Primera Luz GTC 2007 (Histórico)

Gran Telescopio CANARIAS (GTC)

PRIMERA LUZ 13 de julio de 2007

Todo sobre el GTC: www.gtcdigital.net

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EL CIELO DE CANARIAS Y EL GRAN TELESCOPIO CANARIAS El GTC se ha construido sobre una superficie de 5.000 m² situada en el Observatorio del Roque de los Muchachos, unos de los mejores enclaves del mundo para estudiar el Universo debido a sus peculiares condiciones climatológicas y geográficas.

Factores geográficos y climatológicos.

De una parte, desde el punto de vista geográfico, este observatorio se encuentra próximo al ecuador terrestre. Esto supone tener visibilidad de todo el hemisferio norte celeste y parte del sur. Además, la corriente marina fría que baña a Canarias contribuye al ambiente templado en las islas y evita las tormentas, que son frecuentes, sin embargo, en las islas tropicales.

A su vez, resaltamos la importancia del factor climático, ya que la presencia de vientos Alisios, producto del anticiclón de las Azores, favorece temperaturas suaves y moderadas. Gracias a la inversión térmica, existen dos capas de la baja atmósfera o troposfera bien diferenciadas y separadas físicamente por el llamado “mar de nubes” o estratocúmulos, a una altura típica entre 1.200 y 1.600 m de altitud. Por encima de esta capa, los vientos dominantes son secos y disminuyen considerablemente los movimientos turbulentos, la atmósfera es más transparente y además, este mar de nubes evita en gran medida la contaminación lumínica debida a poblaciones cercanas.

La altitud de los observatorios del IAC, situados a 2.400 m sobre el nivel del mar, por encima de la capa de inversión térmica, garantiza que los telescopios estén por encima del mar de nubes (asimismo, la presencia de cirros a esta altura es poco frecuente).

La proximidad del archipiélago canario a las costas africanas del desierto del Sahara hace que esporádicamente el polvo sahariano alcance las islas enturbiando el cielo también en los Observatorios. Sin embargo, el polvo del Sáhara es sólo un problema (extinción atmosférica menor que 0,2 magnitudes) en un 7% aproximadamente de las noches. También el polvo del Sáhara llega usualmente con vientos del sur que traen cirros consigo. Así pues, el número de noches realmente perdidas es menor.

Del ya alto porcentaje de tiempo útil que disfrutamos en los observatorios del IAC una fracción muy elevada, el 80%, son noches de excelente calidad, con una atmósfera transparente y estable.

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El origen volcánico del archipiélago hace pensar que, al igual que sucede en islas de naturaleza similar, la incidencia de terremotos fuese alta. Éste no es el caso de Canarias, donde debido a su edad de 3 a 4 millones de años no se registran movimientos sísmicos que pudieran condicionar el futuro de las instalaciones sitas en las islas. A partir de un informe elaborado por la Subdirección General de Geodesia y Geofísica utilizando datos de la Base de Datos Sísmicos Española proporcionados por la Red Sísmica Nacional, los terremotos son de magnitud baja y de muy baja intensidad.

Estudio de los parámetros de calidad astronómica El alto coste de las grandes instalaciones telescópicas exige una selección óptima del lugar del emplazamiento. Ésta ha sido la principal motivación de las intensas campañas de prospección de sitio que, desde hace algunos años, lleva a cabo el grupo de Calidad del Cielo del IAC. El objetivo de las mismas es la determinación y caracterización de la calidad óptica e infrarroja y meteorológica en los observatorios. Estos estudios se completan con pruebas geofísicas que determinan en buena medida la validez y coste de la obra.

Actualmente, el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma) y el Observatorio del Teide (Tenerife) junto con Hawai (Mauna Kea) y La Silla y Paranal en Chile, constituyen los observatorios de referencia para la instalación de los telescopios del futuro.

La Protección del Cielo La civilización moderna ha traído consigo numerosos avances que, para no dificultar la observación astronómica, a veces deben ser controlados. Así, la luz excesiva o contaminación lumínica que surge de los núcleos de población, y demás influencias negativas, como la contaminación radioeléctrica, las rutas aéreas y la contaminación atmosférica, están controladas en Canarias desde 1988 por la “Ley del Cielo”, una normativa que preserva la calidad astronómica para los observatorios. Además, el IAC dispone de una Oficina Técnica para la Protección de la Calidad del Cielo (OTPC), centrada en la aplicación permanente de esta ley.

