Quelltext der Seite Paranal-Observatorium

[[Datei:Eso-paranal-51.jpg|mini|hochkant=1.2|Das Plateau des Cerro Paranal mit dem Very Large Telescope; von vorne nach hinten: das Kontrollgebäude unterhalb des Plateaus, die kleineren Kuppeln der vier Auxillary-Teleskope, die Kuppeln von UT1 bis UT4: Antu, Kueyen, Melipal und Yepun; die kleinere Kuppel des VST. Auf dem Gipfel dahinter das Gebäude des VISTA.]]
Das '''Paranal-Observatorium''' ist eine [[Astronomie|astronomische]] Beobachtungsstation in der [[Atacamawüste]] im Norden [[Chile]]s, auf dem Berg [[Cerro Paranal]]. Dieser liegt etwa 120&nbsp;km südlich der Stadt [[Antofagasta]] und 12&nbsp;km von der Pazifikküste entfernt. Das [[Observatorium]] wird von der [[Europäische Südsternwarte|Europäischen Südsternwarte]] (ESO) betrieben und ist Standort des ''Very Large Telescope'' (VLT), des ''Very Large Telescope Interferometer'' (VLTI) sowie der ''Survey Telescopes'' VISTA und VST. Die Atmosphäre über dem Gipfel zeichnet sich durch eine trockene und außergewöhnlich ruhige Luftströmung aus, die den Berg zu einem sehr attraktiven Standort für eine [[Sternwarte]] macht. Um für das VLT ein Plateau zu schaffen, wurde Anfang der 1990er Jahre der Gipfel durch Sprengungen von {{Höhe|2660}} auf {{Höhe|2635}} abgetragen.

== Logistik und Infrastruktur auf Paranal ==
[[Datei:Paranal camp.jpg|mini|hochkant=1.6|Das Paranal-Observatorium bei Sonnenaufgang, links oben Cerro Paranal mit dem VLT, Mitte oben das Surveyteleskop VISTA, links unten das [[ESO Hotel]], Mitte und rechts unten das alte Basislager]]

Paranal befindet sich weitab der Hauptverkehrsrouten. Das Observatorium ist von Antofagasta aus nur durch eine mehrstündige Fahrt zu erreichen, wobei die letzten ca. 60&nbsp;km über eine mittlerweile befestigte Piste führen, die von der [[Panamericana]] abzweigt. Dementsprechend gibt es keine Versorgungsleitungen nach Paranal, alle Verbrauchsgüter müssen lokal erzeugt oder vorrätig gehalten werden. Neben Betrieb und Wartung der Teleskope bedeutet das die Versorgung von im Mittel etwa 130 Personen, die ständig auf dem Berg sind.

=== Versorgung ===
Im Umfeld Antofagastas befinden sich mehrere [[Kupfer]]minen, die unter ähnlichen Bedingungen arbeiten. Daher brauchte man die [[Infrastruktur]] nicht selbst aufzubauen, sondern konnte spezialisierte Versorgungsunternehmen beauftragen. Wasser wird täglich nach Bedarf von [[Sattelzug|Tanklastzügen]] geliefert, etwa zwei bis dreimal am Tag. Tanklastzüge bringen auch Treibstoff für die Tankstelle der observatoriumseigenen Fahrzeuge und die [[Gasturbine]] zur Stromerzeugung. Außerdem gibt es noch drei Dieselgeneratoren, die allerdings nur bei Stromausfällen benutzt werden. Die Fahrzeuge werden lokal gewartet. Die wissenschaftlichen Instrumente benötigen spezielle Kühlung, für die flüssiger [[Stickstoff]] benötigt wird. Eine ESO-eigene Verflüssigungsanlage wurde 2006 dafür von [[La-Silla-Observatorium|La Silla]] nach Paranal transportiert, nachdem flüssiger Stickstoff die Jahre zuvor aus Antofagasta geliefert wurde. Telekommunikation, d.&nbsp;h. [[Telefonie]], [[Videokonferenz|Videoverbindungen]] und [[Internet|Datenverkehr]] wurde anfangs über  von La Silla nach Paranal verlegte [[Uplink]]station zu einem [[Kommunikationssatellit]]en, dann über eine [[Mikrowellen]]-[[Richtfunk]]strecke nach Antofagasta bereitgestellt. Ein im Jahr 2010 nach Antofagasta verlegtes Glasfaserkabel brachte schließlich eine Anbindung mit einer Datenrate von 10 Gbit/s, die für die Survey-Teleskope erforderlich war.<ref>[https://www.eso.org/public/news/eso1043/  ''EVALSO: A New High-speed Data Link to Chilean Observatories''], 4. November 2010</ref>

=== Personal ===
[[Ingenieur]]e und Wissenschaftler werden sowohl national in Chile als auch international rekrutiert, meist aus den Mitgliedsländern der [[European Southern Observatory|ESO]]. Die offizielle Sprache ist [[Englische Sprache|englisch]], daneben werden auch [[Spanische Sprache|spanisch]] sowie die meisten anderen europäischen Sprachen gesprochen. Die auf Paranal Beschäftigten leben entweder in Antofagasta oder in [[Santiago de Chile]] und kommen für Schichten von ein bis zwei Wochen nach Paranal. Es gibt täglich einen Transport von Antofagasta nach Paranal und zurück durch einen gecharterten Bus, bei Bedarf fahren zusätzlich observatoriumseigene [[Toyota Hilux|Geländewagen]].

=== Gebäude ===
[[Datei:The central hall at the Paranal Residencia - Vlt-jfs 6684.jpg|mini|Das [[ESO Hotel]] mit Garten, Schwimmbecken und dem Verdunkelungsvorhang unter der Kuppel]]
[[Datei:Eso9950q.jpg|mini|Das Mirror Maintenance Building, mit zwei Primärspiegelzellen, eine mit Schutzüberzug, die andere auf einem Luftkissentransporter, über den sie auch in das Teleskop hineingeschoben werden kann. Links im Hintergrund das Paranal-Plateau; rechts im Vordergrund ist ein Teil des Straßentransporters für die Spiegelzellen zu erkennen]]
Außer den Teleskopen und dem VLTI-Laboratorium, die sich auf dem Plateau des Berges befinden, gibt es unterhalb des Gipfelbereichs noch ein Kontrollgebäude. Alle Teleskope und das VLTI werden von dort aus einem gemeinsamen Kontrollraum gesteuert, damit sich nachts niemand im Teleskopbereich aufhalten muss.

Die Unterkünfte befinden sich in einem 200&nbsp;m tiefer gelegenen Basislager, etwa 5&nbsp;km von den Teleskopen entfernt. Vom ursprünglichen Lager, das aus [[Wohncontainer]]n aufgebaut war, werden Teile noch genutzt, die meisten Unterkünfte befinden sich nun aber im Ende 2002 fertiggestellten&nbsp;– auch ''Residencia'' genannten&nbsp;– [[ESO Hotel]]. Das ESO Hotel ist halb in den Berg gebaut und in Beton in rötlicher Farbe gehalten, der es optisch mit der Wüste verschmelzen lässt. Darin sind Unterkünfte, Verwaltung, Kantine, Entspannungsräume, ein kleines [[Schwimmbecken]] und zwei Gärten, die sowohl dem Raumklima des ESO-Hotels als auch dem seelischen Wohlbefinden dienen, untergebracht.

Drei weitere feste Gebäude im Basislager dienen als Lager und Sporthalle (Warehouse), als Wartungshalle für Teleskope und Instrumente sowie zur regelmäßigen Beschichtung der [[Hauptspiegel]] der Teleskope mit [[Aluminium]] (Mirror Maintenance Building, MMB), und als zusätzliche Büros für Ingenieure und Techniker. Für Notfälle gibt es eine ständig besetzte Unfallstation, einen Rettungswagen, einen [[Hubschrauberlandeplatz]] direkt am Basislager und eine kleine [[Start- und Landebahn]] am Fuß des Berges. Außerdem unterhält das Observatorium eine kleine [[Feuerwehr]]. Die Konstruktion der Gebäude und Teleskope ist so ausgeführt, dass eine Weiterführung des Betriebes auch nach schweren [[Erdbeben]] möglich ist.

Die Straßen des Observatoriums selbst sind [[asphalt]]iert, um Staub zu vermeiden, der die astronomischen Beobachtungen behindern würde. Neben den Geländewagen können observatoriumsintern daher auch [[Kleinwagen]] gefahren werden.

