y fue producida por un consorcio internacional entre los Países Bajos, Alemania, Italia y los Estados Unidos. ESO. Las características de diseño de OmegaCAM incluyen cuatro cámaras CCD auxiliares, dos para autoguiado y dos para análisis de imágenes en línea. Se pueden utilizar hasta 12 filtros, desde ultravioleta hasta infrarrojo cercano. Todo el sistema detector funciona en el vacío a unos -140 grados Celsius detrás de una gran ventana Dewar. Esta ventana no sólo protege los detectores del aire y la humedad, sino que también actúa como una lente correctora adicional.

Encuestas VST

La función principal del VST es apoyar al Very Large Telescope proporcionando estudios, tanto estudios extensos de imágenes multicolores como búsquedas más específicas de objetos astronómicos raros. Tres de ellos comenzaron en octubre de 2011 como parte del Proyecto de Encuestas Públicas y se prevé que tardarán cinco años en llevarse a cabo. Se trata de Kilo-Degree Survey (KiDS), VST ATLAS y VST Photometric Hα Survey del plano galáctico sur (VPHAS+). Se centran en una amplia gama de cuestiones astronómicas, desde la búsqueda de quásares altamente energéticos hasta la comprensión de la naturaleza de la energía oscura. Puede encontrar más información sobre las encuestas en el sitio web de ESO: The VST Surveys.

El volumen de datos producido por OmegaCAM es grande. Se producirán unos 30 terabytes de datos brutos al año y volverán a los centros de datos de Europa para su procesamiento. En Groningen y Nápoles se ha desarrollado un sistema de software novedoso y sofisticado para manejar el gran flujo de datos. El producto final del procesamiento serán enormes listas de los objetos encontrados, así como imágenes, que se pondrán a disposición de los astrónomos de todo el mundo para su análisis científico. La financiación para el análisis de los datos era incierta en 2011.

Construcción

La pérdida del primer espejo en 2002 mientras era transportado desde Europa a Chile provocó retrasos en la construcción del telescopio. El nuevo primario y el secundario reparado se completaron en 2006. Las pruebas finalizaron en Italia y el telescopio fue desmontado, pintado y embalado, luego enviado y montado en Paranal. Las primeras piezas llegaron en junio de 2007 y la primera fase de integración en Paranal concluyó en abril de 2008. Los espejos fueron almacenados mientras se construían sus celdas; Se produjeron más retrasos cuando la celda del espejo primario sufrió daños por agua mientras estaba en tránsito a Chile, lo que requirió su devolución a Europa para su reparación. Las primeras imágenes del VST se publicaron el 8 de junio de 2011.

Ciencia

En la ciencia planetaria, el telescopio de encuesta pretende descubrir y estudiar cuerpos remotos del Sistema Solar, como objetos trans-neptunianos, así como buscar tránsitos planetarios extrasolar. El plano Galáctico también será ampliamente estudiado con VST, que buscará firmas de interacciones de marea en la Vía Láctea, y proporcionará a los astrónomos datos cruciales para comprender la estructura y evolución de nuestra Galaxia. Además, el VST explorará galaxias cercanas, nebulosas planetarias extragalácticas e intra-cluster, y realizará encuestas de objetos débiles y eventos de micro-lección. El telescopio también buscará en el Universo distante para ayudar a los astrónomos a encontrar respuestas a preguntas de larga data en la cosmología. Se dirigirá a las supernovas de mediano giro para ayudar a reducir la escala de distancia cósmica y comprender la expansión del Universo. El VST también buscará estructuras cósmicas en núcleos galácticos activos y medio-alto, para promover nuestra comprensión de la formación de galaxias y la historia temprana del Universo.

A través de la encuesta VST ATLAS, el telescopio apuntará una de las preguntas más fundamentales en la astrofísica hoy: la naturaleza de la energía oscura. El objetivo de la encuesta es detectar oscilaciones de poca altitud conocidas como "luchas de bariones" que se pueden detectar en el espectro de potencia de las galaxias y son la impresión de ondas de sonido en el Universo temprano en la distribución de la materia. La ecuación de energía oscura del estado se puede determinar midiendo las características de estas oscilaciones. Extrapolando de encuestas anteriores, es muy probable que el VST haga algunos descubrimientos inesperados con importantes consecuencias para la comprensión actual del Universo.

Primeras imágenes

La primera imagen VST publicada (abajo a la derecha) muestra la región de formación estelar Messier 17, también conocida como Nebulosa Omega o Nebulosa del Cisne, como nunca antes se había visto. Esta vasta región de gas, polvo y estrellas jóvenes y calientes se encuentra en el corazón de la Vía Láctea, en la constelación de Sagitario (El Arquero). El campo de visión VST es tan grande que se captura toda la nebulosa, incluidas sus partes exteriores más débiles, y conserva su magnífica nitidez en toda la imagen. Los datos fueron procesados utilizando el sistema de software Astro-WISE desarrollado por E.A. Valentijn y colaboradores en Groningen y otros lugares.

La segunda imagen VST publicada (arriba a la derecha) puede ser el mejor retrato jamás realizado del cúmulo estelar globular Omega Centauri. Omega Centauri, en la constelación de Centauro (El Centauro), es el cúmulo globular más grande del cielo, pero el amplísimo campo de visión del VST y su potente cámara OmegaCAM pueden abarcar incluso las débiles regiones exteriores de este objeto. La vista de la izquierda incluye unas 300.000 estrellas. Los datos se procesaron utilizando el sistema VST-Tube desarrollado por A. Grado y colaboradores en el Observatorio INAF-Capodimonte.

La tercera imagen VST publicada (en el centro a la derecha) muestra un triplete de galaxias brillantes en la constelación de Leo (El León), junto con una multitud de objetos más débiles: galaxias distantes de fondo y estrellas de la Vía Láctea mucho más cercanas. La imagen deja entrever el poder del VST y OmegaCAM para estudiar el Universo extragaláctico y mapear los objetos de bajo brillo del halo galáctico. La imagen de la izquierda es una composición creada combinando exposiciones tomadas a través de tres filtros diferentes. La luz que pasó a través de un filtro de infrarrojo cercano se coloreó de rojo, la luz roja se coloreó de verde y la luz verde se coloreó de magenta.