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欧洲南方天文台

政府间组织
（重定向自ESO）

欧洲南方天文台（英语：The European Southern Observatory，缩写ESO）是为在南半球研究天文学，在政府间组织的一个研究机构，由15个国家组成和支援的一个天文研究组织。它成立于1962年，目的是为欧洲天文学家提供先进的设施和捷径以研究南方的天空。这个组织总部设在德国慕尼黑附近的加兴，雇用了约730名工作人员，每年并接受成员国约1亿3100万欧元的经费[1]。

欧洲南方天文台
欧洲大陆参与的国家。巴西也是参与者。
成立时间1962
类型政府间的组织
总部 德国加兴
会员
15 (14个欧洲国家，另加上巴西)
董事会秘书长
沙维尔·巴肯斯（西班牙语：Xavier Barcons Jáuregui）
目标天文学的研究机构
网站www.eso.org
欧洲南方天文台在拉西拉山的观测地
欧洲南方天文台在帕瑞纳山的观测地
位于帕瑞纳山的甚大望远镜
“ESO”重定向至此。关于其他用法，请见“ESO (消歧义)”。

欧洲南方天文台建设和经营一些已知规模最大和技术最先进的望远镜，包括首创主动光学技术的新技术望远镜、和由4个8米等级的望远镜和4个1.8米辅助望远镜组成的甚大望远镜。目前由ESO进行的计划包括阿塔卡马大型毫米波阵列和欧洲极大望远镜。

ALMA是下一个十年最大的地面天文专案，将成为在毫米与次毫米波尺度下观测的主要新工具。他的建设正在进行中，预计于2013年完成。ALMA专案是欧洲各国、亚洲、北美洲和智利之间的国际合作计划。欧洲执行权由ESO代表行使，并且还主持ALMA区域中心[2]。

E-ELT是40米等级的望远镜，目前还在细部设计阶段，将是世界上观测天空最大的巨眼。 欧洲极大望远镜，它将极有力的推动天文物理学的知识，能够仔细研究的天体，包括围绕着其它恒星的行星、宇宙中的第一个天体、超大质量黑洞、和主宰宇宙的暗物质与暗能量的自然本质和分布。从2005年底，ESO就一直与工作和使用社群的欧洲天文学家和天文物理学家共同来定义此新的聚型望远镜[3]。

ESO的观测机构已经作出许多重大的天文发现和一些天体目录[4]。最近的研究结果包括发现最遥远的伽玛射线暴和我们的星系，银河系，中心有黑洞的证据。2004年，甚大望远镜让天文学家获得第一张在173光年外环绕着的棕矮星的系外行星2M1207b轨道的绝佳影像。安装在ESO另一架望远镜上的仪器，高精度径向速度行星搜索器发现许多的系外行星，包括迄今发现最小的系外行星格利泽581c。甚大望远镜还发现迄今距离人类最遥远星系的候选者阿贝尔1835 IR1916。

2020年5月，宣布在恒星星系HD 167128观测到距今为止距离地球最近的黑洞。

历史

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ESO董事会秘书长[5]
奥托·海克曼 1962–1969
亚德里安·布拉奥 1970–1974
洛德韦克·沃尔彻 1975–1987
哈里·范·德·拉恩 1988–1992
里卡尔多·贾科尼（诺贝尔奖得主） 1993–1999
凯瑟琳·赛萨斯基 1999–2007
蒂姆·德齐乌 from 2007

欧洲天文学家必须共同创建一个大天文台的构想是荷兰莱登天文台的沃尔特·巴德和扬·奥尔特在1953年春天提出的[6]。在欧特召集下，同年的6月21日就有一批天文学家聚集在莱登考虑它。紧接着，在荷兰的格宁根会议中进一步的讨论这个问题。1954年1月26日，来自欧洲六个国家的天文学领军人签署了《欧洲天文台宣言》，表达希望在南半球设立联合的欧洲天文台[7]。

ESO之所以选择在南半球建造天文台，是因为观测南半球天空的需要。当时所有大反射望远镜（口径大于2米的望远镜）都位于北半球。此外，一些最有兴趣的天体都是只能从南半球观测，像是银河的中心部分和麦哲伦云[8]。望远镜原先预定设置在南非，因为那里已经有一些欧洲的天文台设置著。但最后发现南美洲的安第斯山脉更为理想（经过1955年至1963年的观测条件测试之后）。1963年11月15日，智利被评选为ESO的天文台设置地点[9]。