=== Astronomische Dunkelheit ===
Weil das Observatorium nachts dunkel sein muss, verfügt das ESO-Hotel über spezielle Verdunkelungssysteme, die die Oberlichter über den Gärten und der Kantine mit Hilfe spezieller Vorhänge verschließen. Alle anderen Fenster und Türen haben Jalousien aus schwerem Gewebe oder sind nachts durch vorschiebbare Holzblenden verdeckt.

Wie im Umfeld aller optischen Observatorien darf nachts nur mit [[Standlicht]] gefahren werden, weswegen die meisten Fahrzeuge in Weiß gehalten sind und [[Phosphoreszenz|phosphoreszierende]] Begrenzungsaufkleber haben. Die Straße wird durch Begrenzungsleuchten markiert, die sich tagsüber durch [[Solarzellen]] aufladen. Fußwege im Teleskopbereich sind ebenfalls mit weißer Farbe gestrichen und mit phosphoreszierenden Marken versehen. [[Taschenlampe]]n sind besonders bei [[Neumond]] unvermeidlich, dürfen aber im Gipfelbereich nicht in Richtung der Teleskope gerichtet werden.

=== Kosten ===
Die [[Investition]]en des gesamten VLT-Projektes beliefen sich über einen Zeitraum von 15 Jahren auf etwa 500 Millionen [[Euro]]. Die Summe schließt Personal- und Sachkosten für Design und Bau des VLT, inklusive der ersten Instrumentengeneration, und des VLTI sowie die ersten drei Jahre des wissenschaftlichen Betriebs ein. Von den einzelnen Instrumenten hat beispielsweise ISAAC ca. 2,5 Millionen [[Euro]] gekostet, UVES 3,5 Millionen Euro. Die weitaus komplexeren VLTI-Instrumente AMBER und MIDI kosteten jeweils etwa sechs Millionen Euro. Einige Instrumente werden komplett von der ESO entwickelt und gebaut, häufiger aber in Zusammenarbeit mit auswärtigen Instituten. In diesem Fall werden die Sachkosten von der ESO getragen, die Personalkosten von den jeweiligen Instituten, die im Gegenzug garantierte Beobachtungszeit erhalten.

Der laufende Betrieb aller Einrichtungen in Chile, also La Silla, Paranal, der Verwaltung in Santiago und des beginnenden [[Atacama Large Millimeter Array|ALMA]]-Projekts belief sich 2004 auf 30 Millionen Euro, die etwa je zur Hälfte auf Personal- und Betriebskosten entfielen. Diese Summe entsprach einem Drittel des gesamten ESO-Jahresbudgets für 2004 von etwa 100 Millionen Euro, das neben Chile noch den Betrieb des Hauptinstituts in Europa und Investitionen, hauptsächlich für ALMA, beinhaltet.

Die Kosten des VLT-Projekts sind damit einer mittleren bis großen Weltraummission, zum Beispiel der [[Gaia (Raumsonde)|Gaia]]-Raumsonde, vergleichbar. Bau und Start des [[Hubble-Weltraumteleskop]]s (HST) haben dagegen zwei Milliarden [[US-Dollar]] gekostet, knapp das Vierfache des VLT. Der jährliche Betrieb des HST ist etwa achtmal so teuer wie der des VLT, hauptsächlich wegen der teuren Servicemissionen. Die beiden Teleskope des [[Keck-Observatorium]]s wurden durch eine private Stiftung von etwa 140 Millionen Dollar finanziert, die jährlichen Kosten betragen etwa elf Millionen Dollar. Da die Keck-Teleskope auf dem bereits bestehenden [[Mauna-Kea-Observatorium]] gebaut wurden, fielen dort allerdings geringere Infrastrukturkosten an.

== Very Large Telescope ==
[[Datei:Paranal opendome.jpg|mini|Antu, eines der vier Unit-Teleskope. Einen Größenvergleich ermöglichen die drei daneben stehenden Astronomen.]]
[[Datei:Eso-paranal-16.jpg|mini|Aufnahme im Inneren der geöffneten Kuppel eines Unit-Teleskops. Das Teleskop (rechts) ist zum Zenith gerichtet: Oben der Sekundärspiegel (M2), darunter [[Spiegelteleskop#Tubus|Serruier-Tubus]], links davon, am Nasmyth-Fokus das Instrument ISAAC]] 
Das Very Large Telescope (VLT) ist ein aus vier [[Teleskop|Einzelteleskopen]] bestehendes [[Astronomie|astronomisches]] Großteleskop, dessen Spiegel zusammengeschaltet werden können. Das VLT ist für Beobachtungen im sichtbaren Licht bis hin zum mittleren [[Infrarot]] ausgerichtet. Die Teleskope können mit Hilfe des VLT Interferometer (VLTI) zur [[Interferometrie]] zusammengeschaltet werden.

<!-- In den vergangenen Jahren (Zeitangabe unklar)-->Mit Hilfe der [[Adaptive Optik|adaptiven Optik]] ist es an den Teleskopen des ''Very Large Telescope'' (insbesondere mit dem Instrument NACO) inzwischen gelungen, die Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops (HST) zu übertreffen. Der Vorteil des HST lag seit Anfang der 1990er Jahre darin, dass seine Aufnahmen im Gegensatz zu erdgebundenen Teleskopen durch keine störende [[Erdatmosphäre|Atmosphäre]] zusätzlich verschlechtert werden. Mit Hilfe [[Adaptive Optik|adaptiver Optik]] <!--und [[Aktive Optik|aktiver Optik]] hat nichts mit Atmosphäre zu tun--> konnte diese Beeinträchtigung aber mittlerweile im Wellenlängenbereich des Nah-Infrarotlichts nahezu kompensiert werden, so dass heutige VLT-Aufnahmen im Nah-Infraroten (1 bis 5&nbsp;µm Wellenlänge) Hubble-Bildern mit [[Auflösungsvermögen]] von unter 0,1[[Bogensekunde|"]] zum Teil in nichts nachstehen. Im sichtbaren Spektralbereich ist das bislang noch nicht möglich, da die Korrektur der atmosphärischen Störungen mittels adaptiver Optik schneller als es derzeit technisch möglich ist erfolgen müsste. Mit dem VLTI werden nochmals deutlich höhere Auflösungen im Bereich von Millibogensekunden erreicht.

=== Die Optik der Unit-Teleskope ===
[[Datei:Paranal VLTmirror.jpg|mini|Einer der vier Hauptspiegel M1, der Nasmyth-Spiegel M3 ist auf dem Turm montiert, der in der Mitte aufragt; darunter ist das Spiegelbild des Sekundärspiegels M2 zu sehen]]

Die vier großen Teleskope werden als ''Unit Telescopes'' (UT) bezeichnet. Ein Unit-Teleskop in seiner Montierung hat eine Grundfläche von 22&nbsp;m&nbsp;×&nbsp;10&nbsp;m und eine Höhe von 20&nbsp;m, bei einem beweglichen Gewicht von 430 Tonnen. Sie sind [[azimut]]al [[Montierung|montierte]], im Wesentlichen baugleiche, [[Ritchey-Chrétien-Teleskop]]e, die wahlweise als [[Cassegrain-Teleskop|Cassegrain-]], [[Nasmyth-Teleskop|Nasmyth-]] oder [[Coudé-Strahlengang|Coudé-Teleskop]] betrieben werden können.
Sie haben einen [[Hauptspiegel]]durchmesser von jeweils 8,2&nbsp;m und einen [[Sekundärspiegel]] von 1,12&nbsp;m. Damit waren es die größten aus einem Stück gefertigten astronomischen Spiegel der Welt, bis das [[Large Binocular Telescope]] mit 8,4-Meter-Spiegeln in Betrieb genommen wurde. Noch größere Teleskope, wie zum Beispiel die [[Keck-Observatorium|Keck-Teleskope]], haben  [[Segmentierter Spiegel|segmentierte Spiegel]]. Die Hauptspiegel sind zu dünn, um in Form zu bleiben, wenn sich das Teleskop bewegt und werden deswegen durch eine [[aktive Optik]] mit Hilfe von 150 hydraulischen Stößeln etwa einmal pro Minute in ihrer Form korrigiert.

