We hadden drie jarigen; Jos, Jarkko en Tony. Proficiat en bedankt voor de tractatie.

Volgende bijdrage is een tekstdocument. In een bijlage kun je de powerpoint vinden hiermee overeenstemmend. Bedankt André.

Bewijs voor gigantische en snelle uitbreiding van heelal na big bang

André Mouling

1. Enkele belangrijke stappen in de kosmologie van de 20^ste  eeuw.

De wetenschappelijke kennis van de macrokosmos en de microkosmos vullen elkaar complementair aan mede door de snelle technologische ontwikkeling tijdens de 20^ste eeuw. De ruimtevaart, de computers en de deeltjesversnellers hebben de wetenschappelijke kennis exponentieel vergroot. De gravitatiewet van Isaac Newton was enkele eeuwen het enige universele denkkader voor de gravitatie. Ze werd gepubliceerd in zijn  Philosophiae Naturalis Principia Mathematica op 5 juli 1687. Albert Einstein werd bekend vanwege de Speciale RelativiteitsTheorie SRT van 1905  en de Algemene RelativiteitsTheorie ART van 1916.

De ART gaf als meetkundige theorie van de zwaartekracht  een fundamenteel andere kijk hierop. Gravitatiekracht werd vervangen door kromming van de tijdruime. De tijdruimte is erg stijf en er is veel kracht voor nodig om deze te vervormen (ongeveer 10³⁴  keer zoveel als voor staal). Edwin Powell Hubble was een Amerikaans astronoom en kosmoloog. Men dacht dat het melkwegstelsel het heelal was. Hubble kon in 1923 aantonen dat de waargenomen 'nevels' afzonderlijke sterrenstelsels waren. Hiermee werd bewezen dat het heelal veel groter was dan aanvankelijk gedacht.

 Mgr. Georges Lemaître  (1894 - 1966) - Belgisch priester, astronoom en kosmoloog.  

1927 :  Hypothese van het uitdijende heelal (er komt ruimte bij).  Twee jaar voor Hubble berekende hij de constante waarmee de uitdijing plaatsvindt.  Hij legde een lineair verband tussen de afstand en de snelheid van de sterrenstelsels. 1931 :  Grondlegger van de oerknaltheorie. Lemaître stelde dat een uitdijend heelal ook een beginpunt moest hebben. Het heelal begon ooit als een superdichte massa, een oeratoom.   Niet enkel de materie en de ruimte, maar ook de tijd startte toen.

De kosmische achtergrondstraling werd ontdekt in 1964 door Penzias en Wilson.  Ze kregen er in 1978 de Nobelprijs fysica voor.   Je kan de kosmische achtergrondstraling beschouwen als een soort echo van de Big Bang.

In 1980 bedacht Alan Harvey Guth, Amerikaans kosmoloog en natuurkundige aan het Massachusetts Institute of Technology, de inflatietheorie.  Dit is een uitbreiding van de theorie van de oerknal.                                                                             Astronomen vonden melkwegstelsels in het heelal die enorm ver van mekaar stonden, vanuit ons standpunt ca. 28 miljard lichtjaar. Het was onmogelijk dat objecten allemaal dezelfde temperatuur bezitten (zie kosmische achtergrondstraling), terwijl ze zonder die inflatie nooit met elkaar in contact kunnen geweest zijn.  De waarnemingen klopten dus niet met de theorie. In 1980 bedacht Alan Guth een aardige oplossing.   Bij de Big Bang zou de ruimte onmiddellijk zijn gecreëerd. 

De kosmische inflatie is de theorie dat het heelal direct na de oerknal in 10^-35 seconde een fase van exponentiële uitbreiding heeft doorgemaakt.  Gedurende dit minuscuul tijdsinterval zou het heelal tussen de 10³⁰ en 10¹⁰⁰ maal groter zijn geworden.  De reden hiervoor was een vacuümenergie met negatieve druk.  De theorie werd in 1980 door Alan Guth opgesteld en werd later onder meer verder ontwikkeld door Andrei Linde.

Dank zij de metingen van de WMAP gaf de kosmos tal van haar geheimen prijs.

