Telescopio muy grande

El Very Large Telescope (VLT) es una instalación operada por el Observatorio Europeo Austral, ubicada en Cerro Paranal en el Desierto de Atacama en el norte de Chile. Consta de cuatro telescopios individuales, cada uno equipado con un espejo primario que mide 8,2 metros de diámetro. Estos telescopios ópticos, llamados Antu, Kueyen, Melipal y Yepun (todas las palabras para objetos astronómicos en mapuche lenguaje), generalmente se usan por separado, pero se pueden combinar para lograr una resolución angular muy alta. El conjunto VLT también se complementa con cuatro telescopios auxiliares móviles (AT) con aperturas de 1,8 metros.

El VLT es capaz de observar longitudes de onda visibles e infrarrojas. Cada telescopio individual puede detectar objetos que son aproximadamente cuatro mil millones de veces más débiles de lo que se puede ver a simple vista. Cuando se combinan todos los telescopios, la instalación puede lograr una resolución angular de aproximadamente 0,002 segundos de arco. En el modo de telescopio único, la resolución angular es de aproximadamente 0,05 segundos de arco.

El VLT es una de las instalaciones terrestres más productivas para la astronomía, solo superada por el Telescopio Espacial Hubble en cuanto a la cantidad de artículos científicos producidos desde instalaciones que operan en longitudes de onda visibles. Algunas de las observaciones pioneras realizadas con el VLT incluyen la primera imagen directa de un exoplaneta, el seguimiento de estrellas que orbitan alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea y las observaciones del resplandor del estallido de rayos gamma más lejano conocido.

Información general

Telescopios de unidad VLT

El VLT consta de una disposición de cuatro telescopios grandes (de 8,2 metros de diámetro) (llamados Unit Telescopes o UT) con elementos ópticos que pueden combinarse en un interferómetro astronómico (VLTI), que se utiliza para resolver objetos pequeños. El interferómetro también incluye un conjunto de cuatro telescopios móviles de 1,8 metros de diámetro dedicados a las observaciones interferométricas. El primero de los UT comenzó a funcionar en mayo de 1998 y se ofreció a la comunidad astronómica el 1 de abril de 1999. Los otros telescopios entraron en funcionamiento en 1999 y 2000, lo que permitió la capacidad de VLT multitelescopio. Se han agregado cuatro telescopios auxiliares (AT) de 1,8 metros al VLTI para que esté disponible cuando los UT se utilizan para otros proyectos. Estos AT se instalaron y entraron en funcionamiento entre 2004 y 2007.

Los telescopios de 8,2 metros del VLT se diseñaron originalmente para funcionar en tres modos:

• como un conjunto de cuatro telescopios independientes (este es el modo primario de operación).
• como un único instrumento interferométrico coherente (el interferómetro VLT o VLTI), para resolución adicional. Este modo se utiliza para observaciones de fuentes relativamente brillantes con pequeña extensión angular.
• como un único instrumento incoherente grande, para la capacidad extra de recogida de luz. La instrumentación necesaria para obtener un enfoque combinado incoherente no se construyó originalmente. En 2009 se presentaron nuevas propuestas de instrumentación para poner a disposición ese modo de observación. Varios telescopios a veces se apuntan independientemente al mismo objeto, ya sea para aumentar el poder total de recolección de luz o para proporcionar observaciones simultáneas con instrumentos complementarios.

Unidad de telescopios

Láser utilizado para óptica adaptativa. Excita átomos de sodio en la atmósfera y crea una estrella guía láser.

Actualización Sí. (UT4) con el "Fondo de Ópticos Adaptivos" en 2012

Telescopio de unidad sometido a inspección

Los UT están equipados con un gran conjunto de instrumentos que permiten realizar observaciones desde el ultravioleta cercano hasta el infrarrojo medio (es decir, una gran fracción de las longitudes de onda de luz accesibles desde la superficie de la Tierra), con el rango completo de técnicas que incluyen espectroscopia de alta resolución, espectroscopia de múltiples objetos, imágenes e imágenes de alta resolución. En particular, el VLT cuenta con varios sistemas de óptica adaptativa, que corrigen los efectos de la turbulencia atmosférica, proporcionando imágenes casi tan nítidas como si el telescopio estuviera en el espacio. En el infrarrojo cercano, las imágenes de óptica adaptativa del VLT son hasta tres veces más nítidas que las del Telescopio Espacial Hubble, y la resolución espectroscópica es muchas veces mejor que la del Hubble. Los VLT se destacan por su alto nivel de eficiencia de observación y automatización.