Die vier Hauptspiegel des VLT wurden zwischen 1991 und 1993 bei der Mainzer Spezialglasfirma [[Schott AG]] in einem eigens für dieses Projekt entwickelten [[Schleuderguss]]verfahren hergestellt. Nach dem eigentlichen Guss und Erstarren der Glasmasse wurden die Spiegelrohlinge noch einmal thermisch nachbehandelt, wodurch sich das Glas in die [[Glaskeramik]] ''[[Zerodur]]'' umwandelt. Bei diesem Fertigungsschritt erhält das Material auch seine außergewöhnliche Eigenschaft der thermischen Null-Ausdehnung. Nach einer ersten Bearbeitung wurden die Spiegelträger per Schiff zur französischen Firma [[:fr:REOSC|REOSC]] transportiert, wo die hochpräzise, zwei Jahre dauernde Oberflächenbearbeitung stattfand. Die endgültige Spiegeloberfläche hat eine Genauigkeit von 8,5&nbsp;nm (λ/70 bei 600&nbsp;nm).<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso9952/ ESO Press Release 19/99: REOSC Delivers the Best Astronomical Mirror in the World to ESO (14. Dezember 1999)] (Abgerufen am 17. April 2012)</ref> Jedes UT hat vier [[Fokus|Fokalpunkte]], an denen Instrumente montiert werden können, einen [[Cassegrain-Teleskop|Cassegrainfokus]] und zwei [[Nasmyth-Teleskop|Nasmythfokusse]]. Zusätzlich haben die Teleskope einen [[Coudé-Strahlengang|Coudéfokus]], über den Licht in das VLTI eingespeist werden kann.

Astronomische Spiegel können nur sehr eingeschränkt gereinigt werden, da fast alle Reinigungstechniken mikroskopische Oberflächenkratzer verursachen, die die Abbildungsqualität verschlechtern. Neben einer monatlichen Inspektion, bei der lockerer Schmutz vorsichtig abgetupft wird, werden die Spiegel des VLT daher alle ein bis zwei Jahre neu verspiegelt. Dazu wird die alte Spiegelschicht mit Lösungsmitteln entfernt und dann eine neue Spiegelschicht, normalerweise Aluminium, aufgedampft.

Die einzelnen UTs wurden in [[Mapudungun]], der Sprache der [[Mapuche]], Antu ([[Sonne]]), Kueyen ([[Mond]]), Melipal ([[Kreuz des Südens]]) und Yepun ([[Venus (Planet)|Venus]]) getauft. Das erste montierte UT, Antu, lieferte am 25. Mai 1998 die ersten Bilder mit einer Testkamera, der wissenschaftliche Beobachtungsbetrieb begann am 1. April 1999; das vierte UT, Yepun, begann erste Beobachtungen am 3. September 2000.<ref>[http://www.eso.org/public/videos/eso0028a/ ''First Light for YEPUN'']</ref>

{| class="wikitable" style="float:left; text-align:center;"
|-
|style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Spiegel eines Unit-Teleskops<ref>[http://www.eso.org/outreach/ut1fl/whitebook/wb20.html ESO – The Very Large Telescope<!-- Bot generated title -->]</ref>'''
|- style="background:#EFFFEF;"
|style="background:#dfefdf;"| Spiegel
|  Hauptspiegel M1
|  Fangspiegel M2
|  Nasmyth-Spiegel M3
|-
|style="background:#dfefdf;"| Material
| [[Zerodur]]
| [[Beryllium]]
| [[Zerodur]]
|-
|style="background:#dfefdf;"| Durchmesser
| 8,20&nbsp;m
| 1,116&nbsp;m
| 1,242&nbsp;m&nbsp;×&nbsp;0,866&nbsp;m elliptisch
|-
|style="background:#dfefdf;"| Dicke
| 178&nbsp;mm
| 130&nbsp;mm
| 140&nbsp;mm
|-
|style="background:#dfefdf;"| Gewicht
| 23.000&nbsp;kg
| 44&nbsp;kg
| 105&nbsp;kg
|-
|style="background:#dfefdf;"| Form
| [[konkav]]
| [[konvex]]
| plan
|-
|style="background:#dfefdf;"| Krümmungsradius
| 28,975&nbsp;m
| –4,55&nbsp;m
|
|}
<div style="clear:both;"></div>
{| class="wikitable" style="float:left; text-align:center;"
|-
|style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Optische Daten eines Unit-Teleskops<ref>[http://www.eso.org/outreach/ut1fl/whitebook/wb30.html ESO – The Very Large Telescope<!-- Bot generated title -->]</ref>'''
|- style="background:#EFFFEF;"
|style="background:#dfefdf;"| Fokus
|  Cassegrain-Fokus
|  Nasmyth-Fokus
|  Coudé-Fokus
|-
|style="background:#dfefdf;"| Brennweite
| 108,827&nbsp;m
| 120,000&nbsp;m
| 378,400&nbsp;m
|-
|style="background:#dfefdf;"| das entspricht ...
| 0,527 mm/"
| 0,582 mm/"
| 1,834 mm/"
|-
|style="background:#dfefdf;"| Öffnungsverhältnis
| ''f/''&nbsp;13,41
| ''f/''&nbsp;15
| ''f/''&nbsp;47,3
|-
|style="background:#dfefdf;"| Gesichtsfeld
| 15'
| 30'
| 1'
|}
<div style="clear:both;"></div>

=== Instrumente ===
[[Datei:4LGSF 15.jpg|mini||Das 4LGSF betrieben am Yepun-Teleskop zur Erzeugung von vier [[künstlicher Leitstern|künstlichen Leitsternen]] in 95 km Höhe mittels gelben Laserlichts, welches dort vorhandene Natriumatome zum Leuchten anregt]] 
Die erste Instrumentengeneration besteht aus zehn wissenschaftlichen Instrumenten. Dabei handelt es sich um Kameras und [[Spektrograf]]en für verschiedene Spektralbereiche. HAWK-I war nicht Teil des ursprünglichen Plans für die erste Generation, sondern ersetzte ein entgegen dem ursprünglichen Plan nicht gebautes Instrument, NIRMOS. Das Design der Instrumente wurde so gewählt, dass sie einem breiten Kreis von Wissenschaftlern die Möglichkeit bieten, Daten für unterschiedlichste Zielsetzungen aufzunehmen. Es ist absehbar, dass sich Teile der zweiten Instrumentengeneration dagegen auf spezielle und von [[Astronom]]en als besonders wichtig angesehene Probleme konzentrieren werden, zum Beispiel [[Gammablitz]]e oder [[Exoplanet]]en.

Zwischen Mai 2003 und März 2005 ging, angefangen mit Kueyen, zusätzlich die von ESO selbst entwickelte [[adaptive Optik]] MACAO ('''M'''ulti '''A'''pplication '''C'''urvature '''A'''daptive '''O'''ptics) an allen vier Teleskopen in Betrieb. Hiermit sind nochmals sehr viel schärfere Bilder bzw. Bilder schwächerer Lichtquellen möglich, allerdings ist das Gesichtsfeld der MACAO-Optik auf 10" beschränkt. Die adaptive Optik muss das [[Seeing]] mit hoher Frequenz von einigen hundert Hertz korrigieren, was für den schweren Hauptspiegel viel zu schnell wäre. Daher arbeitet MACAO hinter dem Fokus im [[Kollimation|kollimierten]] Teil des Strahlenganges mit einem planen 10-cm-Spiegel, der auf 60 [[Piezo]]-Elemente montiert ist. Prinzipiell kann eine solche adaptive Optik an jedem Fokus verwendet werden, in der Praxis nutzt von den VLT-Instrumenten derzeit nur SINFONI die MACAO-Technik, ansonsten dient MACAO hauptsächlich den Beobachtungen mit dem VLT Interferometer. Erst zukünftige Instrumente werden verstärkt auf MACAO zurückgreifen.

