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.jpg/500px-Paranal_and_the_Pacific_at_sunset_(dsc4088,_retouched,_cropped).jpg) VLT を構成する 4 つのユニット望遠鏡と 4 つの補助望遠鏡 (右側の VST) | |
| 別名 | 電圧 |
|---|---|
| の一部 | パラナル天文台 |
| 場所 | チリ、アントファガスタ州 |
| 座標 | 南緯24°37′38″ 西経70°24′15″ / 南緯24.62733° 西経70.40417° / -24.62733; -70.40417 |
| 組織 | ヨーロッパ南天天文台 |
| 高度 | 2,636メートル（8,648フィート） |
| 観察時間 | 年間320泊 |
| 波長 | 300 nm – 20 μm ( N-UV、可視光、 NIR 、 SWIR 、 MWIR 、および LWIR) |
| 初光 | 1998年（最初のユニット望遠鏡の場合） |
| 望遠鏡スタイル | 天文台 |
| 直径 |
|
| 角度分解能 | 0.002秒角 |
| 焦点距離 | 120 メートル (393 フィート 8 インチ) |
| Webサイト | 詳しくはこちら |
  超大型望遠鏡の位置 | |
 コモンズの関連メディア | |
超大型望遠鏡（VLT ）は、ヨーロッパ南天天文台が1998年より運用している天文施設で、チリ北部のアタカマ砂漠のセロ・パラナルにあります。4つの独立した望遠鏡で構成されており、それぞれに直径8.2メートルの主鏡が備わっています。アントゥ、クエエン、メリパル、イェプン（すべてマプチェ語で天体を表す言葉）と名付けられたこれらの光学望遠鏡は、通常は別々に使用されますが、組み合わせて非常に高い角度分解能を実現することもできます。[1] VLTアレイには、口径1.8メートルの可動式補助望遠鏡（AT）4台も追加されています。
VLTは可視光線と赤外線の両方の 波長を観測することができます。各望遠鏡は、肉眼で見える光の約40億倍暗い物体を検出できます。すべての望遠鏡を組み合わせると、約0.002秒角の角度分解能を達成できます。単一望遠鏡モードでは、角度分解能は約0.05秒角です。[2]
VLTは天文学において最も生産性の高い施設の一つであり、可視波長で稼働する施設から発表された科学論文の数ではハッブル宇宙望遠鏡に次ぐものである。 [3] VLTを使用して行われた先駆的な観測には、太陽系外惑星の初の直接画像、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールの周りを回る恒星の追跡、最も遠くで知られているガンマ線バーストの残光の観測などがある。[4]
一般情報
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VLT は、4 台の大型 (直径 8.2 メートル) 望遠鏡 (ユニット望遠鏡または UT と呼ばれる) と、それらを組み合わせて天文干渉計(VLTI)にできる光学素子で構成されており、小さな物体を解像するために使用されます。干渉計には、干渉観測専用の 4 台の直径 1.8 メートルの可動式望遠鏡も含まれています。最初の UT は 1998 年 5 月に運用を開始し、1999 年 4 月 1 日に天文学コミュニティに提供されました。他の望遠鏡は 1999 年と 2000 年に運用を開始し、複数の望遠鏡による VLT 機能を実現しました。UT が他のプロジェクトに使用されているときに使用できるように、4 台の 1.8 メートル補助望遠鏡 (AT) が VLTI に追加されました。これらの AT は 2004 年から 2007 年にかけて設置され、運用されました。[1]
VLTの8.2メートル望遠鏡は、もともと3つのモードで動作するように設計されていました。[5]
- 4 つの独立した望遠鏡のセットとして (これが主な動作モードです)。
- 追加の解像度を得るために、単一の大型コヒーレント干渉計 (VLT 干渉計または VLTI) として使用 します。このモードは、角度範囲が小さい比較的明るいソースの観測に使用されます。