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EL GRAN TELESCOPIO CANARIAS (GTC) ¿Qué es el GTC? El Gran Telescopio CANARIAS (GTC), que tiene una superficie equivalente a un espejo circular de 10,4 m de diámetro, es el mayor telescopio del mundo y uno de los más avanzados y con mejores prestaciones para la investigación astronómica.

El espejo primario del GTC está compuesto por 36 piezas hexagonales. Aparte del espejo primario, se utilizan un espejo secundario y un tercer espejo para enviar la luz a los focos, donde se ubican los instrumentos científicos.

La montura, estructura de acero que soporta los espejos, es altacimutal, es decir, que los movimientos se realizan según dos ejes, el horizontal y el vertical. Este telescopio observa la luz visible y la infrarroja procedentes de los objetos celestes.

Por ser el último de la llamada generación de telescopios de 8-10 metros, el GTC ha intentado mejorar el diseño de sus predecesores, aprendiendo de su experiencia.

En el momento de su inauguración en 2008, será el telescopio con mayor superficie colectora de luz: 75,7 m2. Junto con la gran superficie colectora, es muy importante la calidad de imagen, por lo que el GTC utiliza dos técnicas para optimizarla: la óptica activa y, más adelante, la óptica adaptativa.

Con la óptica activa, se alinean, deforman y mueven los segmentos del espejo primario, además de mover y alinear el espejo secundario, con el fin de mantener de un modo preciso su posición, independientemente de las condiciones externas (climatología, temperatura, gravedad, defectos de fabricación, etc.) de manera que no influyan en la imagen.

En el viaje de millones de kilómetros que la luz emprende desde una lejana estrella o galaxia, sin sufrir perturbación alguna, es en sus últimas decenas de kilómetros cuando atraviesa la turbulencia atmosférica y se degrada.

La óptica adaptativa es una ambiciosa técnica que, aplicando rapidísimas correcciones en tiempo real con espejos deformables (del orden de miles de correcciones por segundo), consigue compensar las aberraciones que la luz sufre a su paso por la atmósfera.

A todo esto hay que sumar una cúpula, que protege al telescopio y está preparada para evitar al máximo la existencia de turbulencias externas e internas que puedan degradar la imagen, y una estructura mecánica diseñada para que la observación se realice libre de vibraciones que podrían restar nitidez a las imágenes.

Además, el GTC pretende lograr un óptimo aprovechamiento del tiempo de observación mediante el sistema de observación por colas (proceso por el cual se decidirá automáticamente qué instrumentación y qué tipo de observación conviene hacer conforme a las condiciones atmosféricas de cada momento). Además, utilizará un avanzado sistema de control y dispondrá de una alta fiabilidad de funcionamiento gracias a un programa de mantenimiento preventivo, diseñado para

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percibir posibles fallos de funcionamiento antes de que se produzcan, garantizando que el tiempo de parada producido por estos fallos en el sistema sea mínimo.

¿Qué instrumentos utiliza?

Un telescopio necesita instrumentación focal. Lo contrario sería como tener una cámara fotográfica y no disponer de carrete. El GTC cuenta con varios instrumentos científicos de última generación que permiten analizar la luz visible e infrarroja.

Los instrumentos, ubicados en las estaciones focales del telescopio, captan la luz, formando imágenes directas (las que detecta el ojo humano) e imágenes espectroscópicas (gracias a los espectrógrafos se analiza la información que contiene la imagen a través de sus diferentes longitudes de onda). Estos instrumentos son OSIRIS, CanariCam, ELMER, EMIR y FRIDA.

¿Qué vemos con el GTC? El GTC puede llegar a “ver” los objetos más distantes y los más débiles de nuestro Universo. Entendamos esto como un viaje en el tiempo: la luz que recibimos de los objetos más alejados del Universo empezó su viaje hace unos 15.000 millones de años, por lo que podremos obtener respuesta a muchas preguntas sobre la creación del Universo conocido.

Con el GTC se distinguirán sistemas planetarios en estrellas de nuestros alrededores, podremos conocer la materia oscura, descubrir, oculto tras las densas nubes moleculares, el “nacimiento” de estrellas, “ver” las galaxias más alejadas y los cuásares, estudiar más a fondo las características de algunos agujeros negros y su evolución, o saber cuáles son los componentes químicos creados tras el “Big Bang”. Hallar planetas similares al nuestro en otras estrellas es una de las metas emblemáticas del GTC.