在ESO决定选址之前，1962年10月5日由比利时、德国、法国、荷兰和瑞典签署了《欧洲天文台组织公约》，1962年11月1日任命 Otto Heckmann 为这个组织的第一任总干事。这5个国家的天文组织在1954年起草第一份的公约建议书，虽然对最初的提案做了一些修订，公约的事情进展得很慢，直到1960年它才成为委员会会议的焦点。其中的一位成员 Bannier（他也是CERN的成员）强调不仅是组织之间需要公约，各国政府之间也需要一份公约[10]。

在公约这件事上，因为站址测试和探测的成本大幅上涨，政府的参与成为迫切的需要。最后，在1962年完成的文件大量的承袭了CERN的公约，使这两个组织有很大程度的相似之处，因为有些ESO委员会的成员也是CERN委员会的成员[11]。

1966年，ESO的第一架望远镜在智利的拉西拉开始运作[7]。因为CERN就与ESO一样，开发功能强大且复杂的仪器，这个天文的组织经常与CERN进行非正式的磋商。最终，ESO与CERN在1970年签署了合作协议。在几个月之后，ESO在日内瓦的CERN建筑内建立了自己的望远镜部门。ESO的星图实验室也设立在CERN的建筑内[12]。ESO的欧洲部门在1980年迁移至新的ESO总部，位于德国，靠近慕尼黑的加兴。

会员国

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会员国 加入时间
  比利时 1962年
  德国 1962年
  法国 1962年
  荷兰 1962年
  瑞典 1962年
  丹麦 1967年
  瑞士 1981年
  意大利 1982年5月24日
  葡萄牙 2000年6月27日
  英国 2002年7月8日
  芬兰 2004年7月1日
  西班牙 2006年7月1日
  捷克 2007年1月1日
  奥地利 2008年7月1日
  巴西 2010年12月29日
(形式上一致同意)

机构

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在加兴的ESO总部。

ESO的总部始终都在德国，而它的望远镜和仪器都在智利。这个组织运作著一些世界上规模最大、最先进的观测设施都在该国北部的三个地点：

这些都是南半球的天文观测最佳地点[13]。

ESO最有野心勃勃的计划是欧洲极大望远镜，追随着势不可挡的巨大望远镜观念，以5个创新的镜面设计为基础的一架口径42米的望远镜。如果完成了， E-ELT将是世界上最大的光学/近红外线望远镜。ESO在2006年初开始设计阶段，期望在2011年开始建造[14]在2010年4月26日决定，第四个场所，阿玛逊斯山将是E-ELT的落脚处[15]。

每一年，大约有2,000件企划申请使用ESO的望远镜，超过可以使用夜晚的四至六倍。使用这些仪器设备完成的论文出现在许多同行评审的科学年报中，单单在2009年，基于ESO的资料出版的论文就超过了650篇[16]。

ESO的望远镜[17]
名称 尺寸（米） 类型 位置
甚大望远镜 (VLT) 4 × 8.2 + 4 × 1.8 光学、近和中红外线望远镜阵列 帕瑞纳
新技术望远镜 (NTT) 3.58 光学和红外线望远镜 拉西拉
ESO 3.6米望远镜 3.57 光学和红外线望远镜 拉西拉
MPG/ESO 2.2米望远镜 2.20 光学和红外线望远镜 拉西拉
阿塔卡马探路者实验 (APEX) 12 毫米/次毫米波长望远镜 拉诺德查南托
阿塔卡马大型毫米波阵列 (ALMA) 50 × 12 和 12 × 7 + 4 × 12 (ACA)[18] 毫米/次毫米波长望远镜阵列 拉诺德查南托
可见光和红外线巡天望远镜 (VISTA) 4.1 近红外巡天望远镜 帕瑞纳
VLT巡天望远镜 (VST) 2.6 可见光巡天望远镜 帕瑞纳 建造中
欧洲极大望远镜 (E-ELT) 42 光学和中红外线望远镜 阿玛逊斯山 细部设计阶段[14]