Für eine adaptive Optik sind relativ helle Leitsterne im Beobachtungsgebiet erforderlich, um das Seeing zu bestimmen. Um das SINFONI auch bei nichtvorhandenen natürlichen Leitsternen nutzen zu können, ist das Yepun-Teleskop  mit einem [[Laser]] zur Projektion eines [[Künstlicher Leitstern|künstlichen Leitsterns]] ausgestattet, dem „'''L'''aser '''G'''uide '''S'''tar“ (LGS). Dieses Technik wurde im Jahr 2016 um ein System für 4 Leitsterne ergänzt, der 4LGSF, das mit speziellen adaptiven Optiken (GRAAL und GALACSI) eine Auflösungsverbesserung auch bei HAWK-I und MUSE bringen soll.<ref>[http://www.eso.org/public/germany/images/eso1613a/ ''Das leistungsstärkste Laserleitstern-System der Welt sieht erstes Licht am Paranal-Observatorium'']</ref>

{{Absatz}}
{| class="wikitable" style="margin:auto; width:100%; border:2px solid #999999; text-align:center;"
|-
|style="background:#cfdfcf; text-align:center;" colspan="4"| '''Instrumente am VLT'''
|- style="background:#DFEFDF;"
|style="width:7%;"| Teleskop
|style="width:31%;"| Cassegrain-Fokus
|style="width:29%;"| Nasmyth-Fokus A
|style="width:33%;"| Nasmyth-Fokus B
|-
|rowspan="4" style="background:#dfefdf;"| '''Antu'''<br />(UT1)
|style="background:#efffef;"| '''FORS2'''
|style="background:#efffef;"| '''CRIRES'''
|style="background:#efffef;"| '''Gastfokus'''
|-
|rowspan="3" style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Focal Reducer and low dispersion Spectrograph 2]] ist das Schwesterinstrument des weitgehend baugleichen FORS1. Beide gehörten, mit ISAAC und UVES, zu den vier ersten Instrumenten in Betrieb. Außerdem ist FORS2 eine Kamera im visuellen Spektralbereich mit großem Gesichtsfeld von bis zu 6,8'&nbsp;×&nbsp;6,8'. In diesem Feld können, statt ein Bild aufzunehmen, mehrere Objekte gleichzeitig mit niedriger Auflösung [[spektroskopie]]rt werden (MOS: Multi Object Spectroscopy). Die MOS-Fähigkeit kommt durch auch bei VIMOS eingesetzte Masken zustande, in die die Spektroskopie-Spalte mit Lasertechnik gefräst werden.
Seit April 2009 kann auch mit FORS2 Polarisierung gemessen werden, da die polarimetrischen Modi von FORS1 übertragen wurden. FORS1 ist seitdem mit FORS2 in einem Instrument zusammengeführt.<ref name="ESOParNews">[http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/news/index.html#paranal Paranal News]. Auf: eso.org, abgerufen am 16. Juli 2010</ref>
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Cryogenic High-Resolution IR Echelle Spectrograph]] nimmt hochauflösende Spektren im Wellenlängenbereich von 1 bis 5&nbsp;µm auf. Das Instrument wurde 2006 installiert und getestet und ist seit dem 1. April 2007 im Regelbetrieb.<ref name="ESOParNews" />

Er wurde im Jahr 2014 demontiert, um an dem Gerät Verbesserungen durchzuführen, und soll dann 2018 wieder in Betrieb genommen werden. 
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der Gastfokus bietet Wissenschaftlern die Möglichkeit, eigene und besonders spezialisierte Instrumente an einem Teleskop der 8-Meter-Klasse zu verwenden, ohne alle Spezifikationen erfüllen zu müssen, denen ein allgemeines ESO-Instrument unterliegt. Bisher war dort mit ULTRACAM ein Instrument montiert, das innerhalb von Millisekunden Bilder eines kleinen Gesichtsfeldes weniger Bogensekunden machen kann. Wissenschaftliches Ziel des ULTRACAMs, das bereits an anderen Teleskopen montiert war, ist die Aufnahme von Veränderungen kürzester Zeitskalen, wie sie zum Beispiel bei [[Pulsar]]en und [[Schwarzes Loch|Schwarzen Löchern]] vorkommen.
|-
|style="background:#efffef;"| '''NACO'''
|style="background:#efffef;"| '''KMOS'''
|-
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Die Nasmyth Adaptive Optics '''S'''ystem-[[Coude Near Infrared Camera]] wurde im Jahr 2014 vom UT4 übernommen.    
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der '''K'''-band '''M'''ulti-'''O'''bject '''S'''pectrograph ist seit dem Jahr 2013 im wissenschaftlichen Betrieb und wird hauptsächlich zur Beobachtung weit entfernter Galaxien eingesetzt.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/kmos/ eso.org]</ref>
|-
|rowspan="4" style="background:#dfefdf;"| '''Kueyen'''<br />(UT2)
|style="background:#efffef;"| '''FORS1'''
|style="background:#efffef;"| '''FLAMES'''
|style="background:#efffef;"| '''UVES'''
|-
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Das an diesem Fokus montierte Instrument FORS1 ist eine vereinfachte Version des FORS2 und wurde mit diesem im Jahr 2009 zusammengeführt und an dessen Stelle and UT1 montiert.
|rowspan="3" style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Fibre Large Area Multi-Element Spectrograph]] ist ein Spektrograph, der mit Hilfe der Glasfasern bis zu 130 Objekte im Gesichtsfeld gleichzeitig mit mittlerer Auflösung spektroskopieren kann (MEDUSA-Modus). In zwei weiteren Modi, IFU und ARGUS, sind die Fasern so nahe beieinander gepackt, dass räumlich aufgelöste Spektren der Objekte mit einer scheinbaren Größe von nur wenigen Bogensekunden möglich sind. Alternativ können acht Fasern das Licht zu UVES für hochauflösende Spektroskopie leiten.
|rowspan="3" style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Ultraviolett and Visual Echelle Spectrograph]] ist ein hochauflösender Spektrograph mit einem blau- und einem rotoptimierten optischen Arm, die simultan betrieben werden können. Der zugängliche Wellenlängenbereich reicht von 0,3 bis 1,1&nbsp;µm.
|-
|style="background:#efffef;"| '''XSHOOTER'''
|-
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Das Instrument XSHOOTER ist das erste Instrument der zweiten Instrumentengeneration. XSHOOTER ist ein Spektrograph mittlerer Auflösung über einen weiten Wellenlängenbereich von nahen Ultraviolett bis ins nahe Infrarot, von 0,3 bis 2,5&nbsp;µm, in einer einzigen Aufnahme. 
|-
|rowspan="4" style="background:#dfefdf;"| '''Melipal'''<br />(UT3)
|style="background:#efffef;"| '''VISIR'''
|style="background:#efffef;"| '''ISAAC'''
|style="background:#efffef;"| '''VIMOS'''
|-
|rowspan="3" style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[VLT Imager and Spectrometer in the Infra Red]], für Bilder und Spektren schwacher Objekte im mittleren Infrarotbereich, von 8 bis 13 und 16,5 bis 24,5&nbsp;µm. VISIR ist damit das Instrument am VLT, das am weitesten in den Infrarotbereich gehen kann.
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Die [[Infrared Spectrometer And Array Camera]] kann im Nahen [[Infrarot]]bereich Bilder und Spaltspektren niedriger bis mittlerer Auflösung aufnehmen. Dazu hat das Instrument zwei voneinander unabhängige optische Wege („Arme“), die jeweils auf die Wellenlängenbereiche von 1 bis 2,5 und von 3 bis 5&nbsp;µm optimiert sind.
|rowspan="3" style="vertical-align:top; text-align:left;"|Der [[Visible Multi-Object Spectrograph]]. Die Fähigkeiten zur Spektroskopie und zur Bildaufnahme ähneln denen des FORS2, allerdings mit einem vierfach größeren Gesichtsfeld von insgesamt 4&nbsp;×&nbsp;7'&nbsp;×&nbsp;8'. MOS-Masken werden mit einer Lasermaschine, der Mask Manufacturing Unit (MMU) gestanzt, die auch die Masken für FORS2 herstellt. Zusätzlich gibt es noch Faserbündel für Integral Field Spektroskopie. Insgesamt können mit VIMOS bis zu 6400 Spektren gleichzeitig aufgenommen werden.
|-
|style="background:#efffef;"| '''SPHERE''' {{Anker|SPHERE}}
|-
|style="vertical-align:top; text-align:left;"|Das [[Spectro-Polarimetric- High-contrast Exoplanet Research|'''S'''pectro-'''P'''olarimetric '''H'''igh-contrast '''E'''xoplanet '''RE'''search]] ein Instrument zur Entdeckung und Untersuchung von Exoplaneten, dass im Jahr 2014 in Betrieb genommen wurde.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/sphere.html eso.org]</ref><ref>[http://www.eso.org/public/austria/news/eso1417/ Erstes Licht für die Exoplanetenkamera SPHERE] eso.org, abgerufen am 5. Juni 2014</ref>
|-
|rowspan="4" style="background:#dfefdf;"| '''Yepun'''<br />(UT4)
|style="background:#efffef;"| '''SINFONI'''
|style="background:#efffef;"| '''HAWK-I'''
|style="background:#efffef;"| '''NACO'''
|- style="text-align:left; vertical-align:top;"
|rowspan="3"|Der [[Spectrograph for Integral Field Observation in the Near-Infrared]] ist ein Nahinfrarot-Spektrograf bei 1 bis 2,5&nbsp;µm. Der eigentliche Spektrograph SPIFFI (Spectrometer for Infrared Faint Field Imaging) nimmt dabei ein Spektrum des gesamten Gesichtsfeldes auf, das 8"&nbsp;×&nbsp;8", 3"&nbsp;×&nbsp;3" oder 0,8"&nbsp;×&nbsp;0,8" groß sein kann. Durch die adaptive Optik im SINFONI-Modul können Spektren mit höchster räumlicher Auflösung aufgenommen werden.
|rowspan="3"|Der [[High Acuity Widefield K-band Imager]], ein Instrument, welches den Bedarf nach Bildern mit großem Gesichtsfeld bei gleichzeitig hoher räumlicher Auflösung im Nahinfrarotbereich von 0,85 bis 2,5&nbsp;µm deckt. HAWK-I hatte sein First Light am 1. August 2007, der wissenschaftliche Betrieb startete am 1. April 2008 (offiziell 1. Oktober 2008).<ref name="ESOParNews" />
||Eigentlich NAOS-CONICA, wobei NAOS für Nasmyth Adaptive Optics '''S'''ystem und CONICA für [[Coude Near Infrared Camera]] steht. CONICA war ursprünglich für den Coudéfokus vorgesehen. NAOS ist ein System zur Bildverbesserung mit adaptiver Optik, CONICA eine Infrarotkamera und Spektrograph im Bereich von 1 bis 5&nbsp;µm. Der Unterschied zu ISAAC besteht in der hervorragenden Bildqualität, allerdings bei kleinerem Gesichtsfeld. Zusätzlich kann CONICA polarimetrische Messungen aufnehmen und helle Objekte durch [[Koronograph]]ie ausblenden. Mit SDI, dem Simultaneous Differential Imager in NACO, können vier Bilder in vier leicht unterschiedlichen Wellenlängenbereichen gleichzeitig aufgenommen werden. Diese Bilder können so miteinander verrechnet werden, dass die Differenzen auch den Nachweis sehr lichtschwacher Objekte in Gegenwart eines helleren ermöglichen.
|-
|style="background:#efffef;"| '''MUSE'''
|-
|style="text-align:left; vertical-align:top;"|Der [[Multi Unit Spectroscopic Explorer]] kombiniert einen weiten Beobachtungswinkel mit einem hohen Auflösungsvermögen durch adaptive Optik und deckt einen weiten Spektralbereich ab.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/muse/ eso.org]</ref>
|-
|}