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PARTICIPANTES Con objeto de ganar eficacia en los trámites y realización del proyecto, cuyo coste se acerca a los 130 millones de euros (sumando el proyecto de construcción propiamente dicho y otras actuaciones e inversiones preparatorias previas a su explotación), la construcción del GTC se encomendó a la empresa pública "Gran Telescopio de CANARIAS, S.A." (GRANTECAN) (http://www.gtc.iac.es/), creada específicamente en 1994 para este fin. En esta empresa participan como socios el Gobierno de Canarias (http://www.gobcan.es/) y la Administración del Estado (Ministerio de Educación y Ciencia) (http://www.mec.es/). El GTC es un proyecto promovido por el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) (www.iac.es).

PARTICIPACIÓN INTERNACIONAL El Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE) (http://www.inaoep.mx/), y el Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México (IA-UNAM) (http://www.astroscu.unam.mx/), firmaron el 31 de julio de 2001 unos acuerdos en virtud de los cuales estas instituciones mexicanas, cofinanciadas por el Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología de México (CONACYT) (http://www.conacyt.mx/), aportan un 5% del presupuesto del telescopio y de otras actuaciones e inversiones preparatorias previas a su explotación. Como contrapartida, obtendrán un 5% del tiempo de observación y contribuirán, también con un 5%, a los gastos de operación del GTC, contemplando, además, intercambio de tiempo de observación entre el GTC y el Gran Telescopio Milimétrico (GTM) (http://www.lmtgtm.org/), de 50 m, que el INAOE y la Universidad de Massachusetts construyen en la actualidad.

Por su parte la Fundación para la Investigación de la Universidad de Florida (Estados Unidos) (http://rgp.ufl.edu/ufrf/), tras mostrar también un claro interés en participar como socio en el proyecto, firmó los acuerdos de participación el 17 de octubre del 2001. Estos implican una participación del 5% con la obtención de un 5% de tiempo de observación.

Con estos acuerdos se inició la internacionalización del proyecto GTC. Tanto las instituciones mexicanas como la Universidad de Florida (http://www.astro.ufl.edu/index.html) están ya implicadas en la construcción de instrumentación para el telescopio.

Este proyecto está cofinanciado con Fondos Europeos de Desarrollo Regional (fondos FEDER).

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CÓMO FUNCIONA EL GRAN TELESCOPIO CANARIAS Básicamente, los telescopios astronómicos son sistemas de lentes o espejos en los que se refracta o refleja la luz que recibimos de los objetos del cosmos. Los astrónomos recogen esa luz y la estudian. Hasta hace algunos años el tamaño de los espejos limitaba el alcance de visión, pero con los grandes telescopios como el GTC se superan muchas de estas limitaciones.

El espejo primario es el que recoge la luz, la dirige al espejo secundario, éste a su vez la redirige, o al foco Cassegrain, o al espejo terciario, que será el que la lleve a los focos Cassegrain acodados y focos Nasmyth.

1. LA ÓPTICA ESPEJO PRIMARIO, “EL OJO DEL GIGANTE” Para alcanzar una superficie de 10,4 m de diámetro en el espejo primario es prácticamente imposible contar con una sola pieza, ya que, por un lado existe un límite tecnológico en el tamaño de los espejos (alrededor de 8 m), y por otro, entrañaría serias dificultades transportar un espejo de este tamaño, así que en el caso del GTC se ha optado por la técnica de espejo segmentado, dividiéndolo en 36 trozos.

Por ello el GTC pertenece a una generación de telescopios de espejo primario segmentado que a su vez aplica la tecnología de espejos delgados con el fin de reducir su peso. Esta técnica se utilizó por primera vez en los telescopios Keck, en Hawaii.

El tamaño del espejo primario es muy importante: cuanto mayor sea, mayor es su poder captador de luz. La nitidez o calidad de Imagen (resolución angular) aumenta con el diámetro del espejo primario, mientras que el poder colector de fotones aumenta con la superficie (el cuadrado del diámetro). Es la combinación de una mayor capacidad colectora de luz con una también mayor resolución espacial lo que hace que telescopios como el GTC sean clave para la investigación astronómica de los próximos años.

