PARANAL:
OBSERVATORIO VERY LARGE TELESCOPE
(Sitio no oficial)

El observatorio terrestre más productivo del mundo

Mil docientos kilómetros al norte de Santiago, la capital de Chile, el Observatorio Europeo Austral (ESO en inglés) cosecha descubrimientos astronómicos con su conjunto de telescopios del Observatorio Very Large Telescope de Cerro Paranal, también llamado Observatorio Paranal. Aquí, en una desolada montaña de 2,600 metros de altura, de la Cordillera de la Costa en la Región de Antofagasta, se ha construido el mayor y más moderno observatorio del mundo.

La ESO, European Southern Observatory, es un consorcio científico europeo creado en 1962 para establecer y operar observatorios astronómicos en el hemisferio sur, y actualmente cuenta con la participación de 11 países europeos: Alemania, Austria, Bélgica, Dinamarca, España, Finlandia, Francia, Holanda, Italia, Portugal, el Reino Unido, República Checa, Suecia y Suiza; además de Chile como país anfitrión.

Paranal está en una de las zonas más secas de nuestro planeta. Un sitio que ofrece hasta 350 noches despejadas al año con condiciones atmosféricas muy estables. Es considerado el mejor sitio conocido para un observatorio astronómico visual en el hemisferio austral.

Los cuatro telescopios gigantes del VLT, tienen espejos de 8,2 metros de diámetro, fueron bautizados con nombres mapuches: Antu, Kueyen, Melipal y Yepún, que significan el Sol, la Luna, la Cruz del Sur y Venus, respectivamente. Tienen montura "altazimutal" (el telescopio gira en un eje vertical y uno horizontal) y están dispuestos según una configuración trapezoidal, que facilita su capacidad interferométrica. Para ello el observatorio cuenta además con cuatro telescopios auxiliares móviles de 1,8 metros, conformando el Interferómetro VLT.

La luz proveniente de los ocho telescopios podrá combinarse permitiendo alcanzar una resolución óptica (nitidez de la imagen) sin precedentes que será capaz de visualizar objetos de 2 metros de altura (¡naves exploradoras, por ejemplo!) en la superficie de la luna.

Los 4 telescopios de 8,2 metros también se utilizan individualmente. Un solo telescopio es capaz de obtener imágenes de objetos celestes extremadamente débiles: de magnitud 30 con una exposición de una hora. Esto corresponde a percibir la luz de una luciérnaga a más de 10.000 km de distancia.

El VLT está equipado con varios instrumentos astronómicos de diverso tipo, incluyendo cámaras CCD, espectrógrafos de alta resolución y fotómetros muy rápidos y de alta precisión. El VLT es capaz de observar así en un vasto rango espectral: todo la gama de longitudes de ondas, desde el ultravioleta profundo (3000 Å o 300 nm) hasta el infrarrojo lejano (20 µm o 20.000 nm). El primer telescopio en entrar en operaciones fue el VLT-Antú, que comenzó sus observaciones científicas el 1 Abril de 1999.

Se han construido otros dos telescopios para Paranal, el VLT Survey Telescope (VST) de 2,6 m para luz visible, que aportó Italia, y el Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy, VISTA de 4 m, que se fabricó en Gran Bretaña. Ambos instrumentos, de tipo Cassegrain, son utilizados para la realización de catálogos estelares con cámaras CCD de nueva tecnología y la búsqueda de objetivos para el VLT.

Espectacular vista virtual a una unidad de los telescopios gigantes de Paranal.

Visitas al Observatorio VLT.
Teléfono: 56.2.2463 3000


AVISO:


EL VLT/YEPÚN AHORA VE COMO SI ESTUVIERA EN EL ESPACIO
Con la ayuda de 4 rayos láser corrige las aberraciones atmosféricas.



(3 Agosto, 2017 ESO/CA) Uno de los principales problemas de los astrónomos es que la atmósfera genera perturbaciones en las imágenes de los objetos astronómicos que observan desde sus telescopios, es el famoso titilar de las estrellas, que puede sonar muy poético pero a los científicos les arruina sus imágenes. Para evitarlo se buscan sitios altos, donde tengan poca atmósfera encima de los telescopios, pero aún allí les causa problemas. Si instalan el telescopio en la órbita de la Tierra, en el espacio, esto puede resolverse, pero eso no es fácil, el espacio es un sitio lleno de radiación y peligros por los que los telescopios allí duran poco; además el instrumento debe estar en movimiento permanente (viajando a 26.000 km/h), con lo que tomar una foto con tiempo es otro dolor de cabeza. Fuera que llegar a esas alturas (300 o 400 km de altura) es muy caro y tampoco se pueden llevar telescopios muy grandes en los cohetes.