Instrumente der zweiten Generation sind in der Entwicklung:
* '''ESPRESSO''' ('''E'''chelle '''SP'''ectrograph for '''R'''ocky '''E'''xoplanet- and '''S'''table '''S'''pectroscopic '''O'''bservations) für die Suche nach felsigen extra-solaren Planeten in der habitablen Zone<ref>[http://espresso.astro.up.pt/ espresso.astro.up.pt]</ref>

== VLT Interferometer ==
[[Datei:Observing Platform VLT.jpg|mini|Luftaufnahme des Paranalplateaus. In der Bildmitte das Gebäude des VLTI-Labors, darüber die vier ''Unit Telescopes'' (UT), darunter zwei ''Auxiliary Telescopes'' (AT) sowie das rechtwinklige Schienensystem, über das die ATs verfahren werden können. An den über das Schienensystem erreichbaren runden Stationen können die ATs an das VLTI angeschlossen werden.]]
[[Datei:Vlti-tunnel-nov2007.jpg|mini|Verzögerungsleitungen des VLTI, realisiert durch auf Schienen verfahrbare Retroreflektoren.]]
[[Datei:The dusty ring around the aging double star IRAS 08544-4431 - Eso1608b.tif|mini|Interferometrische Aufnahme mittels PIONIER und RAPID einer Staubscheibe um ein 4000 [[Lichtjahr]]e entferntes Doppelsternsystem [[IRAS 08544-4431]]; die Seitenlänge des Bildes entspricht 0,6 [[Bogensekunde]]n.]]  
Die Coudéfokusse aller Teleskope können entweder inkohärent oder [[Kohärenz (Physik)|kohärent]] kombiniert werden.
Der gemeinsame inkohärente Fokus liegt in einem unterirdischen Sammelraum und wird derzeit nicht benutzt. Der kohärente Fokus befindet sich in einem daneben liegenden Labor und wird durch ein spezielles optisches System gespeist, das VLT Interferometer (VLTI). Damit wird durch [[Interferometrie]], äquivalent zu einem [[Interferometer (Radioastronomie)|radioastronomischen Interferometer]], ein weit besseres [[Auflösungsvermögen]] erreicht als mit nur einem Teleskop.

Hauptbestandteil des Systems sind sechs in der Länge veränderliche optische Verzögerungsleitungen (engl. ''delay lines''). Diese gleichen erstens die durch deren unterschiedliche Standorte bedingte Laufzeitdifferenzen des Lichts zwischen den einzelnen Teleskopen aus. Zweitens gleichen sie die geometrisch-projizierte Differenz des optischen Weges aus, die entsteht, wenn ein Objekt nicht genau im [[Zenit (Richtungsangabe)|Zenit]] steht. Da sich diese Längendifferenz durch die scheinbare Bewegung des Objekts am Himmel ändert, müssen die Verzögerungsleitungen über eine Differenz von bis zu 60&nbsp;m variabel sein, mit einer Präzision von deutlich besser als einem Viertel der Wellenlänge (siehe unten). Die Stabilität der [[Wellenfront]] ist ebenfalls von kritischer Bedeutung, daher stabilisiert das adaptive Optiksystem MACAO die Strahlengänge der UTs im Coudéfokus, bevor das Licht zu den Verzögerungsleitungen geleitet wird. 

Neben den UTs können vier kleinere, ausschließlich für das Interferometer bestimmte Teleskope eingesetzt werden, die sogenannten Auxiliary-Teleskope („Hilfsteleskope“, ATs) mit einem 1,8 Meter durchmessendem Zerodur-Hauptspiegel. Sie wurden in den Jahren 2004 bis 2006 installiert.  Aufgrund des kleineren Hauptspiegels genügt bei diesen zur Bildstabilisierung bei gutem Seeing eine einfache [[Adaptive Optik|Tip-Tilt-Korrektur]] (STRAP). Um sie darüber hinaus einsetzen zu können, wird ab den Jahr 2016-2017 verfügbare einfache adaptive Optik System NAOMI genutzt. Die markanteste Eigenschaft der ATs ist, dass sie bewegt und auf insgesamt 30 Stationen installiert und so für Interferenzmessungen mit bis zu 200&nbsp;m Abstand verwendet werden können. Dazu sind die AT-Stationen mit Schienen verbunden. Das Licht wird in unterirdischen Tunneln von den Stationen zu den Delay-Lines geleitet. Der Vorteil der Idee, das VLTI sowohl mit den UTs wie mit den ATs betreiben zu können, liegt darin, dass das Auflösungsvermögen wesentlich vom Abstand der Teleskope bestimmt wird, die Leistungsfähigkeit beim Messen lichtschwacher Objekte aber vom Teleskopdurchmesser. Für viele wissenschaftliche Fragestellungen sind die Objekte hell genug, um sie alleine mit den ATs zu messen. Die UTs können dann für andere Forschungsprogramme verwendet werden. Nur für die Interferometrie schwacher Objekte sind die UTs notwendig.