2.    Gravitatiegolven

2.1. Bestaan gravitatiegolven?

Het belang van het zoeken naar gravitatiegolven.

• 1.  Direct bewijs voor het bestaan van gravitatiegolven en dus van het correct zijn van de  Algemene RelativiteitsTheorie (ART).
• 2.  Door de gravitatiegolven van de achtergrondstraling te meten kan informatie over de Oerknal worden verkregen.
• 3.  Gravitatiegolven bevatten informatie over sterren en zwarte gaten die electromagnetische straling niet bevatten.

Een indirect bewijs van het bestaan van gravitatiegolven !

Hulse en Taylor observeerden een binair systeem van pulsars (PSR1913+16) gedurende ongeveer 13 jaar.   Het energieverlies van het systeem kwam binnen 0.5% overeen met wat Einstein in zijn ART had voorspeld voor het energieverlies aan gravitatiegolven. Voor de eerste keer vond men in 1974 indirect aanwijzing  voor het bestaan van gravitatiegolven.  Die indirecte aanwijzing vond men in het energieverlies van een binaire pulsar.  Hulse en Taylor ontvingen hiervoor in 1993 de Nobelprijs.

2.2.    Hoe ontstaan gravitatiegolven?

2.2.1. Botsende sterren

Het systeem van een inspiraliserende dubbelster geeft een indirect bewijs van het bestaan van gravitatiegolven (Hulse en Taylor, Nobelprijs 1993).  Het systeem zal hierdoor energie verliezen in de vorm van gravitatiegolven en de afstand tussen de sterren zal afnemen.  Dit geeft een toename in frequentie en amplitude die de gravitatiegolf vormt  met de tijd  (“chirp - signal”).

2.2.2. Supernova explosie

Dit  is een van de krachtigste bronnen van gravitatiegolven.  Wanneer een massieve ster zijn brandstof heeft verbruikt wordt de gravitatiekracht  dominant.  Dan implodeert de ijzeren kern tot een neutronenster of een zwart gat.  De buitenste lagen van de ster worden met grote kracht weggeslingerd in een grote explosie.  De intensiteit van de gravitatiestraling wordt bepaald door de hoeveelheid massa die erin omgezet wordt .

2.2.3.  Zwarte gaten

Ze kunnen voorkomen met massa van 2 maal M _zon tot 10¹⁰ maal M _zon.   Ze kunnen gravitatiegolven uitzenden als de eigen modes van het zwarte gat geëxciteerd wordt.  Dit kan gebeuren als er een (neutronen)ster in valt.  Bij een botsing tussen zwarte gaten zullen ook gravitatiegolven worden uitgezonden.

2.2.4.  Pulsars

Dit zijn snel roterende neutronensterren met een zeer sterk magnetisch veld.   De ster verliest energie door het uitzenden van electromagnetische en gravitatiegolven, waardoor ze langzamer gaat draaien. Dit proces is echter zo traag, dat een pulsar als een continue bron kan worden beschouwd.  Door hun specifieke oriëntatie is maar een klein aantal zichtbaar vanaf de aarde.

2.2.5. Instabiliteiten in pulsars

Deze kunnen voorkomen als de pulsar wordt vergezeld door een massieve ster.     Door het zeer sterke gravitatieveld van de neutronenster zal massa van de massieve ster worden afgezogen om een  accretieschijf om de neutronenster te vormen.    Hierdoor kunnen instabiliteiten ontstaan in de massaverdeling van de neutronenster, waardoor de ster gravitatiegolven zal gaan uitzenden.

3. Welke eigenschappen hebben gravitatiegolven?

Een gravitatiegolf plant zich voort met de lichtsnelheid.
Ze produceert een quadrupool (4-polig) krachtveld loodrecht op de voortplantingsrichting.
Zwaartekrachtgolven zijn naar verwachting transversaal.

Astrofysische elektromagnetische golven zijn meestal veel kleiner dan hun bronnen, variërend van een paar kilometer tot aan subnucleaire golflengten.   Gravitatiegolven zijn meestal groter dan hun bronnen.   Hun golflengten beginnen vanaf  een paar kilometer en eindigen bij de grootte van het heelal. 

