Very Large Telescope
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Versione delle 11:32, 24 ott 2011
Il Very Large Telescope Project (VLT, letteralmente Telescopio Molto Grande) è un sistema di quattro telescopi ottici separati, affiancati da vari strumenti minori. Ognuno dei quattro strumenti principali è un telescopio riflettore con uno specchio primario di 8,2 metri. Il progetto VLT, costato circa 500 milioni di dollari, fa parte dell'European Southern Observatory (ESO), la maggiore organizzazione astronomica europea.
Il VLT si trova all'Osservatorio del Paranal sul Cerro Paranal, una montagna alta 2.635 metri nel deserto di Atacama, nel Cile settentrionale. Come per la maggior parte degli Osservatori mondiali, il posto è stato scelto per la sua secchezza (sul Paranal non è mai piovuto a memoria d'uomo), l'abbondanza di notti serene, la quota elevata e lontananza da fonti di inquinamento luminoso.
Il primo dei quattro telescopi (UT1-Antu) cominciò ad essere operativo nel maggio 1998.
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Informazioni generali
Il VLT consiste di un gruppo di quattro grandi telescopi, e di un interferometro (VLTI) che sarà usato per le osservazioni con risoluzione più alta. I telescopi sono stati chiamati con i nomi di alcuni oggetti astronomici nella lingua Mapuche locale: Antu (il Sole), Kueyen (la Luna), Melipal (la Croce del Sud), e Yepun (Venere).
Il VLT può operare in tre modi:
- come quattro telescopi indipendenti
- come un unico strumento non-coerente, che raccoglie quattro volte la luce di uno dei singoli telescopi
- come un unico strumento coerente in modo interferometrico, per un'altissima risoluzione.
Nel modo a quattro telescopi, ognuno di essi è tra i telescopi più grandi del mondo e i quattro, dopo qualche perplessità iniziale sulla qualità del sito dovuto allo scarso seeing delle notti iniziali, operano già dal 2002 con grande soddisfazione da parte dell'ESO. Il grande specchio da 8,2 metri è spesso solo 18 cm, ed è quindi troppo sottile per mantenere la propria forma da solo. A tale scopo ogni specchio è sorretto da 150 pistoncini, che aggiustano la forma dello specchio ogni volta che il telescopio viene mosso in una nuova direzione. Tali dispositivi fanno parte della cosiddetta ottica attiva e, al fine di eliminare la già poca aberrazione introdotta dall'atmosfera sopra il Cerro Paranal, tale sistema viene sfruttato anche dall'ottica adattiva chiamata MAD.
L'ottica adattiva utilizzata da questi telescopi è di nuova generazione, le comuni ottiche adattive sono in grado di correggere solo una piccola porzione di cielo visibile, tipicamente 15 secondi d'arco. Il sistema MAD è in grado invece di gestire una regione di cielo molto più ampia.[1]
Nel modo interferometrico, la luce raccolta viene inviata in un laboratorio centrale e fusa insieme appunto con tecniche interferometriche. In tale modalità di funzionamento i quattro telescopi forniscono la stessa capacità di raccolta di luce di un singolo specchio di 16 metri di diametro, rendendoli lo strumento ottico più grande del mondo. La risoluzione è invece pari ad uno specchio che abbia un diametro pari alla distanza tra i telescopi (circa 100 metri). Il VLTI ha come obbiettivo una risoluzione angolare di 0,001 arcosecondi ad una lunghezza d'onda di 1 µm, nel vicino infrarosso. È un angolo di 0,000000005 radianti, equivalente a risolvere un oggetto grande 2 metri alla distanza che separa la Terra dalla Luna. Tra le altre cose, il VLTI dovrebbe facilmente risolvere i moduli lunari (grandi 5 metri) lasciati sulla Luna dalle missioni Apollo, e un gruppo di scienziati europei si propone appunto di eseguire tale osservazione.
Sebbene fosse usata da lungo tempo in radioastronomia, l'avvento dell'interferometria in astronomia ottica ha dovuto attendere due sviluppi recenti. Il primo è quello di sistemi laser capaci di misurare distanze infinitesime, con la precisione necessaria ad allineare e fondere le più brevi lunghezze d'onda della luce visibile. Il secondo progresso sono le nuove ottiche adattative (nel caso del VLT, un piccolo specchio ausiliario aggiustato finemente 100 volte al secondo) in grado di compensare la distorsione atmosferica in modo che l'interferometro non si limiti a ottenere una migliore immagine di una stella sfocata.
Note
Voci correlate
Collegamenti esterni
- ESO VLT - sito web
