Very Large Telescope (VLT) ist ein Fernrohr, das von der europäischen Südlichen Sternwarte auf Cerro Paranal in der Atacama-Wüste des nördlichen Chiles bedient ist. Der VLT besteht aus vier individuellen Fernrohren, jedem mit einem primären Spiegel 8.2 M darüber, die allgemein getrennt verwendet werden, aber zusammen verwendet werden können, um sehr hohe Raumentschlossenheit zu erreichen. Die vier getrennten optischen Fernrohre sind als Antu, Kueyen, Melipal und Yepun bekannt, die alle Wörter für astronomische Gegenstände auf der Sprache von Mapuche sind. Die Fernrohre bilden eine Reihe, die durch vier bewegliche Hilfsfernrohre (A.T.S.) der 1.8-M-Öffnung ergänzt wird.

Der VLT funktioniert an sichtbaren und infraroten Wellenlängen. Jedes individuelle Fernrohr kann Gegenstände entdecken, die ungefähr vier Milliarden Male schwächer sind als, was mit dem bloßen Auge entdeckt werden kann, und wenn alle Fernrohre verbunden werden, kann die Möglichkeit eine winkelige Entschlossenheit von ungefähr 0.001 Sekunde Kreisbogen erreichen. Das ist zu ungefähr zwei Metern in der Entfernung des Monds gleichwertig.

Der VLT ist die produktivste Boden-basierte Möglichkeit für die Astronomie mit nur dem Hubble Raumfernrohr, das mehr wissenschaftliche Papiere unter Möglichkeiten erzeugt, die an sichtbaren Wellenlängen funktionieren. Unter den Pionierbeobachtungen das ausgeführte Verwenden des VLT sind das erste direkte Image eines exoplanet, das Verfolgen von individuellen Sternen, die das supermassive schwarze Loch am Zentrum der Milchstraße und den Beobachtungen des Abendrots des weitesten bekannten Gammastrahl-Platzens bewegen.

Allgemeine Information

Der VLT besteht aus einer Einordnung von vier großen (8.2-Meter-Diameter) Fernrohre mit optischen Elementen, die sie in einen astronomischen interferometer (VLTI) verbinden können, der verwendet wird, um kleine Gegenstände aufzulösen. Der interferometer schließt auch eine Reihe vier 1.8-Meter-Diameter bewegliche interferometric Beobachtungen gewidmete Fernrohre ein. Der erste vom UTs hat angefangen, im Mai 1998 zu funktionieren, und wurde der astronomischen Gemeinschaft am 1. April 1999 angeboten. Die anderen Fernrohre sind Klage 1999 und 2000 gefolgt, so das VLT völlig betriebliche machend. Vier 1.8-Meter-Hilfsfernrohre (A.T.S.) sind zum VLTI hinzugefügt worden, um es bereitzustellen, wenn die UTs für andere Projekte verwendet werden. Diese A.T.S. wurden zwischen 2004 und 2007 installiert. Heute sind alle vier Einheitsfernrohre und alle vier Hilfsfernrohre betrieblich.

Die 8.2-Meter-Fernrohre des VLT wurden ursprünglich entworfen, um in drei Weisen zu funktionieren:

• als eine Reihe vier unabhängige Fernrohre (ist das die primäre Verfahrensweise).
• als ein einzelnes großes zusammenhängendes interferometric Instrument (der VLT Interferometer oder VLTI), für die Extraentschlossenheit. Diese Weise wird gelegentlich nur für Beobachtungen von relativ hellen Quellen mit dem kleinen winkeligen Ausmaß verwendet.
• als ein einzelnes großes zusammenhangloses Instrument, für die Licht sammelnde Extrakapazität. Die Instrumentierung, die erforderlich ist, das Licht zu einem vereinigten zusammenhanglosen Fokus zu bringen, wurde nicht gebaut. Kürzlich sind neue Instrumentierungsvorschläge vorgebracht worden, um diese Beobachten-Weise bereitzustellen. Vielfache Fernrohre werden manchmal an demselben Gegenstand unabhängig angespitzt, entweder um die Licht sammelnde Gesamtmacht zu vergrößern, oder gleichzeitige Beobachtungen mit Ergänzungsinstrumenten zu versorgen.