ESO的望远镜以高效率产生大量的资料，这些资料永久储存在ESO总部的科学存档设施。这些档案超过150万个影像或光谱，资料总量约为65太字节。

基于以太空为基地的天文台是ESA和NASA的长期合作，ESO还承担欧洲协调哈伯太空望远镜的设施。这些观测在可见光、红外线和紫外线的波段进行。在许多方面，哈伯太空望远镜造成现代天文学的革命，不仅是有效的天文学工具，带来了许多新发现，也带动了一般性的天文研究。

ESO其它的研究设施位于智利的首都圣地亚哥。这些空间包括图书馆、计算机资源与访问科学家的方案。ESO 也与其他各国的天文台和各地的大学保持密切的联系。

 
夜晚的拉西拉
 
拉西拉望远镜群

拉西拉

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主条目：拉西拉天文台

拉西拉，位于亚它加马沙漠的南部，在智利的圣地亚哥北方600公里，海高度2,400米，是ESO最早的观测站所在地。他是世界上最干燥和孤独的地区之一，像在这个地区的其它天文台一样，拉希拉远离了光污染的来源，拥有地球上最黑暗的夜空。在拉希拉，ESO有三架主要的望远镜在运作：3.6米望远镜、新技术望远镜(NTT)、和2.2米的马克斯-普朗克-ESO望远镜。

这个天文台曾经定期接待许多访客，但因为涵盖到望远镜持续运行观测的时间，后来被删除了。拉西拉也有许多国家的望远镜，像是瑞士的1.2米望远镜和丹麦的1.5米望远镜。

经由拉西拉的观测工作，每年大约可以出版300份的刊物，其中包括许多拉西拉望远镜的科学发现和一些'创举'。HARPS摄谱仪检测到格利泽581周围的系统，其中包含了在太阳系外的适居带内发现的第一颗岩石行星[19]。拉西拉有几架望远镜对伽玛射线暴－自宇宙大爆炸以来最强大的爆炸－与大质量恒星的连结做出了重要的贡献。从1987年以来，ESO的拉希拉天文台在对距离我们最近的超新星1987A的爆炸与后续的的研究，也提供了重大的贡献。

ESO 3.6米望远镜

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主条目：ESO 3.6米望远镜

这架望远镜从1977年开始运作，并被设定为欧洲在南半球3-4米望远镜的挑战者。多年来，他不断的被升级，包括新的次镜，使其影像保持在正确位置的新辅助镜像装置，是它作为天文研究的效率和生产力最高的引擎之一[20]。

这架传统 马蹄铁架台设计的望远镜主要用于红外线光谱学。现在，它承载着的高精度径向速度行星搜索器是用于搜寻系外行星和星震。这个仪器的建造是为了精确观测非常高项次上的径向速度长期变化 (在1 m/s 的数量级)[21]。

 
在智利拉西拉天文台的瑞典ESO次毫米望远镜

新技术望远镜 (NTT)

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新技术望远镜外面的包覆
主条目：新技术望远镜

新技术望远镜 (NTT)是一架口径3.58米的里奇-克莱琴望远镜，于1989年开始使用，是世界上第一架由电脑控制主镜的望远镜。主镜是灵活的，并且它的形状在观测时可以主动调整，以保持影像的最佳品质。次镜的位置也可以在三个方向上调整。这种技术是由ESO发展出来，所谓的主动光学，现在已经应用在所有主要的现代望远镜上，像是甚大望远镜和未来的欧洲极大望远镜。

NTT的八角型储存模组设计是NTT在技术上的另一项突破。望远镜的穹顶是相对的比较小，并且有襟翼的通风系统，使气流平稳的流动和顺利的通过镜面，减少了湍流而能获得更为清晰的影像[22]。

MPG/ESO 2.2米望远镜

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2.2米望远镜于1984年初就在拉西拉操作著，它是由马克斯-普朗克学会无期限贷款给ESO。望远镜的观测时间由ESO和MPG的观测计划共享，而望远镜的营运和维护是ESO的责任。

它的仪器包括6,700万画素的广角影像器，视场的大小如同满月[23]，已经取得许多天体精彩的影像。 其它使用中的仪器是用来追踪宇宙中最强大爆炸的伽玛射线暴光学/近红外线检测器 ( Gamma-Ray Burst Optical/Near-Infrared Detector，GROND)[24]，和用来研究恒星的高分辨率摄谱仪：光纤回馈放大范围光学摄谱仪 (Fiber-fed Extended Range Optical Spectrograph，FEROS)。