Niet alleen de tijdruimte wordt vervormd door een gravitatiegolf.   Ook alle materie die zich in de tijdruimte bevindt wordt vervormd.   De relatieve vervorming  h  wordt ook  vervormingsamplitude genoemd.    De vervormingsamplitude is gedefinieerd als

                          h = delta L / L      

Omdat de tijdruimte zo stijf is zal de vervorming extreem klein zijn.   Een typische waarde van h is 10^-21.      Indien zwaartekrachtsgolven kunnen optreden bij grote explosies in het heelal, dan vertaalt zich dat in een tijdelijke ruimtevermeerdering, die waargenomen kan worden door tijdelijke grotere spectrale roodverschuivingen.     Omgekeerd krijg je bij implosies tijdelijke ruimtevermindering, wat zich vertaalt in spectrale blauwverschuiving.

4.     Hoe tracht men gravitatiegolven rechtstreeks waar te nemen?

4.1.  Laser interferometers

Een interferometer is een meetinstrument dat gebruik maakt van interferentie van licht of van andere golven.    Interferentie (letterlijk storing) is de samen- of tegenwerking van verscheidene golven op dezelfde tijd en plaats.   In een interferometer wordt een lichtbundel gesplitst en via een aantal spiegels weer bijeen gevoegd.   Als het pad van de ene bundel langer is dan de andere treedt er interferentie op.

4.2.  LISA

LISA (Laser Interferometer Space Antenna) is een zwaartekrachtgolvendetector die zich in de ruimte moet gaan bevinden. Het systeem wordt gebouwd in een samenwerkingsverband tussen de ESA en de NASA en staat gepland om gelanceerd te worden in 2019. Het beoogde systeem bestaat uit drie satellieten op onderlinge afstanden van vijf miljoen kilometer. Door nauwkeurig de afstand te meten tussen de satellieten is het mogelijk zwaartekrachtgolven te detecteren in de frequentieband tussen de 0,03 mHz (milliHertz) en 100 mHz. Het voordeel van het plaatsen van dit instrument in de ruimte ten opzichte van plaatsing op de aarde, is dat er in de ruimte minder storende invloeden zijn, zoals voorbijrijdend verkeer of de invloed van de maan.

4.3.  MiniGRAIL

De MiniGrail is de eerste bolvormige gravitatiegolfantenne ter wereld.    Als een gravitatiegolf de antenne passeert, zal hij een zeer kleine fractie van z'n energie aan de bol overbrengen.    Gravitatiegolven met een frequentie van 3 kHz, zullen dus de resonantie modes van de bol exciteren, waardoor deze in trilling wordt gebracht.  Sterrenkundigen voorspellen bij deze frequentie en uitwijking bronnen als botsingen van kleine zwarte gaten en instabiliteiten in neutronen sterren.

5.  BICEP2

BICEP2  (the second round of  the Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization) heeft tekenen van gravitatiegolven ontdekt in de polarisatie van de CMB (kosmische microgolf achtergrondstraling). 

Tijdens de inflatieperiode werd de structuur van de ruimtetijd grondig door elkaar geschud.  De gevolgen daarvan worden onrechtstreeks zichtbaar in de vorm van zwaartekrachtgolven of gravitatiegolven.    Niemand heeft deze ooit gezien, maar de meeste waarnemers zijn ervan overtuigd dat ze bestaan. Wetenschappers hebben ondertussen berekend hoe de gravitatiegolven eruit zouden kunnen zien.     Dat betekent dat men gemakkelijker naar een manier kan zoeken om ze ook uit de massa informatie in het heelal te kunnen plukken.

Theoretici berekenen iets, en leiden daar een bepaald effect uit af.  Guth berekende dat sporen van de kosmische inflatie zichtbaar moeten zijn in de kosmische achtergrondstraling.  Zwaartekrachtgolven zouden in de achtergrondstraling zichtbaar moeten zijn als een soort draaikolken (door POLARISATIE).  POLARISATIE  is de richting waarin de straling trilt.                  
 