- 追加の集光能力を得るために、単一の大型非干渉性機器として設計されました。複合非干渉焦点を得るために必要な機器は、もともと構築されていませんでした。2009年に、その観測モードを利用できるようにするための新しい機器の提案が提出されました。[6]複数の望遠鏡が独立して同じオブジェクトに向けられることがあります。これは、全体の集光力を高めるため、または補完的な機器で同時観測を行うためです。
ユニット望遠鏡
UT には、近紫外線から中赤外線 (つまり、地球の表面から到達可能な光の波長の大部分) までの観測を可能にする多数の機器が装備されており、高解像度分光法、多天体分光法、イメージング、高解像度イメージングなどのあらゆる技術が採用されています。特に、VLT には複数の補償光学システムがあり、大気の乱流の影響を補正して、望遠鏡が宇宙にあるのとほぼ同じくらい鮮明な画像を提供します。近赤外線では、VLT の補償光学画像はハッブル宇宙望遠鏡の画像よりも最大 3 倍鮮明で、分光解像度はハッブルよりも何倍も優れています。VLT は、高レベルの観測効率と自動化で知られています。
UTの主鏡の直径は8.2メートルですが、実際には望遠鏡の瞳は副鏡によって定義されるため、使用可能な直径はナスミス焦点では8.0メートル、カセグレン焦点では8.1メートルに減少します。[9]
直径8.2メートルの望遠鏡は、コンパクトな温度制御された建物に収められており、望遠鏡と同期して回転します。この設計により、温度や風の流れの変化によって望遠鏡筒内の空気の乱流などが発生する可能性が最小限に抑えられます。[4]
VLT の主望遠鏡の主な役割は、4 つの独立した望遠鏡として動作することです。干渉法 (複数の望遠鏡からの光を結合する) は、たとえばベテルギウスなどの明るい天体を非常に高解像度で観察するために、約 20 パーセントの時間で使用されます。このモードでは、天文学者は個々の望遠鏡を使用する場合よりも最大 25 倍細かい詳細を見ることができます。VLTI では、トンネル内の複雑なミラー システムを使用して光線が結合されますが、100 メートルの光路にわたって光路を 1 μm 未満の差で均等に保つ必要があります。このような精度により、VLTI はミリ秒角の角度分解能で画像を再構成できます。[1]
ユニット望遠鏡のマプチェ語名
ESO は長い間、UT1 から UT4 までの元々の技術的名称に代えて、4 つの VLT ユニット望遠鏡に「本当の」名前をつけるつもりでした。1999 年 3 月、パラナルの開設時に、マプチェ語で天空の物体に付けられた 4 つの意味のある名前が選ばれました。この先住民は主にチリのサンティアゴの南に住んでいます。
これに関連して、アントファガスタを首都とするチリ第2州の小学生を対象に、これらの名前の意味について書く作文コンテストが開催されました。コンテストには、ESOのホスト国の文化遺産に関する多くの作品が寄せられました。
優勝したエッセイは、カラマ市近郊のチュキカマタ出身の17歳のジョルシー・アルバネス・カスティーリャが提出した。彼女はパラナルサイトの開所式で賞品であるアマチュア用望遠鏡を受け取った。[11]
ユニット望遠鏡1～4は、それぞれアントゥ（太陽）、クイエン（月）、メリパル（南十字星）、イェプン（宵の明星）として知られています。[12]もともとイェプンが宵の明星の金星を表しているかどうかについては混乱がありました。1940年代のスペイン語-マプチェ語辞書では、イェプンが誤って「シリウス」と翻訳されていたためです。[13]
補助望遠鏡
4台の8.2メートルユニット望遠鏡はVLTIに組み込むことができますが、その観測時間は主に個別の観測に費やされ、毎年限られた夜の干渉観測に使用されます。ただし、4台のより小型の1.8メートルATは干渉観測専用に利用可能であり、VLTIを毎晩運用することができます。[4]
各 AT の上部は円形の筐体で、開閉する 3 つのセグメントが 2 セットあります。その役割は、デリケートな 1.8 メートルの望遠鏡を砂漠の環境から保護することです。筐体は箱型のトランスポータ セクションによって支えられており、このセクションには電子機器キャビネット、液体冷却システム、空調ユニット、電源なども含まれています。天体観測中は、筐体とトランスポータは望遠鏡から機械的に分離され、振動によって収集されたデータが損なわれることがないようにしています。[1]
