VLT Survey Telescope

El VST (VLT Survey Telescope) es un telescopio de 2,6 metros de diámetro instalado en el Observatorio ESO en Cerro Paranal en Chile, el más productivo del mundo, donde opera junto con los telescopios VLT (Very Large Telescope) y VISTA. El proyecto nació de un acuerdo entre el INAF-Observatorio Astronomico di Capodimonte y la Organización Europea ESO (European Southern Observatory). El telescopio es propiedad del INAF y operado por ESO. El INAF diseñó y construyó el Telescopio, ESO se encargó de las obras civiles y de la cúpula. En 2011 el telescopio fue puesto en pleno funcionamiento y comenzó la fase de observaciones científicas. El 6 de diciembre de 2012 se presentó en Nápoles en el INAF-Observatorio Astronómico de Capodimonte. Dos veces al año, el telescopio está abierto a nuevas propuestas de observación de astrónomos europeos, seleccionados sobre la base del mérito científico.

El VST es un telescopio óptico alt - azimutal de gran campo (un grado cuadrado), con una apertura de 2,6 metros, equipado con un sistema de óptica activa que corrige continuamente los defectos en el sistema óptico y permite optimizar la calidad de imagen en todo el campo de visión. Su principal propósito científico es proporcionar una herramienta de formación de imágenes de gran campo para la exploración de amplio rango del universo visible desde el hemisferio sur, con el fin de identificar los temas más interesantes, para ser magnificados con el VLT. El telescopio alberga en su foco Cassegrain una cámara de imágenes de gran campo, llamada OmegaCAM, compuesta por un mosaico de 32 CCD de 2KX4K, resultado de un consorcio internacional compuesto por Holanda, Alemania, Italia y ESO. Gracias a este plano focal del instrumento, a pesar de las dimensiones del campo de visión, el VST es capaz de proporcionar una buena resolución angular (escala, 0, 216 segundos de arco/píxel), a través del cual realiza observaciones en todo el rango espectral entre UV e I. La sala está equipada con una resolución de 256 millones de píxeles, el equivalente a 16 veces la resolución de la cámara avanzada para encuestas en el Telescopio Espacial Hubble. Características que llevan al telescopio a producir alrededor de 30 TB de datos por año. Utilizado en combinación con el VLT, el VST es capaz de proporcionar a la comunidad astronómica mundial una herramienta de excelencia con la que perseguir y alcanzar las fronteras del conocimiento en el campo de la astrofísica, la óptica desde el suelo, con una resolución espacial muy alta. Por esta razón, desde la primera fase de diseño, el telescopio ha sido sometido a un análisis cuidadoso y puntual de todos sus componentes, con el fin de garantizar la producción de imágenes estables de alta definición.

Se ha prestado especial atención a las soluciones de óptica activa implementadas en el telescopio. El espejo primario Delgado (a menudo 14 cm) tiene, de hecho, una red de medios (84 axiales por debajo de la superficie y 24 radiales dispuestos lateralmente), es capaz de corregir la forma de la superficie óptica, mientras que el espejo secundario es reposicionable, utilizando activamente un robot paralelo esapodale (hexapod) para mantener la alineación perfecta del sistema óptico. De esta manera, se puede optimizar el rendimiento óptico, corrigiendo errores inducidos por el procesamiento de imperfecciones, efectos térmicos y gravitacionales. El sistema de control activo está equipado con un sensor de frente de onda (Shack - Hartmann), montado debajo de la celda primaria junto con el sistema de guía local, que puede proporcionar retroalimentación de corrección óptica. En la celda primaria se instala, una herramienta que puede cambiar la configuración óptica del telescopio, pasando por un comprobador compuesto por un sistema de doble lente al ADC (Checker Atmospheric Dispersion) formado por un par de prismas, contrarrotantes, potencialmente capaces de corregir el fenómeno de dispersión óptica, debido a la variación de la masa de aire inducida por el cambio, durante la exposición, Ángulo del eje ALT El sistema de seguimiento de los ejes principales (AZ, acimut equipado con una red de patines hidrostáticos activos, ALT, altitud y ROT, derotator de campo) es capaz de garantizar la precisión de posicionamiento y seguimiento del objetivo celeste con un error máximo de 0,05 segundos de arco rms.

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