El espejo primario del GTC se asemeja a un puzzle de piezas a las que hay que aplicar movimientos perfectamente sincronizados. Formado por 36 espejos vitrocerámicos hexagonales de 1,90 m entre vértices, 8 cm de grosor, y 470 kg de peso cada uno, funciona en todo momento como una sola superficie casi hexagonal de 11,4 m de extremo a extremo (equivalente a la superficie de un espejo circular de 10,4 m de diámetro), con una separación máxima entre segmentos adyacentes de 3mm. ¡¡En total, sólo el espejo primario pesa unas 18 toneladas!!

Aparentemente, todos estos hexágonos son iguales, pero su forma difiere un poco ya que juntos forman un hiperboloide, es decir, juntos tienen forma de cuenco muy abierto.

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Los 42 espejos (36, y 6 de repuesto), cuyos bloques han sido fabricados en Alemania, han sido pulidos por una empresa francesa con un límite de error superficial de 15 nanómetros (millonésima de milímetro), es decir, un tamaño más de 3.000 veces más fino que un cabello humano.

El material del que están compuestos, el ZERODURTM, es un tipo de vitrocerámica, como la que se utiliza en las cocinas, cuya característica principal es su bajo coeficiente de expansión térmica. Esto implica que la dilatación y contracción de los espejos por los cambios de temperatura sean prácticamente nulas y, por lo tanto, la deformación del espejo sea casi inapreciable.

Poner de acuerdo a los 36 espejos, cada uno con su perfil, para formar una perfecta superficie hiperbólica cóncava no es nada fácil. Esto se logra mediante unos “actuadores” dirigidos por un ordenador. Las irregularidades del espejo primario debidas a la posición relativa entre ellos no deben superar los 90 nanómetros de error; aproximadamente, lo que equivaldría, en una superficie del tamaño de la Península Ibérica, a “montañas” de tan sólo un milímetro de altura.

A través de unos sensores, se sabe el margen de error que hay que corregir para que los espejos estén correctamente colocados. Esta técnica se denomina óptica activa.

Los espejos se limpian periódicamente con productos especiales (aguas destiladas, alcoholes, espumas...) con el fin de retirar el polvo que pueda acumularse sobre ellos.

Además, habitualmente, los espejos de un telescopio renuevan su capa reflectante mediante “baños” de vapor de aluminio para tener la máxima reflectancia posible (lo que se denomina recubrimiento óptico). Esto se hace en una cámara especialmente preparada para ello, en el edificio del telescopio, denominada planta de recubrimientos.

Se trata de una cámara de vacío en la que se aluminizan los segmentos del espejo primario. La operación consiste en, primero, la retirada del segmento (que es sustituido por otro de los seis de repuesto), la retirada de vieja capa de aluminio y su introducción en la cámara. Una vez allí se vaporiza el aluminio, que se adhiere a todas las superficies del interior, entre ellas la del espejo. La vaporización se lleva a cabo colocando barras de este metal en resistencias eléctricas que, al elevar su temperatura en cuestión de segundos, hacen que el aluminio sólido se convierta directamente en gaseoso.

Es importante recordar que en todas estas operaciones no se pierde tiempo de observación ya que, al tratarse de un espejo segmentado, se sustituyen las piezas que vayan a ser aluminizadas y se continúa trabajando. Sin embargo, en un telescopio con espejo monolítico, la operación de aluminizado, además de ser muy delicada, puede tardar entre dos y tres días.

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NOMBRES CANARIOS PARA LOS 42 ESPEJOS. Cada uno de los segmentos se diferencia ligeramente por su planta hexagonal y tallado de su superficie, y debido a esa casi imperceptible, pero trascendental diferencia, es necesario identificar cada una de estas piezas para que encajen perfectamente en el rompecabezas. Ante la necesidad de diferenciar cada espejo, GRANTECAN decidió bautizarlos con nombres canarios, que han quedado grabados sobre sus superficies traseras, junto con un código, los nombres propios de las islas, parques nacionales, aves, árboles, plantas, y bailes autóctonos, identificando aún más si cabe al proyecto con las islas canarias.