トランスポータセクションはトラック上を走行するため、ATは30か所の異なる観測地点に移動できます。VLTIは、望遠鏡群を合わせた大きさの単一の望遠鏡のように機能するため、ATの位置を変更することで、観測プロジェクトのニーズに応じてVLTIを調整できます。[1] VLTIの再構成可能な性質は、超大型干渉電波望遠鏡（VLL）のそれと似ています。
科学的結果
VLTの成果により、平均して1日1本以上の査読付き科学論文が発表されています。例えば、2017年には、VLTデータに基づいて600本以上の査読付き科学論文が発表されました。[16]この望遠鏡の科学的発見には、直接撮影された最初の太陽系外惑星であるベータ・ピクトリスbの撮影、[17]天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールの周りを動く個々の恒星の追跡、 [18]最も遠い既知のガンマ線バーストの残光の観測などがあります。[19]
2018年、VLTは、超大質量ブラックホール近くの極限重力場を通過する星の運動、つまり重力赤方偏移に関するアルバート・アインシュタインの一般相対性理論の初めての成功したテストの実行に貢献しました。[20]実際、この観測はVLTのSINFONIとNACO適応光学機器を用いて26年以上にわたって行われてきましたが、2018年の新しいアプローチではビーム結合器GRAVITYも使用されました。[21]マックス・プランク地球外物理学研究所（MPE）の銀河センターチームは、これらの観測を使用して初めてこれらの効果を明らかにしました。[22]
VLTの特徴による他の発見としては、約110億光年離れた銀河で初めて一酸化炭素分子が検出されたというものがあり、これは25年間達成できなかった偉業である。これにより天文学者は、このような遠い時代の宇宙の温度を最も正確に測定することができた。[23]もう1つの重要な研究は、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールからの激しいフレアの研究である。VLTとAPEXは協力して、中心ブラックホールの近くの強力な重力で周回する物質が引き伸ばされていることを明らかにした。[24]
天文学者はVLTを使用して、NGC 6397星団の非常に古い星の年齢も推定しました。恒星進化モデルに基づくと、2つの星の年齢は134±8億年であることがわかりました。つまり、宇宙で最も初期の星形成時代のものです。 [25]彼らはまた、VLTを使用して初めてスーパーアース系外惑星の周囲の大気を分析しました。GJ 1214bとして知られるこの惑星は、親星の前を通過し、星の光の一部が惑星の大気を通過したときに研究されました。[26]
ESOの観測所で行われたトップ10の発見のうち7つはVLTを利用したものである。[27]
技術的な詳細
望遠鏡
各ユニット望遠鏡は、22トン、焦点距離14.4メートルの8.2メートルのゼロデュア主鏡と、1.1メートルの軽量ベリリウム副鏡を備えたリッチー・クレチエン・ カセグレン望遠鏡です。平らな三次鏡は、両側のf/15ナスミス焦点にある2つの機器のいずれかに光を向けます。システム焦点距離は120メートルです。[28]または、三次鏡が傾いて、主鏡の中央の穴からカセグレン焦点にある3番目の機器に光が届くようにします。これにより、観測条件に合わせて、5分以内に3つの機器を切り替えることができます。追加の鏡は、トンネルを介して中央のVLTIビームコンバイナーに光を送ることができます。最大視野（ナスミス焦点）は直径約27分角で、満月よりわずかに小さいですが、ほとんどの機器はより狭い視野を観測します。[要出典]
各望遠鏡には総質量約350トンの高度方位マウントが装備されており、主鏡の背面に150個の支柱を備えたアクティブ光学系を使用して、薄い（厚さ177mm）鏡の形状をコンピューターで制御します。[29]
楽器
VLTの観測装置は、単一の観測所で計画されたものとしては最も野心的なプログラムです。このプログラムには、広視野撮像装置、適応光学補正カメラと分光器、高解像度多天体分光器が含まれており、深紫外線（300nm）から中赤外線（24μm）の波長までの広いスペクトル領域をカバーしています。[1]
これらに加えて、GRAVITY と MATISSE が現在 VLTI ラボに設置されており、ESPRESSO は光ファイバー (干渉計ではない) 経由で供給されています。
