Publicado por Galileo del sitio web odisea cósmica
El pasado 26 de abril, el Observatorio Europeo Austral hizo pública su decisión de escoger el emplazamiento de Monte Armazones en Chile, como lugar de construcción del nuevo telescopio gigante E-ELT, el más grande de la historia. El E-ELT representa una nueva etapa en la carrera de tamaño de los telescopios. Desde que Galileo Galilei construyera su telescopio hace 400 años, esta carrera no ha cesado por un momento. Sin embargo, en esta carrera los telescopios han tenido que superar 6 desafíos técnicos.
El colosal E-ELT será construído en Chile1. Captar el máximo de luz
Un telescopio es un embudo de luz. Los telescopios recogen los rayos de luz hasta formar una imagen de la fuente. Cuanto mayor sea su diámetro, mayor será la cantidad de luz captada. Esto es de suma importancia porque al aumentar el tamaño del telescopio es posible observar la luz de objetos débiles. La capacidad de nuestro ojo es limitada: capta la luz por la pupila, una ventana circular que se dilata un máximo de 6 milímetros en oscuridad completa. Con la pupila dilatada al máximo somos capaces de observar estrellas de hasta sexta magnitud. Un telescopio de 6 metros de diámetro tiene un diámetro 1000 veces mayor que nuestra pupila, como la superficie del círculo aumenta en razón al cuadrado del diámetro, la superficie del espejo de 6 metros es 1 millón de veces mayor que nuestro ojo, por tanto veríamos objetos con magnitud 21 [1] (en realidad esto es aproximado el valor real estaría entre 24 y 25).
Esto debe tener en cuenta el hecho de que la luz es una onda, cuando encuentra un obstáculo la onda es perturbada: esto es el fenómeno de difracción de la luz.
De esta forma en un telescopio, la imagen de una estrella no es exactamente puntual, sino que parece una mancha producida por un conjunto de anillos, llamados anillos de difracción. Si al observar dos estrellas están muy próximas en el cielo, sus manchas de difracción pueden superponerse. Entonces resulta difícil sino imposible distinguirlas. El poder de resolución de un telescopio, la capacidad de separar dos fuentes puntuales angularmente próximas, varía en función del inverso del diámetro. Por ejemplo, un instrumento de 10 centímetros de diámetro tiene un poder de resolución de 1,2 segundos de arco, mientras que por ejemplo los telescopios gigantes de 8,4 metros que integran el VLT tienen cada uno un poder de resolución de 0,015 segundos de arco. De manera que los telescopios de mayor diámetro no sólo son capaces de captar fuentes más débiles de luz, sino que además pueden resolver detalles más finos.
[1] Nota: por definición una estrella de magnitud 1 brilla 100 veces más que una estrella de magnitud 6. Por tanto un salto de 5 magnitudes supone una diferencia de brillo de un factor 100, de eso deducimos que un salto de 15 magnitudes supone una diferencia de brillo de un factor 100 X 100 X 100= 1.000.000. 6 + 15= 21
2. Aligerar peso
Construir un telescopio de gran diámetro también implica vencer obstáculos de peso. Por ejemplo la lente objetivo de un telescopio refractor no puede superar un metro de diámetro. Esto se debe a que debido al montaje de un telescopio refractor la lente está sostenida únicamente por los bordes, debido al peso de la lente esta se deforma y pierde su funcionalidad. Si se opta por utilizar un vidrio más grueso la lente pierde luminosidad, por lo que no resulta práctico construir telescopios con lentes (refractores) de más de un metro de diámetro. De hecho el refractor más grande, el del Observatorio de Yerkes en Chicago, tiene una lente de 101 cm de diámetro.
En la imagen el la parte inferior del espejo del Telescopio de 5 metros Hale. El dibujo geométrico está formado por partes huecas y sirve para aligerar el espejo
En cambio, los espejos reposan sobre un soporte y pueden construirse de grandes diámetros. En 1948 entró en servicio el Telescopio Hale en Monte Palomar, California, con un espejo primario de 200 pulgadas (5,08 metros). Con este enorme tamaño fue el instrumento óptico astronómico mayor del mundo hasta 1976, cuando se inauguró el Telescopio BTA de Zelenchukskaya en el Caucaso con 6 metros de diámetro.
Para tener una buena rigidez y conservar su forma parabólica en cualquier orientación, estos espejos deben ser gruesos. Por lo tanto es necesario un disco de vidrio de gran espesor para el espejo. En el proceso de enfriamiento se forman burbujas de aire, si el enfriamiento es rápido las burbujas no pueden alcanzar la superficie del vidrio. Al quedarse aprisionadas suponen un riesgo para el vidrio, de forma que las tensiones mecánicas entre la superficie y el interior del vidrio pueden quebrar el espejo durante el enfriamiento. Con el fin de evitarlo, toda la masa del vidrio debe conservar una temperatura homogénea. Todas estas razones explican por qué el proceso de enfriamiento del espejo del telescopio de 5 metros de Monte Palomar, duró nada menos que 11 meses a un ritmo de un descenso de 0,8º C por día. Con el mismo principio, se tardarían 10 años para obtener un espejo de 50 metros.