Los telescopios de 8,2 m de diámetro están alojados en edificios compactos con control térmico, que giran sincrónicamente con los telescopios. Este diseño minimiza cualquier efecto adverso en las condiciones de observación, por ejemplo, de la turbulencia del aire en el tubo del telescopio, que de otro modo podría ocurrir debido a las variaciones en la temperatura y el flujo del viento.

El instrumento SPHERE adjunto al Telescopio de Unidad VLT 3

La función principal de los principales telescopios del VLT es operar como cuatro telescopios independientes. La interferometría (que combina la luz de múltiples telescopios) se usa alrededor del 20 por ciento del tiempo para obtener una resolución muy alta en objetos brillantes, por ejemplo, en Betelgeuse. Este modo permite a los astrónomos ver detalles hasta 25 veces más finos que con los telescopios individuales. Los haces de luz se combinan en el VLTI mediante un complejo sistema de espejos en túneles donde los caminos de luz deben mantenerse iguales con diferencias de menos de 1 μm en un camino de luz de cien metros. Con este tipo de precisión, el VLTI puede reconstruir imágenes con una resolución angular de milisegundos de arco.

Nombres mapuches para las Unidades de Telescopios

El interior de Antu (UT1), que significa "sun" en el idioma Mapuche

Durante mucho tiempo, la intención de ESO fue proporcionar servicios "reales" nombres a las cuatro Unidades de Telescopio del VLT, para reemplazar las designaciones técnicas originales de UT1 a UT4. En marzo de 1999, coincidiendo con la inauguración de Paranal, se eligieron cuatro nombres significativos de objetos del cielo en lengua mapuche. Este pueblo indígena vive mayoritariamente al sur de Santiago de Chile.

En este sentido se organizó un concurso de ensayos entre escolares de la II Región de Chile, de la que Antofagasta es capital, para escribir sobre las implicaciones de estos nombres. Atrajo muchas entradas relacionadas con el patrimonio cultural del país anfitrión de ESO.

El ensayo ganador fue presentado por Jorssy Albanez Castilla, de 17 años, de Chuquicamata, cerca de la ciudad de Calama. Ella recibió el premio, un telescopio amateur, durante la inauguración del sitio de Paranal.

Las Unidades de Telescopio 1–4 se conocen desde entonces como Antu (Sol), Kueyen (Luna), Melipal (Cruz del Sur), y Yepun (Estrella de la Tarde), respectivamente. Originalmente hubo cierta confusión en cuanto a si Yepun realmente significa la estrella vespertina Venus, porque un diccionario español-mapuche de la década de 1940 tradujo erróneamente Yepun como "Sirius&# 34;.

Telescopios auxiliares

Telescopio auxiliar, la Residencia y el corazón de la Vía Láctea

Aunque las cuatro Unidades de Telescopio de 8,2 metros se pueden combinar en el VLTI, su tiempo de observación se dedica principalmente a observaciones individuales y se utilizan para observaciones interferométricas durante un número limitado de noches cada año. Sin embargo, los cuatro AT más pequeños de 1,8 metros están disponibles y dedicados a la interferometría para permitir que el VLTI funcione todas las noches.

La parte superior de cada AT es un recinto redondo, hecho de dos conjuntos de tres segmentos, que se abren y cierran. Su trabajo es proteger el delicado telescopio de 1,8 metros de las condiciones del desierto. El gabinete está sostenido por la sección del transportador en forma de caja, que también contiene gabinetes electrónicos, sistemas de refrigeración líquida, unidades de aire acondicionado, fuentes de alimentación y más. Durante las observaciones astronómicas, la carcasa y el transportador están mecánicamente aislados del telescopio para garantizar que ninguna vibración comprometa los datos recopilados.