- アンバー（VLTI）
- 天文マルチビーム再結合装置は、VLTの3つの望遠鏡を同時に結合し、分光器で光を分散させて観測対象物の構成と形状を分析する。AMBERは「これまでで最も生産性の高い干渉計」として知られている。[33]この装置は廃止された。[34]
- CRIRES と CRIRES+
- 極低温赤外線エシェル分光器は、適応光学を利用したエシェル分光器です。1～5 マイクロメートルの赤外線スペクトル範囲で最大 100,000 の分解能を提供します。
2014年から2020年にかけて、CRIRES+への大幅なアップグレードが行われ、同時波長カバレッジが10倍に拡大しました。既存の検出器に代わって、カットオフ波長5.3μmのHawaii 2RG検出器3台からなる新しい検出器焦点面アレイが使用され、新しい分光偏光測定ユニットが追加され、較正システムが強化されました。CRIRES+の科学的目標の1つは、太陽系外惑星のトランジット分光法であり、これは現在太陽系外惑星の大気を研究する唯一の手段となっています。トランジット惑星はほとんどの場合、高温でほとんどの光を赤外線 (IR)で放射する近距離惑星です。さらに、IRは、一酸化炭素 (CO)、アンモニア (NH 3 )、メタン (CH 4 )などの分子ガスの線が太陽系外惑星の大気から予想されるスペクトル領域です。この重要な波長領域はCRIRES+によってカバーされており、これにより複数の吸収線を同時に追跡することが可能になります。[35]
- エリス
- 高解像度イメージャーおよび分光器は、2023 年に科学運用を開始した最新の VLT 機器です。これは、適応光学支援型近赤外線イメージャー (コロナグラフ オプション付き) および積分フィールド分光器です。これは、以前の NACO および SINFONI 機器に代わるものであり、機能が向上しています。
- エスプレッソ
- エシェル分光器（岩石系外惑星および安定した分光観測用）は、可視波長域用の高解像度、ファイバー給電式、交差分散型エシェル分光器で、1-UT モード（4 つの望遠鏡のうち 1 つを使用）および 4-UT モード（4 つすべてを使用）で動作し、主星のハビタブルゾーンにある岩石系外惑星の探索に使用されます。主な特徴は、分光安定性と視線速度精度です。要件は 10 cm/s に達することですが、目指す目標は数 cm/s の精度レベルを達成することです。ESPRESSO は 2017 年から 2018 年にかけて VLT に設置され、運用が開始されました。[36] [37] [更新が必要]
- 炎
- ファイバー大型アレイ多元素分光器は、UVESとGIRAFFE用のマルチオブジェクトファイバーフィードユニットであり、後者は可視光で中程度のスペクトル分解能で近くの銀河の数百の個々の星を同時に研究する機能を可能にします。[38]
- フォレス1/フォレス2
- FORS2はFORS1のアップグレード版で、さらに多物体分光機能が追加されています。FORS1はX- SHOOTERの設置のため2009年に廃止されましたが、FORS2は2021年現在も運用を続けています。[39]
- 重力（VLTI）
- GRAVITYは、適応光学を利用した近赤外線（NIR）装置で、マイクロ秒角精度の狭角天体測定と微弱な天体の干渉位相参照画像化を行う。この装置は、VLTIの4つの望遠鏡で集められたNIR光を干渉的に組み合わせる。[40]
- ホーク-I
- 高感度広視野Kバンドイメージャーは、約8×8分角という比較的広い視野を持つ近赤外線イメージャーです。[41] [42]
- アイザック
- 赤外線分光計とアレイカメラは、近赤外線画像装置と分光写真機でした。2000年から2013年まで正常に動作していましたが、その機能のほとんどが新しいHAWK-IまたはKMOSによって提供できるようになったため、SPHEREに取って代わるために退役しました。
- ケモス
- KMOS（Kバンド多天体分光器）[43]は、24個の天体を同時に観測する極低温近赤外線多天体分光計であり、主に遠方の銀河の研究を目的としています。
- マティス（VLTI）