De ruimte is 3-ledig en een draaiing van de ruimte geeft een draairichting  aan de polarisatie.
De draaikolken zijn de B-modes (magnetische trillingen) van de zwaartekrachtgolven.
Wetenschappers denken dat die trillingen zijn opgewekt door het ontstaan van elementaire deeltjes.
Als dat zo is, dan hebben we nu voor het eerst zicht op het ontstaan van deeltjes, ruimte en tijd.

Die B-modes (magnetisch) zijn feitelijk afkomstig van rimpels in de ruimtetijd, die door Albert Einstein voorspeld werden als  gravitatiegolven die ontstaan zijn tijdens de inflatieperiode.   Je ziet die B- mode polarisatie in alle streepjes rondom de warme en koude gebieden in de CMB. De betrouwbaarheid van de metingen is hoger dan 5σ (5 sigma), hetgeen betekent dat er een kans is van 1 op 3,5 miljoen dat de waargenomen metingen niet juist zijn.                                                       Indien het bevestigd wordt, zijn dit de eerst waargenomen gravitatiegolven.     Deze ‘rimpels in de ruimtetijd’ vertonen door hun polarisatie een opvallend twist patroon in de CMB.                                                                                                                                                                      

Het zijn als het ware de eerste bevingen bij de geboorte van onze kosmos.

Primordiale B-mode polarisatie

De kosmische microgolf-achtergrondstraling – op z’n Engels afgekort als de CMB

(‘cosmic microwave background’) – is de straling van de oerknal, fotonen die 380.000 jaar na de oerknal vrijkwamen, het moment van ‘het oppervlak van de laatste verstrooiing‘.

Deze  in 1964 ontdekte CMB heeft een temperatuur van 2,72548 ± 0.00057 Kelvin.  Aan de hand van de temperatuur van deze kosmische achtergrondstraling kon worden berekend hoe oud het heelal is.     Recent onderzoek met de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) gaf het een ouderdom van 13,7 miljard jaar met een onzekerheid van 1% (ca. 137 miljoen jaar).     Metingen van ESA, bekendgemaakt in 2013, wijzen op een leeftijd van  13,8 miljard jaar.

In de straling zijn hele kleine temperatuursverschillen of -fluctuaties gedetecteerd, in 1992 eerst met de COBE satelliet, daarna in veel betere resolutie met de WMAP en Planck satellieten, veroorzaakt door de interactie van de straling met dichtheidsvariaties in de materie.

De door Planck waargenomen fluctuaties zie je hieronder – inclusief Planck zelf.

Behalve deze fluctuaties komt in de CMB ook polarisatie voor en wel in drie varianten:

• E-mode polarisatie
• ‘Lensed B-mode polarisatie’, veroorzaakt door gravitatielenzen
• ‘Primordiale B-mode polarisatie’, veroorzaakt door gravitatiegolven

De E- en B-modus hebben een analogie met de welbekende elektrostatica, de leer van de  statische elektriciteit, waarin de eigenschappen van statische elektrische ladingen worden bestudeerd.

In de elektrostatica heeft het elektrisch veld (E-veld) een verdwijnende vector rotatie,

het magnetische veld (B-veld) een verdwijnende vector divergentie - verdwijnend in de zin dat ze naar 0 gaan. 

Er zijn twee vormen van polarisatie van licht, de circulaire en lineaire polarisatie.

De circulaire polarisatie komen we vooral in licht afkomstig van de zon tegen.

We beschouwen hier alleen de lineaire polarisatie.

Bij lineaire polarisatie hebben we lichtgolven die maar in één richting (of anders gezegd: maar in één vlak) vibreren.

De reeds in 2002 met de DASI-interferometer ontdekte E-mode polarisatie in de CMB is ontstaan door zogenaamde Thompson verstrooiing van de straling, kort voor het laatste moment van de verstrooiing.

B-mode polarisatie daarentegen ontstaat door gravitatiegolven.

De ene variant kent een soort van vervuiling door gravitatielenzen.

De andere die niet vervuild is, de primordiale B-modes, is afkomstig uit de inflatieperiode, zeer kort na de oerknal.