Construir un telescopio de gran diámetro también implica vencer obstáculos de peso. Por ejemplo la lente objetivo de un telescopio refractor no puede superar un metro de diámetro. Esto se debe a que debido al montaje de un telescopio refractor la lente está sostenida únicamente por los bordes, debido al peso de la lente esta se deforma y pierde su funcionalidad. Si se opta por utilizar un vidrio más grueso la lente pierde luminosidad, por lo que no resulta práctico construir telescopios con lentes (refractores) de más de un metro de diámetro. De hecho el refractor más grande, el del Observatorio de Yerkes en Chicago, tiene una lente de 101 cm de diámetro.
En la imagen el la parte inferior del espejo del Telescopio de 5 metros Hale. El dibujo geométrico está formado por partes huecas y sirve para aligerar el espejoEn cambio, los espejos reposan sobre un soporte y pueden construirse de grandes diámetros. En 1948 entró en servicio el Telescopio Hale en Monte Palomar, California, con un espejo primario de 200 pulgadas (5,08 metros). Con este enorme tamaño fue el instrumento óptico astronómico mayor del mundo hasta 1976, cuando se inauguró el Telescopio BTA de Zelenchukskaya en el Caucaso con 6 metros de diámetro.
Para tener una buena rigidez y conservar su forma parabólica en cualquier orientación, estos espejos deben ser gruesos. Por lo tanto es necesario un disco de vidrio de gran espesor para el espejo. En el proceso de enfriamiento se forman burbujas de aire, si el enfriamiento es rápido las burbujas no pueden alcanzar la superficie del vidrio. Al quedarse aprisionadas suponen un riesgo para el vidrio, de forma que las tensiones mecánicas entre la superficie y el interior del vidrio pueden quebrar el espejo durante el enfriamiento. Con el fin de evitarlo, toda la masa del vidrio debe conservar una temperatura homogénea. Todas estas razones explican por qué el proceso de enfriamiento del espejo del telescopio de 5 metros de Monte Palomar, duró nada menos que 11 meses a un ritmo de un descenso de 0,8º C por día. Con el mismo principio, se tardarían 10 años para obtener un espejo de 50 metros.
3. Mantener los espejos en forma
Aunque la construcción de telescopios no progresó excesivamente entre el Telescopio Hale y el BTA, este no fue el caso de la informática. El telescopio soviético BTA se aprovechó de ello. Para limitar los contratiempos mecánicos impuestos por un espejo de gran tamaño, los ingenieros del Telescopio BTA diseñaron una montura altazimutal. La orientación del telescopio debía hacerse entonces en dos ejes: azimut y altura, sin embargo este montaje fallaba para compensar la rotación de la Tierra y seguir los objetos en el cielo. Sin embargo, el uso de computadoras permitió calcular en todo momento la velocidad en cada eje que debía transmitirse los motores. Esta fue la primera revolución informática para los instrumentos astronómicos.
Aunque la construcción de telescopios no progresó excesivamente entre el Telescopio Hale y el BTA, este no fue el caso de la informática. El telescopio soviético BTA se aprovechó de ello. Para limitar los contratiempos mecánicos impuestos por un espejo de gran tamaño, los ingenieros del Telescopio BTA diseñaron una montura altazimutal. La orientación del telescopio debía hacerse entonces en dos ejes: azimut y altura, sin embargo este montaje fallaba para compensar la rotación de la Tierra y seguir los objetos en el cielo. Sin embargo, el uso de computadoras permitió calcular en todo momento la velocidad en cada eje que debía transmitirse los motores. Esta fue la primera revolución informática para los instrumentos astronómicos.
Telescopio BTA de 6 metros. En la imagen de ojo de pez puede apreciarse la montura de horquilla altazimutalLa segunda vino con la puesta en servicio del New Technology Telescope en 1989. Su espejo de 3,5 metros no tenía nada de espectacular. Era el grosor de su telescopios de 24 centímetros el que marcaba la diferencia. Este espejo podía deformarse e inclinarse mientras funcionaba. Estaba gobernado por 75 actuadores dirigidos por ordenador. Todas las alteraciones de su forma, estaban calculadas por un sistema óptico preciso, los actuadores imprimían y modificaban presiones ejercidas en el espejo. Para conseguir una calidad óptica óptima, la fuerza ejercida por cada actuador estaba regulada una vez por segundo. Esta técnica se llama óptica activa, y hoy en día la usan todos los grandes telescopios del mundo.
