PARANAL:
OBSERVATORIO VERY LARGE TELESCOPE
(Sitio no oficial)

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.

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(19 Julio, 2018 ESO/CA) El instrumento pionero MUSE en modo de campo estrecho, trabajando con el módulo de óptica adaptativa GALACSI, ahora puede utilizar esta nueva técnica para corregir las turbulencias de la atmósfera a diferentes altitudes. Ahora es posible captar imágenes desde la superficie de la tierra en longitudes de onda visibles más nítidas que las del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA. La combinación de una gran nitidez de la imagen junto con las capacidades espectroscópicas de MUSE, permitirá a los astrónomos estudiar las propiedades de los objetos astronómicos con mucho más detalle de lo que ha sido posible hasta ahora.

Imagen arriba: La imagen del planeta Neptuno de la izquierda fue obtenida durante las pruebas del modo de óptica adaptativa de campo estrecho en el instrumento MUSE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO. La imagen de la derecha está tomada con el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA. Hay que tener en cuenta que las dos imágenes no fueron tomadas al mismo tiempo, por lo que no muestran las mismas características en su superficie. Crédito: ESO/P. Weilbacher (AIP)/NASA, ESA, and M.H. Wong and J. Tollefson (UC Berkeley).

El instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer, explorador espectroscópico multiunidad) instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, trabaja con una unidad de óptica adaptativa denominada GALACSI. Hace uso de las instalaciones de estrellas de guiado láser (Laser Guide Stars Facility), 4LGSF, un subsistema de la instalación de óptica adaptativa (AOF, Adaptive Optics Facility). El AOF proporciona óptica adaptativa a los instrumentos de la Unidad de Telescopio 4 del VLT (UT4). MUSE fue el primer instrumento en beneficiarse de esta nueva instalación y ahora tiene dos modos de óptica adaptativa: el modo de campo amplio y el modo de campo estrecho [1].

El modo de amplio campo de MUSE, junto con GALACSI en modo nivel del suelo, corrige los efectos de la turbulencia atmosférica hasta un kilómetro por encima del telescopio sobre un campo de visión relativamente amplio. Pero el nuevo modo de campo estrecho, que utiliza tomografía láser, corrige casi la totalidad de las turbulencias atmosféricas sobre el telescopio para crear imágenes mucho más nítidas, pero en una región más pequeña del cielo [2].

Con esta nueva capacidad, el telescopio UT-4 de ocho metros alcanza el límite teórico de nitidez de la imagen y ya no está limitado por las perturbaciones atmosféricas. Es algo extremadamente difícil de lograr en el rango visible y proporciona imágenes comparables en nitidez a las del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA. Permitirá a los astrónomos estudiar con un detalle sin precedentes objetos fascinantes como agujeros negros supermasivos en el centro de galaxias distantes, chorros lanzados por estrellas jóvenes, cúmulos globulares, supernovas, planetas y sus satélites en el Sistema Solar y mucho más.

La óptica adaptativa es una técnica que compensa los efectos de las turbulencias provocadas por la atmósfera terrestre, también conocido como visibilidad astronómica o seeing, un gran problema al que se enfrentan todos los telescopios terrestres. La misma turbulencia de la atmósfera que hace que las estrellas titilen a simple vista, hace que los grandes telescopios obtengan imágenes borrosas del universo. La luz que nos llega de estrellas y galaxias se distorsiona al atravesar la capa protectora de nuestra atmósfera, y los astrónomos deben utilizar tecnología inteligente para mejorar de forma artificial la calidad de la imagen.

Para lograrlo, se fijan cuatro láseres brillantes al UT4 para proyectar hacia el cielo columnas de una intensa luz anaranjada de 30 centímetros de diámetro que excitan los átomos de sodio de las capas altas de la atmósfera y crean estrellas de guiado láser artificiales. Los sistemas de óptica adaptativa utilizan la luz de estas "estrellas" para determinar la turbulencia de la atmósfera y calcular las correcciones mil veces por segundo, ordenando al espejo secundario del UT4, delgado y deformable, que modificar constantemente su forma, compensando las deformaciones que provoca la atmósfera y corrigiendo la luz distorsionada.

Imagen arriba: Imágenes del cúmulo globular NGC 6388 obtenidas con el modo de óptica adaptativa de campo estrecho del instrumento MUSE, del VLT (Very Large Telescope) de ESO. La imagen de la izquierda se obtuvo con el modo de campo ancho de MUSE, sin el sistema de óptica adaptativa activado, y el panel central es una ampliación de una pequeña parte de esta imagen. La imagen de la derecha se obtuvo con el modo de campo estrecho de MUSE con la óptica adaptativa en funcionamiento. Crédito: ESO/S. Kammann (LJMU).

MUSE no es el único instrumento que disfruta de unas instalaciones de óptica adaptativa. La cámara infrarroja HAWK-I ya utiliza otro sistema de óptica adaptativa, GRAAL. En unos años le seguirá el potente y nuevo instrumento ERIS. Juntos, estos grandes avances en óptica adaptativa están mejorando la ya poderosa flota de telescopios de ESO, cuyo objetivo es observar el universo.

Este nuevo modo constituye también un importante paso adelante para el ELT (Extremely Large Telescope) de ESO, que necesitará tomografía láser para alcanzar sus objetivos científicos. Estos resultados en UT4 con el AOF ayudarán a los científicos e ingenieros del ELT a implementar una tecnología de óptica adaptativa similar en el gigante de 39 metros.

Notas:
[1] MUSE y GALACSI en modo de campo amplio ya proporcionan corrección sobre un campo de visión de 1.0 minuto de arco, con píxeles de un tamaño de 0,2" por 0,2". Este nuevo modo de campo estrecho de GALACSI cubre un campo de visión mucho más pequeño, de 7,5 segundos de arco, pero con píxeles mucho más pequeños, de sólo 0,025" por 0,025", para explotar al máximo su resolución.

[2] La turbulencia atmosférica varía con la altitud; algunas capas degradan más el haz de luz de las estrellas que otras. La compleja técnica de óptica adaptativa de tomografía láser pretende corregir, principalmente, las turbulencias de estas capas atmosféricas. Se ha seleccionado previamente un conjunto de capas para el modo de campo estrecho de MUSE/GALACSI a 0 km (a nivel del suelo; siempre una medida importante), 3,9 y 14 km de altitud. Posteriormente, el algoritmo de corrección se optimiza en estas capas, permitiendo a los astrónomos alcanzar una calidad de imagen casi tan buena como si se utilizara una estrella guía natural y alcanzando el límite teórico del telescopio.