VLT

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Publicado por astro 30/03/2009 @ 20:14

Tags : vlt, telescopios, astronomía, ciencia

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Very Large Telescope

El Very Large Telescope Project (VLT, literalmente Telescopio Muy Grande) es un sistema de cuatro telescopios ópticos separados, rodeados por varios instrumentos menores. Cada uno de los cuatro instrumentos principales es un telescopio reflector con un espejo de 8,2 metros. El proyecto VLT forma parte del European Southern Observatory (ESO), la mayor organización astronómica de Europa.

El VLT se encuentra en el Observatorio Paranal sobre el cerro Paranal, una montaña de 2.635 metros localizada en el desierto de Atacama, al norte de Chile. Al igual que la mayor parte de los observatorios mundiales, el lugar ha sido elegido por su ubicación ya que dista mucho de zonas de contaminación luminica y posee un clima desértico, en el que abundan las noches despejadas.

El VLT consiste en un grupo de cuatro telescopios grandes y de un interferómetro (VLT) que se usa para observaciones con resolución más alta. Los telescopios han sido nombrados según algunos objetos astronómicos en mapudungun: Antu (el Sol), Kueyen (la Luna), Melipal (la Cruz del Sur) y Yepun (Venus).

En el modo de cuatro telescopios, cada uno de los telescopios se encuentran entre los más grandes del mundo y opera exitosamente. El gran espejo de 8,2 metros es mantenido en posición por un sistema de óptica activa, mientras que un sistema de óptica adaptativa llamado NAOS, elimina la escasa aberración introducida por la atmósfera sobre el cerro Paranal.

En el modo interferométrico, los cuatro telescopios poseen la misma capacidad de recolección de luz de un único telescopio de 16 metros de diámetro, convirtiéndose en el instrumento óptico más grande del mundo. La resolución, en este modo de observación, es similar a la de uno que posea un diámetro semejante a la distancia entre los telescopios (alrededor de 100 metros). El VLTI tiene como objetivo una resolución óptica de 0,001 segundos de arco a una longitud de onda de 1 µm, cerca del infrarrojo. Es un ángulo de 0.000000005 radianes, equivalente a resolver un objeto de 2 metros a la distancia que separa la Tierra de la Luna.

Teóricamente el VLTI debería resolver fácilmente los módulos lunares (5 metros de ancho) dejados sobre la superficie lunar por las misiones Apollo. Sin embargo, existen algunas dificultades. Debido a la gran cantidad de espejos involucrados en el modo interferométrico, una importante fracción de la luz se pierde antes de llegar al detector. La técnica de interferometría es muy eficiente sólo para observar objetos lo suficientemente pequeños como para que toda su luz esté concentrada. No es factible observar un objeto con un brillo superficial relativamente bajo, como la Luna, porque su luz es muy tenue. Sólo objetos con temperaturas superiores a 1000 °C tienen un brillo superficial lo suficientemente elevado como para ser observados en la región del infrarrojo medio, y deben estar a varios miles de grados Celsius para poder observarlos en el infrarrojo cercano con el VLTI. Esto incluye a la mayoría de las estrellas en la vecindad del Sol y muchos objetos extragalácticos, como núcleos brillantes de galaxias activas , pero deja fuera de las observaciones interferométricas a la mayoría de los objetos del Sistema Solar.

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Observatorio Paranal

Plataforma del Very Large Telescope.

El Observatorio Paranal es un observatorio astronómico óptico ubicado en la comuna de Taltal, en la Región de Antofagasta, Chile.

Se encuentra sobre el Cerro Paranal, a 2.635,43 msnm, a 130 km al sur de Antofagasta y a 12 km de la costa. Este cerro pertenece a la Cordillera de la Costa.

El observatorio es operado por la European Southern Observatory.

El 16 de enero de 1988 el gobierno de Chile donó 72.500 hectáreas a la European Southern Observatory, para la construcción del observatorio astronómico, cuya inversión ronda por los US $ 200.000.000.

El 21 de febrero de 1995 la Corte Suprema dictaminó la detención de los trabajos, resolución que no tuvo efecto ya que la Cancillería le dio inmunidad de jurisdicción al proyecto.

El 4 de diciembre de 1996 fue inaugurado de manera simbólica el observatorio por el entonces Presidente Eduardo Frei Ruiz-Tagle y el Rey de Suecia Carlos XVI Gustavo.

El 28 de mayo de 1998 la ESO entregó las primeras imágenes captadas por el observatorio. Estas correspondieron a la estrella Eta Carinae y fueron captadas por el telescopio Antú.