- 多孔中赤外線分光実験は、VLT干渉計の赤外線分光干渉計であり、4つのユニット望遠鏡（UT）と4つの補助望遠鏡（AT）のビームをすべて組み合わせることができる。この装置は画像再構成に使用されます。12年間の開発期間を経て、2018年3月にパラナルの望遠鏡で初観測されました。[44] [45] [46]
- MIDI (VLTI)
- MIDIはVLTの中赤外線望遠鏡2台を組み合わせた装置で、分光器で光を分散させて観測対象物の塵の構成と形状を分析する。MIDIは史上2番目に生産性の高い干渉計装置であることは注目に値する（最近AMBERに抜かれた）。MIDIは2015年3月にVLTIをGRAVITYとMATISSEの到着に備えるために廃止された。[47]
- ミューズ
- MUSEは巨大な「3次元」分光探査機であり、宇宙の「ペンシルビーム」に含まれるすべての物体の完全な可視スペクトルを提供します。[48]
- ナコ
- NAOS-CONICA（NAOSはナスミス適応光学システム、CONICAはクーデ近赤外線カメラの略）は、宇宙で撮影したのと同じくらい鮮明な赤外線画像を生成する適応光学施設であり、分光、偏光、コロナグラフ機能を備えています。[49]
- パイオニア（VLTI）
- 8メートル望遠鏡すべての光を組み合わせる装置で、1台のUTで観測できるものより約16倍細かい詳細を捉えることができます。[50]
- シンフォニ
- 近赤外線積分場観測用分光器は、適応光学モジュールを搭載した中解像度の近赤外線（ 1～2.5マイクロメートル）積分場分光器であった。2003年から運用され、将来のERISのためのスペースを確保するために2019年6月に退役した。[51]
- 球
- 分光偏光高コントラスト系外惑星研究は、太陽系外惑星の発見と研究に特化した高コントラスト適応光学システムである。[52] [53]
- ウルトラカム
- ULTRACAMは、可変天体の超高速測光を行うビジター機器です。ULTRACAMは、3つのバンドで同時に光学測光を行うことができます。[54]
- ユーベス
- 紫外線・可視エシェル分光器は高解像度の紫外線・可視光エシェル分光器です。[55]
- ヴィモス
- 可視多天体分光器は、14×14分の視野で一度に最大1,000個の銀河の可視画像とスペクトルを提供しました。主にVVDS、zCOSMOS、VIPERSなど、遠方銀河の大規模な赤方偏移調査に使用されました。CRIRES+の復帰のために2018年に退役しました。[51]
- ヴィンチ（VLTI）
- VINCIはVLTの2つの望遠鏡を組み合わせた試験装置であった。これはVLTIの初観測装置であったが、現在は使用されていない。[56]
- ビジール
- VLTの中赤外線分光計と撮像装置は、10マイクロメートルと20マイクロメートルの中赤外線（MIR）大気圏の窓で、さまざまな解像度で回折限界画像と分光測定を提供します。VISIRはNEAR科学デモンストレーションを主催しており、NEARはアルファケンタウリ領域の新しい地球です。[57]
- Xシューター
- X-Shooterは2009年から運用されている最初の第2世代の機器です。[58]これは、希少、異常、または未確認のソースの特性を調査するために設計された、非常に広帯域[UVから近赤外線]の単一オブジェクト分光計です。
干渉法
干渉計の動作モードでは、望遠鏡からの光は鏡で反射され、トンネルを通って中央のビーム結合実験室に導かれます。2001年の試運転中、VLTIはプロキシマ・ケンタウリを含む4つの赤色矮星の角直径の測定に成功しました。この動作中に、±0.08ミリ秒角（0.388ナノラジアン）の角度分解能を達成しました。これは、海軍プロトタイプ光干渉計やCHARAアレイなどの他のアレイを使用して達成された分解能に匹敵します。以前の多くの光干渉計や赤外線干渉計とは異なり、 VLTIの天文マルチビーム再結合器（AMBER）機器は、当初はコヒーレント積分（大気コヒーレンス時間ごとに1を超える信号対雑音比が必要）を実行するように設計されていました。大型望遠鏡とコヒーレント積分を使用すると、VLTI が観測できる最も暗い天体は、広帯域観測の場合、近赤外線で 7等級です。 [60]これは、縞追跡のない他の多くの近赤外線 / 光学干渉計と同様です。2011 年には、AMBER「ブラインド モード」と呼ばれる非コヒーレント積分モードが導入されました[61]。これは、COAST、IOTA、CHARA などの以前の干渉計アレイで使用されていた観測モードに似ています。