Einheitsfernrohre

Die UTs werden mit einem großen Satz von Instrumenten ausgestattet, die Beobachtungen erlauben, vom nah-ultravioletten bis die Mitte infrarot (d. h. ein großer Bruchteil der leichten Wellenlängen durchgeführt zu werden, die von der Oberfläche der Erde zugänglich sind), mit der vollen Reihe von Techniken einschließlich hochauflösender Spektroskopie, Mehrgegenstand-Spektroskopie, Bildaufbereitung und hochauflösender Bildaufbereitung. Insbesondere der VLT hat mehrere anpassungsfähige Optik-Systeme, die für die Effekten der atmosphärischen Turbulenz korrigieren, Images fast als scharf zur Verfügung stellend, als ob das Fernrohr im Raum war. In nah-infrarot sind die anpassungsfähigen Optik-Images des VLT bis zu dreimal schärfer als diejenigen des Hubble Raumfernrohrs, und die spektroskopische Entschlossenheit ist oft besser als Hubble. Die VLTs werden für ihr hohes Niveau bemerkt, Leistungsfähigkeit und Automation zu beobachten.

Die 8.2m-Diameter-Fernrohre werden in kompakten, thermisch kontrollierten Gebäuden aufgenommen, die gleichzeitig mit den Fernrohren rotieren. Dieses Design minimiert irgendwelche nachteiligen Effekten auf die Beobachten-Bedingungen zum Beispiel von der Luftturbulenz in der Fernrohr-Tube, die wegen Schwankungen in der Temperatur und dem Windfluss sonst vorkommen könnte.

Die Hauptrolle der VLT Hauptfernrohre soll als vier unabhängige Fernrohre funktionieren. Der interferometry (Licht von vielfachen Fernrohren verbindend), wird ungefähr 20 Prozent der Zeit für den sehr hochauflösenden auf hellen Gegenständen zum Beispiel auf Betelgeuse verwendet. Diese Weise erlaubt Astronomen, Details zu sehen, die bis zu 25mal feiner sind als mit den individuellen Fernrohren. Die leichten Balken werden im VLTI das Verwenden eines komplizierten Systems von Spiegeln in unterirdischen Tunnels verbunden, wo die leichten Pfade gleich Entfernungen weniger behalten werden müssen als 1/1000 Mm mehr als hundert Meter. Mit dieser Art der Präzision kann der VLTI Images mit einer winkeligen Entschlossenheit von milliarcseconds wieder aufbauen.

Mapuche nennt für die Einheitsfernrohre

Es war lange die Absicht von ESO gewesen, "echte" Namen zu den vier VLT Einheitsfernrohren zur Verfügung zu stellen, die ursprünglichen technischen Benennungen von UT1 zu UT4 zu ersetzen. Im März 1999, zur Zeit der Einweihung von Paranal, wurden vier bedeutungsvolle Namen von Gegenständen im Himmel auf der Sprache von Mapuche gewählt. Das von Santiago de Chile größtenteils südliche Stammbevölkerungsleben.

Ein Aufsatz-Streit wurde in dieser Verbindung unter Schulkindern des Chilenen eingeordnet, dessen II Gebiet Antofagasta das Kapital ist, um über die Implikationen dieser Namen zu schreiben. Es hat viele Einträge gezogen, die sich mit dem kulturellen Erbe des Gastlandes von ESO befassen.

Der Gewinnen-Aufsatz wurde von 17-jährigem altem Jorssy Albanez Castilla von Chuquicamata in der Nähe von der Stadt Calama vorgelegt. Sie hat den Preis, ein Amateurfernrohr während der Einweihung der Seite von Paranal erhalten.

Einheitsfernrohre 1-4 sind jetzt als Antu (Sonne), Kueyen (Mond), Melipal (Südliches Kreuz), und Yepun (Venus als Abendstern) beziehungsweise bekannt. Ursprünglich übersetzt als "Sirius" scheint es jetzt, dass "Yepun" wirklich "Venus" bedeutet.