El primer telescopio en entrar en operación fue el Antú, en mayo de 1998. En abril del 2000 se inaugura el Kueyén, y el 2001, Yepún y Melipal, en junio y agosto respectivamente.

Además posee cuatro Auxiliary Telescopes (AT) de 1,8 m que pueden añadirse al VLTI en caso de que los telescopios principales estén siendo utilizados en otros proyectos, un VLT Survey Telescope de 2,5 m y el VISTA survey telescope de 4 m, con amplios campos de visión para examinar áreas extensas del cielo de manera uniforme.

La instalaciones cuentan con la Residencia de los Astrónomos Paranal, de 10.000 m², construcción subterránea creada por los arquitectos Auer+Weber+Assoziierte, siendo sus interiores decorados y diseñados por la arquitecta chilena Paula Gutiérrez Erlandsen, marquesa de la Pica.

Los ingenieros y científicos son reclutados tanto en Chile como en otros países de preferencia miembros de la ESO.

Los empleados residen en Antofagasta o en Santiago y realizan turnos de trabajo (de distinto tipo) en Cerro Paranal. Hay personal que trabaja de Lunes a Viernes y descansa los Sabados y Domingos. Y otra parte de; personal que realiza turnos de 8 días en Cerro Paranal, con 6 días de descanso en su hogar.

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Astronomía infrarroja

La astronomía infrarroja es la detección y el estudio del universo por medio de la radiación infrarroja que éste emite. La región del espectro estudiada tiene longitudes de onda de 1 a 200 micrómetros. El ojo humano detecta solamente 1% de las ondas de luz de 0,69 micrómetros y 0,01% de las ondas de 0,75 micrómetros; no puede ver longitudes de onda mayores de 0,75 micrómetros, a menos que la fuente de luz sea extremadamente brillante.

Debido a que la radiación infrarroja es menos absorbida o desviada por polvo cósmico, se puede observar en infrarrojo regiones ocultas por polvo en la región visible del espectro.

Los objetos sólidos en el espacio -- desde el tamaño de un grano de polvo interestelar (de menos de una micra) hasta los planetas gigantes -- tienen temperaturas que van de 3 a 1500 kelvins (K). La mayoría de la energía irradiada por objetos en este rango de temperaturas se encuentra en el infrarrojo. Las observaciones infrarrojas son por lo tanto de particular importancia en el estudio de medios a baja temperatura, como son las nubes interestelares con mucho polvo, donde las estrellas se están formando, así como las superficies heladas de los satélites planetarios y los asteroides.

Los granos de polvo cósmico oscurecen partes del Universo, bloqueando la luz que llega de regiones críticas. Este polvo se vuelve transparente en el cercano infrarrojo, donde los observadores pueden estudiar regiones ópticamente invisibles como el centro de nuestra Galaxia (y de otras galaxias) y densas nubes donde las estrellas y los planetas están naciendo. Para muchos objetos, incluyendo las estrellas en regiones con mucho polvo, los núcleos galácticos activos e incluso galaxias enteras, la radiación visible abosorbida por el polvo y re-emitida en el infrarrojo constituye la mayor parte de su luminosidad.

Las bandas de emisión y absorción de virtualmente todas las moléculas y los sólidos se encuentran en el infrarrojo, donde pueden usarse para estudiar las condiciones físicas y químicas de ambientes relativamente fríos. Muchos átomos y iones tienen líneas espectrales en el infrarrojo, que pueden usarse para estudiar las atmósferas estelares y el gas interestelar, explorando regiones que son demasiado frías o con demasiado polvo para ser estudiadas en luz visible.

El corrimiento al rojo cósmico, que resulta de la expansión general de Universo, desplaza la energía inexorablemente hacia longitudes de onda largas, siendo el corrimiento proporcional a la distancia del objeto. Debido a la velocidad finita de la luz, los objetos con un gran corrimiento al rojo se observan según eran cuando el Universo era mucho más joven. Como resultado de la expansión del Universo, la mayoría de la radiación óptica y ultravioleta emitida por las estrellas, las galaxias y los quásares desde el principio de los tiempos, ahora se encuentran en el infrarrojo. Cómo y cuándo los primeros objetos del Universo se formaron será esclarecido en gran parte gracias a las observaciones infrarrojas.

Debido a que la transmisión de la atmósfera en el infrarrojo está limitada a algunas ventanas, e incluso en ellas, la transparencia depende de la cantidad de vapor de agua por la que tiene que pasar la luz, los telescopios para observar en el infrarrojo se deben ubicar en lugares secos y a gran altura.

