Crédito de imagen: ESO
Un equipo de ingenieros del Observatorio Europeo Austral probó recientemente una nueva instalación de óptica adaptativa en el Very Large Telescope (VLT) en el Observatorio Paranal en Chile. Esta tecnología adapta las imágenes tomadas por el telescopio para eliminar la distorsión causada por la atmósfera de la Tierra. como si fueran vistos desde el espacio. El siguiente paso será conectar sistemas similares a todos los telescopios en la instalación y luego conectarlos en una gran variedad. Esto debería permitir que el observatorio resuelva objetos 100 veces más débiles que hoy.
El 18 de abril de 2003, un equipo de ingenieros de ESO celebró el exitoso logro de "First Light" para la instalación de óptica adaptativa MACAO-VLTI en el Very Large Telescope (VLT) en el Observatorio Paranal (Chile). Este es el segundo sistema de Óptica Adaptativa (AO) puesto en funcionamiento en este observatorio, siguiendo las instalaciones de NACO (ESO PR 25/01).
La nitidez de imagen alcanzable de un telescopio terrestre normalmente está limitada por el efecto de la turbulencia atmosférica. Sin embargo, con las técnicas de Óptica Adaptativa (AO), este gran inconveniente se puede superar para que el telescopio produzca imágenes que sean tan nítidas como sea teóricamente posible, es decir, como si fueran tomadas del espacio.
El acrónimo "MACAO" significa "Óptica Adaptativa de Curvatura de Aplicación Múltiple" que se refiere a la forma particular en que se realizan las correcciones ópticas que "eliminan" el efecto borroso de la turbulencia atmosférica.
La instalación MACAO-VLTI se desarrolló en ESO. Es un sistema altamente complejo de los cuales cuatro, uno por cada telescopio de unidad VLT de 8,2 m, se instalarán debajo de los telescopios (en las salas Coud?). Estos sistemas corrigen las distorsiones de los haces de luz de los grandes telescopios (inducidos por la turbulencia atmosférica) antes de que se dirijan hacia el foco común en el interferómetro VLT (VLTI).
La instalación de las cuatro unidades MACAO-VLTI de las cuales la primera está ahora en su lugar, representará nada menos que una revolución en la interferometría VLT. Se producirá una ganancia enorme en eficiencia, debido a la ganancia de 100 veces asociada en la sensibilidad del VLTI.
En palabras simples, con MACAO-VLTI será posible observar objetos celestes 100 veces más débiles que ahora. Pronto, los astrónomos podrán obtener franjas de interferencia con el VLTI (ESO PR 23/01) de una gran cantidad de objetos hasta ahora fuera de alcance con esta poderosa técnica de observación, p. galaxias externas. Las imágenes y espectros de alta resolución resultantes abrirán perspectivas completamente nuevas en la investigación extragaláctica y también en los estudios de muchos objetos débiles en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.
Durante el período actual, la primera de las cuatro instalaciones MACAO-VLTI se instaló, integró y probó mediante una serie de observaciones. Para estas pruebas, se desarrolló especialmente una cámara infrarroja que permitió una evaluación detallada del rendimiento. También proporcionó algunas primeras vistas espectaculares de varios objetos celestes, algunos de los cuales se muestran aquí.
MACAO: la instalación de Óptica Adaptativa de Curvatura de Aplicaciones Múltiples
Los sistemas de óptica adaptativa (AO) funcionan mediante un espejo deformable (DM) controlado por computadora que contrarresta la distorsión de la imagen inducida por la turbulencia atmosférica. Se basa en correcciones ópticas en tiempo real calculadas a partir de datos de imagen obtenidos por un "sensor de frente de onda" (una cámara especial) a muy alta velocidad, muchos cientos de veces por segundo.
El sistema ESO Multi Application Curvature Adaptive Optics (MACAO) utiliza un espejo deformable bimorfo (DM) de 60 elementos y un sensor de frente de onda de curvatura de 60 elementos, con un "latido del corazón" de 350 Hz (veces por segundo). Con este alto poder de corrección espacial y temporal, MACAO es capaz de restaurar casi la calidad de imagen teóricamente posible ("limitada por difracción") de un telescopio de unidad VLT de 8,2 m en la región del espectro de infrarrojo cercano, a una longitud de onda de aproximadamente 2 m. La resolución de imagen resultante (nitidez) del orden de 60 milisegundos de arco es una mejora de más de un factor de 10 en comparación con las observaciones estándar de visión limitada. Sin el beneficio de la técnica AO, dicha nitidez de imagen solo podría obtenerse si el telescopio se colocara sobre la atmósfera de la Tierra.