4. Lucha contra la atmósfera
La luz de los astros atraviesa la atmósfera, pero las ondas de luz son distorsionadas por la turbulencia. Las imágenes se ven borrosas y el poder de resolución de cualquier telescopio, no importa lo grande que sea se ve reducido a aproximadamente 1 segundo de arco, o a lo sumo 0,4 segundos de arco en los mejores lugares de observación como el desierto de Atacama en Chile, hogar de numerosos telescopios.
La luz de los astros atraviesa la atmósfera, pero las ondas de luz son distorsionadas por la turbulencia. Las imágenes se ven borrosas y el poder de resolución de cualquier telescopio, no importa lo grande que sea se ve reducido a aproximadamente 1 segundo de arco, o a lo sumo 0,4 segundos de arco en los mejores lugares de observación como el desierto de Atacama en Chile, hogar de numerosos telescopios.
En la imagen Cerro Paranal (al fondo) en el desierto de Atacama de Chile. Paranal es uno de los mejores lugares del mundo en cuanto a calidad de cieloEste límite impuesto por la atmósfera se llama "seeing" es el poder de resolución efectivo que resulta de combinar el telescopio y la atmósfera. El seeing varía en función de las condiciones atmosféricas de cada momento.
Una solución para este problema es situar el telescopio en la cumbre de una montaña, reduciéndose este problema considerablemente.
Otra solución más radical es emplezar el telescopio en el espacio. Esto es lo que se ha hecho con el Telescopio Espacial Hubble, situado en la órbita de la Tierra. Su espejo de tan sólo 2,4 metros puede funcionar al máximo de su capacidad teórica consiguiendo las imágenes más nitidas hasta ahora con un poder de resolución de 0,05 segundos de arco unas 20 veces mejor que desde la superficie de la Tierra.
5. Corregir las turbulencias
Hace 20 años la informática y la astronomía se aliaron de nuevo para conseguir un método para evitar tener que ir al espacio. Las turbulencias de la atmósfera deforman el frente de onda de la luz, sin embargo, la luz puede considerarse estable durante un breve instante de entre 3 a 70 microsegundos. sin embargo si las superficies ópticas se adaptan rápidamente y constantemente es posible conseguir una imagen estable durante más tiempo. Este método se conoce como "óptica adaptativa". Esta técnica consigue obtener imágenes como si la atmósfera no estuviese al corregir constantemente la imagen. De esta forma se consigue que el poder de resolución del telescopio no resulte limitado por la atmósfera.
En la imagen el Telescopio Grantecan, de 10,4 metros de diámetro. Este telescopio asistido por su sistema de óptica adaptativa es capaz de superar al mismísimo Hubble
Aunque el principio es el mismo (deformar un espejo mediante actuadores controlados por computadora), la diferencia entre óptica activa y óptica adaptativa radica en la naturaleza de las deformaciones. La óptica activa actúa en el espejo primario, corrigiendo las deformaciones que resultan de la mecánica del telescopio aun ritmo de tan solo una vez por segundo. Sin embargo, la óptica adaptativa corrige los efectos de la atmósfera en un espejo secundario o terciario, a razón de 100 veces por segundo. Sin la óptica adaptativa los espejos de los grandes telescopios conseguirían el mismo poder de resolución que un telescopio de aficionado.
Hace 20 años la informática y la astronomía se aliaron de nuevo para conseguir un método para evitar tener que ir al espacio. Las turbulencias de la atmósfera deforman el frente de onda de la luz, sin embargo, la luz puede considerarse estable durante un breve instante de entre 3 a 70 microsegundos. sin embargo si las superficies ópticas se adaptan rápidamente y constantemente es posible conseguir una imagen estable durante más tiempo. Este método se conoce como "óptica adaptativa". Esta técnica consigue obtener imágenes como si la atmósfera no estuviese al corregir constantemente la imagen. De esta forma se consigue que el poder de resolución del telescopio no resulte limitado por la atmósfera.
En la imagen el Telescopio Grantecan, de 10,4 metros de diámetro. Este telescopio asistido por su sistema de óptica adaptativa es capaz de superar al mismísimo HubbleAunque el principio es el mismo (deformar un espejo mediante actuadores controlados por computadora), la diferencia entre óptica activa y óptica adaptativa radica en la naturaleza de las deformaciones. La óptica activa actúa en el espejo primario, corrigiendo las deformaciones que resultan de la mecánica del telescopio aun ritmo de tan solo una vez por segundo. Sin embargo, la óptica adaptativa corrige los efectos de la atmósfera en un espejo secundario o terciario, a razón de 100 veces por segundo. Sin la óptica adaptativa los espejos de los grandes telescopios conseguirían el mismo poder de resolución que un telescopio de aficionado.