Das VLTI sah sein ''First Light'' am 17. März 2001. Damals waren zwei 40-cm-[[Siderostat]]e und ein Testinstrument installiert. Seither wurden zwei wissenschaftliche Instrumente und zahlreiche Unterstützungssysteme in das System integriert. Der wissenschaftliche Betrieb wurde im September 2003 mit dem ersten Instrument, dem MIDI, aufgenommen. MIDI bedeutet „'''''MID'''-infrared '''I'''nterferometric instrument''“. Es arbeitet bei Wellenlängen um 10&nbsp;µm und kann das Licht zweier Teleskope kombinieren. Die Zielsetzung des MIDI ist weniger das Erzeugen von Bildern mit hoher Auflösung, als die Bestimmung der scheinbaren Größe und einfacher Strukturen der beobachteten Objekte. Die Aufnahme von Bildern ist prinzipiell mit dem zweiten Instrument, AMBER, möglich. AMBER ist der „'''''A'''stronomical '''M'''ultiple '''BE'''am '''R'''ecombiner''“. AMBER vereint die [[Strahlengang|Strahlengänge]] von zwei bis drei Teleskopen. Das Gerät arbeitet im nahen Infrarotbereich zwischen 1 und 2&nbsp;µm. Allerdings wird auch dieses Instrument zunächst für Aufgaben wie die räumlich höchstaufgelöste Spektroskopie genutzt werden. Ein dediziert für höchstauflösende Bilder spezialisierter Interferometer befindet sich seit Oktober 2010 am „Besucher-Fokus“ des VLTI, der für kurze Instrumentenprojekte gedacht ist. Das "'''P'''recision '''I'''ntegrated '''O'''ptics '''N'''ear-infrared '''I'''maging '''E'''xpe'''R'''iment" (PIONIER) wurde von der Universität Grenoble gebaut und installiert und hat seit der Inbetriebnahme unter anderem Bilder von Mehrfachsternsystemen erstellt.<ref>[http://ipag.osug.fr/twiki/bin/view/Ipag/Projets/Pionier/WebHome PIONIER-Website]</ref><ref>[http://www.eso.org/public/news/eso1148/ ESO Press Release 1148: ''Vampire Star Reveals its Secrets'' (7. Dezember 2011)]</ref> Derzeit im Bau befinden sich zwei Instrumente der sogenannten zweiten Generation von Instrumenten für das VLTI. GRAVITY, seit Anfang 2016 im Betrieb,<ref>https://www.eso.org/public/news/eso1601/</ref> löst mithilfe einer präzisen Laser-Metrologie Winkel von etwa 10&nbsp;µas (Mikrobogensekunden) auf und kann auch hochauflösende Bilder im Nahinfrarotbereich aufnehmen.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/gravity.html GRAVITY], eso.org</ref> MATISSE, das etwa ein Jahr später erstes astronomisches Licht sehen soll, wird MIDI ablösen und Bilder und Spektren im thermischen Infrarot erstellen.<ref>[http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/matisse.html MATISSE], eso.org</ref> Beide neuen Geräte werden routinemäßig alle vier Großteleskope miteinander verbinden.

Die gleichzeitige Kombination aller acht Teleskope, also der vier UTs und vier ATs, ist theoretisch möglich. Tatsächlich wird die Anzahl der gleichzeitig nutzbaren Teleskope aber durch zwei Faktoren begrenzt. Erstens sind von den acht geplanten Verzögerungsleitungen derzeit nur sechs realisiert, zweitens können die bestehenden Instrumente höchstens drei Strahlengänge gleichzeitig kombinieren. Instrumente mit weitergehenden Fähigkeiten werden aber für die zweite VLTI-Instrumentengeneration diskutiert.

{{Absatz}}

== Surveyteleskope ==
[[Datei:VLT Survey Telescope eso1119c.jpg|mini|Das VST mit geöffneter Kuppel und geöffnetem Verschluss des 2,6 Meter durchmessenden Spiegels.]]
=== VST ===
Das '''V'''LT '''S'''urvey '''T'''elescope ist ein 2,6-Meter-[[Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop]] mit einer Öffnungsverhältnis von ''f/''&nbsp;5,5. Es ist, wie alle anderen Teleskope auf Paranal, azimutal montiert. Das VST hat nur ein einziges Instrument, die OmegaCam mit einem großen Gesichtsfeld von etwa 1°&nbsp;×&nbsp;1° für Bilder im Wellenlängenbereich von 0,33 bis 1&nbsp;µm. Im Jahr 2001 zerbrach der fertiggestellte Hauptspiegel auf dem Seetransport nach Chile, im Juni 2011 wurden erste Bilder veröffentlicht.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso1119/ First Light des VST]</ref> Das VST wird zu 100&nbsp;Prozent im Service-Mode genutzt (siehe unter ''Ablauf der Beobachtungen'').

[[Datei:Vista-brunier-crop.jpg|mini|links|Das Teleskop VISTA mit einem 4 Meter durchmessenden Hauptspiegel]] 
=== VISTA ===
Das '''''V'''isible & '''I'''nfrared '''S'''urvey '''T'''elescope for '''A'''stronomy'' ist ein 4-Meter-Teleskop, ebenfalls zur Himmelsdurchmusterung, aber im infraroten Bereich von 1 bis 2,5 µm. Sein Gesichtsfeld beträgt ebenfalls ein Quadratgrad. Es befindet sich nicht auf dem Hauptgipfel des Cerro Paranal, sondern auf einem etwa 1&nbsp;km entfernten Seitengipfel, wird aber ebenfalls vom VLT-Kontrollgebäude aus gesteuert. Am 21. Juni 2008 wurde die erste Test-Beobachtung mit IR-Kamerasystem erfolgreich durchgeführt.<ref>[http://www.vista.ac.uk/index.html VISTA – Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy<!-- Bot generated title -->]</ref> Da der VISTA-Hauptspiegel vom selben Hersteller wie der VST-Hauptspiegel gefertigt wird, hat sich die dortige Verzögerung auch auf dieses Projekt ausgewirkt. 

VISTA war ursprünglich ein nationales [[Vereinigtes Königreich|britisches]] Projekt, aber mit dem Beitritt Großbritanniens zur ESO und der Entscheidung, VISTA auf Paranal zu bauen, haben Astronomen weltweit Zugang zu diesem Teleskop erhalten.

=== NGTS ===
[[Datei:The Next-Generation Transit Survey (NGTS) at Paranal (1502d).jpg|mini|Gebäude des NGTS, die VLTs (links) und VISTA (rechts) im Hintergrund]]
Die '''''N'''ext-'''G'''eneration '''T'''ransit '''S'''urvey'' ist eine Einrichtung zur Himmelsdurchmusterung mit dem Ziel, [[Exoplanet]]en mit einem zwei- bis achtfachen [[Erddurchmesser]] durch die [[Transitmethode]], also anhand scheinbarer Helligkeitsveränderungen des Zentralstern beim Vorbeiziehen des Planeten, zu entdecken.<ref name=jagd />   
[[Datei:The Next-Generation Transit Survey (NGTS) at Paranal (1502b).jpg|mini|links|Die Aufnahme im Inneren des Gebäudes zeigt einige der zwölf automatisch arbeitenden Teleskope]] Die Einrichtung besteht dazu aus 12 automatisch arbeitenden Teleskopen mit einem Spiegeldurchmesser von 20 cm, die jeweils eine Himmelsregion mit einem Durchmesser von etwas mehr als 3°, zusammen somit 96 [[Quadratgrad]], erfassen können. Die Teleskope sind handelsübliche [[Astrograf]]en<ref>[http://www.astrosysteme.at/de/astrographen_h-serie.html ''ASA Astrograph H f 2.8'']</ref> mit einer verbesserten [[Streulichtblende]], die das große Bildfeld durch einen hyperbolischen Spiegel gefolgt von einem dreilinsigen [[Korrektor (Teleskop)|Korrektor]] erreichen. Daran ist eine im Wellenlängenbereich von 600–900nm empfindliche [[CCD-Kamera]] angeschlossen, die eine Auflösung von 4 Millionen Bildpunkten hat.<ref name=jagd /> 

Wenngleich der Schwerpunkt auf kleineren Planeten liegt, basiert NGTS auf dem Konzept von [[SuperWASP]] sowie den Erfahrungen daraus. Ein 2015 beginnendes vierjähriges Beobachtungsprogramm umfasst jedes Jahr 4 Himmelsregionen der oben genannten Größe, wobei die entdeckten Exoplaneten in Folge mit den verschiedenen Instrumenten der Unit-Teleskope des Observatoriums weiter untersucht werden.<ref name=jagd>[http://www.eso.org/public/germany/news/eso1502/?lang ''Neue Teleskope zur Jagd nach Exoplaneten auf dem Paranal'']</ref>

{{Absatz}}

== Beobachten am Paranal-Observatorium ==
Beobachtungszeit kann zweimal im Jahr für das übernächste [[Semester]] beantragt werden. Je nach Teleskop wird zwei- bis fünfmal so viel Zeit beantragt, wie tatsächlich vergeben werden kann. Die Vorschläge werden durch ein [[Peer-Review|beratendes]] [[Gremium]] nach wissenschaftlicher Qualität und Dringlichkeit gewichtet. Nach der Bewilligung legt der Astronom noch zuhause den detaillierten Ablauf der Beobachtungen in sogenannten „''Observing Blocks''“ (OBs) fest. Entweder werden nur diese OBs, zusammen mit den gewünschten Beobachtungsbedingungen, zur Ausführung nach Paranal geschickt, zur ''Service-Mode''-Beobachtung, oder der Astronom reist selbst zu ''Visitor-Mode''-Beobachtungen nach Chile.