其它的望远镜

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拉西拉还有多个国家和专案的望远镜，它们不由ESO操作，包括：瑞士望远镜、丹麦1.52米望远镜、REM和TAROT望远镜[25]。

  • 1.2米的欧拉望远镜是由瑞士大学的日内瓦天文台建造和操作，它可以进行高精度的径向速度测量，因此主要用于在南半球搜寻太阳系外的大系外行星。它第一次成功发现的是在格利泽86轨道上环绕的系外行星[26]。其它的观测计划聚焦在变星、星震学、继续追踪伽玛射线暴(GRB)、监视活跃星系核 (AGN) 和引力透镜。
  • 1.54米的丹麦望远镜是由Grubb-Parsons建造的，从1979年就一直在拉西拉使用着。这架望远镜装载着离轴架台，光学系统是里奇-克莱琴的设计。望远镜设备的经费和圆顶内有限的空间，使望远镜的指向受到限制[27]。
  • 快眼装置望远镜（英语：Rapid Eye Mount telescope） (The Rapid Eye Mount Telescope，REM) 是一架经纬仪架台、主镜60公分的小巧快速反应自动望远镜，从2002年10月开始运作。这架望远镜的主要目的是要快速的回应NASA的雨燕卫星检测到的伽玛射线暴，以追寻其余晖[25][28]。
  • 塔罗望远镜 (TAROT，Tèlescope à Action Rapide pour les Objets Transitoires—Rapid Action Telescope for Transient Objects) 是一架可以快速运动 (1秒钟) 的光学机器人望远镜，可以在伽玛射线暴一被检测到就开始进行观测。卫星侦测到伽玛射线暴的及时讯号会传送给塔罗望远镜，它的指向可以让天文学界将位置确认至弧秒以内。塔罗望远镜的资料对伽玛射线暴、物理上的火球和周围环境物质的演化都很有用[29]。

帕瑞纳

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主条目：帕瑞纳天文台
 
甚大望远镜
 
甚大望远镜的激光导引星在观测银河
 
360度的全景帕瑞纳南天星空

帕瑞纳天文台位于智利北部阿塔卡马沙漠的帕瑞纳山顶端。帕瑞纳山是2,635米的高山，位于安托法加斯塔小镇南方约120公里，在太平洋岸内陆12公里[30]。

帕瑞纳天文台有三架主要的望远镜：在可见光和红外线运作的甚大望远镜 (4架望远镜，每架口径均为8.2米)、可见光的VLT巡天望远镜 (VST，口径2.6米，仍在建造中)、和天文的可见光和红外线巡天望远镜 (VISTA，口径4.1米)[31]。

在2008年3月，在第22部的庞德电影量子危机，帕瑞纳是影片中几个镜头的场景[32][33]。

甚大望远镜

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主条目：甚大望远镜

在帕瑞纳的主要设施是甚大望远镜 (VLT)，它由4架几乎完全一样的8.2米的单一主镜望远镜，每架都配置2或3种仪器。这些大望远镜可以一起工作，以2或3架结合成巨大的干涉仪－ESO甚大干涉仪或VLTI，可以让天文学家观察得比单独一架望远镜更详细25倍。光束由镜面传递至下方的隧道，经过几乎相等长度的距离，在超过100米距离中的差异少于1/1000 mm，再由VLTI复杂的系统结合在一起。VLTI的分辨率达到百分之一角弧，这种精确度相当于分辨出远在月球上一辆汽车的两个车灯的角度[34]。

第一个单位在1998年5月开始运作，并在1999年4月1日提供给天文学界使用。其它的望远镜也在1999和2000年完成，从而使VLT全面投入运作。4架口径1.8米的辅助望远镜也已经加入VLTI，当主镜在执行其他的专案时，也可以使用它们。 这些辅助望远镜在2004年至2007年已经陆续安装完成。

平均每天都有数项来自VLTI的科学论文结果发表，并提供给同行评审。例如在2007年，几乎有500篇使用VLTI的资料的学术论文被发表[35]。这些望远镜的科学发现包括第一张太阳系外行星的影像[36]、追踪环绕银河系中心超大质量黑洞的单独恒星[37]、和观察已知距离最遥远的伽玛射线暴余晖[38]。