Como ejemplo, el nombre técnico del espejo llamado “Folía” es OP-M1-SG-0060001: OP de óptica, M1 de mirror one (primary mirror) o espejo primario, SG como abreviatura de ‘segmento’, 006 por ser de tipo seis y 0001 para indicar que Folía es el primero de los siete segmentos de este tipo.

• Islas principales, de este a oeste: El Hierro, La Palma, La Gomera, Tenerife, Gran Canaria, Fuerteventura y Lanzarote.

• Parques nacionales y reservas: Timanfaya (Lanzarote), Jandía (Fuerteventura), Tejeda (Gran Canaria), Teide (Tenerife), Garajonay (La Gomera), Taburiente (La Palma) y Frontera (El Hierro).

• Árboles autóctonos: Almácigo, Sabina, Marmolán, Sanguino, Drago, Aderno y Mocán.

• Plantas canarias: Cardón, Bejeque, Tabaiba, Verode, Tajinaste, Codeso y Retama.

• Pájaros propios de las islas: Guincho, Graja, Capirote, Canario, Alpispa, Guirre y Pardela.

• Bailes típicos: Folía, Isa, Seguidilla, Tanganillo, Sorondongo, Saltona y Vivo.

EMPRESAS ESPEJO PRIMARIO: Fabricación de los bloques de ZerodurTM, empresa alemana SCHOTT (Enlace: www.schott.com ) Pulido de los segmentos del espejo primario: empresa francesa SAGEM (enlace: http://www.sagem-ds.com/eng/bds_optro_01_03_00.htm)

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ESPEJO SECUNDARIO, UN “BAILÓN” DE MUCHO CUIDADO Un telescopio es esencialmente un sistema óptico capaz de captar fotones de luz y concentrarlos en un plano llamado "plano focal" o foco.

El espejo secundario recoge la luz del primario y puede reenviarla directamente hacia el foco Cassegrain o hacia el espejo terciario (para que llegue a los focos Nasmyth y Cassegrain acodados).

En algunos telescopios es necesario cambiar el espejo secundario según se vaya a estudiar en rango visible o infrarrojo. Esta operación es muy costosa y se pierde tiempo de observación, ya que puede tardarse un día o incluso más en el proceso de cambio.

El GTC cuenta con un solo espejo secundario válido para observar en ambos rangos. Está fabricado en substrato de berilio, un material mucho más rígido y ligero que el vidrio, recubierto con una capa de níquel. Con una forma cuasihexagonal, (adaptada a la forma del espejo primario), una superficie hiperbólica convexa, un peso de tan sólo 38 kg, y una dimensión de 1,2 m de diámetro, éste espejo cuenta con las prestaciones tecnológicas más avanzadas.

Los complejos mecanismos de movimiento y control del secundario permiten corregir vibraciones y, sobre todo, hacer medidas diferenciales en el rango del infrarrojo térmico (dentro del infrarrojo, la radiación con longitud de onda más larga). Ésta técnica, que también se denomina basculación, (chopping en inglés) precisa que el espejo secundario oscile rápidamente. De ahí que parezca que el secundario está constantemente bailando al son de la música celeste.

EMPRESAS ESPEJO SECUNDARIO: Integración del bloque de berilio por parte de la empresa estadounidense Brushwellman (enlace: http://www.brushwellman.com/).

Mecanizado del bloque de berilio por parte de la empresa estadounidense Axsys (enlace: http://www.axsys.com/AxsysHomePage.php) Pulido del espejo por parte de la empresa francesa SAGEM (enlace: http://www.sagemds.com/eng/bds_optro_01_03_00.htm)

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ESPEJO TERCIARIO: UN ESPEJO CON “ASCENSOR” La luz debe hacer un recorrido muy preciso una vez que ha sido reflejada por el espejo primario y el secundario. Por ello existe un espejo terciario que “irrumpe” en el camino de la luz y la puede enviar a los distintos focos, donde se pueden colocar diversos instrumentos.

Concretamente, el espejo terciario tiene la misión de enviar el haz de luz a los focos Cassegrain acodados y Nasmyth.

El diseño del terciario planteó en su momento, dos problemas: primero, ¿cómo hacer que llegue la luz desde el espejo secundario directamente al foco Cassegrain si en medio se encuentra el espejo terciario? Y en segundo lugar, ¿cómo hacer que el espejo terciario dirija la luz hacia los 4 focos Cassegrain acodados y las 2 plataformas Nasmyth cuando y según convenga?