El desarrollo técnico de MACAO-VLTI en su forma actual se inició en 1999 y con las revisiones del proyecto a intervalos de 6 meses, el proyecto alcanzó rápidamente la velocidad de crucero. El diseño efectivo es el resultado de una colaboración muy fructífera entre el departamento de AO en ESO y la industria europea que contribuyó con la fabricación diligente de numerosos componentes de alta tecnología, incluido el bimorph DM con 60 actuadores, un montaje de inclinación de punta de reacción rápida y muchos otros. El montaje, las pruebas y el ajuste del rendimiento de este complejo sistema en tiempo real fueron asumidos por el personal de ESO-Garching.
Instalación en Paranal
Las primeras cajas del envío de más de 60 metros cúbicos con componentes MACAO llegaron al Observatorio Paranal el 12 de marzo de 2003. Poco después, los ingenieros y técnicos de ESO comenzaron el minucioso ensamblaje de este complejo instrumento, debajo del telescopio KUEYEN VLT de 8.2 m ( anteriormente UT2).
Siguieron un esquema cuidadosamente planificado, que incluyó la instalación de la electrónica, los sistemas de refrigeración por agua, los componentes mecánicos y ópticos. Al final, realizaron la exigente alineación óptica, entregando un instrumento completamente ensamblado una semana antes de las primeras observaciones de prueba planificadas. Esta semana adicional proporcionó una oportunidad muy bienvenida y útil para realizar una multitud de pruebas y calibraciones en preparación de las observaciones reales.
AO al servicio de Interferometría
El interferómetro VLT (VLTI) combina la luz de las estrellas capturada por dos o más telescopios de unidad VLT 8.2 (más tarde también de cuatro telescopios auxiliares movibles de 1.8 m) y permite aumentar enormemente la resolución de la imagen. Los haces de luz de los telescopios se unen "en fase" (coherentemente). Comenzando en los espejos primarios, experimentan numerosas reflexiones a lo largo de sus diferentes trayectorias en distancias totales de varios cientos de metros antes de llegar al Laboratorio interferométrico donde se combinan en una fracción de una longitud de onda, es decir, ¡dentro de nanómetros!
La ganancia por la técnica interferométrica es enorme: la combinación de los haces de luz de dos telescopios separados por 100 metros permite la observación de detalles que de otro modo solo podrían resolverse con un solo telescopio con un diámetro de 100 metros. Es necesaria una sofisticada reducción de datos para interpretar las mediciones interferométricas y deducir parámetros físicos importantes de los objetos observados, como los diámetros de las estrellas, etc., cf. ESO PR 22/02.
El VLTI mide el grado de coherencia de los haces combinados expresados por el contraste del patrón de franja interferométrica observado. Cuanto mayor sea el grado de coherencia entre los haces individuales, más fuerte es la señal medida. Al eliminar las aberraciones del frente de onda introducidas por la turbulencia atmosférica, los sistemas MACAO-VLTI aumentan enormemente la eficiencia de combinar los haces individuales del telescopio.
En el proceso de medición interferométrica, la luz estelar debe inyectarse en fibras ópticas que son extremadamente pequeñas para cumplir su función; solo 6? m (0.006 mm) de diámetro. Sin la acción de "reenfoque" de MACAO, solo una pequeña fracción de la luz estelar capturada por los telescopios puede inyectarse en las fibras y el VLTI no estaría funcionando al máximo de eficiencia para el que ha sido diseñado.
MACAO-VLTI ahora permitirá una ganancia de un factor 100 en el flujo de luz inyectado; esto se probará en detalle cuando dos telescopios de unidad VLT, ambos equipados con MACAO-VLTI, trabajen juntos. Sin embargo, el muy buen rendimiento realmente logrado con el primer sistema hace que los ingenieros estén muy seguros de que se alcanzará una ganancia de este orden. Esta última prueba se realizará tan pronto como se haya instalado el segundo sistema MACAO-VLTI a finales de este año.
MACAO-VLTI First Light
Después de un mes de trabajo de instalación y después de las pruebas por medio de una fuente de luz artificial instalada en el foco Nasmyth de KUEYEN, MACAO-VLTI tuvo "First Light" el 18 de abril cuando recibió luz "real" de varios objetos astronómicos.
Durante las pruebas de rendimiento anteriores para medir la mejora de la imagen (nitidez, concentración de energía de la luz) en bandas espectrales de infrarrojo cercano a 1.2, 1.6 y 2.2 μm, MACAO-VLTI se verificó mediante una cámara de prueba infrarroja hecha a medida desarrollada para esto propósito de ESO. Esta prueba intermedia fue necesaria para garantizar el correcto funcionamiento de MACAO antes de que se utilice para alimentar un haz de luz corregido en el VLTI.