每架望远镜的马普切语名称
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长久以来，ESO都有意为这4架望远镜取个真实的名称，以取代原来枯燥和倾向技术性的数字编号名称。在1999年3月，就在帕瑞纳的落成典礼上，选择了马普切语中四个有意义的天体名称为这些望远镜命名。这些原住民几乎都居住在智利圣地亚哥的南方。

为了获得有意义的名称，安排了智利第二区首府安托法加斯塔的小学生参加短文的征名比赛活动。它为ESO的东道国吸引了许多优秀的参加者和留下丰富的文化遗产。

征文的优胜者是来自邻近智利卡拉马，秋基卡马塔(Chuquicamata)的17岁女孩Jorssy Albanez Castilla，她在帕瑞纳的落成典礼上得到她的奖品，一架业余望远镜[39]。

这4架望远镜现在被称为[40]：

  • Antu (UT1; 太阳)
  • Kueyen (UT2; 月球)
  • Melipal (UT3; 南十字)
  • Yepun (UT4; 金星—昏星)

最初将Yepun 翻译为天狼星，但Yepun 实际上的意义是维纳斯[41]。

巡天望远镜

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可见光和红外巡天望远镜
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可见光和红外巡天望远镜 (VISTA)[42]是ESO在智利北部帕瑞纳天文台最新的望远镜。他将被安放主峰旁边的另一个高峰上，以分享绝佳的相同观测条件。VISTA的主镜直径4.1米，是曾经制作的此种大小镜面中最光滑和曲率最完美的－完美的表面偏差不到人类头发直径的数万分之一－是对制造和抛光技术严峻的挑战[43]。

VISTA是由英国玛丽皇后学院为首的18个学院联合构思和发展的，作为英国赞同ESO的协定和加入的一项实质贡献。这架望远镜是以专案管理委托英国科学与技术委员会天文技术中心(STFC, UK ATC)设计和制造的。因为望远镜已经交由ESO营运，因此由玛丽皇后学院、伦敦大学和SFTC的代表在2009年12月10日出席在德国加兴ESO的总部进行了VISTA的临时验收[44]。

从它开始营运以来，这架望远镜已经捕捉到令人惊叹的影像[45][46]。

VLT巡天望远镜
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VLT巡天望远镜 (VST) 是口径2.6米，配备了先进的OmegaCAM，是268百万画素的CCD相机，视场有满月的4倍大。它以可见光巡天，补充了VISTA的不足。VST是ESO和意大利国家天文物理研究中心在那不勒斯的卡波迪蒙特天文观测所冒险合作计划的结果。预计可于2011年在帕瑞纳开始运作[47][48]。

这两项巡天调查的科学目标从暗能量的性质到近地小行星的威胁，包括许多现今仍令人兴奋的天文物理问题。来自整个欧洲的天文学家将组成庞大的团队进行调查，其中有些会聚焦再较小的范围，但将覆盖大部分的南半球星空。

有鉴于VIST的单一影像就有67百万画素，VST的OmegaCam更高达268百万画素，因此两者都将产生大量的资料。这两架巡天望远镜在每个晚上所产生的资料会比与VLT合作的其它所有仪器还要多。VST和VISTA一起，每年可以产生100多Tb的资料[47]。

拉诺德查南托

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APEX 12米次毫米波电波望远镜
 
在拉诺德查南托聚集在一起的3架ALMA天线。
 
An ALMA antenna en route to the plateau of Chajnantor for the first time

拉诺德查南托位于圣佩德罗－阿塔卡马东方约50公里，是在智利的阿塔卡马沙漠中标高5,100米的高原。这个场所比毛纳基山天文台高750米，更比帕瑞纳山的VLT高2,400米。

它是非常干燥的地区—不适合人类居住—但是次毫米波天文学绝佳的场地。 地球大气层的水蒸气分子会吸收和减弱次毫米辐射，因此这种形式的电波天文学需要干燥的场所。

在这里可以找到的望远景如下：

APEX和ALMA是为毫米和次毫米天文学设计的望远镜。 这种形式的天文学是尚未探测的边境，揭露出在我们熟悉的可见光和红外线之外的不可见宇宙。这是研究’’低温宇宙’’的理想选择：这种波长的光是来自非常巨大的低温星云的发射，温度只在绝对零度之上几十度。天文学家使用这种光线研究这些分子云的物理和化学条件－宇宙尘和气体密集区域是诞生新恒星的场所。以可见光所见，宇宙的这些区域往往因为尘埃的遮蔽是黑暗的，但是在毫米和次毫米的频谱下是闪闪发光。这些波长对研究宇宙中一些最早期和最遥远的星系团也很理想，因为它们的光已经红移到这个波长较长的范围[49][50]。