Door die vervuiling door gravitatielenzen, veroorzaakt door massieve clusters van sterrenstelsels , kan overigens ook de E-mode polarisatie veranderen in B-mode polarisatie, hetgeen het waarnemen er niet gemakkelijker op maakt.

Tot slot nog een korte video met een samenvatting door hoogleraar theoretische sterrenkunde Vincent Icke.

 https://www.youtube.com/watch?v=ZPXijG3RvIo

De toekomst van Paranal.

Josiane Claesen

ESO is de belangrijkste intergouvernementele astronomische organisatie ter wereld. Zij voert een ambitieus programma uit, gericht op het ontwerpen, bouwen en beheren van grote sterrenwachten. In 2012 was het precies vijftig jaar geleden dat de ESO-conventie werd ondertekend die de organisatie in het leven riep. Het jaar 2013 markeert de vijftigste verjaardag van ESO’s lange en vruchtbare samenwerking met het gastland Chili.

ESO exploiteert de La Silla - Paranal Sterrenwacht op twee locaties in het gebied van de Atacamawoestijn. La Silla herbergt een aantal telescopen met spiegeldiameters tot 3,6 meter. Het vlaggenschip is de Very Large Telescope (VLT) op de top van de berg Paranal, waarvan het ontwerp, het beschikbare instrumentarium en de werkwijze model staan voor de optische en nabij-infraroodsterrenkunde. De Very Large Telescope Interferometer (VLTI) vergroot de mogelijkheden van deze unieke faciliteit nog verder, net als de surveytelescopen VST (optisch) en VISTA (infrarood).

Elk jaar worden ongeveer 1700 voorstellen ingediend voor het gebruik van ESO-telescopen, waarbij drie tot vijf keer meer nachten worden aangevraagd dan er beschikbaar zijn.

Deze hoge druk op de beschikbare telescooptijd is een van de redenen waarom ESO de meest productieve sterrenwacht ter wereld is. Gegevens van ESO-telescopen leveren meer dan twee wetenschappelijke publicaties per dag op (871 artikelen alleen al in 2012).

De VLT is de meest geavanceerde optische telescoop, bestaande uit vier Unit Telescopen met primaire spiegels met een diameter van 8,2 meter en vier verplaatsbare, ‘Auxiliary Telescopes’ (hulptelescopen) van elk 1,8 meter. De telescopen kunnen gezamenlijk werken, in groepen van twee, drie of vier, om een gigantische ‘interferometer’ te vormen, die astronomen in staat stelt om details te zien die eigenlijk alleen met een veel grotere telescoop te zien zijn.

De 8,2-meter telescopen kunnen ook afzonderlijk gebruikt worden. Met zo’n enkele telescoop kunnen in een opname van een uur plaatjes van hemelobjecten tot een magnitude 30 worden verkregen. Dit correspondeert met het zien van objecten die vier miljard keer zwakker zijn dan die we met het blote oog kunnen zien.

Het VLT instrumentatieprogramma is het meest ambitieuse programma ooit opgezet voor een sterrenwacht. Het omvat meer-kanalen beeldvormers voor grote velden, camera’s en spectrografen

gecorrigeerd met behulp van ‘Actieve Optica’, alsmede spectrografen met een zeer hoog oplossend  vermogen en voor waarneming van meerdere objecten tegelijk, en bedekt een breed spectraal

gebied van het verre ultraviolet (300 nanometer) tot mid-infrarode (20 micrometer) golflengtes.

De 8,2-meter Unit Telescopen staan in compacte temperatuur-gecontroleerde gebouwen, die synchroon met de telescoop ronddraaien. Het ontwerp minimaliseert nadelige effecten van de waarneemomstandigheden, zoals bijvoorbeeld die door turbulentie van de lucht in de telescoop

als gevolg van variaties in de temperatuur en de luchtstroming.