6. Multiplicar los espejos
Las próximas generaciones de telescopios están a la vuelta de la esquina. El americano TMT (Thirty-Meter Telescope) de 30 metros de diámetroo su primo europeo E-ELT de 42 metros de diámetro y la carrera para construir telescopios supergigantes continua... Pero cómo se puede fabricar un espejo de 30 o 42 metros? En realidad estos telescopios tan grandes disponen de múltiples espejos pequeños para conseguir obtener el rendimiento de un espejo monolítico mucho más grande. Por ejemplo en el caso del E-ELT, será necesario ensamblar 1000 espejos hexagonales de 1,4 metros de diámetro cada uno, con un espesor de tan sólo 5 cm.
Espejo primario segmentado del Telescopio Hobby-Eberly con un diámetro efectivo equivalente de 9,2 metros
Su espejo secundario consta de cinco espejos adicionales equivalentes a un espejo único de 6 metros. Los tres primeros que están situados en el eje óptico permitirán transformar el espejo primario segmentado en un espejo monolítico virtual de 42 metros. Los otros dos están destinados al sistema de óptica adaptativa. El Telescopio no estará por tanto limitado al "seeing" sino que podrá conseguir un poder de resolución de tan sólo 3 milésimas de segundo de arco. Por supuesto el esquema óptico de un telescopio de espejos segmentados es más complejo que el de un telescopio con un espejo de una sola pieza, pero es un precio que hay que pagar por el gigantismo.
Esta técnica ya ha sido probada en los telescopios gemelos de 10 metros Keck en Hawai, en servicio desde 1993. Los Keck poseen 36 espejos segmentados y disponen de un sistema de óptica activa que premite recoger la luz de todos los segmentos para formar un espejo virtual de 10 metros de diámetro. El telescopio español GRANTECAN de 10,4 metros de diámetro situado en el Roque de los Muchachos en la Isla de la Palma también emplea un sistema similar.
Los tiempos han cambiado mucho desde Galileo, estos grandes telescopios tomarán imágenes de las superficies de los exoplanetas. sin embargo, no olvidemos que la carrera hacia los objetos más débiles no debe despreciar a los más brillantes, inobservables por los telescopios gigantes. Es imposible estudiar los astros de magnitud 7 con el VLT, por ejemplo. La lección que debemos aprender aquí es sencilla: al lado de los telescopios gigantes, existe un lugar para los telescopios "pequeños", por la enorme diversidad de astros descubiertos.
Las próximas generaciones de telescopios están a la vuelta de la esquina. El americano TMT (Thirty-Meter Telescope) de 30 metros de diámetroo su primo europeo E-ELT de 42 metros de diámetro y la carrera para construir telescopios supergigantes continua... Pero cómo se puede fabricar un espejo de 30 o 42 metros? En realidad estos telescopios tan grandes disponen de múltiples espejos pequeños para conseguir obtener el rendimiento de un espejo monolítico mucho más grande. Por ejemplo en el caso del E-ELT, será necesario ensamblar 1000 espejos hexagonales de 1,4 metros de diámetro cada uno, con un espesor de tan sólo 5 cm.
Espejo primario segmentado del Telescopio Hobby-Eberly con un diámetro efectivo equivalente de 9,2 metrosSu espejo secundario consta de cinco espejos adicionales equivalentes a un espejo único de 6 metros. Los tres primeros que están situados en el eje óptico permitirán transformar el espejo primario segmentado en un espejo monolítico virtual de 42 metros. Los otros dos están destinados al sistema de óptica adaptativa. El Telescopio no estará por tanto limitado al "seeing" sino que podrá conseguir un poder de resolución de tan sólo 3 milésimas de segundo de arco. Por supuesto el esquema óptico de un telescopio de espejos segmentados es más complejo que el de un telescopio con un espejo de una sola pieza, pero es un precio que hay que pagar por el gigantismo.
Esta técnica ya ha sido probada en los telescopios gemelos de 10 metros Keck en Hawai, en servicio desde 1993. Los Keck poseen 36 espejos segmentados y disponen de un sistema de óptica activa que premite recoger la luz de todos los segmentos para formar un espejo virtual de 10 metros de diámetro. El telescopio español GRANTECAN de 10,4 metros de diámetro situado en el Roque de los Muchachos en la Isla de la Palma también emplea un sistema similar.
Los tiempos han cambiado mucho desde Galileo, estos grandes telescopios tomarán imágenes de las superficies de los exoplanetas. sin embargo, no olvidemos que la carrera hacia los objetos más débiles no debe despreciar a los más brillantes, inobservables por los telescopios gigantes. Es imposible estudiar los astros de magnitud 7 con el VLT, por ejemplo. La lección que debemos aprender aquí es sencilla: al lado de los telescopios gigantes, existe un lugar para los telescopios "pequeños", por la enorme diversidad de astros descubiertos.
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