Entre los lugares donde estas condiciones se cumplen se cuenta Mauna Kea, en Hawaii, Estados Unidos, donde existe gran cantidad de telescopios y Paranal en la región de Antofagasta, Chile, sitio del VLT, Very Large Telescope de la ESO, Observatorio Europeo Austral.

Aún mejor es usar observatorios espaciales, que pueden ver en regiones en que la atmósfera terrestre es completamente opaca. Entre las misiones pasadas más importantes se encuentran el IRAS y el Observatorio Espacial Infrarrojo. Hoy por hoy destacan la cámara NICMOS en el Telescopio Espacial Hubble, y el Telescopio Espacial Spitzer, lanzado en 2003. En los próximos años, está previsto lanzar el Telescopio Espacial James Webb y el Observatorio Espacial Herschel, ambos centrados en el estudio del infrarrojo.

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2M1207 b

Primera foto planeta extrasolar ESO.jpg

2M1207 b es un objeto de masa planetaria que se encuentra situado a unas 40 unidades astronómicas (distancia proyectada) de la enana marrón 2M1207. Ésta tiene una edad de unos 10 millones de años, un tipo espectral M8, una temperatura efectiva de unos 2500 kelvin, y pertenece al grupo de movimiento propio de TW Hydrae (denominado también TWA). Fue descubierta por John Gizis en el 2001. Además, 2M1207, con una masa de unas 0.025 masas solares (25 masas de Júpìter, aproximadamente), posee un disco circunestelar que está cediendo materia al objeto central (Mohanty et al. 2003), en un fenómeno denominado acrecimiento y que es característico de las estrelas tipo T Tauri.

2M1207 b fue descubierto por Gael Chauvin y colaboradores en el 2004 mediante el uso de la cámara infrarroja de óptica adaptativa NACO (Naos/Conica), situada en el Very Large Telescope (VLT), localizados en el observatorio de Paranal, en Chile, y que pertenecen al European Southern Observatory (ESO). El espectro infrarrojo del objeto indica que su tipo espectral es L intermedio, con una temperatura efectiva de 1700 kelvin. Un año más tarde, este grupo confirmó que la enana marrón y el objeto de masa planetaria estaban asociados ya que tienen el mismo movimiento propio.

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Próxima Centauri

Imagen de Próxima Centauri obtenida con el programa Celestia.

Próxima Centauri (del latín proximus, -a, -um: 'siguiente a' o 'cercana a') es una estrella enana roja de 11ª magnitud situada en la constelación de Centaurus y perteneciente al sistema Alfa Centauri. Es la estrella más cercana al Sol a una distancia de 4,22 años luz (1,295 pc).

En 1915 el astrónomo Robert Innes, director del Union Observatory en Johannesburgo (Sudáfrica), descubrió que Próxima Centauri compartía el mismo movimiento propio que Alfa Centauri. Innes sugirió además el nombre de Proxima Centauri para la estrella. En 1917, en el Royal Observatory del Cabo de Buena Esperanza, el astrónomo holandés J. Voûte midió la distancia mediante paralaje trigonométrico y determinó que la distancia de Próxima Centauri al Sol era de 4,22 años luz. Pronto se vio que Proxima Centauri era muy poco luminosa, siendo una de las estrellas con menor luminosidad conocidas por aquél entonces.

En 1951, Harlow Shapley anunció que Próxima Centauri era una estrella fulgurante. Los exámenes realizados en series de fotografías realizadas anteriormente mostraron que la estrella presentaba variaciones en su luminosidad en torno a un 8%, haciendo de esta estrella la más activa entre las estrellas fulgurantes descubiertas hasta la fecha.

Próxima Centauri es una enana roja de tipo espectral M5.5Ve. Catalogada como una estrella fulgurante, Próxima Centauri muestra variaciones aleatorias de luminosidad debido en parte a su actividad magnética, recibiendo la denominación de estrella variable V645 Centauri. Posee una masa equivalente a una octava parte de la masa solar y por consiguiente es una estrella de muy baja luminosidad, siendo ésta un 0,0138% de la luminosidad solar.

Las enanas rojas son en general muy difíciles de observar a simple vista, y Próxima Centauri no es una excepción. Posee una magnitud aparente de 11 mientras su magnitud absoluta es apenas de 15,5. Incluso desde las cercanas Alfa Centauri A y B, apenas se vería como una estrella de magnitud 5.

