Verslag Vendelinusvergadering 13 mei 2017 We hadden liefst drie verjaardagen te vieren: Ludo, Jos en Tony. Een hartelijke proficiat en bedankt voor de tractatie. Voor wie er interesse voor heeft: Galileo Limburg gaat naar de open deurdag van het NIKHEF (Nederlands Instituut voor Subatomaire Fysica) op zaterdag 7 oktober 2017 in Amsterdam. Hans Goertz heeft een voorstel. Indien je mee wil doen aan carpooling om samen met Galileo Limburg naar Amsterdam te gaan, neem dan contact op hem (jamgoertz@online.nl) om een eventuele afspraak te maken. Sterrenkundereis Chili 23 februari - 6 maart 2017 Met Govert Schilling en Marieke Baan Deel 2 Martin Bas Nog even iets over ALMA. Voor het eerst is ALMA gekoppeld aan de EHT (Event Horizon Telescope) in een poging de schaduw van de waarnemingshorizon van het superzware zwarte gat in het centrum van ons melkwegstelsel waar te nemen. Daarvoor werden de 66 antennes zo opgesteld dat ze samen één enkele radioantenne met schijnbare diameter van 85 m vormden. Ook was hiervoor een meer accurate atoomklok op basis van een waterstof MASER nodig (de oude was op basis van Rubidium gas en blijft als back-up dienen). De waarnemingen gebeurden van 5 t/m 14 april 2017 in het 1,3 mm golflengte-gebied. De resultaten worden echter pas tegen het einde van het jaar verwacht.
De algemene relativiteit voorspelt dat de schaduw rond zou moeten zijn (midden), maar het zou ook elliptisch (links) of afgeplat (rechts) kunnen zijn. De resolutie van de EHT was bij deze opstelling zo n 2.000 keer groter dan die van de Hubble ruimtetelescoop. De diameter van het zwarte gat is weliswaar ca. 30 x groter dan die van onze zon, maar het bevindt zich wel op een afstand van 26.000 lichtjaar van de aarde. De dagen ervoor (van 1 t/m 4 april) werd ALMA met de GMVA (Global Millimeter VLBI Array) verbonden. Hierbij deed men in het 3 mm golflengtegebied onderzoek naar de eigenschappen van de aangroei en uitstroom van materie rond het galactisch centrum.
EHT GMVA ALMA ziet interstellair vuurwerk in de Orion nevel. Deze explosie vond plaats bij de geboorte van een reeks massieve sterren, zo n 500 jaar geleden.
Dus ook de geboorte van sterren kan een gewelddadig en explosief karakter kennen.
Van San Pedro de Atacama naar Antofagasta. Uitgestrekte, desolate landschappen Je zit dan ook midden in de woestijn! Even wat kleur met de pittoreske huisjes van Calama
In de woestijn heb je natuurlijk tal van mogelijkheden voor zonne- en windenergie. Salpeter was vroeger (1830-1920) de belangrijkste bron van inkomsten en zorgde voor grote bedrijvigheid. Omdat salpeter na de eerste wereldoorlog kunstmatig kon worden geproduceerd, stortte deze industrie totaal in, getuigen hiervan de vele ruïnes van nederzettingen in dit gebied. Begraafplaats van Los Apestados (builenpest).
Onderweg passeerden we ook de steenbokskeerkring gelegen op 23 26 37 zuiderbreedte. Antofagasta ongeveer 350.000 inwoners tot 1883 behoorde de stad tot Bolivia belangrijkste havenstad van Noord-Chili
starparty!! Even materiaal ophalen bij prof. Christian Nitschelm Opbouw kijker vele helpende handen Prachtige locatie, hoog in de bergen
Van Antofagasta naar Cerro Paranal Cerro Paranal
4 grote spiegeltelescopen, Unit Telescopes (UT s) genoemd UT 1 ANTU Zon UT 2 KUEYEN Maan UT 3 MELIPAL Zuiderkruis UT 4 YEPUN Venus
Very Large Telescope in UT1, en GROOT was die!! 24 m hoog boven de vloer en nog eens 5 m erondertotaal gewicht bewegende delen 430 ton Ritchey - Chrétien reflector met Alt-Azimuth montering kan opereren in Cassegrain, Nasmyth of Coudé focus
primaire spiegel van 8,2 m diameter, 175 mm dik en een gewicht van 22 ton gemaakt van Zerodur (keramisch glas) werd in Mainz gefabriceerd en in Evry nabij Parijs gepolijst rust op 150 actuatoren waarmee de vervorming van de spiegel kan worden gecompenseerd (active optics) gemonteerd op een extreem starre constructie van 11 ton om de 2 jaar moeten de spiegels gerecoated worden, dit gebeurt in het MMB (Mirror Maintenance Building) de secundaire spiegel van beryllium heeft een diameter van 0,94 m tertiaire spiegel is vlak elliptisch (inklapbaar) de De VLT beschikt over een uitgebreide reeks instrumenten (20-tal).