Een unieke set instrumenten

De astronomische instrumenten, die op de VLT in gebruik zijn, omvatten alle belangrijke waarneemtechnieken die nodig zijn om moderne grensverleggende onderzoekingen te doen. ESO heeft een zeer ambitieus programma opgezet om enkele instrumenten te upgraden, maar er zullen ook enige nieuwe instrumenten bij komen. We bespreken er enkele:

• MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer).  Bestaat uit 24 identieke modules. Locatie in Nasmyth B focuspunt van Yepun (UT4). Golflengte gebied = 480-930 nm. Wetenschappelijke doelen: vorming van sterrenstelsels, zonnestelsel, sterpopulaties, toevallige ontdekkingen.

Focale punten bij de VLT

De VLT heeft diverse focale punten: Cassegrain, Nasmyth en Coudé focus. Het licht wordt opgevangen door de hoofdspiegel M1, weerkaatst naar de secundaire spiegel M2, en vandaar kan het licht gedirigeerd worden naar ofwel Nasmyth A, Nasmyth B, of het Cassegrain focus punt. Het coudé focus bevindt zich in de kelders onder de VLT.

•  SPHERE (Spectro Polarimetric High contrast Exoplanet research), een adaptive optics systeem met hoog contrast. Het hoofddoel van Sphere is de ontdekking en studie van nieuwe exoplaneten rond nabije sterren. Sphere operates in het nabij IR en visueel. Contructie is in 2014 en deze wordt geplaatst op UT3 (Melipal) in één van de Nasmyth focuspunten. Sphere komt er ipv Isaac.

•  ISAAC (Infrared Spectrometer And Array Camera) was een cryogeen gekoelde infrarood camera en een lage tot middelbare resolutie spectrometer voor het golflengtegebied 1 tot 5 micron. Met Isaac kon de afstand tot het sterrenstelsel NGC 300 (in sterrenbeeld Beeldhouwer (Sculptor)) nauwkeuriger bepaald worden dan tot enig ander sterrenstelsel. De afstand die gevonden werd is 6,13 miljoen lichtjaren, met een foutmarge van slechts 3%! Het laatste beeld werd genomen met Isaac op 12 dec 2013.

• Eris (Enhanced Resolution Imager and Spectrograph). Voor de Cassegrain focus van UT4.

Eris bestaat uit 3 modules:

• AO module (maakt gebruik van de AOF laser)
• De imager (een cryogeen instrument, de detector is gekoeld tot 40 K, dmv ccc (closed cycle cooler))
• De spectrograaf (Eris-Spiffi)

Wetenschappelijke doelen:

• Vormen van asteroiden
• Manen rond reuzenplaneten
• Exoplaneten
• Centra van galaxies

• Cubes (= een UV spectrograaf). Gebied: 300-400 nm. Zal in Cassegrain focus komen van UT3 en zal gemaakt worden door Braziliaanse instituten en ESO. De eerste fase is gepasseerd en er is groen licht gegeven voor de tweede fase (gedetailleerd ontwerp). Constructie zal beginnen van zodra Brazilië daadwerkelijk aansluit bij ESO.

Brazilië heeft de aansluiting bij ESO reeds ondertekend in 2010. Maar in 2011 waren het verkiezingen EN crisis, en de nieuwe wetenschappelijke minister zag een aansluiting bij ESO niet meer zitten, temeer daar er een prijskaartje aan vasthing van 130 miljoen euro! De vlag staat al bij de titel van ESO (website o.a.), maar centen hebben ze nog niet gezien. Nochtans werden al diverse plannen ingebouwd met het geld van Brazilië (o.a. E-ELT, Cubes, …).

Tot hier enige nieuwe instrumenten. Meer over deze en nog andere instrumenten op de ESO website: www.eso.org Heel wat informatie op deze website kun je in het Nederlands opvragen (o.a. klikken op de Belgische vlag).

Interferometrie.

Individuele telescopen van de VLT sterrenwacht kunnen gecombineerd worden in een groep van twee, drie of vier tot de ‘VLT Interferometer’ (VLTI), zodat ze samen een enkele gigantische telescoop

simuleren met een afmeting van de hele groep. Zo kunnen details tot 25 keer scherper dan met een individuele telescoop zichtbaar gemaakt worden.