Hilfsfernrohre

Obwohl die vier 8.2-Meter-Einheitsfernrohre im VLTI verbunden werden können, werden sie größtenteils für individuelle Beobachtungen verwendet und sind nur für interferometric Beobachtungen für eine begrenzte Zahl von Nächten jedes Jahr verfügbar. Aber der vier kleinere 1.8-Meter-A.T.S. ist verfügbar und zu interferometry hingebungsvoll, um dem VLTI zu erlauben, jede Nacht zu funktionieren.

Der Spitzenteil von jedem DARAN ist eine runde Einschließung, die von zwei Sätzen von drei Segmenten gemacht ist, die sich öffnen und schließen. Sein Job ist, das feine 1.8-Meter-Fernrohr vor den Wüste-Bedingungen zu schützen. Die Einschließung wird durch die kastenförmige Transportvorrichtungsabteilung unterstützt, die auch Elektronik-Kabinette, flüssige Kühlsysteme, Klimaaggregate, Macht-Bedarf, und mehr enthält. Während astronomischer Beobachtungen werden die Einschließung und Transportvorrichtung vom Fernrohr mechanisch isoliert, um sicherzustellen, dass keine Vibrationen die gesammelten Daten in Verlegenheit bringen.

Die Transportvorrichtungsabteilungsläufe auf Spuren, so kann der A.T.S. zu 30 verschiedenen Beobachten-Positionen bewegt werden. Als die VLTI-Taten eher wie ein einzelnes so großes Fernrohr wie hat sich die Gruppe von Fernrohren verbunden, das Ändern der Positionen des A.T.S. bedeutet, dass der VLTI gemäß den Bedürfnissen nach dem Beobachten-Projekt angepasst werden kann.

Wissenschaft mit dem VLT

Ergebnisse vom VLT haben zur Veröffentlichung eines Durchschnitts von mehr als einem von Experten begutachtetem wissenschaftlichem Papier pro Tag geführt. Zum Beispiel 2007 wurden fast 500 Schiedsrichter gewesene wissenschaftliche Papiere gestützt auf VLT Daten veröffentlicht. Die wissenschaftlichen Entdeckungen des Fernrohrs schließen Bildaufbereitung eines extrasolar Planeten zum ersten Mal, das Verfolgen individueller Sterne ein, die das supermassive schwarze Loch am Zentrum der Milchstraße bewegen, und das Abendrot des weitesten bekannten Gammastrahl-Platzens beobachten.

Andere Entdeckungen mit der Unterschrift von VLT schließen die Entdeckung von Kohlenmonoxid-Molekülen in einer Milchstraße gelegen fast 11 Milliarden Lichtjahre weg zum ersten Mal, eine Leistung ein, die schwer erfassbar seit 25 Jahren geblieben war. Das hat Astronomen erlaubt, das genauste Maß der kosmischen Temperatur an solch einem entfernten Zeitalter zu erhalten. Eine andere wichtige Studie war die der gewaltsamen Aufflackern vom supermassiven schwarzen Loch am Zentrum der Milchstraße. Der VLT und die SPITZE haben sich zusammengetan, Material zu offenbaren, das wird ausstreckt, weil es im intensiven Ernst in der Nähe vom schwarzen Hauptloch umkreist.

Mit dem VLT haben Astronomen auch das Alter des ältesten Sterns gemessen, der in unserer Milchstraße, der Milchstraße bekannt ist. An 13.2 Milliarden Jahren ist der Stern im frühsten Zeitalter der Sternbildung im Weltall geboren gewesen. Sie haben auch die Atmosphäre um eine Supererde exoplanet für das erste Mal mit dem VLT analysiert. Der Planet, der als GJ 1214b bekannt ist, wurde studiert, weil es vor seinem Elternteilstern gegangen ist und etwas vom Sternenlicht die Atmosphäre des Planeten durchgeführt hat.

Insgesamt, der 10 ersten Entdeckungen, die an den Sternwarten von ESO, sieben getan sind, haben die Unterschrift von VLT.

Technische Details

Instrumente

Das VLT Instrumentierungsprogramm ist das ehrgeizigste für eine einzelne Sternwarte jemals konzipierte Programm. Es schließt großes Feld imagers ein, anpassungsfähige Optik hat Kameras und Spektrographen, sowie hochauflösend und Mehrgegenstand-Spektrographen korrigiert und bedeckt ein breites geisterhaftes Gebiet, vom tiefen ultraviolett (300 nm) zur Mitte infrarot (24 µm) Wellenlängen.