La sección del transportador funciona sobre rieles, por lo que los AT se pueden mover a 30 ubicaciones de observación diferentes. Como el VLTI actúa como un solo telescopio tan grande como el grupo de telescopios combinados, cambiar las posiciones de los AT significa que el VLTI se puede ajustar según las necesidades del proyecto de observación. La naturaleza reconfigurable del VLTI es similar a la del Very Large Array.

Resultados científicos

El resplandor suave de la Vía Láctea se puede ver detrás del Telescopio de Encuesta VLT (VST) en el Observatorio Paranal de ESO.

Los resultados del VLT han llevado a la publicación de un promedio de más de un artículo científico revisado por pares por día. Por ejemplo, en 2017, se publicaron más de 600 artículos científicos arbitrados basados en datos del VLT. Los descubrimientos científicos del telescopio incluyen imágenes directas de Beta Pictoris b, el primer planeta extrasolar fotografiado, el seguimiento de estrellas individuales que se mueven alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea y la observación del resplandor gamma más lejano conocido. estallido de rayos.

En 2018, el VLT ayudó a realizar con éxito la primera prueba de la Relatividad General de Einstein sobre el movimiento de una estrella que atraviesa el campo gravitatorio extremo cerca del agujero negro supermasivo, es decir, el corrimiento al rojo gravitacional. De hecho, la observación se ha realizado durante más de 26 años con los instrumentos de óptica adaptativa SINFONI y NACO en el VLT, mientras que el nuevo enfoque de 2018 también utilizó el instrumento combinador de haces GRAVITY. El equipo del Centro Galáctico del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) usó la observación para revelar los efectos por primera vez.

Otros descubrimientos con la firma del VLT incluyen la detección de moléculas de monóxido de carbono en una galaxia ubicada a casi 11 000 millones de años luz de distancia por primera vez, una hazaña que había permanecido esquiva durante 25 años. Esto ha permitido a los astrónomos obtener la medida más precisa de la temperatura cósmica en una época tan remota. Otro estudio importante fue el de las violentas llamaradas del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. El VLT y APEX se unieron para revelar material que se estira mientras orbita en la intensa gravedad cerca del agujero negro central.

Usando el VLT, los astrónomos también han estimado la edad de estrellas extremadamente antiguas en el cúmulo NGC 6397. Según los modelos de evolución estelar, se descubrió que dos estrellas tienen 13,4 ± 0,8 mil millones de años, es decir, pertenecen a la era más temprana de formación de estrellas en el Universo. También han analizado la atmósfera alrededor de un exoplaneta súper-Tierra por primera vez utilizando el VLT. El planeta, que se conoce como GJ 1214b, se estudió cuando pasó frente a su estrella madre y parte de la luz de la estrella atravesó la atmósfera del planeta.

En total, de los 10 principales descubrimientos realizados en los observatorios de ESO, siete hicieron uso del VLT.

Detalles técnicos

Telescopios

Cada unidad de telescopio es un telescopio Ritchey-Chretien Cassegrain con un espejo primario Zerodur de 8,2 metros y 22 toneladas de longitud focal de 14,4 m, y un espejo secundario de berilio ligero de 1,1 metros. Un espejo terciario plano desvía la luz hacia uno de los dos instrumentos en los focos f/15 Nasmyth a cada lado, con una distancia focal del sistema de 120 m, o el terciario se inclina hacia un lado para permitir que la luz atraviese el orificio central del espejo primario hacia un tercer instrumento en el foco de Cassegrain. Esto permite cambiar entre cualquiera de los tres instrumentos en 5 minutos, para que coincida con las condiciones de observación. Espejos adicionales pueden enviar la luz a través de túneles a los combinadores de haz VLTI centrales. El campo de visión máximo (en los focos de Nasmyth) es de alrededor de 27 minutos de arco de diámetro, un poco más pequeño que la luna llena, aunque la mayoría de los instrumentos ven un campo más estrecho.

Cada telescopio tiene una montura altacimutal con una masa total de alrededor de 350 toneladas y utiliza una óptica activa con 150 soportes en la parte posterior del espejo principal para controlar la forma del espejo delgado (177 mm de grosor) mediante computadoras.

Instrumentos

Un diagrama que muestra instrumentos en VLT

SPHERE es un imán exoplanet.