この「ブラインド モード」では、AMBER は中程度のスペクトル分解能で K=10 という暗いソースを観測できます。より困難な中赤外線波長では、VLTI は 4.5 等級に達することができますが、これは赤外線空間干渉計よりも大幅に暗いです。縞追跡が導入されると、VLTI の限界等級はほぼ 1000 倍向上し、約 14 等級に達すると予想されます。これは、他の縞追跡干渉計で予想されるものと同様です。分光モードでは、VLTIは現在1.5等級まで観測できます。VLTIは完全に統合された方法で動作するため、干渉計による観測の準備と実行は実際には非常に簡単です。VLTIは、この種のサービスを天文学界に提供する世界初の一般ユーザー向け光/赤外線干渉計施設となっています。[62]
光学系には多数の鏡が使われているため、波長1μmでは約95%の光が機器に到達する前に失われ、2μmでは90%、10μmでは75%の光が失われます。[63]これは、クーデ・トレイン、スター・セパレーター、主遅延線、ビーム・コンプレッサー、供給光学系を含む32の表面からの反射を指します。さらに、干渉技術は、光がすべて集中するほど小さい物体に対してのみ非常に効率的です。
例えば、月のように表面輝度が比較的低い天体は、光が薄まりすぎるため観測できない。中間赤外線で観測できるほど表面輝度が高いのは、1,000° Cを超える温度にある天体のみであり、VLTI を使用した近赤外線観測では天体の温度が数千℃でなければならない。これには太陽近傍のほとんどの恒星や明るい活動銀河核などの多くの銀河系外天体が含まれるが、この感度限界により、ほとんどの太陽系天体の干渉観測は不可能となる。大口径望遠鏡や補償光学補正を使用すれば感度は向上するが、光干渉法の範囲を近傍の恒星や最も明るい活動銀河核以外に拡張することはできない。
ユニット望遠鏡はほとんどの場合独立して使用されるため、明るい時間帯 (つまり満月に近い時間帯) には主に干渉モードで使用されます。その他の時間帯には、干渉測定は1.8 メートルの補助望遠鏡 (AT) を使用して行われます。補助望遠鏡は、常時干渉測定専用です。2 台の AT を使用した最初の観測は 2005 年 2 月に実施され、現在 4 台の AT すべてが稼働しています。最も明るい天体の干渉観測では、1.8 メートルの望遠鏡ではなく 8 メートルの望遠鏡を使用するメリットはほとんどありません。
VLTIの最初の2つの装置はVINCI（システム構築に使用された試験装置で現在は廃止）とMIDI [64]であり、一度に使用できる望遠鏡は2つだけです。2005年に3つの望遠鏡を備えたAMBER閉鎖位相装置が設置されたため、VLTIからの最初の画像観測が間もなく行われる予定です。
位相参照画像およびマイクロ秒天体測定（PRIMA）装置の配備は2008年に開始され、天体測定2ビームモードまたはVINCIの後継機として他の装置と同時に動作するフリンジトラッカーとして位相参照測定を可能にすることを目指しています。[65] [66] [67]
スケジュールが大幅に遅れ、いくつかの仕様を満たせなかったため、2004 年 12 月に VLT 干渉計はESO の2 度目の「復旧計画」の対象となりました。この計画では、干渉縞の追跡とメイン遅延ラインの性能の改善に重点を置いた追加作業が行われます。これは干渉計のみに適用され、パラナルの他の機器には適用されないことに注意してください。2005 年、VLTI は、限界等級が予想よりも明るく、観測効率が低かったものの、定期的に観測を行っていました。
2008年3月時点で[アップデート]、VLTIはすでに89本の査読付き論文を発表しており[68] 、謎に包まれたイータカリーナの内部構造の初めての画像を公開していた。[69] 2011年3月、PIONIER装置が初めて4つのユニット望遠鏡の光を同時に結合し、VLTIを世界最大の光学望遠鏡にする可能性があった。[50]しかし、この試みは実際には成功しなかった。[70]最初の成功した試みは2012年2月で、4つの望遠鏡を130メートルの直径の鏡に結合した。[70]
2019年3月、ESOの天文学者たちは、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）のGRAVITY装置を使用して、光干渉法を用いて太陽系外惑星HR 8799 eを初めて直接検出したと発表しました。[71]