=== Ablauf der Beobachtungen ===
[[Bild:Hard Day's Night Ahead.jpg|mini|hochkant=1.8|Die für die bevorstehende Nacht geöffneten Teleskope auf dem Paranal-Plateau]]  
Am Teleskop befinden sich immer ein Ingenieur, der „''Telescope and Instrument Operator''“ (TIO), und ein Astronom, der „''Nighttime Astronomer''“ (NA) der ESO. Im Service-Mode entscheidet der NA anhand der Beobachtungsbedingungen, welche OBs mit Aussicht auf Erfolg ausgeführt werden können, und führt die Beobachtungen zusammen mit dem TIO durch, der für das Teleskop und den technischen Ablauf verantwortlich ist. Nachdem die Daten gespeichert sind, entscheidet der NA, ob sie den Anforderungen des Antragstellers entsprechen oder ob der OB wiederholt werden muss. Für die größtenteils aus den ESO-Mitgliedsländern stammenden, auf Paranal tätigen Astronomen bestimmt auf der anderen Seite nicht die eigene wissenschaftliche Arbeit, sondern vielmehr das Abspulen von „Serviceprogrammen“ den Arbeitsalltag.<ref>{{Internetquelle |url=http://news.orf.at/stories/2153248/2153234/ |titel=„Galileo hätte es geliebt“ |titelerg=Europas Astronomie-Flaggschiff in Chile |autor=Peter Prantner |werk=orf.at |datum=2012-11-29 |zugriff=2013-04-03}}</ref>

[[Datei:Control room at night - Cb-cr-night-pano4.jpg|mini|Kontrollraum des Observatoriums im Kontrollgebäude]]
Im Visitor-Mode kommt dem Besucher die Aufgabe zu, kritische Entscheidungen über die OBs zu treffen, die im Vorfeld nicht abschätzbar waren, also zum Beispiel wenn stark veränderliche Objekte beobachtet werden sollen. Als Nachteil hat der Besucher dagegen keinen Einfluss auf die Wetterbedingungen, unter denen sein Programm durchgeführt wird, da die Beobachtungstermine für den Visitor-Mode etwa ein halbes Jahr zuvor festgelegt werden.

Tagsüber betreut ein „''Daytime Astronomer''“ typischerweise je zwei Teleskope. Er führt [[Kalibrierung]]en für die Beobachtungen der letzten Nacht durch, kümmert sich um die Lösung eventuell in der Nacht aufgetretener Probleme und bereitet das Teleskop auf die nächste Nacht vor.

=== Überwachung der Beobachtungsbedingungen ===
[[Datei:DIMM - Allsky-6105-cc - crop.jpg|mini|Das DIMM-Teleskop befindet sich auf einem Turm, um nicht durch bodennahe Luftturbulenzen beeinträchtigt zu werden.]]  
Um nicht nur subjektive Eindrücke der Beobachtungsbedingungen durch die jeweils an den Teleskopen arbeitenden Ingenieure und Astronomen zu haben, wurde ein System zum „''Astronomical Site Monitoring''“ eingerichtet, das die Daten automatisch aufnimmt und archiviert. Neben zahlreichen Sensoren zur Messung der meteorologischen Bedingungen wie Luft- und Bodentemperatur, Luftfeuchtigkeit, Windgeschwindigkeit und -richtung sowie Staubteilchendichte werden auch speziell astronomische Kenngrößen gemessen. Das „''[[Seeing]]''“ wird durch ein kleines 35-cm-Spezialteleskop, das DIMM, gemessen, das die ganze Nacht über etwa alle zwei Minuten eine Messung der Bildqualität durchführt. Statt ein einfaches Bild zu machen und die Größe des abgebildeten Sterns zu messen, vergleicht es die [[Wellenfront]] zweier etwa 20 cm voneinander entfernter Sub-Aperturen mit je 4 cm Durchmesser. Dies hat den Vorteil, neben dem Seeing auch andere, besonders für die Interferometrie interessante Eigenschaften über die derzeitige Turbulenz in der Atmosphäre, zu messen. Die Transparenz der Atmosphäre wird anhand desselben Bildes gemessen, nur dass statt der Bildgröße der einfallende Fluss des Sterns gemessen und mit Tabellenwerten für eine klare Atmosphäre verglichen wird.

Ein zweites Instrument, das MASCOT ('''''M'''ini '''A'''ll '''S'''ky '''C'''loud '''O'''bservation '''T'''ool''), macht durch ein [[Fischaugenobjektiv]] Aufnahmen des gesamten Himmels und ermöglicht eine Abschätzung der Bewölkung. Zusätzlich bearbeitet ESO die aktuellen [[Wettersatellit|Satellitendaten]], um die Beobachter an den Teleskopen mit Informationen über die zu erwartenden Beobachtungsbedingungen zu versorgen.

== Wissenschaftliche Ergebnisse ==
Seit dem Beginn des wissenschaftlichen Betriebs des VLT am [[1. April]] [[1999]] wurden bis 2005 über 1000 Artikel in [[Peer-Review|anerkannten]] Fachzeitschriften veröffentlicht, die auf Daten vom Paranal-Observatorium basieren. Zu den wichtigsten Ergebnissen zählen:

* Die ersten direkten Bilder eines [[Exoplanet]]en wurden mit dem VLT gemacht. Zwar ist nicht ganz sicher, ob diese Ehre [[GQ Lupi|GQ Lupi b]] oder dem Planeten [[2M1207]]b gebührt, aber beide Bilder stammen von NACO.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0428/ ESO Press Release 23/04: '' Is This Speck of Light an Exoplanet?'' (10. September 2004)]</ref><ref name="eso1205">[http://www.eso.org/public/news/eso0515/ ESO Press Release 12/05: ''Yes, it is the Image of an Exoplanet'' (30. April 2005)]</ref><ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0511/ ESO Press Release 09/05: ''Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet?'' (7. April 2005)]</ref>
* Die [[Deep Impact (Sonde)|Deep-Impact]]-Mission wurde von allen ESO-Teleskopen aus beobachtet. Neben Bildern wurden mit Spektrographie auch neue Ergebnisse zur chemischen Zusammensetzung des Kometen [[Tempel 1|Tempel&nbsp;1]] gewonnen.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0523/ ESO Press Release 19/05: ''Comet Tempel 1 Went Back to Sleep'' (14. Juli 2005)]</ref><ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0518/ ESO Press Release 15/05: ''Preparing for the Impact'' (30. Mai 2005)]</ref>
* Mit ISAAC konnte die Distanz zur Galaxie [[NGC 300]] genauer als zu jeder anderen Galaxie außerhalb der unmittelbaren Nachbarschaft der Milchstraße bestimmt werden. Derartige Entfernungsbestimmungen mit Hilfe der [[Cepheiden]] bilden eine wichtige Grundlage kosmischer Entfernungsmessungen.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0524/ ESO Press Release 20/05: ''Moving Closer to the Grand Spiral'' (1. August 2005)]</ref>
* Der lichtschwache Begleiter des [[AB Doradus]] wurde mit NACO-SDI erstmals direkt abgebildet, wodurch seine Masse mit Hilfe der [[Keplersche Gesetze|Keplerschen Gesetze]] bestimmt werden konnte. Dieser [[Brauner Zwerg|Braune Zwerg]] ist doppelt so schwer wie theoretisch erwartet, was vermutlich Änderungen an der Theorie des inneren Aufbaus der [[Stern]]e und der Häufigkeit an Planeten und braunen Zwergen erfordert.<ref name="eso1205" />
* Durch Zufall kreuzte ein heller [[Meteor]] das Gesichtsfeld des FORS&nbsp;1, als gerade Spektren aufgenommen wurden. Es ist das erste genau kalibrierte Spektrum einer solchen Leuchterscheinung.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0424/ ESO Press Release 19/04: ''Catching a Falling Star'' (30. Juli 2004)]</ref>
* FORS&nbsp;2 und ISAAC halten gemeinsam den Rekord für den am weitesten entfernten [[Gammablitz]] bei z&nbsp;= 6,3.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0528/ ESO Press Release 22/05: ''Star Death Beacon at the Edge of the Universe'' (12. September 2005)]</ref>
* Mit dem VLTI kann nicht nur der Durchmesser, sondern die Form der Sterne bestimmt werden. Während [[Eta Carinae]] durch seinen starken [[Sternwind]] über den Polen in die Länge gezogen scheint, ist [[Achernar]] durch seine schnelle Rotation bis an die Grenze des theoretisch möglichen [[Abplattung|abgeplattet]].<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0336/ ESO Press Release 31/03: ''Biggest Star in Our Galaxy Sits within a Rugby-Ball Shaped Cocoon'' (18. November 2003)]</ref><ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0316/ ESO Press Release 14/03: ''Flattest Star Ever Seen'' (11. Juni 2003)]</ref>
* Erstmals wurde mit dem VLTI ein extragalaktisches Objekt im mittleren [[Infrarotastronomie|infraroten Bereich]] bei 10 μm interferometrisch aufgelöst, der [[Aktiver galaktischer Kern|aktive Kern]] der [[Galaxie]] [[NGC 1068]]. Diese [[Seyfert-Galaxie]] beherbergt ein [[Schwarzes Loch]] von etwa 100 Millionen [[Sonnenmasse]]n.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0319/ ESO Press Release 17/03: ''A First Look at the Doughnut Around a Giant Black Hole'' (19. Juni 2003)]</ref>
* Anhand einer [[Sternbedeckung]] durch den [[Pluto]]mond [[Charon (Mond)|Charon]] am 11. Juli 2005 wurde mit dem [[VLT]] erstmals dessen genauer Durchmesser zu 1207,2&nbsp;km bestimmt. Auch die Temperatur konnte mit −230&nbsp;°C gemessen werden, was etwa 10&nbsp;K kälter als bisher angenommen ist.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0602/ ESO 02/06 – Science Release: ''Measuring the Size of a Small, Frost World'' (4. Januar 2006)]</ref>
* Mit Hilfe des neuen NACO SDI (NACO Simultaneous Differential Imager) am VLT wurden Anfang 2006 ein [[Brauner Zwerg]] und ein Begleiter entdeckt, die nur 12,7 [[Lichtjahr]]e von der Erde entfernt sind.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso0611/ ESO 11/06 – Science release: ''The Sun’s New Exotic Neighbour'' (22. März 2006)]</ref>
* Durch Beobachtungen des [[Brauner Zwerg|Braunen Zwerges]] [[2M1207|2MASS1207-3932]] mit dem VLT wurde im Mai 2007 entdeckt, dass das Objekt nicht nur einen umlaufenden Planeten hat, der als erster Exoplanet direkt beobachtet wurde, sondern auch, wie junge Sterne, von einer Scheibe aus Gas und Staub umgeben ist. Außerdem konnten Astronomen nachweisen, dass der Braune Zwerg auch einen [[Jet (Astronomie)|Jet]] hat.<ref>{{Internetquelle |autor=Stefan Deiters |url=http://www.astronews.com/news/artikel/2007/05/0705-026.shtml |titel=Braune Zwerge – Kleinstes Objekt mit einem Jet |zugriff=2007-05-24}}</ref>
* Mit dem VLTI gelang es, den Stern Theta 1 Ori C im [[Trapez (Astronomie)|Trapez]], also dem Zentralbereich des [[Orionnebel]]s, als [[Doppelstern]] aufzulösen und den Orbit zwischen Januar 2007 und März 2008 zu verfolgen. Durch verschiedene Zusammenschaltungen dreier Teleskope wurde bei einer verwendeten Basislänge von 130&nbsp;m mit VLTI/AMBER im Nahinfrarot (H- und K-band, 1,6 bzw. 2,2&nbsp;μm) ein Auflösungsvermögen von 2&nbsp;[[Bogensekunde|mas]] erreicht.<ref>{{cite journal
 | author = Stefan Kraus et al.
 | year = 2009
 | month = Jan
 | title = Tracing the young massive high-eccentricity binary system θ<sup>1</sup>Orionis C through periastron passage
 | journal = [[Astronomy & Astrophysics]]
 | volume = 497
 | pages = 195–207
 | doi = 10.1051/0004-6361/200810368
 | pmid =
 | arxiv =
 | id = 
 | url = http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361/200810368&view=pdf
 | format = PDF
 | accessdate = 2009-04-04
 }}</ref>

== Siehe auch ==
* [[La-Silla-Observatorium]]
* [[Cerro Tololo Inter-American Observatory]]
* [[European Extremely Large Telescope]]

== Literatur ==
*  [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/ ''The ESO Messenger.''] Eigenverlag, München 1974 ff. {{ISSN|0722-6691}}
:: Ausgabe 92, Juni 1998: [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.92-jun98/messenger-no92.pdf VLT First Light] (PDF; 1,1&nbsp;MB)
:: Ausgabe 93, September 1998: [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.93-sep98/messenger-no93.pdf VLT Science Verification] (PDF; 1,6&nbsp;MB)
:: Ausgabe 104, Juni 2001: [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.104-jun01/messenger-no104.pdf VLTI First Fringes] (PDF; 2,9&nbsp;MB)
:: Ausgabe 120, Juni 2005: [http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.120-jun05/messenger-no120.pdf The VLT Survey Telescope] (PDF; 8,1&nbsp;MB)
* {{Literatur |Autor=G. Monnet |Hrsg=Sandro D’Odorico |Titel=Overview of the VLT instrumentation |Sammelwerk=Optical Astronomical Instrumentation |Band=3355 |Nummer=2 |Ort=Bellingham, Washington |Datum=1998 |ISBN=0-8194-2802-7 |DOI=10.1117/12.316742 |bibcode=1998SPIE.3355....2M}}
* {{Literatur |Autor=A. Glindemann |Hrsg=H. Lacoste |Titel=The VLTI and Its Subsystems |Sammelwerk=Proceedings of GENIE – DARWIN Workshop – Hunting for Planets |Nummer=SP-522 |Ort=Noordwijk |Datum=2003 |ISBN=92-9092-832-8 |bibcode=2003ESASP.522E...5G}}
* {{Literatur |Hrsg=W. Brandner, M. E. Kasper |Titel=Science with Adaptive Optics Proceedings of the ESO Workshop held at Garching, Germany |Verlag=Springer |Datum=2005 |ISBN=3-540-25034-4 |DOI=10.1007/b80350 |bibcode=2005sao..conf.....B}}

== Weblinks ==
{{Commonscat|Paranal Observatory|Paranal-Observatorium}}
* [http://www.eso.org/outreach/gallery/vlt/images/Top20/ Bilder von und mit dem VLT] und die [https://www.eso.org/public/news/ ESO Presseveröffentlichungen], besonders die [http://www.eso.org/outreach/gallery/vlt/ VLT-Galerie]
* [http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/12122009125251.shtml ''VISTA nimmt Arbeit auf''.] Raumfahrer.net
* [http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/10062011121013.shtml ''VLT Survey Telescope liefert erstes Bild''.] Raumfahrer.net
* [http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/07082011152608.shtml ''VISTA enthüllt 96 Offene Sternhaufen''.] Raumfahrer.net

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Coordinate |NS=24/37/38/S |EW=70/24/15/W |type=landmark |region=CL-AN}} <!-- Mitte der vier VLT-Kuppeln -->

{{Exzellent|27. März 2006|15091298}}

[[Kategorie:Bodengebundenes Observatorium]]
[[Kategorie:Großteleskop (Optischer Bereich)]]
[[Kategorie:Bauwerk in Chile]]
[[Kategorie:Wissenschaft und Forschung in Chile]]
[[Kategorie:Interferometrisches Teleskop]]
[[Kategorie:Región de Antofagasta]]