In de VLT Interferometer worden de lichtbundels gecombineerd in een complex systeem dat zich in ondergrondse tunnels bevindt. Om dit te doen moeten de lichtpaden gelijk gehouden worden met een nauwkeurigheid van minder dan een duizendste millimeter, de lichtbundels moeten dus even lang zijn. De VLTI kan beelden reconstrueren met een oplossend vermogen van een milliboogseconde, hetgeen betekent dat het in principe de twee koplampen van een auto op de maan zou kunnen onderscheiden.

De twee instrumenten die nu nog besproken worden komen in de interferometrie focus punten.

• Gravity (= voor astrometrie en interferometrische beelden). Gravity maakt dus gebruik van 2 tot 4 telescopen. Maar vreemd genoeg zijn dat lang niet altijd de UT’s, maar wel de kleinere AT’s. Vermits ESO zeer veel aanvragen krijgt voor de UT’s gebruikt men deze grote telescopen veelal voor individuele wetenschappelijke projecten.

Gravity zal baanbewegingen meten in het galactisch centrum met ongeziene precisie. Een ander gebruik is het testen of er al dan niet een zwart gat zit in het galactisch centrum + onderzoek doen naar ev planetaire schijven rond jonge sterren.

• Matisse (Multi AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment). Werkt maximaal met 4 stralen, maar kan dus ook met 2 of 3 werken. Werkt niet enkel met de UT’s, maar kan ook een interferometer vormen met UT’s en AT’s. Wetenschappelijk doel: protoplanetaire schijven, planetoïdengordel, jonge reuzenplaneten en zgn jupiterachtige planeten.

En dan bekijken we nog een instrument voor de gecombineerde coudé focus.

• Espresso (een superstabiele optische hoge resolutie spectrograaf). Espresso kan licht ontvangen van 1 tot 4 UT’s simultaan. Doel: rotsachtige exoplaneten. Hij staat gepland voor 2016.

Samenvatting:

Incoherent combined focus versus interferometrie.

Incoherent combined focus (groene lijnen) = het samenbrengen van tot 4 lichtstralen, waarbij ze bij elkaar opgeteld worden. (hoeven niet “in fase” te zijn, de fotonen worden opgeteld)

Interferometrie (of coherent) (rode-oranje lijnen) = het samenbrengen van tot 4 lichtstralen, waarbij gezorgd wordt dat de weg die het licht aflegt (van telescoop tot interferometrisch instrument) even lang is. (Desnoods wordt een kortere weg verlengd!) (moeten “in fase“ zijn! Ze versterken elkaar.)

Bewegende Telescopen.

Alhoewel de vier 8,2-meter telescopen gecombineerd kunnen worden in de VLTI, worden deze grote telescopen de meeste tijd gebruikt voor andere doeleinden. Ze zijn daardoor maar een beperkt aantal nachten per jaar beschikbaar voor interferometrische waarnemingen. Om de VLTI elke nacht te kunnen gebruiken zijn er vier kleinere, toegewijde, ‘Auxiliary Telescopes’ (AT’s) beschikbaar. De AT’s staan op rails waarlangs ze verplaatst kunnen worden naar precies gedefineerde posities. Vanuit deze posities worden hun lichtbundels gecombineerd in de VLTI. Ze zijn dus gemonteerd op sporen zodat zij naar zo’n 30 verschillende observatiepunten kunnen bewegen. De AT’s zijn zeer ongewone telescopen. In hun ultra-compacte koepels hebben ze hun eigen elektronische apparatuur, ventilatie, hydraulica en koelsystemen. Elke AT heeft een transportinstallatie die hem kan optillen en overbrengen naar een andere positie. Als een slak beweegt hij rond in zijn eigen behuizing. Bovendien zijn zij van Belgische makelij, gemaakt door AMOS. Ze zijn operationeel sinds 2007.

AO (Adaptieve Optica)

Vanaf het begin werd de VLT beschouwd als een formidabel wetenschappelijk instrument, gebruikmakend van de meest recente technologische ontwikkelingen. AO is een techniek die het instrumenten mogelijk maakt de verstorende effecten van de atmosfeer te verhelpen, en daarbij beelden te maken die zo scherp zijn alsof ze in de ruimte zijn gemaakt. Dit maakt het mogelijk om zwakkere objecten waar te nemen en met meer detail. Met AO kan de telescoop in principe de diffractielimiet halen – het beste oplossend vermogen dat in theorie mogelijk is. Een VLT instrument zou dan in staat zijn om de koppen in een krant op een afstand van meer dan 10 kilometer te lezen.