• FORS 1 (Im Brennpunkt stehende Reduziermaschine und niedriger Streuungsspektrograph) ist eine sichtbare leichte Kamera und Vielgegenstand-Spektrograph mit einem 6.8 arcminute Feld der Ansicht.
• FORS 2. Wie FORS 1, aber mit der weiteren Mehrgegenstand-Spektroskopie.
• ISAAC (Infrarotspektrometer-Und Reihe-Kamera) ist ein fast infraroter imager und Spektrograph
• UVES (Ultravioletter und Visueller Echelle Spektrograph) ist ein ultravioletter und sichtbarer leichter Spektrograph.
• FLAMMEN (Faser Großer Bereichsmehrelement-Spektrograph) sind eine Mehrgegenstand-Faser-Futter-Einheit für UVES und GIRAFFE, das letzte Erlauben der Fähigkeit, um gleichzeitig Hunderte von individuellen Sternen in nahe gelegenen Milchstraßen an der gemäßigten geisterhaften Entschlossenheit im sichtbaren zu studieren.
• NACO (NAOS-CONICA, NAOS Bedeutung von Nasmyth Anpassungsfähiges Optik-System und CONICA Bedeutung von COude In der Nähe von der Infrarotkamera) ist eine anpassungsfähige Optik-Möglichkeit, die Infrarotimages als scharf erzeugt, als ob genommen im Raum und spektroskopisch, polarimetric und coronagraphic Fähigkeiten einschließt.
• VISIR (VLT Spektrometer und imager für die Mitte infrarot) stellt Beugungsbeschränkte Bildaufbereitung und Spektroskopie an einer Reihe von Entschlossenheiten im 10 und 20 Mikrometer Mitte infrarote (MIR) atmosphärische Fenster zur Verfügung.
• SINFONI (Spektrograph für Integrierte Feldbeobachtungen in der Nähe Infrarot) ist eine mittlere Entschlossenheit, nah-infraroter (1-2.5 Mikrometer) integrierter durch ein anpassungsfähiges Optik-Modul gefütterter Feldspektrograph.
• CRIRES (Kälteerzeugender InfraRed Echelle Spektrograph) ist anpassungsfähige Optik hat geholfen und stellt eine Auflösungsmacht von bis zu 100,000 in der geisterhaften Infrarotreihe von 1 bis 5 Mikrometern zur Verfügung.
• FALKE-I (Hohe Scharfsinnigkeit das Breite Feld K-band Imager) ist ein nah-infraroter imager mit einem relativ großen Feld der Ansicht.
• VIMOS (Sichtbarer Mehrgegenstand-Spektrograph) liefert sichtbare Images und Spektren von bis zu 1,000 Milchstraßen auf einmal in 14 x 14 arcmin Feld der Ansicht.
• X-Schütze, das erste Instrument der zweiten Generation, ein Breitband [UV zur Nähe infrarot] Spektrometer haben vorgehabt, die Eigenschaften von seltenen, ungewöhnlichen oder unbekannten Quellen zu erforschen
• PIONIER, ein Instrument, um das Licht aller 8-Meter-Fernrohre zu verbinden, erlaubend, Details aufzunehmen, die ungefähr 16mal feiner sind als, kann mit einem UT gesehen werden.
• PRIMA (Phase Verweise angebrachter Imaging und Microarcsecond Astrometry), das VLTI Instrument für astronomischen interferometry, der entweder den A.T.S. oder den UTs verwendet. Seine astrometric Fähigkeit und seine schwachen Quellfähigkeiten werden Astronomen erlauben, vorbei an der Barriere der Empfindlichkeit zu reichen, die interferometers geplagt hat und schwache Ziele mit der hohen winkeligen Entschlossenheit untersucht.
• Gast-Fokus, der für Besucherinstrumente, wie ULTRACAM oder BLENDEN verfügbar ist.