Fundamentándose en la paralaje de 772,3 ± 2,4 milisegundos de arco medida por el satélite Hipparcos (y la paralaje más precisa determinada por el telescopio espacial Hubble de 768,7 ± 0,3 milisegundos de arco), Próxima Centauri se encuentra con casi toda certeza a una distancia de 4,2 años luz de distancia de la Tierra, o lo que es lo mismo, está 270.000 veces más alejada que el Sol. En sus cercanías se encuentran Alfa Centauri A y B (a 0,21 años luz), el Sol, la Estrella de Barnard (a 6,6 años luz) y Ross 154 (a 8,1 años luz). Vista desde la Tierra, Próxima está separada 2,2° de Alfa Centauri, que equivale a 4 veces el diámetro angular de la luna llena.

Entre las estrellas conocidas, Próxima Centauri ha sido la estrella más cercana al Sol durante al menos 32.000 años y será así durante al menos otros 9.000 años, cuando será reemplazada por la Estrella de Barnard. Próxima Centauri posee un movimiento propio relativamente grande—moviéndose cerca de 3,85 segundos de arco por año en el cielo.

En el año 2002 el Very Large Telescope (VLT) utilizó interferometría óptica para medir el diámetro angular de Próxima Centauri, que resultó ser de 1.02 ± 0.08 milisegundos de arco. Como la distancia a la que se encuentra es bien conocida, pudo calcularse el radio de Próxima Centauri, obteniéndose el valor de 1/7 del radio solar o 1,5 veces el de Júpiter.

Debido a su relativa poca masa, el interior de la estrella está completamente en estado convectivo, lo que significa que la energía es transferida al exterior por el movimiento físico del plasma y no por radiación. La convección está asociada con la generación y almacenamiento de un campo magnético. La energía magnética de este campo sale a la superficie mediante erupciones solares que incrementan por momentos la luminosidad de la estrella. Estas llamaradas tienen energía suficiente como para radiar rayos-X, y de hecho su luminosidad en rayos-X es equivalente a la que posee el Sol. La actividad de la estrella es relativamente baja comparada con otras estrellas del mismo tipo. Esta actividad parece variar en un período de aproximadamente 442 días.

Próxima Centauri, junto a Alfa Centauri A y B, está entre los objetivos del "Grupo 1" de la NASA en la misión denominada Space Interferometry Mission (SIM). En teoría SIM será capaz de detectar planetas tan pequeños como tres veces la masa de la Tierra. La presencia de un planeta masivo en torno a Próxima Centauri produciría un desplazamiento de la estrella a lo largo de la órbita. Si el plano orbital está inclinado respecto a la línea de visión desde la Tierra, dicho desplazamiento produciría cambios en la velocidad radial, que hasta el momento no han sido detectados. Ello constriñe de forma significativa la masa máxima del posible objeto acompañante.

Ya desde su descubrimiento, se sugirió que Próxima Centauri era una verdadera componente del sistema binario Alfa Centauri. A una distancia de apenas 0,21 años luz o 15.000 ± 700 UA, Próxima Centauri puede orbitar alrededor de Alfa Centauri con un período orbital de 500.000 años o más. Por ello, recibe también el nombre de Alfa Centauri C. Estimaciones modernas, teniendo en cuenta la pequeña divergencia entre las velocidades relativas de las estrellas, sugieren que la posibilidad de que la alineación observada sea simple coincidencia es de aproximadamente una entre un millón.

Los trabajos más recientes combinando datos del satélite Hipparcos con observaciones realizadas desde la Tierra, son consistentes con la hipótesis de que las tres estrellas están vinculadas entre sí. En este caso, Próxima se hallaría actualmente cerca del apoastro (máxima separación respecto al par interior AB). No obstante, se necesitan medidas más precisas de la velocidad radial para confirmar esta conclusión.

Se ha sugerido que Próxima Centauri es el destino más lógico para el primer viaje interestelar, pero por ser una estrella fulgurante posiblemente no sea muy hospitalaria. Aun así, suponiendo una velocidad de viaje de 40 km/s (frente a los 11 km/s del Apolo 10) el hombre tardaría en llegar allí aproximadamente unos 32.000 años.

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VLAN

Una VLAN (acrónimo de Virtual LAN, ‘red de área local virtual’) es un método de crear redes lógicamente independientes dentro de una misma red física. Varias VLANs pueden coexistir en un único conmutador físico o en una única red física. Son útiles para reducir el tamaño del dominio de difusión y ayudan en la administración de la red separando segmentos lógicos de una red de área local (como departamentos de una empresa) que no deberían intercambiar datos usando la red local (aunque podrían hacerlo a través de un enrutador o un switch capa 3).