hier zie je bv. FORS (FOcal Reducer en low dispersion Spectrograph) in het Cassegrain focuspunt van UT1 = camera voor zichtbaar licht en spectrograaf
4 kleine hulptelescopen (auxiliary telescopes of AT s) gefabriceerd door AMOS (Luik-België) primaire spiegel 1,8 m diameter Ritchey Chrétien reflector met Coudé optisch pad waardoor het licht naar de ondergrondse tunnels wordt gestuurd (interferometrie) de domes zijn verplaatsbaar via een railsysteem 30 verschillende observatie punten gewicht 30 ton herlocatie duurt ca. 3 uur grootste baseline bedraagt 200 m operationeel sinds begin 2007
2 survey telescopen met breed beeldveld, onderzoeken systematisch de hemel VISTA: Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy primaire spiegel 4,1 m door Groot Brittanië overgedragen aan ESO first light 01/12/2009 VIRCAM = IR- camera 67 MP
VST: VLT Survey Telescope primaire spiegel 2,6 m first light 15/10/2011 OmegaCAM= zichtbaar licht camera 268 MP
INTERFEROMETRIE Bij interferometrie wordt het licht van 2 of meer telescopen met elkaar gecombineerd en daarbij treedt interferentie op. Hieronder een voorbeeld van 2 enkelvoudige signalen die in fase zijn en elkaar versterken (constuctieve interferentie), in tegenfase zijn en elkaar opheffen (destructieve interferentie) of willekeurig in fase verschoven zijn. Doen we dit met het licht van 2 telescopen dan ontstaat er ook interferentie, daarbij ontstaat echter geen klassiek beeld zoals we dat gewoon zijn bij een telescoop, maar wel zogenaamde interferentie patronen of fringes. We krijgen een opeenvolging van lichte en donkere lijnen zoals bij het dubbele spleet experiment.
Voorbeeld van een puntvormige monochrome lichtbron. De afstand tussen de telescopen (baseline) speelt daarbij een cruciale rol.
Wat kunnen we hiermee? Elk periodiek signaal kan ontbonden worden in een reeks sinusvormige signalen (Fourier analyse) die gekenmerkt worden door hun amplituden en frequenties. Men kan echter ook het omgekeerde doen en deze sinusvormige signalen terug bij elkaar voegen om zo het oorspronkelijke signaal terug te verkrijgen. Het is precies datgene wat men doet in een interferometer. Door het meten van het contrast en de fase van de fringes kan men het beeld terug reconstrueren.
Met de UT s en AT s gaat men voor verschillende baselines (zowel in lengte als oriëntatie) het fringespatroon opmeten. Om meer oriëntaties mogelijk te maken staan de UT s daarom niet op één lijn opgesteld. Hoe beter de dekking in het uv-vlak des te meer informatie men krijgt over het object, hetgeen resulteert in een beter beeld. De maximale resolutie die men bereikt is gelijk aan die van een telescoop met een diameter die overeenkomt met de grootste baseline (130 m voor de UT s en 200 m voor de AT s). Het lengteverschil in het optisch pad van beide telescopen, wordt door vertragings-lijnen gecompenseerd zodat ze gelijktijdig aankomen op de detector in het VLTI labo.
Zicht op de delay tunnel. Deze is 160 m lang en 8 m breed en kan 8 vertragingslijnen bevatten. De delay line (Cat s Eye) bestaat uit een stel spiegels die het licht zeer efficiënt terugsturen in de richting van waar het gekomen is. Het wagentje kan over een afstand van 60 m verplaatst worden en kan zo een lengteverschil van 120 m in het optisch pad compenseren. Ze werden geleverd door Fokker Space uit Leiden.
Controle centrum Voor elke telescoop is hier een aparte werkplek. Residentie Verblijf voor de astronomen
Toekomst? De E-ELT = European Extremely Large Telescope Waar? Op Cerro Armazones 3.064 m hoge berg op 20 km van Paranal werken zijn reeds begonnen (heuvel afgeplat) first light voorzien tegen 2024 bouwkosten zijn begroot op ca. 1 miljard euro
primaire spiegel van 39,3 m spiegel bestaat uit 798 hexagonale segmenten van elk 1,4 m breed koepel krijgt een diameter van ca. 100 m en een hoogte van ca. 80 m