VLT, Very Large Telescope

De Very Large Telescope of VLT is een zeer geavanceerd astronomisch observatie observatorium, dat gevestigd is op de berg Cerro Paranal in de Atacamawoestijn in Chili op 2635 meter hoogte. De VLT is op die plaats gebouwd zodat de ESO (Europese Organisatie voor AstronomDe Very Large Telescope, of VLT, is een zeer geavanceerd astronomisch observatie observatorium, dat gevestigd is op de berg Cerro Paranal in de Atacama woestijn in Chili op 2635 meter hoogte. De VLT is op die plaats gebouwd zodat de ESO (Europese Organisatie voor Astronomisch Onderzoek in het Zuidelijk Halfrond) zo weinig mogelijk hinder zou ondervinden van bewolking, lichtvervuiling en instabiliteit van de dampkring.
De hemel is daar 350 nachten per jaar buitengewoon helder.

Het observatorium bestaat uit vier grote 8,2-meter spiegeltelescopen van het type Ritchey-Chretien, die de Unit Telescopes of UT's worden genoemd, en een aantal kleinere telescopen met een spiegel doorsnede van 1,8 m.

- Een Ritchey-Chretien telescoop is een variant van de Cassegrain telescoop. De Cassegrain telescoop heeft een combinatie van een primaire concave spiegel en een secundaire convexe spiegel wordt vaak gebruikt in optische telescopen en radioantennes. De spiegels hebben een parabolisch oppervlak.
Bij de Cassegrain variant (de basis van de moderne telescopen) hebben de oppervlakken een hyperbolische vorm. Daarmee kunnen optische fouten buiten de hoofdas worden ge-elimineerd. -

Het golflengte gebied voor deze telescoop is 300 nm - 20 micrometer, dus van het zichtbare licht via infra rood tot het TerraHz gebied.

De vier spiegeltelescopen kunnen als een interferometer aan elkaar worden gekoppeld, waardoor ze als een grote telescoop kunnen opereren. Dit systeem staat bekend als Very Large Telescope Interferometer of VLTI. Momenteel kunnen slechts de Auxiliary Telescopes als de Unit Telescopes met elkaar worden verbonden en. In de toekomst zullen alle telescopen op het platform van Paranal met elkaar gekoppeld kunnen worden.

Het voordeel van interferometrie is de enorme toename van het scheidend vermogen. Interferometrie wordt gedaan met behulp van vertragingslijnen, die zorgen ervoor dat beide lichtgolven met de juiste fase opgeteld worden.
- Stel dat twee telescopen honderd meter uit elkaar staan. Dan lijkt het alsof er naar het object gekeken wordt met een spiegel van honderd meter diameter. Maar, het object kan slechts in die lijn bekeken worden (de baseline). Hoe meer verschillende combinaties van telescopen, op hoe meer verschillende lijnen gekeken kan worden.

De telescopen zijn opgebouwd uit vele secties, welke zijn uitgerust met actieve instelmechanismes om de 'vervorming' van de spiegel onder zijn eigen gewicht te compenseren die ontstaat tijdens het volgen van een ster. En tevens om de invloed van atmosferische turbulentie op de beeldkwaliteit te compenseren.

In 2011 is de VLT Survey Telescope (VST), met een spiegeldiameter van 2,6 m, in gebruik genomen. Deze is bedoeld om overzichtsopnames te maken van grotere gebieden, om daar naar objecten te zoeken die interessant zijn voor verder onderzoek met de grotere telescopen. De VST is voorzien van een OmegaCAM-camera van 268 megapixels, met een gewicht van 770 kg. Deze camera, ontwikkeld door een Nederlands, een Duits en een Italiaans instituut en ESO. Met een beeldhoek overeenkomend met tweemaal de diameter van de maan is hij de grootste survey telescoop ter wereld in het zichtbare gebied. (PA0PHB) sch Onderzoek in het Zuidelijk Halfrond) zo weinig mogelijk hinder zou ondervinden van bewolking, lichtvervuiling en instabiliteit van de dampkring. De hemel is er dan ook 350 nachten per jaar buitengewoon helder.

Het observatorium bestaat uit vier grote 8,2-meter spiegeltelescopen van het type Ritchey-Chrétien, die de Unit Telescopes of UT’s worden genoemd, en een aantal kleinere telescopen met een spiegeldoorsnede van 1,8 m

Het golflengte gebied voor deze telescoop is 300 nm – 20 micrometer, dus van het zichtbare licht via infra rood tot het TerraHz gebied.
De vier spiegeltelescopen kunnen als een interferometer aan elkaar worden gekoppeld, waardoor ze als een grote telescoop kunnen opereren. Dit systeem staat bekend als Very Large Telescope Interferometer of VLTI. Momenteel kunnen slechts de Auxiliary Telescopes met elkaar worden verbonden en de Unit Telescopes met elkaar.
In de toekomst zullen alle telescopen op het platform van Paranal met elkaar gekoppeld kunnen worden.

Het voordeel van interferometrie is de enorme toename van het scheidend vermogen.
Stel dat twee telescopen honderd meter uit elkaar staan, lijkt het dan alsof er naar het object gekeken wordt met een spiegel van honderd meter diameter.
Maar, het object kan slechts in die lijn worden bekeken (baseline).
Hoe meer verschillende combinaties van paraboelen, op hoe meer verschillende lijnen het object bekeken kan worden.
Interferometrie wordt gedaan met behulp van de vertragingslijnen, Deze zorgen ervoor dat beide lichtgolven op elkaar vallen zodanig dat er constructieve interferentie optreedt.

De telescopen zijn uitgerust met actieve optiek om de vervorming van de spiegel onder zijn eigen gewicht te compenseren die onstaat tijdens het volgen van een ster, en met adaptieve optiek om de invloed van atmosferische turbulentie op de beeldkwaliteit te compenseren.

In 2011 is de VLT Survey Telescope (VST), met een spiegeldiameter van 2,6 m, in gebruik genomen. Deze is bedoeld om overzichtsopnames te maken van grotere gebieden, teneinde daar naar objecten te zoeken die interessant zijn voor verder onderzoek met de grotere telescopen. De VST is voorzien van een OmegaCAM-camera van 268 megapixels, met een gewicht van 770 kg. Deze camera, ontwikkeld door een Nederlands, een Duits en een Italiaans instituut in samenwerking met ESO, werkt in het zichtbare gebied. Met een beeldhoek overeenkomend met tweemaal de diameter van de maan is hij de grootste surveytelescoop ter wereld in het zichtbare gebied.