Telescopio de 3,6 m de ESO
El Telescopio de 3,6 m de ESO es un telescopio óptico reflector operado por el Observatorio Europeo Austral en el Observatorio La Silla , Chile desde 1977, con una apertura clara de aproximadamente 3,6 metros (140 pulgadas) y un área de 8,6 m 2 (93 pies cuadrados).
Los telescopios utilizan el instrumento HARPS y han descubierto más de 130 exoplanetas . En 2012, descubrió Alpha Centauri Bb , un posible planeta ahora refutado en el sistema Alpha Centauri a solo 4,4 años luz de distancia. [1]
ESO colaboró con el CERN en la construcción del telescopio. [2] [3] Vio su primera luz en 1976 y entró en pleno funcionamiento en 1977. [4] Cuando se completó, era uno de los telescopios ópticos más grandes del mundo . Recibió una revisión en 1999 y una nueva secundaria en 2004. El Telescopio de 3,6 metros de ESO ha respaldado muchos logros científicos y presentó ADONIS , uno de los primeros sistemas de óptica adaptativa disponible para la comunidad astronómica en la década de 1980.
Desde abril de 2008, el único instrumento en el telescopio de 3,6 m de ESO es HARPS, el buscador de planetas de velocidad radial de alta precisión . HARPS es un espectrógrafo echelle de alta resolución alimentado por fibra dedicado al descubrimiento de planetas extrasolares. Otros instrumentos en el telescopio, ahora fuera de servicio, incluyen: [5]
El telescopio de 3,6 m de ESO ha realizado varios descubrimientos científicos desde que vio la luz por primera vez. Los logros astronómicos recientes fueron posibles gracias a HARPS, un instrumento de "primera clase". Esto incluye encontrar el exoplaneta más ligero conocido en el momento del descubrimiento en Gliese 581e , con solo el doble de la masa de la Tierra, [9] y el sistema planetario más rico conocido en ese momento, con hasta siete planetas orbitando una estrella similar al Sol. . [10]
El telescopio también participó en la resolución de un misterio de décadas sobre la masa de las estrellas variables Cefeidas. Mediante el uso del instrumento HARPS, los astrónomos detectaron por primera vez una estrella doble donde una variable Cefeida pulsante y otra estrella pasan una frente a la otra, lo que permite medir la masa de la Cefeida. El estudio concluyó que la predicción de masa proveniente de la teoría de la pulsación estelar era correcta, mientras que el valor calculado estaba en desacuerdo con la teoría de la evolución estelar. [11]
