X-shooter is the first 2nd generation instrument of the ESO Very Large Telescope(VLT). It is a very efficient, single-target, intermediate-resolution spectrograph that was installed at the Cassegrain focus of UT2 in 2009. The instrument covers, in a single exposure, the spectral range from 300 to 2500 nm. It is designed to maximize the sensitivity in this spectral range through dichroic splitting in three arms with optimized optics, coatings, dispersive elements and detectors. It operates at intermediate spectral resolution (R~4,000 - 17,000, depending on wavelength and slit width) with fixed echelle spectral format (prism cross-dispersers) in the three arms. It includes a 1.8"x4" Integral Field Unit as an alternative to the 11" long slits. A dedicated data reduction package delivers fully calibrated two-dimensional and extracted spectra over the full wavelength range. We describe the main characteristics of the instrument and present its performance as measured during commissioning, science verification and the first months of science operations.

Abstract The acronym ESPRESSO stems for Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations; this instrument will be the next VLT high resolution spectrograph. The spectrograph will be installed at the Combined‐Coudé Laboratory of the VLT and linked to the four 8.2 m Unit Telescopes (UT) through four optical Coudé trains. ESPRESSO will combine efficiency and extreme spectroscopic precision. ESPRESSO is foreseen to achieve a gain of two magnitudes with respect to its predecessor HARPS, and to improve the instrumental radial‐velocity precision to reach the 10 cm s –1 level. It can be operated either with a single UT or with up to four UTs, enabling an additional gain in the latter mode. The incoherent combination of four telescopes and the extreme precision requirements called for many innovative design solutions while ensuring the technical heritage of the successful HARPS experience. ESPRESSO will allow to explore new frontiers in most domains of astro‐physics that require precision and sensitivity. The main scientific drivers are the search and characterization of rocky exoplanets in the habitable zone of quiet, nearby G to M‐dwarfs and the analysis of the variability of fundamental physical constants. The project passed the final design review in May 2013 and entered the manufacturing phase. ESPRESSO will be installed at the Paranal Observatory in 2016 and its operation is planned to start by the end of the same year. (© 2014 WILEY‐VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim)

Context . Over the past decade, the high-contrast observation of disks and gas giant planets around nearby stars has been made possible with ground-based instruments using extreme adaptive optics (XAO). These facilities produce images with a Strehl ratio higher than 90% in the H band, in median observing conditions and high-flux regime. However, the correction leaves behind adaptive optics (AO) residuals, which impede studies of fainter or less massive exoplanets. Aims . Cascade AO systems with a fast second stage based on a Pyramid wavefront sensor (PWFS) have recently emerged as an appealing solution to reduce the atmospheric wavefront errors. Since these phase aberrations are expected to be small, they can also be accurately measured by a Zernike wavefront sensor (ZWFS), a well-known concept for its high sensitivity and moderate linear capture range. We propose an alternative second stage that relies on the ZWFS to correct for the AO residuals. Methods . We implemented the cascade AO with a ZWFS-based control loop on the ESO’s GPU-based High-order adaptive OpticS Testbench (GHOST) to validate the scheme in monochromatic light. We emulated the XAO first stage in different observing conditions (wind speed, seeing) and determined the corresponding operation parameters (e.g., number of controlled modes, integrator gain, loop calibration) that lead to stable loop operation and good correction performance. Our strategy was assessed in terms of corrected wavefront errors and contrast gain in the images with a Lyot coronagraph to probe its efficiency. Results . In median wind speed and seeing, our second-stage AO with a ZWFS and a basic integrator was able to reduce the atmospheric residuals by a factor of 6 and increase the wavefront error stability with a gain of 2 between open and closed loop. In the presence of non-common path aberrations, we also achieved a contrast gain of a factor of 2 in the coronagraphic images at short separations from the source, proving the ability of our scheme to work in cascade with an XAO loop. In addition, it may prove useful for imaging fainter or lighter close-in companions. In more challenging conditions, contrast improvements are also achieved by adjusting the control loop features. Conclusions . Our study validates the ZWFS-based second-stage AO loop as an effective solution to address small residuals left over from a single-stage XAO system for the coronagraphic observations of circumstellar environments. Our first in-lab demonstration paves the way for more advanced versions of our approach with different temporal control laws, non-linear reconstructors, and spectral widths. This would allow our approach to operate in high-contrast facilities on the current 8–10 m class telescopes and Extremely Large Telescopes to observe exoplanets, all the way down to Earth analogs around M dwarfs.