KMOS en el VLT Antu (UT1) en el momento de la primera luz en 2012

El instrumento AMBER antes de su instalación en el VLTI en 2003

MUSE montado en VLT Sí. (UT4)

VIMOS, el Espectrograma de Objetos Multi Visibles, en Melipal (UT3)

X-shooter spectrograph, 2009

Espectrógrafo UVES (UT2)

GRAVIDAD (interferómetro)

FORS-1 en el foco de cassegrain (UT2)

El programa de instrumentación del VLT es el programa más ambicioso jamás concebido para un único observatorio. Incluye generadores de imágenes de campo grande, cámaras y espectrógrafos corregidos por óptica adaptativa, así como espectrógrafos multiobjeto y de alta resolución, y cubre una amplia región espectral, desde el ultravioleta profundo (300 nm) hasta el infrarrojo medio (24 μm) de longitud de onda.

AMBER (VLTI)

El instrumento Astronomical Multi-Beam Recombiner combina tres telescopios del VLT al mismo tiempo, dispersando la luz en un espectrógrafo para analizar la composición y forma del objeto observado. AMBER es notablemente el "método interferométrico más productivo de siempre". Se ha desmantelado.

CRIRES Y CRIRES+

The Cryogenic Infrared Echelle El espectrógrafo es un espectrógrafo de echelle asistido adaptativo. Proporciona un poder de resolución de hasta 100.000 en el rango espectral infrarrojo de 1 a 5 micrometros.

De 2014 a 2020 tuvo una gran actualización a CRIRES+ para proporcionar diez veces mayor cobertura de longitud de onda simultánea. Una nueva gama de detectores focales de tres detectores Hawaii 2RG con una longitud de onda cortada de 5.3 μm reemplazó los detectores existentes, se añade una nueva unidad espectropolarimétrica y se mejora el sistema de calibración. Uno de los objetivos científicos de CRIRES+ es la espectroscopia intransit de exoplanetas, que actualmente nos proporciona el único medio de estudiar ambientes exoplanetarios. Los planetas transiting son casi siempre planetas cercanos que son calientes y irradian la mayor parte de su luz en el infrarrojo (IR). Además, el IR es una región espectral donde se esperan líneas de gases moleculares como monóxido de carbono (CO), amoníaco (NH3) y metano (CH4), etc. de la atmósfera exoplanetaria. Esta importante región de longitud de onda está cubierta por CRIRES+, que además permitirá rastrear múltiples líneas de absorción simultáneamente.

ESPRESSO

Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanet- and Stable Spectroscope Observations) es un espectrógrafo de echelle de alta resolución, alimentado por fibras y dispersos para el rango de longitud de onda visible, capaz de operar en modo 1-UT (utilizando uno de los cuatro telescopios) y en modo 4-UT (utilizando los cuatro), para la búsqueda de planetas extrasolar rocosos de sus estrellas en la zona habitable. Su característica principal es la estabilidad espectroscópica y la precisión de la velocidad radial. El requisito es alcanzar 10 cm/s, pero el objetivo objetivo es obtener un nivel de precisión de pocos cm/s. ESPRESSO fue instalado y encargado en el VLT en 2017–18.

FLAMES

Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph es una unidad de alimentación de fibra multiobjeto para UVES y GIRAFFE, esta última que permite estudiar simultáneamente cientos de estrellas individuales en galaxias cercanas a la resolución espectral moderada en la visible.

FORS1/FORS2

Focal Reducer and Low Dispersion Spectrograph es una cámara de luz visible y un espectrograma de objetos múltiples con un campo de visión de 6,8 minutos. FORS2 es una versión actualizada sobre FORS1 e incluye nuevas capacidades de espectroscopia multiobjeto. FORS1 fue retirado en 2009 para hacer espacio para X-SHOOTER; FORS2 continúa operando a partir de 2021.

GRAVIDAD (VLTI)

La GRAVIDAD es un instrumento de óptica adaptativa asistida, cerca de infrarrojos (NIR) para la astrometría de ángulo estrecho de precisión micro-arcsegundo e imagen de fase interferométrica referida a objetos celestes débiles. Este instrumento combina interferométricamente la luz NIR recogida por cuatro telescopios en el VLTI.