阿塔卡马探路者实验(APEX)

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阿塔卡马探路者实验望远镜是ESO与德国 (波恩) 马克斯普朗克电波研究所和瑞典翁萨拉的翁萨拉太空天文台合作，直径12米，是在南半球供作的同类望远镜中最大的，它工作的范围是在红外线和无线电波之间的毫米和次毫米波[51]。

APEX是为阿塔卡马大型毫米波阵列 (ALMA) 探路的。ALMA是一个革命性的天文干涉仪，由ESO和其它的国际伙伴合作，现在正在拉诺德查南托高原上兴建中。APEX是以ALMA的原型天线修改，成为单碟操作的次毫米电波望远镜。

阿塔卡马大型毫米波阵列 (ALMA)

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主条目：阿塔卡玛大型毫米波天线阵

ALMA是革命性设计的天文干涉仪，最初是有66个在波长0.3至9.6毫米的范围内操作的高精度天线。它的主要阵列会有50支直径12米的天线，可以一起作为单一的望远镜 － 干涉仪；附加一个由4支12米直径和12支7米直径的天线构成的紧致阵列。这些天线散布在高原上，彼此间的距离从150米至16公里不等，将让ALMA有强大的缩放能力。它将使用毫米和次毫米的波长，以前所未有的灵敏度和分辨率，10倍于哈伯太空望远镜和补充VLT干涉仪的不足，探索宇宙[52]。ALMA是东亚 (日本和台湾)，欧洲 (ESO)、北美 (美国和加拿大)和智利等地区与国家合作的结果。

一段ALMA运输装置的录影 （页面存档备份，存于互联网档案馆）显示如何移动天线。

ALMA的科学目标包括星系、恒星和行星的起源和形成，观察气体和尘埃的分子云，接近宇宙边缘的遥远星系和大爆炸残余的辐射遗迹[53]。ALMA的科学目标在2011年3月31日释出[54]，预计在2011年9月开始观测[55]。

ESO望远镜的科学工作

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搜寻太阳系外行星

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艺术家眼中的冰系外行星

搜寻太阳系外行星的关键元素可能是人类最有兴趣的问题：在宇宙的其它地方有生命吗？ ESO的天文台有独特仪器的军械库来发现、研究和监测这些所谓的系外行星。使用甚大望远镜，天文学家能够看见我们太阳系以外行星昏暗辉光的斑点，获得第一张系外行星的图片。这个新世界是巨大的，比木星还大五倍。这个观测标志出朝向现代天文物理学的最重要目标之一迈出一大步：描绘巨大行星的物理结构和化学组织的特征，最终，是类似地球的行星[56][57]。

使用HARPS，高精度径向速度行星搜寻者，天文学家已经发现至少四颗质量低于海王星的系外行星，包括两颗质量与地球相似－已发现最小的，和在适居带内7倍地球质量的系外行星－环绕着附近的恒星。天文学家认为这颗行星绕着母恒星公转的周期约为66天，并且是覆盖着海洋的－水世界。此一发现标志着在搜寻可以支持生命行星上的突破性成果[58]。

在拉西拉的其它望远镜，使用称为微透镜的创新技术，作为散布在全球各地的网络望远镜的一部分，并一起工作。这样的合作能更有效的发现比现今已经发现的行星与地球更为相似的新行星。一颗行星，质量只有地球的5倍，环绕母恒星的周大约期为10年，毫无疑问的确定有着岩石/冰的表面[59]。

测量宇宙的年龄

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球状星团杜鹃座47

天文学家曾经单独使用甚大望远镜执行独特的测量，为确定宙的年龄铺路。他们首先测量在银河系，我们所居住的星系，形成时诞生恒星的铀-238同位素[60]。

像考古学的碳元素定年法，但有着更长的时间尺度，这个'铀'时钟测量出恒星的年龄，显示的年龄是125亿岁。因为恒星不能早于宇宙本身，宇宙必然比恒星更为年老。这与我们从宇宙论得知宇宙年龄为137亿岁是吻合的。我们的银河系和恒星，必须在形成宇宙的大爆炸后不久就形成了[61]。