Después de solo unas pocas noches de pruebas y optimización de las diversas funciones y parámetros operativos, MACAO-VLTI estaba listo para ser utilizado para observaciones astronómicas. Las imágenes a continuación se tomaron en condiciones de visión promedio e ilustran la mejora de la calidad de la imagen cuando se usa MACAO-VLTI.
MACAO-VLTI - Primeras imágenes
Estas son algunas de las primeras imágenes obtenidas con la cámara de prueba en el primer sistema MACAO-VLTI, ahora instalado en el telescopio VLT KUEYEN de 8,2 m.
Las fotos PR 12b-c / 03 muestran la primera imagen en la banda K infrarroja (longitud de onda 2.2 µm) de una estrella (magnitud visual 10) obtenida sin y con correcciones de imagen por medio de óptica adaptativa.
PR Photo 12d / 03 muestra una de las mejores imágenes obtenidas con MACAO-VLTI durante las primeras pruebas. Muestra una relación de Strehl (medida de concentración de luz) que cumple con las especificaciones según las cuales se construyó MACAO-VLTI. Esta enorme mejora cuando se utilizan técnicas de AO se demuestra claramente en PR Photo 12e / 03, con el perfil de imagen sin corregir (izquierda) apenas visible en comparación con el perfil corregido (derecha).
PR Photo 11f / 03 demuestra las capacidades de corrección de MACAO-VLTI cuando se utiliza una estrella guía débil. Las pruebas con diferentes tipos espectrales mostraron que la magnitud visual limitante varía entre 16 para las estrellas B de tipo temprano y aproximadamente 18 para las estrellas M de tipo tardío.
Objetos astronómicos vistos en el límite de difracción
Se obtuvieron los siguientes ejemplos de observaciones MACAO-VLTI de dos objetos astronómicos bien conocidos para evaluar provisionalmente las oportunidades de investigación que ahora se abren con MACAO-VLTI. Es muy posible que se comparen con imágenes basadas en el espacio.
El centro galáctico
El centro de nuestra propia galaxia se encuentra en la constelación de Sagitario a una distancia de aproximadamente 30,000 años luz. PR Photo 12h / 03 muestra una vista infrarroja de corta exposición de esta región, obtenida por MACAO-VLTI durante la fase de prueba temprana.
Observaciones recientes de AO utilizando la instalación NACO en el VLT proporcionan evidencia convincente de que un agujero negro supermasivo con 2.6 millones de masas solares se encuentra en el centro, cf. ESO PR 17/02. Este resultado, basado en observaciones astrométricas de una estrella que orbita el agujero negro y se aproxima a una distancia de solo 17 horas de luz, no hubiera sido posible sin imágenes de resolución limitada por difracción.
Eta Carinae
Eta Carinae es una de las estrellas más pesadas conocidas, con una masa que probablemente excede las 100 masas solares. Es aproximadamente 4 millones de veces más brillante que el Sol, por lo que es una de las estrellas más luminosas conocidas.
Una estrella tan masiva tiene una vida útil relativamente corta de aproximadamente 1 millón de años solamente y, medida en la escala de tiempo cósmica, Eta Carinae debe haberse formado bastante recientemente. Esta estrella es altamente inestable y propensa a arrebatos violentos. Son causados por la presión de radiación muy alta en las capas superiores de la estrella, que expulsa porciones significativas de la materia en la "superficie" al espacio durante erupciones violentas que pueden durar varios años. El último de estos estallidos ocurrió entre 1835 y 1855 y alcanzó su punto máximo en 1843. A pesar de su distancia relativamente grande, de unos 7,500 a 10,000 años luz, Eta Carinae se convirtió brevemente en la segunda estrella más brillante del cielo en ese momento (con una magnitud aparente -1 ), solo superado por Sirius.
Leo escarchado
Frosty Leo es una estrella de magnitud 11 (post-AGB) rodeada por una envoltura de gas, polvo y grandes cantidades de hielo (de ahí el nombre). La nebulosa asociada tiene forma de "mariposa" (morfología bipolar) y es uno de los ejemplos más conocidos de la breve fase de transición entre dos etapas evolutivas tardías, la rama gigante asintótica (AGB) y las nebulosas planetarias posteriores (PNe).
Para un objeto de tres masas solares como este, se cree que esta fase dura solo unos pocos miles de años, un abrir y cerrar de ojos en la vida de la estrella. Por lo tanto, objetos como este son muy raros y Frosty Leo es uno de los más cercanos y brillantes entre ellos.
Fuente original: Comunicado de prensa de ESO