Mehrere zweite Generation VLT Instrumente ist jetzt unter der Entwicklung:

• KMOS, ein kälteerzeugendes Infrarotmehrgegenstand-Spektrometer hat in erster Linie für die Studie von entfernten Milchstraßen bestimmt.
• MUSE, ein riesiger "3-dimensionaler" spektroskopischer Forscher, der ganze sichtbare Spektren aller Gegenstände zur Verfügung stellen wird, die in "Bleistift-Balken" durch das Weltall enthalten sind.
• BEREICH, ein anpassungsfähiges Hoch-Kontrastoptik-System, das der Entdeckung und Studie von exoplanets gewidmet ist.
• SAXO (BEREICH äußerstes AO System), ein Instrument, das ein äußerstes anpassungsfähiges Optik-System, verschiedene coronagraphic Geräte und ein Gefolge der im Brennpunkt stehenden Instrument-Versorgungsbildaufbereitung, integrierten Feldspektroskopie und polarimetry Fähigkeiten in den sichtbaren und nah-infraroten geisterhaften Reihen verbindet.
• ESPRESSO (Echelle Spektrograph für Felsigen Exoplanet- und Stabile Spektroskopische Beobachtungen), ein hochauflösender, Faser-gefütterter und quer-verstreuter echelle Spektrograph für den sichtbaren Wellenlangenbereich, der zum Funktionieren in der 1-UT Weise und in der 4-UT Weise, für die Suche nach felsigen Extrasonnenplaneten in der bewohnbaren Zone ihrer Gastgeber-Sterne fähig ist.

Interferometry und der VLTI

In seinem interferometric Betriebsweise wird das Licht von den Fernrohren von Spiegeln widerspiegelt und durch Tunnels zu einem Hauptbalken-Kombinieren-Laboratorium geleitet. Der VLTI ist beabsichtigt, um eine wirksame winkelige Entschlossenheit von 0.002 arcsecond an einer Wellenlänge von 2 µm zu erreichen. Das ist mit der erreichten Entschlossenheit mit anderer Reihe wie der Marineprototyp Optischer Interferometer und die CHARA-Reihe vergleichbar. Verschieden von vielen früheren optischen und infraroten interferometers wurde das BERNSTEIN-Instrument auf VLTI am Anfang entworfen, um zusammenhängende Integration durchzuführen (der Signal zum Geräusch verlangt, das größer ist als eines in jedem atmosphärischen Kohärenz-Mal). Mit den großen Fernrohren und der zusammenhängenden Integration ist der schwächste Gegenstand, den der VLTI beobachten kann, Umfang 7 in der Nähe, die für Breitbandbeobachtungen infrarot ist, die vielen andere Nähe ähnlich sind, infrarot / optischer interferometers ohne das Franse-Verfolgen. 2011 wurde eine zusammenhanglose Integrationsweise genannt blinde "BERNSTEIN-Weise" eingeführt, die der Beobachtungsweise ähnlicher ist, die an früher interferometer Reihe wie KÜSTE, JOTA und CHARA verwendet ist. In dieser "blinden Weise" kann BERNSTEIN Quellen so schwach beobachten wie K=10 in der mittleren geisterhaften Entschlossenheit. An der schwierigeren Mitte Infrarotwellenlängen kann der VLTI Umfang 4.5, bedeutsam schwächer erreichen als der Infrarote Räumliche Interferometer. Wenn das Franse-Verfolgen eingeführt wird, wie man erwartet, verbessert sich der Begrenzungsumfang des VLTI durch einen Faktor von fast 1000, einen Umfang von ungefähr 14 erreichend. Das ist dem ähnlich, was für andere Franse erwartet wird, die interferometers verfolgt. In der spektroskopischen Weise kann der VLTI zurzeit einen Umfang 1.5 erreichen. Der VLTI kann auf eine völlig einheitliche Weise arbeiten, so dass interferometric Beobachtungen wirklich ziemlich einfach sind, vorzubereiten und durchzuführen. Der VLTI ist weltweit der erste allgemeine Benutzer optische/infrarote interferometric Möglichkeit geworden, die mit dieser Art des Dienstes zur astronomischen Gemeinschaft angeboten ist.