Om te kunnen werken heeft AO een referentiester nodig die vlakbij het waar te nemen object staat en relatief helder is, dit beperkt welke gebieden van de hemel waargenomen kunnen worden. Om deze beperking te omzeilen is een van de Unit Telescopen van de VLT (UT4) uitgerust met een krachtige laser die een kunstmatige volgster (Guide Star) aan de hemel kan produceren waar en wanneer astronomen dat maar willen. Wanneer deze laser aangezet wordt, licht deze natrium atomen in de atmosfeer op op een hoogte van 90 km. Het blote oog kan deze oplichtende atomen niet waarnemen, maar het adaptive optics systeem kan dat wel. Zo wordt dan een kunstmatige volgster (Guide Star) geproduceerd aan de hemel. Daardoor kan men dan de telescopen scherpstellen. Want die scherpstelling wordt constant gemonitored.

VST

Op het Paranal platform staat ook nog de VST (de VLT Survey Telescope). Dit is een kijker met een diameter van 2,6 meter en neemt waar in het visuele. Hij heeft maar één instrument, maar wat voor een! Het is de OmegaCAM, een camera met maar liefst 16000 x 16000 (dus 256 miljoen) pixels.

Hieronder de Omeganevel, genomen met de VST.

VISTA

Een 1500 meter verder dan de VLT staat VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope). Deze staat dus niet op het Paranal platform omdat het een IR telescoop is en de warmte van het platform zou storen. Spiegeldiameter: 4 meter. Ook hij heeft maar één instrument: VIRCAM, een camera met 67 miljoen pixels. Hieronder de Cats paw nevel en de Orionnevel genomen met VISTA.

Zo zou Paranal er moeten uitzien in 2019, instrumenten inbegrepen!

ESO gaat er prat op dat de VLT instrumenten zal hebben die een groot deel van het spectrum zal overlappen. Hier zie je een overzicht.

ALMA

ESO baat ook de Atacama Large (sub)Millimeter Array (ALMA), een intercontinentale samenwerking met Noord-Amerika,  Oost-Azië en de Republiek Chili uit. De 66 radiotelescopen bevinden zich op de Chajnantor-hoogvlakte in het noorden van Chili. ALMA is in 2013 officieel in gebruik genomen door ESO maar de eerste wetenschappelijke waarnemingen met de nog onvolledige array begonnen al in 2011.

E-ELT

De volgende stap in ESO’s missie als mondiale drijvende kracht achter het astronomische onderzoek op vaste bodem is de bouw van de European Extremely Large Telescope (E-ELT). Deze reuzentelescoop zal een gesegmenteerde hoofdspiegel met een middellijn van 39 meter krijgen. Het zullen 800 segmenten worden van elk 1,4 meter breed, maar slechts 50 mm dik. Ook deze primaire spiegel zal uitgerust worden met het adaptive optics systeem. Het is ook bijzonder dat de secundaire spiegel 4 meter diameter zal zijn! Het E-ELT-programma werd in 2013 goedgekeurd en naar verwachting zullen begin jaren 2020 de eerste waarnemingen worden gedaan. De E-ELT komt ook in de Atacama woestijn, maar krijgt een eigen berg, de Cerro Armazones. Deze ligt op een 20 km van de VLT’s Cerro Paranal.

JWST

Naar schatting zal de Hubble Space Telescope rond 2018 uit bedrijf genomen zijn. Men streeft ernaar om tegen dan de opvolger, de James Webb Space Telescope, in de ruimte te hebben. Meer informatie vind je op www.jwst.nasa.gov

Voor hen die de presentaties, gegeven op het Lemaître sysposium op 7 mei 2014, willen downloaden ga naar:

https://fys.kuleuven.be/ster/meetings/lemaitre/programme