HAWK-I

La alta aguda Wide field K-band Imager es un imágen infrarrojo cercano con un campo de visión relativamente grande, cerca de 8x8 minutos.

ISAAC

El espectrómetro infrarrojo Y Array Camera era un imán infrarrojo cercano y espectrografía; operaba con éxito de 2000 a 2013 y luego se retiró para hacer el camino para SPHERE, ya que la mayoría de sus capacidades ahora pueden ser entregadas por el nuevo HAWK-I o KMOS.

KMOS

KMOS (K-band Multi Object Spectrograph) es un espectrómetro criogénico de objetos múltiples infrarrojos, observando 24 objetos simultáneamente, destinado principalmente al estudio de galaxias distantes.

MATISSE (VLTI)

El Experimento espectroscópico de infrarrojos múltiples aberturas es un espectro-interferómetro infrarrojo del Interferómetro VLT, que combina potencialmente las vigas de los cuatro Telescopios de Unidad (UTs) y cuatro Telescopios Auxiliares (ATs). El instrumento se utiliza para la reconstrucción de imágenes. Después de 12 años de desarrollo Vio su primera luz en el telescopio en Paranal en marzo de 2018.

MIDI (VLTI)

MIDI es un instrumento que combina dos telescopios del VLT en el infrarrojo medio, dispersando la luz en un espectrógrafo para analizar la composición del polvo y la forma del objeto observado. MIDI es notablemente el segundo instrumento interferométrico más productivo jamás (superado recientemente por AMBER). MIDI fue retirado en marzo de 2015 para preparar el VLTI para la llegada de GRAVITY y MATISSE.

MUSE

MUSE es un enorme explorador espectroscópico "3-dimensional" que proporcionará espectros visibles completos de todos los objetos contenidos en "vigas ágiles" a través del Universo.

NACO

NAOS-CONICA, NAOS significa Nasmyth Adaptive Optics System y CONICA, lo que significa Coude Near Infrared Camera) es una instalación de óptica adaptativa que produce imágenes infrarrojas tan agudas como si fueran tomadas en el espacio e incluye capacidades espectroscópicas, polarimétricas y coronagráficas.

PIONIER (VLTI)

es un instrumento para combinar la luz de todos los telescopios de 8 metros, permitiendo recoger detalles alrededor de 16 veces más finos que se pueden ver con un UT.

SINFONI

el Spectrograph for Integral Field Observations in the Near Infrared) fue una resolución media, cerca de infrarrojos (1–2.5 micrometros) espectrograma integral de campo alimentado por un módulo óptico adaptativo. Funcionaba desde 2003, luego se retiró en junio de 2019 para hacer espacio para el futuro ERIS.

SPHERE

El Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research, un sistema de óptica adaptativa de alto contraste dedicado al descubrimiento y estudio de exoplanetas.

ULTRACAM

ULTRACAM es un instrumento de visitante para fotometría ultraalta de objetos variables. ULTRACAM proporciona tres bandas simultáneas de fotometría óptica.

UVES

El espectrográfico Ultravioleta y Visual Echelle es un espectrógrafo de luz ultravioleta de alta resolución y visible.

VIMOS

El Espectrograma Multiobjeto Visible entregó imágenes visibles y espectros de hasta 1.000 galaxias a la vez en un campo de visión 14 × 14 arcmin. Se utilizó principalmente para varias grandes encuestas de rosca de galaxias distantes, incluyendo VVDS, zCOSMOS y VIPERS. Fue retirado en 2018 para hacer espacio para el regreso de CRIRES+.

VINCI (VLTI)

VINCI fue un instrumento de prueba que combina dos telescopios del VLT. Fue el instrumento de primera luz del VLTI y ya no está en uso.

VISIR

El espectrómetro VLT e imágen para el infrarrojo medio proporciona imágenes y espectroscopia limitadas por la difracción a una gama de resoluciones en las ventanas atmosféricas de 10 y 20 micrometros de infrarrojos medio (MIR). VISIR acoge la demostración científica NEAR, donde NEAR es Nueva Tierras en la Región Alfa Centauri.