大衆文化では
望遠鏡の大きな鏡の1つは、ナショナルジオグラフィックチャンネルのリアリティ番組「世界で最も過酷な修理」のエピソードで取り上げられ、エンジニアのチームが鏡を取り外して運び、洗浄してアルミニウムで再コーティングする様子が描かれました。この作業では、強風と戦い、巨大な洗濯機の壊れたポンプを修理し、リギングの問題を解決する必要がありました。[要出典]この手順は、定期的なメンテナンスの一部です。[72]
超大型望遠鏡の周囲のエリアは、2008年の映画『007 慰めの報酬』に登場した。ESOホテルのレジデンシアは、ジェームズ・ボンド映画の一部で背景として使用された。[4]プロデューサーのマイケル・G・ウィルソンは次のように語っている。「パラナル天文台のレジデンシアは、その並外れたデザインとアタカマ砂漠の人里離れた場所の両方で、私たちのディレクター、マーク・フォースターと美術デザイナー、デニス・ガスナーの注目を集めました。ここは真のオアシスであり、007が私たちの新しいジェームズ・ボンド映画で追跡する悪役、ドミニク・グリーンにとって完璧な隠れ家です。」[73]
参照
参考文献
- ^ abcdef 「超大型望遠鏡」ESO 。 2011年8月5日閲覧。
- ^ 「FAQ VLT/Paranal」. eso.org .
- ^ Trimble, V.; Ceja, JA (2010). 「天文施設の生産性と影響: 最近のサンプル」(PDF) . Astronomische Nachrichten . 331 (3): 338. Bibcode :2010AN....331..338T. doi :10.1002/asna.200911339. S2CID 54516166.
- ^ abcd 「超大型望遠鏡 - 世界で最も先進的な可視光天文台配布資料」ESO 。 2011年8月5日閲覧。
- ^ 「ELT時代のVLTによる科学」(PDF) 。 2012年3月9日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。2013年6月17日閲覧。
- ^ Pasquini, Luca; et al. (2009). 「ESPRESSO: VLT の複合クーデ焦点用の高解像度分光器」 ELT 時代の VLT による科学( PDF ) 。天体物理学および宇宙科学論文集。第 9 巻。pp . 395– 399。Bibcode :2009ASSP....9..395P。CiteSeerX 10.1.1.218.6892。doi : 10.1007 / 978-1-4020-9190-2_68。ISBN 978-1-4020-9189-62015年6月9日時点のオリジナル（PDF）よりアーカイブ。
- ^ 「非常に大規模な眼科検査」eso.org。
- ^ 「さらに鮮明な画像のためにVLTを準備する」ESO今週の写真。 2012年5月14日閲覧。
- ^ 「超大型望遠鏡：VLTユニット望遠鏡の科学機器の要件」（PDF）www.eso.org。2024年1月4日閲覧。
- ^ 「行方不明の矮星の奇妙な事件」ESO プレスリリースヨーロッパ南天天文台2015 年2 月 27 日閲覧。
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- ^ 「YEPUNの意味について」2011年5月4日閲覧。
- ^ 「レジデンシアから天の川へ」eso.org . 2017年8月7日閲覧。
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外部リンク
- ウィキメディア・コモンズの超大型望遠鏡に関連するメディア
- ESO VLT の 8 m および 1.8 m 望遠鏡の公式サイト。
- ESO VLTI 干渉計（望遠鏡を組み合わせたもの）の公式サイト
- 補助望遠鏡 – 超大型望遠鏡干渉計
- VLTIを含むVLT機器の完全なリスト
- VLT のアーカイブを含む WorldWide Telescope Web クライアント
- VLT画像
- ESO干渉計
- 超大型望遠鏡用遅延線 @Dutch Space
- 旅行記 VLT訪問
- 世界で最も難しい修正[リンク切れ ]
- Bond@Paranalのウェブサイト。