Algunos telescopios utilizan un terciario que se instala y desinstala, según las necesidades. Eso exige una inversión en tiempo y esfuerzo que, además, implica un riesgo para el espejo. Para evitar tener que andar quitando y poniendo el espejo terciario, el GTC ha adoptado un diseño que aporta la solución: un espejo con basculación automática que se desliza por unas guías y que se “aparca”, un terciario dotado de “ascensor” exclusivo. La torre, una estructura de 1,8 metros de diámetro y 7 metros de altura, se mueve girando sobre su base y dirige el espejo hacia el foco elegido.

EMPRESAS ESPEJO TERCIARIO: La empresa responsable del suministro de este espejo y los elementos asociados a su montura fue la empresa belga AMOS (enlace: http://www.amos.be). El proveedor del espejo, la empresa alemana ZEISS (enlace: http://www.zeiss.com). La fabricación del bloque de ZerodurTM lo realizó la empresa alemana SCHOTT (enlace: http://www.schott.com/english/index.html). El pulido de la superficie del espejo lo realizó la empresa rusa LZOS (enlace: http://www.lzos.ru/en/main.htm).

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ÓPTICA ACTIVA La óptica activa es un complejo sistema informático que actúa sobre el espejo primario y el espejo secundario. En el primario hace que los 36 segmentos del espejo se muevan y deformen para lograr que estén siempre correctamente alineados. Las razones que influyen en la posición de cada espejo con respecto a los demás son la climatología (viento, cambios de temperatura), las tensiones mecánicas y las inevitables limitaciones del proceso de fabricación. Para ello hay varios dispositivos que trabajan en cadena: Los sensores de borde son elementos de gran precisión de medida-del orden de nanómetros (millonésima de milímetro)- y su misión es determinar la posición relativa entre cada uno de los 36 segmentos del espejo primario y captar los movimientos o desplazamientos no deseados.

Por otro lado, los actuadores o sistemas de accionamiento del espejo primario del GTC, son los encargados de mover físicamente los espejos, corrigiendo así su posición con similar precisión.

Pues bien: la información que captan los sensores de borde es transmitida al Sistema de Control, que la interpreta y la envía a los actuadores, que están diseñados para inducir movimientos muy precisos a cada espejo, lograr corregir las deformaciones y que los 36 segmentos compongan la figura integrada del espejo primario del telescopio.

La precisión de los sensores de borde es tal, que es posible medir incluso las deformaciones que la fuerza de la gravedad produce sobre cada espejo para que el Sistema de Control pueda compensarla posteriormente.

Las cajas de Adquisición y Guiado son las que se encargan de proporcionar al Sistema de Control la información para controlar de forma activa la mecánica y la óptica del telescopio: miden el movimiento de la imagen de las estrellas 200 veces por segundo para así poder calcular los movimientos del telescopio y del espejo secundario, miden la calidad de la imagen producida para corregir la posición y forma de los segmentos del espejo primario, miden el enfoque del telescopio para ajustarlo con el espejo secundario, y miden la calidad de la atmósfera para informar al Sistema de Control de las condiciones de observación.

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ÓPTICA ADAPTATIVA Eliminar las perturbaciones producidas por la atmósfera equivale esencialmente a observar desde el espacio. De ahí la importancia de la óptica adaptativa.

Se trata de una técnica innovadora que facilita ampliamente el trabajo de los científicos. Es, como dice José Miguel Rodríguez Espinosa, Director Científico del proyecto, la diferencia que hay entre “mirar un objeto situado en el fondo de una piscina con agua” o ver ese mismo objeto en el fondo de la piscina “sin agua”.

Esta tecnología permite determinar y corregir gran parte de las aberraciones con que llega la luz de los objetos observados. Cuando la óptica adaptativa se ponga en marcha en el GTC será, para determinadas observaciones, como si tuviera un espejo primario de 80 m en lugar de 10.

El principio es sencillo. Se trata primero de analizar y determinar las características de la atmósfera para entender qué perturbaciones induce en las ondas luminosas, e inmediatamente deformar una serie de espejos para compensar esas perturbaciones. La realización práctica es complicada, ya que la atmósfera, dada su naturaleza cambiante, ha de analizarse muy rápida y continuadamente, para enseguida transmitir la información a los espejos deformables.