Wegen der vielen am optischen Zug beteiligten Spiegel werden ungefähr 95 Prozent des Lichtes vor dem Erreichen der Instrumente an einer Wellenlänge von 1 µm, 90 Prozent an 2 µm und 75 Prozent an 10 µm verloren. Das bezieht sich auf das Nachdenken von 32 Oberflächen einschließlich des Zugs von Coudé, des Sternseparators, der Hauptverzögerungslinie, des Balken-Kompressors und der Zufuhroptik. Zusätzlich ist die interferometric Technik solch, dass es nur für Gegenstände sehr effizient ist, die klein genug sind, dass ihr ganzes Licht konzentriert wird.

Zum Beispiel kann ein Gegenstand mit einer relativ niedrigen Oberflächenhelligkeit wie der Mond nicht beobachtet werden, weil sein Licht zu verdünnt wird. Nur Ziele, die bei Temperaturen mehr sind als 1,000°C, haben eine Oberflächenhelligkeit hoch genug, um Mitte infrarot beobachtet zu werden, und Gegenstände müssen an mehreren tausend von Grad Celsius für Nah-Infrarotbeobachtungen mit dem VLTI sein. Das schließt die meisten Sterne in der Sonnennachbarschaft und vielen Extragalactic-Gegenständen wie helle aktive galaktische Kerne ein, aber diese Empfindlichkeitsgrenze schließt interferometric Beobachtungen von den meisten Sonnensystem-Gegenständen aus. Obwohl der Gebrauch von großen Fernrohr-Diametern und die anpassungsfähige Optik-Korrektur die Empfindlichkeit verbessern können, kann das nicht die Reichweite von optischem interferometry außer nahe gelegenen Sternen und den hellsten aktiven galaktischen Kernen erweitern.

Weil die Einheitsfernrohre der grösste Teil der Zeit unabhängig verwendet werden, werden sie in der interferometric Weise größtenteils während der hellen Zeit (d. h. in der Nähe vom Vollmond) verwendet. In anderen Zeiten wird interferometry mit 1.8-Meter-Hilfsfernrohren (A.T.S.) getan, die interferometric Vollzeitmaßen gewidmet werden. Die ersten Beobachtungen mit einem Paar des A.T.S. wurden im Februar 2005 geführt, und der ganze vier A.T.S. ist jetzt beauftragt worden. Für interferometric Beobachtungen auf den hellsten Gegenständen gibt es wenig Vorteil im Verwenden von 8-Meter-Fernrohren aber nicht 1.8-Meter-Fernrohren.

Die ersten zwei Instrumente am VLTI waren VINCI (ein Testinstrument, das an die Einstellung das System jetzt verwendet ist, stillgelegt) und MIDI, die nur zwei Fernrohren erlauben, zu irgendeiner Zeit verwendet zu werden. Mit der Installation des mit dem Verschluss phasigen Drei-Fernrohre-BERNSTEIN-Instrumentes 2005 werden die ersten Bildaufbereitungsbeobachtungen vom VLTI bald erwartet.

Die Aufstellung Der Phase Verweise angebrachter Imaging und Microarcsecond Astrometry (PRIMA) Instrument hat 2008 mit dem Ziel angefangen, mit der Phase Verweise angebrachte Maße entweder in einer astrometric Zwei-Balken-Weise oder als ein Nachfolger des Franse-Spurenlesers von VINCI, bedient gleichzeitig mit einem der anderen Instrumente zu erlauben.

Nach dem Fallen drastisch hinter der Liste und dem Scheitern, einigen Spezifizierungen im Dezember 2004 zu entsprechen, ist der VLT Interferometer das Ziel eines zweiten ESO "Wiederherstellungsplan" geworden. Das schließt zusätzliche Bemühung ein, die auf Verbesserungen zum Franse-Verfolgen und der Leistung der Hauptverzögerungslinien gerichtet ist. Bemerken Sie, dass das nur für den interferometer und nicht die anderen Instrumente auf Paranal gilt. 2005 erzeugte der VLTI Beobachtungen, obwohl mit einem helleren Begrenzungsumfang und schlechterer Beobachten-Leistungsfähigkeit alltäglich als erwartet.

, der VLTI hatte bereits zur Veröffentlichung von 89 von Experten begutachteten Veröffentlichungen geführt und hatte ein allererstes Image der inneren Struktur mysteriösen Eta Carinae veröffentlicht. Im März 2011 hat das PIONIER Instrument zum ersten Mal gleichzeitig das Licht der vier Einheitsfernrohre verbunden, VLTI das größte optische Fernrohr in der Welt machend.

