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Das Paranal - Observatorium

Das Paranal-Observatorium ist ein astronomisches Observatorium in der Atacamawüste im Norden Chiles, auf dem Berg Cerro Paranal. Dieser liegt etwa 120 km südlich der Stadt Antofagasta und zwölf Kilometer von der Pazifikküste entfernt. Das Observatorium wird von der Europäischen Südsternwarte (ESO) betrieben und ist Standort des Very Large Telescope (VLT) und des Very Large Telescope Interferometer (VLTI).

Zusätzlich werden die Surveyteleskope VISTA und VST gebaut. Die Atmosphäre über dem Gipfel zeichnet sich durch trockene und außergewöhnlich ruhige Luftströmung aus, was den Berg zu einem sehr attraktiven Standort für ein astronomisches Observatorium macht. Der Gipfel wurde in den frühen 1990er Jahren von seiner ursprünglichen Höhe von 2.660 m auf 2.635 m heruntergesprengt, um ein Plateau für das VLT zu schaffen.

Das Very Large Teleskop

Das Very Large Telescope (VLT) ist ein aus vier Einzelteleskopen bestehendes astronomisches Großteleskop, dessen Spiegel zusammengeschaltet werden können. Das VLT ist für Beobachtungen im sichtbaren Licht bis hin zum mittleren Infrarot ausgerichtet. Die Teleskope können mit Hilfe des VLT Interferometer (VLTI) zur Interferometrie zusammengeschaltet werden.

Mit Hilfe der adaptiven Optik ist es an den Teleskopen des Very Large Telescope (insbesondere mit dem Instrument NACO) inzwischen gelungen, die Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops zu über- treffen. Der Vorteil des HST lag seit Anfang der 1990er Jahre darin, dass seine Aufnahmen im Gegensatz zu erdgebundenen Teleskopen durch keine störende Atmosphäre zusätzlich verschlechtert werden.

Mit Hilfe adaptiver Optik konnte diese Beeinträchtigung aber mittlerweile im Wellenlängenbereich des Nah-Infrarotlichts nahezu kompensiert werden, so dass heutige VLT-Aufnahmen im Nah-Infraroten (ca. 1–5 Mikrometer Wellenlänge) Hubble-Bildern mit Auflösungsvermögen von unter einer zehntel Bogensekunde zum Teil in nichts nachstehen. Im optischen Spektralbereich ist das bislang noch nicht möglich, da die Korrektur der atmosphärischen Störungen mittels adaptiver Optik schneller erfolgen müsste, als es derzeit technisch möglich ist. Mit dem VLTI werden nochmals deutlich höhere Auflösungen im Bereich von Millibogensekunden erreicht.

Die Optik des Teleskopes

Die vier großen Teleskope werden als Unit Telescopes (UT) bezeichnet. Ein Unit-Teleskop in seiner Montierung hat eine Grund- fläche von 22 m × 10 m und eine Höhe von 20 m, bei einem beweg- lichen Gewicht von 430 Tonnen.

Sie sind azimutal montierte, im Wesentlichen baugleiche, Ritchey-Chrétien Teleskope die Wahlweise als Cassegrain-, Nasmyth- oder Coudé-Teleskop betrieben werden können. Sie haben einen Hauptspiegeldurchmesser von jeweils 8,2 Metern und einen Sekundärspiegel von 1,12 Metern. Damit waren es die größten aus einem Stück gefertigten astronomischen Spiegel der Welt, bis das Large Binocular Telescope mit 8,4 Meter-Spiegeln in Betrieb genommen wurde. Noch größere Teleskope, wie zum Beispiel die Keck-Teleskope, haben segmentierte Spiegel. Die Hauptspiegel sind zu dünn, um in Form zu bleiben, wenn sich das Teleskop bewegt und werden deswegen durch eine aktive Optik mit Hilfe von 150 hydraulischen Stößeln etwa einmal pro Minute in ihrer Form korrigiert.

Die vier Hauptspiegel des VLT wurden zwischen 1991 und 1993 bei der Mainzer Spezialglasfirma Schott AG in einem eigens für dieses Projekt entwickelten Schleudergussverfahren hergestellt. Nach dem eigentlichen Guss und Erstarren der Glasmasse wurden die Spiegelrohlinge noch einmal thermisch nachbehandelt, wodurch sich das Glas in die Glaskeramik Zerodur umwandelt. Bei diesem Fertigungsschritt erhält das Material auch seine außergewöhnliche Eigenschaft der thermischen Null-Ausdehnung.

Nach einer ersten Bearbeitung wurden die Spiegelträger per Schiff zur französischen Firma R.E.O.S.C. transportiert, wo die hochpräzise, zwei Jahre dauernde Oberflächenbearbeitung stattfand. Die endgültige Spiegeloberfläche hat eine Genauigkeit von einem 50.000stel Millimeter (20 nm, < als 1/30 der Wellenlänge bezogen auf 600 nm). Jedes UT hat vier Fokalpunkte, an denen Instrumente montiert werden können, einen Cassegrainfokus und zwei Nasmythfoki. Zusätzlich haben die Teleskope einen Coudéfokus, über den Licht in das VLTI eingespeist werden kann.

Astronomische Spiegel können nur sehr eingeschränkt gereinigt werden, da fast alle Reinigungstechniken mikroskopische Oberflächenkratzer verursachen, die die Abbildungsqualität verschlechtern. Neben einer monatlichen Inspektion, bei der lockerer Schmutz vorsichtig abgetupft wird, werden die Spiegel des VLT daher alle ein bis zwei Jahre komplett neu verspiegelt. Dazu wird die alte Spiegelschicht mit Lösungsmitteln entfernt und dann eine neue Spiegelschicht, normalerweise Aluminium, aufgedampft.

Die einzelnen UTs wurden in Mapudungun, der Sprache der Mapuche, Antu (Sonne), Kueyen (Mond), Melipal (Kreuz des Südens) und Yepun (Venus) getauft. Das erste montierte UT, Antu, lieferte am 25. Mai 1998 die ersten Bilder mit einer Testkamera, der wissenschaftliche Beobachtungsbetrieb begann am 1. April 1999.

Das VST

Das VLT Survey Telescope ist ein 2,6-m-Ritchey-Chrétien- Cassegrain Teleskop mit einer Blendenzahl von 5,5. Es ist, wie alle anderen Teleskope auf Paranal, azimutal montiert. Da das VST für eine bestimmte Aufgabe gedacht ist, hat es nur ein einziges Instrument, die OmegaCam für Bilder mit großem Gesichtsfeld, etwa 1 Grad x 1 Grad, im Wellenlängenbereich von 330 bis 1000 Nanometer.

Im Jahr 2001 zerbrach der fertiggestellte Hauptspiegel auf dem Seetransport nach Chile, im Juni 2011 wurden erste Bilder veröffentlicht. Das VST wird zu 100 % im Service-Mode genutzt werden.

Dieser Bericht unterliegt der GNU Lizens für freie Dokumentation

by Klaus     www.mysterylands.eu