En los años 1980s, con el advenimiento de la computación, comenzaron a desarrollarse sistemas para compensar las perturbaciones atmosféricas mediante un espejo flexible puesto en el camino del rayo de luz que transporta la imagen hacia la cámara fotográfica, se le llamó "Óptica Adaptativa". Para ello el instrumento debe observar una estrella cercana al objeto que se pretende fotografiar y se modifica el espejo flexible de acuerdo a como se mueva esa estrella. Posteriormente se experimentó con rayos láser que generan una estrella artificial en la estratósfera lo que permite usar el sistema aún cuando no exista una estrella brillante cerca.

Imagen arriba: Los 4 rayos laser del sistema de óptica adaptativa encendidos sobre el telescopio Yepún de 8 metros de Paranal. Crédito: ESO.

La unidad de telescopio 4 (Yepun) del observatorio VLT (Very Large Telescope) de ESO ha sido convertido en un telescopio completamente adaptativo, luego que se instalara allí el moderno sistema de óptica adaptativa AOF (Adaptic Optics Facility) que ha visto su primera luz con el instrumento MUSE, captando imágenes increíblemente precisas de galaxias y nebulosas planetarias. Esto después de más de una década de planificación, construcción y pruebas. El acoplamiento de AOF y MUSE forma uno de los sistemas tecnológicos más avanzados y potentes jamás construidos para la astronomía terrestre.

El sistema de óptica adaptativa AOF utiliza 4 laseres que crean cuatro estrellas artificiales alrededor del objeto observado con las que se ayuda a corregir las aberraciones producidas por la atmósfera en las imágenes tomadas desde la superficie.

La instalación de óptica adaptativa será primero utilizada por el instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer, explorador espectroscópico multiunidad) [1] del Telescopio 4 (UT4), permitiendo a MUSE obtener imágenes mucho más nítidas y dando como resultado duplicar el contraste alcanzado previamente. MUSE puede ahora estudiar objetos astronómicos incluso más débiles.

"Ahora, incluso cuando las condiciones meteorológicos no son las óptimas, los astrónomos pueden seguir obteniendo una excelente calidad de imagen gracias al sistema de óptica adaptativa AOF," explica Harald Kuntschner, Científico del Proyecto AOF en ESO.

Imagen: Espectacular imagen con óptica adaptativa de la nebulosa planetaria IC 4406, situada en la sureña constelación de Lupus (el lobo). La vemos en el cielo con el tamaño de la Luna y con magnitud 10,5. Estas nuevas observaciones de IC 4406 revelaron capas que no se habían visto nunca antes, junto con las estructuras de polvo oscuro de la nebulosa, ya conocidas, que le dieron el popular nombre de nebulosa de la Retina. Crédito: ESO.

Tras una batería de pruebas con el nuevo sistema, el equipo de astrónomos e ingenieros fue recompensado con una serie de imágenes espectaculares. Los astrónomos fueron capaces de observar las nebulosas planetarias IC 4406, situada en la sureña constelación de Lupus (el lobo) a 2 mil años luz de distancia, y NGC 6369, situada en la constelación de Ofiuco (el portador de la serpiente). Las observaciones de MUSE con el sistema de óptica adaptativa AOF dieron como resultado impresionantes mejoras en la nitidez de las imágenes, revelando estructuras en forma de capas nunca antes vistas en IC 4406 [2].

El sistema de óptica adaptativa AOF que hizo posibles estas observaciones se compone de muchas partes que trabajan juntas. Incluye las instalaciones 4LGSF (Four Laser Guide Star Facility, sistema de cuatro estrellas de guiado láser) y el espejo secundario deformable muy delgado de UT4 [3] [4]. El 4LGSF emite al cielo cuatro rayos láser de 22 vatios para hacer que brillen los átomos de sodio de las capas superiores de la atmósfera, produciendo manchas de luz en el cielo que imitan a estrellas. Los sensores del módulo GALACSI (Ground Atmospheric Layer Adaptive Corrector for Spectroscopic Imaging, corrector adaptativo de capa atmosférica desde tierra para imagen espectroscópica) utilizan estas estrellas artificiales para determinar las condiciones atmosféricas y ordenarle a los actuadores del espejo secundario como compensarlas.

Mil veces por segundo, el sistema AOF calcula la corrección que debe aplicarse para cambiar la forma del espejo secundario deformable del telescopio con el fin de compensar las perturbaciones atmosféricas. En particular, GALACSI corrige la turbulencia en la capa de la atmósfera de hasta un kilómetro por encima del telescopio. Dependiendo de las condiciones, la turbulencia atmosférica puede variar con la altitud, pero los estudios han demostrado que la mayoría de las perturbaciones atmosféricas se producen en esta "capa terrestre" de la atmósfera.

"El sistema AOF es esencialmente equivalente a elevar el VLT unos 900 metros, por encima de la capa más turbulenta de la atmósfera", explica Robin Arsenault, Gestor del Proyecto AOF. "Antes, si queríamos imágenes más nítidas, habríamos tenido que encontrar un sitio mejor o usar un telescopio espacial, pero ahora, con el sistema AOF, podemos crear condiciones mucho mejores sin movernos del sitio y por una pequeña parte de lo que costarían las otras opciones".