X-Shooter

X-Shooter es el primer instrumento de segunda generación que opera desde 2009. Es un espectrómetro de un solo objeto de banda muy ancha [UV to near infrared] diseñado para explorar las propiedades de fuentes raras, inusuales o no identificadas.

Interferometría

Los cuatro telescopios de unidad de 8,2 metros y auxiliar de 1,8 metros Los telescopios se conectaron por primera vez el 17 de marzo de 2011, convirtiéndose en el Interferómetro VLT (VLTI) con seis bases de referencia.

En su modo de funcionamiento interferométrico, la luz de los telescopios se refleja en los espejos y se dirige a través de túneles a un laboratorio de combinación de haz central. En el año 2001, durante la puesta en marcha, el VLTI midió con éxito los diámetros angulares de cuatro enanas rojas, incluida Próxima Centauri. Durante esta operación logró una resolución angular de ±0,08 milisegundos de arco (0,388 nanorradianes). Esto es comparable a la resolución lograda usando otros arreglos como el Interferómetro Óptico Prototipo de la Armada y el arreglo CHARA. A diferencia de muchos interferómetros ópticos e infrarrojos anteriores, el instrumento Astronomical Multi-Beam Recombiner (AMBER) del VLTI se diseñó inicialmente para realizar una integración coherente (que requiere una relación señal-ruido superior a uno en cada tiempo de coherencia atmosférica). Usando los grandes telescopios y la integración coherente, el objeto más débil que el VLTI puede observar es de magnitud 7 en el infrarrojo cercano para observaciones de banda ancha, similar a muchos otros interferómetros ópticos/de infrarrojo cercano sin seguimiento de franjas. En 2011, se introdujo un modo de integración incoherente llamado AMBER 'modo ciego', que es más similar al modo de observación utilizado en conjuntos de interferómetros anteriores como COAST, IOTA y CHARA. En este 'modo ciego', AMBER puede observar fuentes tan débiles como K=10 en una resolución espectral media. En longitudes de onda del infrarrojo medio más desafiantes, el VLTI puede alcanzar una magnitud de 4,5, significativamente más débil que el interferómetro espacial infrarrojo. Cuando se introduce el seguimiento de franjas, se espera que la magnitud límite del VLTI mejore en un factor de casi 1000, alcanzando una magnitud de alrededor de 14. Esto es similar a lo que se espera para otros interferómetros de seguimiento de franjas. En modo espectroscópico, el VLTI actualmente puede alcanzar una magnitud de 1,5. El VLTI puede funcionar de forma totalmente integrada, por lo que las observaciones interferométricas son bastante sencillas de preparar y ejecutar. El VLTI se ha convertido a nivel mundial en la primera instalación interferométrica óptica/infrarroja de usuario general que se ofrece con este tipo de servicio a la comunidad astronómica.

Primera luz para el instrumento interferométrico MATISSE

Debido a la gran cantidad de espejos que intervienen en el tren óptico, alrededor del 95 % de la luz se pierde antes de llegar a los instrumentos a una longitud de onda de 1 μm, el 90 % a 2 μm y el 75 % a 10 μm. Esto se refiere a la reflexión de 32 superficies, incluido el tren Coudé, el separador de estrellas, la línea de retardo principal, el compresor de haz y la óptica de alimentación. Además, la técnica interferométrica es tal que es muy eficiente solo para objetos que son lo suficientemente pequeños como para concentrar toda su luz. Por ejemplo, no se puede observar un objeto con un brillo superficial relativamente bajo, como la luna, porque su luz está demasiado diluida. Solo los objetivos que están a temperaturas de más de 1000 °C tienen un brillo superficial lo suficientemente alto como para ser observados en el infrarrojo medio, y los objetos deben estar a varios miles de grados centígrados para las observaciones en el infrarrojo cercano utilizando el VLTI. Esto incluye la mayoría de las estrellas en la vecindad solar y muchos objetos extragalácticos, como núcleos galácticos activos brillantes, pero este límite de sensibilidad descarta las observaciones interferométricas de la mayoría de los objetos del sistema solar. Aunque el uso de diámetros de telescopio grandes y la corrección de la óptica adaptativa pueden mejorar la sensibilidad, esto no puede extender el alcance de la interferometría óptica más allá de las estrellas cercanas y los núcleos galácticos activos más brillantes.