另一个结果将天文学的技术推向极限，并且引发在银河系中光最早新生的时间。天文学家第一次测量在球状星团中两颗恒星的铍含量。经由此，他们研究这个星团非常早期的阶段，和在银河非常早期时形成的第一颗恒星。它们发现在银河系中的第一代恒星，必须在大爆炸之后长约2亿年的黑暗时期结束之际，很快的就诞生了[62]。

在银河系中心的黑洞

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在银河的中心是什么？长久以来，天文学家都在怀疑在我们银河系的心脏潜伏着黑洞，但并不能肯定。在ESO使用拉西拉、帕瑞纳天文台的望远镜定期的对银河中心观测15年之后，天文学家终于获得无争议余地的证据。

恒星在银河系的中心特别密集，必须使用特殊的成像技术，例如调适光学以提升VLI的解析能力。天文学家可以前所未有的精确度，观察单颗恒星环绕着银河中心的移动[63]。它们的路径令人信服的表明，是受到一个超大质量黑洞，几乎是太阳质量的300万倍，的引力牵引[64]。VLT的观测还透露红外线的闪焰按固定时间间隔从这个区域放出能量。虽然这种现象的真正成因还不清楚，但观察家认为可能来自黑洞迅速的旋转。无论发生什么事情，黑洞的一生不会是平和与宁静的[65]。

天文学家也使用VLT超越我们的银河系，观测其它星系的核心内部，再次找到超大质量黑洞的明确迹象[66]。在活跃星系NGC 1097，它们看见前所未见的细节，复杂的细丝网扭曲的坠入星系的中心，并且可能是第一次提供详细观察物质的管道，是如何由星系的主要部分进入核心的最末端[67]。

伽玛射线暴

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伽玛射线暴 (GRBs) 是持续只有几秒钟到几分钟的高能伽玛射线爆发 － 对宇宙的时间只度来说只是一眨眼。众所周知他门出现在距离地球很遥远的地方，接近可观测宇宙距离的极限。

VLT曾经观测过的伽玛射线暴余晖是已知最遥远的距离，测量到的红移值是8.2， 这非常遥远的天文光源距离我们远达130亿光年。因而，这相当于宇宙只有6亿岁的年龄，或是当前年龄的5%。他在几秒钟内所释放的能量300倍于太阳在100亿年的寿命中所是放的总能量。因此，伽马射线暴是自宇宙大爆炸以来宇宙中最强大的爆炸[68]。

长久以来，研究人员一直试图发现这种爆炸的性质。观测显示伽马射线暴有两种类型－短时间 (短到只有几秒钟) 和长时间－因此怀疑是由两种不同的宇宙事件造成的。在2003年，天文学家使用ESO的望远镜发挥了关键性的作用，将一次长时间的伽马射线暴和大质量恒星终极的爆炸事件，称为’超新星爆炸’连结在一起。在爆炸之后一整个月追踪到的余晖，它表现出的光的属性与大质量恒星结束生命的超新星爆炸之后类似。在2005年，ESO的望远镜检测到一次，也是第一次，短时间爆发之后的可见光于余晖。在追踪这个光3个星期之后，天文学家显示短时间的爆发同于长时间的，不可能是超新星引起的。取而代之的，他们认为是中子星或黑洞合并的激烈事件[69]。 对伽玛射线暴余晖的观测也协调了VLT在可见光和阿塔卡马探路者实验 (APEX) 在毫米和次毫米波段找出可能的对应体，和它的波长与[70]。

科技档案与数位宇宙

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图集

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这些图像是来自 ESO Top 100 Images （页面存档备份，存于互联网档案馆）的前10名：.

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    VISTA以红外线看见的猎户座大星云
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    螺旋星云
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    球状星团：半人马座ω
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    来自帕瑞纳的340百万画素星野
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    NGC 2264和圣诞树星团
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    银河系的中心
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    NGC 2467和周围
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    马头星云
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    梅西尔78：在猎户座的一个反射星云
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    火焰星云隐藏的火
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    帕瑞纳的凌晨
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    未来在Chajnantor的ALMA阵列 (艺术家的描绘)
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    罕见的南天360度全景图
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    370百万画素的礁湖星云星野
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    银河的全景
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    ω星云
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    半人马A
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    成长中的恒星苗圃
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    拉西拉广角影像器的南冕座R区域的影像

相关条目

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参考资料

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外部链接

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