Imagen arriba: Estas imágenes de la nebulosa planetaria NGC 6369 permiten comparar como mejora la visión del MUSE luego de la instalación del OAF. El AOF permite a MUSE captar imágenes mucho más nítidas de los objetos celestes y ver estructuras mucho más finas y débiles, como el gas de esta nebulosa. Crédito: ESO.

Las correcciones aplicadas por el sistema AOF mejoran de forma rápida y continua la calidad de imagen al concentrar la luz para formar imágenes más nítidas, permitiendo a MUSE resolver los detalles más finos y detectar estrellas más tenues, algo que antes no podía hacer. Actualmente GALACSI proporciona corrección sobre un amplio campo de visión, pero este es sólo el primer paso para traer la óptica adaptativa a MUSE. Se está preparando un segundo modo de GALACSI y se espera que vea su primera luz a principios de 2018. Este modo de campo estrecho corregirá la turbulencia a cualquier altitud, permitiendo observaciones de pequeños campos de visión con mayor resolución.

Imagen izqu.: Los 1.170 actuadores que se instalaron bajo el espejo secundario de 1,12 metros de diámetro y 2 milímetros de espesor, en el sistema de óptica adaptativa del telescopio Yepún de 8 metros de Paranal. Crédito: ESO.

"Hace 16 años, cuando propusimos construir el revolucionario instrumento MUSE, nuestra idea era acoparlo con otro sistema altamente avanzado: AOF", afirma Roland Bacon, líder del proyecto MUSE. "El potencial de MUSE de hacer descubrimientos, ya amplio de por sí, se ha mejorado aún más. Nuestro sueño se está convirtiendo en realidad".

Uno de los principales objetivos científicos del sistema es observar objetos débiles en el universo distante con la mejor calidad de imagen posible, lo que requiere de exposiciones de muchas horas. Joël Vernet, científico de los proyectos ESO MUSE y GALACSI, comenta: "En particular nos interesa observar las galaxias más pequeñas y débiles a las mayores distancias. Son galaxias en formación, aún en su infancia, y son clave para comprender cómo se forman las galaxias".

Además, MUSE no es el único instrumento que se beneficiará del sistema AOF. En un futuro próximo, otro sistema de óptica adaptativa llamado GRAAL se pondrá en marcha en el instrumento infrarrojo HAWK-I (ya en funcionamiento) afinando su visión del universo. Le seguirá más tarde el nuevo y potente instrumento ERIS.

"ESO está impulsando el desarrollo de estos sistemas de óptica adaptativa y AOF es también un pionero para el ELT (Extremely Large Telescope) de ESO", agregó Arsenault. "Trabajar en el sistema AOF nos ha proporcionado (a científicos, ingenieros e industria por igual) una valiosa experiencia y conocimientos que ahora usaremos para superar los retos de la construcción del ELT".

Notas:
[1] MUSE es un espectrógrafo de campo integral, un poderoso instrumento que produce un conjunto de datos en 3D de un objeto seleccionado, donde cada píxel de la imagen corresponde a un espectro de la luz del objeto. Esencialmente esto significa que el instrumento crea miles de imágenes del objeto al mismo tiempo, cada uno en una longitud de onda distinta de la luz, captando una gran cantidad de información.

[2] IC 4406 ha sido previamente observado con el VLT (eso9827a).

[3] Con 1,12 metros de diámetro, es el espejo de óptica adaptativa más grande que se ha construido y ha necesitado de tecnología punta. Se montó en UT4 en 2016 (ann16078) para reemplazar al espejo secundario convencional original del telescopio.

[4] Ya se han desarrollado otras herramientas para optimizar el funcionamiento del sistema AOF que ya están en funcionamiento. Se trata de una extensión del software “Astronomical Site Monitor “ que monitoriza la atmósfera para determinar la altitud a la que ocurren las turbulencias y el LTCS (Laser Traffic Control System) que impide que otros telescopios observen los rayos láser o las estrellas artificiales, lo cual podrían influir en sus observaciones.


INSTRUMENTOS DEL VLT

Lista de instrumentos de primera generación para el VLT, los focos donde se ubican y los telescopios donde están, o serán montados:

Telescopio Foco
  Nasmyth A Cassegrain Nasmyth B Interferómetro
UT1 (ANTU) CRIRES FORS2 ISAAC

MIDI

AMBER

PRIMA

UT2 (KUEYEN) FLAMES FORS1 UVES
UT3 (MELIPAL) visitor VISIR VIMOS
UT4 (YEPUN) HAWK-I SINFONI NACO
Laser Guide Star
VST n/e OmegaCAM n/e n/e
VISTA n/e IR camera n/e n/e

Fuente: ESO. Los instrumentos o equipos aun en construcción están indicados en itálicas.
n/e = No existe, estos telescopios contarán sólo con foco Cassegrain.

Instrumentos actuales del VLT (A agosto 2017):
http://www.eso.org/sci/facilities/develop/ao/sys.html

Preparando la observación


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