Debido a que las Unidades de Telescopio se usan la mayor parte del tiempo de forma independiente, se usan en el modo interferométrico principalmente durante el tiempo brillante (es decir, cerca de la luna llena). En otras ocasiones, la interferometría se realiza utilizando telescopios auxiliares (AT) de 1,8 metros, que se dedican a realizar mediciones interferométricas a tiempo completo. Las primeras observaciones con un par de AT se realizaron en febrero de 2005 y los cuatro AT ya se han puesto en servicio. Para las observaciones interferométricas de los objetos más brillantes, hay poco beneficio en el uso de telescopios de 8 metros en lugar de telescopios de 1,8 metros.

Los primeros dos instrumentos en el VLTI fueron VINCI (un instrumento de prueba utilizado para configurar el sistema, ahora fuera de servicio) y MIDI, que solo permiten usar dos telescopios a la vez. Con la instalación del instrumento de fase de cierre AMBER de tres telescopios en 2005, se esperan pronto las primeras observaciones de imágenes del VLTI.

La implementación del instrumento Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry (PRIMA) comenzó en 2008 con el objetivo de permitir mediciones con referencia de fase en un modo astrométrico de dos haces o como un seguidor de franjas sucesor de VINCI, operado simultáneamente con uno de los otros instrumentos.

Después de retrasarse drásticamente y no cumplir con algunas especificaciones, en diciembre de 2004 el interferómetro VLT se convirtió en el objetivo de un segundo 'plan de recuperación' de ESO. Esto implica un esfuerzo adicional concentrado en mejoras en el seguimiento de franjas y el rendimiento de las principales líneas de retraso. Tenga en cuenta que esto solo se aplica al interferómetro y no a otros instrumentos en Paranal. En 2005, el VLTI producía observaciones de forma rutinaria, aunque con una magnitud límite más brillante y una eficiencia de observación más pobre de lo esperado.

En marzo de 2008, el VLTI ya había llevado a la publicación de 89 publicaciones revisadas por pares y había publicado una primera imagen de la estructura interna de la misteriosa Eta Carinae. En marzo de 2011, el instrumento PIONIER combinó por primera vez simultáneamente la luz de las cuatro Unidades de Telescopio, lo que podría convertir al VLTI en el telescopio óptico más grande del mundo. Sin embargo, este intento no fue realmente un éxito. El primer intento exitoso fue en febrero de 2012, con cuatro telescopios combinados en un espejo de 130 metros de diámetro.

En marzo de 2019, los astrónomos de ESO, empleando el instrumento GRAVITY en su interferómetro del Very Large Telescope (VLTI), anunciaron la primera detección directa de un exoplaneta, HR 8799 e, mediante interferometría óptica.

Puesta de luna sobre Cerro Paranal

Residencia Paranal y Basecamp a 2.400 metros (7.900 pies)

Dentro de la Residencia Paranal

Una amplia vista del VLT con su láser en funcionamiento

El cielo nocturno del Observatorio Paranal de ESO alrededor del crepúsculo

En la cultura popular

Uno de los grandes espejos de los telescopios fue el tema de un episodio de la serie de telerrealidad de National Geographic Channel World's Toughest Fixes, donde un equipo de ingenieros removió y transportó el espejo para limpiarlo y recubrirlo con aluminio. El trabajo requería luchar contra fuertes vientos, arreglar una bomba rota en una lavadora gigante y resolver un problema de aparejos.

El área que rodea al Very Large Telescope apareció en la película de 2008 Quantum of Solace. El Hotel ESO, la Residencia, sirvió como telón de fondo para parte de la película de James Bond. El productor Michael G. Wilson dijo: “La Residencia del Observatorio Paranal llamó la atención de nuestro director, Marc Forster, y del diseñador de producción, Dennis Gassner, tanto por su diseño excepcional como por su ubicación remota en el desierto de Atacama. Es un verdadero oasis y el escondite perfecto para Dominic Greene, nuestro villano, a quien 007 está siguiendo en nuestra nueva película de James Bond."