In der populären Kultur

Einer der großen Spiegel der Fernrohre war das Thema einer Episode der Wirklichkeitsreihe des Nationalen Geografischen Kanals Zähste Üble Lagen In der Welt, wohin eine Mannschaft von Ingenieuren entfernt hat und den Spiegel transportiert hat, der zu reinigen und mit Aluminium wiederanzustreichen ist. Der Job hat das Kämpfen mit starken Winden, Befestigen einer gebrochenen Pumpe in einer riesigen Waschmaschine und Auflösung eines Takelage-Problems verlangt.

Das Gebiet, das das Sehr Große Fernrohr umgibt, ist auch in einem Kassenerfolg-Film gezeigt worden. Das VLT Hotel, Residencia, ist ein preisgekröntes Gebäude, und gedient als eine Kulisse für einen Teil des Films von James Bond Quant des Trosts. Der Filmerzeuger, Michael G. Wilson, hat gesagt: "Der Residencia der Paranal Sternwarte hat die Aufmerksamkeit unseres Direktors, Marc Forsters und Produktionsentwerfers, Dennis Gassners, sowohl für sein außergewöhnliches Design als auch für seinen abgelegenen Standort in der Atacama-Wüste erregt. Es ist eine wahre Oase, und die vollkommenen verbergen sich für Dominic Greene, unseren Bengel, wen 007 in unserem neuen Film von James Bond verfolgt."

Galerie

Image:Laser zum Milchstraße-Zentrum jpg|Laser führen Stern von einem der UTs (Wikimedia Unterhaus-Bild des Jahres 2010)

Image:Phot-12-04.jpg|Image, dem Drilling von Milchstraßen NGC 6769, 6770 und NGC 6771, wie beobachtet, mit dem VIMOS Instrument auf Melipal zeigend

Image:Huge stürmen auf dem Saturn, der durch das Sehr Große Fernrohr von ESO.tif|Huge Sturm auf dem Saturn beobachtet ist, der durch das Sehr Große Fernrohr von ESO beobachtet ist

Image:M104 - Sombrero-Milchstraße des Sombreros jpg|The, wie gesehen, durch das FORS1 Instrument des VLT

Image:Phot-33a-05.jpg|Image der 5,500 Hauptlichtjahre breites Gebiet der spiralförmigen Milchstraße NGC 1097, erhalten mit der NACO anpassungsfähigen Optik auf dem VLT

Image:Phot 09a 02 normal.jpg|One der ersten Images von der VIMOS Möglichkeit, die berühmten "Antenne-Milchstraßen" (NGC 4038/9) zeigend

Image:Superbubble LHA 120-N 44 in der Großen Magellanic Wolke jpg|ESO's Sehr Großes Fernrohr ist verwendet worden, um diese Ansicht vom Nebelfleck LHA 120-N 44 Umgebung der Sterntraube NGC 1929 zu erhalten

Image:Nebula um das Betelgeuse.jpg|This Bild des dramatischen Nebelflecks um den hellroten superriesigen Stern Betelgeuse wurde von Images geschaffen, die mit der VISIR Infrarotkamera des VLT genommen sind

Image:NGC 371.jpg|This Bild der Sterntraube und des Umgebungsnebelflecks NGC 371 wurde mit dem FORS1 Instrument auf dem VLT genommen

Image:The 2010 Perseids über den VLT.jpg|The 2010 Perseids über den VLT

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Siehe auch

• Europäisches äußerst Großes Fernrohr
• Überwältigend großes Fernrohr

Links

• Besuche in der Paranal Seite
• ESO VLT offizielle Seite für die 8-m- und 1.8-M-Fernrohre.
• ESO VLTI offizielle Seite für den interferometer (die Fernrohre verbindend)

,

• Verzögerungslinien für die sehr Großen Fernrohre @Dutch Raum
• ASTROVIRTEL das Zugreifen auf Astronomische Archive als Virtuelle Fernrohre einschließlich Archive vom VLT
• Reisebeschreibung VLT Besuch
• VLT Images
• Zähste üble Lagen in der Welt
• Bond@Paranal Website.