Una 'VLAN' consiste en una red de ordenadores que se comportan como si estuviesen conectados al mismo conmutador, aunque pueden estar en realidad conectados físicamente a diferentes segmentos de una red de área local. Los administradores de red configuran las VLANs mediante software en lugar de hardware, lo que las hace extremadamente flexibles. Una de las mayores ventajas de las VLANs surge cuando se traslada físicamente algún ordenador a otra ubicación: puede permanecer en la misma VLAN sin necesidad de cambiar la configuración IP de la máquina.

El protocolo de etiquetado IEEE 802.1Q domina el mundo de las VLANs. Antes de su introducción existían varios protocolos propietarios, como el ISL (Inter-Switch Link) de Cisco, una variante del IEEE 802.1Q, y el VLT (Virtual LAN Trunk) de 3Com.

Los primeros diseñadores de redes enfrentaron el problema del tamaño de los dominios de colision (Hubs) esto se logró controlar a través de la introducción de los conmutadores pero a su vez se introdujo el problema del aumento del tamaño de los dominios de difusión y una de las formas más eficientes para manejarlo fue la introducción de las VLANs. Las VLANs también pueden servir para restringir el acceso a recursos de red con independencia de la topología física de ésta, si bien la robustez de este método es discutible al ser el salto de VLAN (VLAN hopping) un método común de evitar tales medidas de seguridad.

Las VLANs funcionan en el nivel 2 (enlace de datos) del modelo OSI. Sin embargo, los administradores suelen configurar las VLANs como correspondencia directa de una red o subred IP, lo que les da apariencia de funcionar en el nivel 3 (red).

En el contexto de las VLANs, el término trunk (‘troncal’) designa una conexión de red que transporta múltiples VLANs identificadas por etiquetas (o tags) insertadas en sus paquetes. Dichos trunks deben operar entre tagged ports (‘puertos etiquetados’) de dispositivos con soporte de VLANs, por lo que a menudo son enlaces conmutador a conmutador o conmutador a enrutador más que enlaces a nodos. (Para mayor confusión, el término trunk también se usa para lo que Cisco denomina «canales»; véase agregado de enlaces). Un enrutador (conmutador de nivel 3) funciona como columna vertebral para el tráfico de red transmitido entre diferentes VLANs.

En los dispositivos Cisco, VTP (VLAN Trunking Protocol) permite definir dominios de VLAN, lo que facilita las tareas administrativas. VTP (Cisco) también permite «podar», lo que significa dirigir tráfico VLAN específico sólo a los conmutadores que tienen puertos en la VLAN destino.

Imaginemos que en nuestra empresa tenemos una LAN corporativa con un rango de direcciones IP tipo 172.16.1.XXX. Se da el caso de que tenemos asignadas las casi 255 direcciones que como máximo nos permite el mismo y además notamos cierta saturación en la red. Una fácil solución a este problema sería crear unas cuantas VLAN por medio de un switch o conmutador de nivel 3.

De esta forma liberamos direcciones de nuestra red origen 172.16.1.XXX pasándolas a las distintas VLAN que hemos creado. Gracias al switch de nivel 3 podremos gestionar la visibilidad entre las distintas VLAN y notaremos una mejora en el rendimiento de la red ya que las difusiones o broadcast de cada VLAN sólo llegarán a los equipos conectados a la misma.

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HE 1523-0901

HE 1523-0901 es la estrella más antigua del universo descubierta (hasta 2007). Se encuentra ubicada en la Vía Lactea a 7.500 años luz de la Tierra. Su edad, fue medida por el Very Large Telescope (VLT) de Organización Europea para la Investigación Astronómica en el Hemisferio Austral (ESO) en Cerro Paranal (II Región de Chile), estableciéndose en 13,2 mil millones de años, que es casi la edad misma del universo (13,7 mil millones de años).

El descubrimiento fue publicado el 10 de mayo de 2007 en la revista Astrophysical Journal por Anna Frebel y otros.

La denominación HE 1523-0901 iindica que la estrella es parte del catálogo Hamburg/ESO Survey.

Se ha determinado que la estrella tiene una antigüedad de 13.200 millones de años, apenas 500 millones de años menos que el origen del universo (13.700).

La estrella está ubicada a 7.500 años luz de la tierra, en la misma galaxia en la que se encuentra la Tierra, la Vía Lactea, y puede ser vista con un telescopio aficionado. Esta ubicada en la zona de la constelación de Libra.

Fue la primera estrella cuya edad fue determinada por pérdida de radioactividad de sus elementos (uranio y torio), relacionándolos con la medición de varios elementos de Captura neutrónica.

Se la considera un fósil galáctico.

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Source : Wikipedia