El frente de onda es la envolvente geométrica de todos los rayos de luz que salieron al mismo tiempo de un objeto luminoso. Cuando el origen de la luz es un punto, el frente de onda es esférico; pero si está suficientemente lejos, como en el caso de las estrellas, ese frente es prácticamente plano. El frente de onda, a su paso por la atmósfera, queda deformado y debe ser reconstruido.

La luz, la información que recibe el telescopio, perturbada por la atmósfera, es en primer lugar analizada por el sensor de frente de onda para determinar las deformaciones o aberraciones que trae consigo. Esta información pasa al reconstructor de fase, el cual calcula las correcciones que debe realizar y las deformaciones que ha de adoptar el espejo deformable para compensar las aberraciones originales del frente de onda.

Normalmente, los objetos que se quieren estudiar son muy débiles, por lo que para hacer todo esto necesitamos un referente, una estrella brillante cercana cuya luz podamos utilizar a modo comparativo. Sin embargo, no siempre es posible encontrar estrellas suficientemente brillantes cercanas al objeto astronómico de interés con el fin de poder utilizarlas para medir el frente de onda. ¿Qué hacer en los casos en los que no tengamos esa referencia?

“Fabricamos” una estrella artificial. Mediante la excitación con un rayo láser de las altas capas de la atmósfera, producimos estrellas artificiales. Esto requiere la utilización de láser de elevada potencia. Es una técnica que está aún en pleno desarrollo.

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2. LA ESTRUCTURA MECÁNICA DEL GTC: UN CUERPO RESISTENTE EL TUBO El TUBO es el subsistema del telescopio que soporta los espejos, el foco Cassegrain y los focos Cassegrain acodados (con sus respectivos instrumentos). Está constituido, principalmente, por la celda del espejo primario, la torre del terciario, el anillo de elevación y el conjunto del secundario (anillo, araña y estructura de soporte).

La celda del primario, formada por un intrincado conjunto de barras, sujeta cada uno de los 36 segmentos del espejo primario y debe mantenerlos alineados y modificar su posición para equilibrar los efectos de posibles dilataciones o contracciones. Lo hace gracias a los 168 sensores de borde, y a los 108 “actuadores” o sistemas de accionamiento del espejo primario. Sostiene, además, la torre del espejo terciario y el foco Cassegrain, lo que suma un total de 40 toneladas.

La torre del terciario es una estructura de 1,8 m de diámetro máximo y 7 m de altura, que soporta el espejo terciario. La masa total, incluyendo el espejo y sus mecanismos es de 2,5 toneladas.

El anillo de elevación es una caja circular hueca de 40 toneladas de peso con dos estructuras a los lados que enganchan los motores y permiten que el tubo gire en torno al eje de elevación. El anillo soporta todo el peso del tubo y lo transmite a la montura. A su vez soporta los focos Cassegrain acodados.

Los mecanismos de la estructura de soporte y movimiento del espejo secundario tienen una masa total de 650 kg y la parte móvil (incluido el espejo) una masa de 200 kg, con un metro de diámetro y 1,6 m de largo. El rango de movimientos es de unos 30 mm con una precisión de 0,1 micras.

Dentro del conjunto del secundario, el anillo es la estructura que une la parte superior del tubo con la araña. Por su parte, la araña, una estructura de seis pares de barras, soporta el peso del conjunto del secundario (espejo y anillo). ¡Unos 10.500 kg que sujetan una masa de 2.500 a 20 m de altura y cuya máxima deformación se reduce a 300 micras! Para reducir la sombra que la araña produce sobre el espejo primario, se ha estrechado la anchura de las barras, intentando, además, que coincidan con las brechas que quedan entre los segmentos del espejo primario.

LA MONTURA: UNA SUPERESTRUCTURA QUE SOPORTA 300 TONELADAS Todo el conjunto del tubo descarga su peso sobre la MONTURA, un subsistema que, junto con los motores y los cojinetes de acimut y de elevación, dota al telescopio de dos ejes de rotación. Transmite todas sus cargas (la del tubo y las suyas propias) al pilar del telescopio a través del anillo de acimut y está constituido por las plataformas Nasmyth y la horquilla.

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La función de las plataformas Nasmyth es servir de base estructural a los instrumentos instalados en ellas, soportando hasta un máximo de 10 toneladas cada una.

La horquilla es la principal unidad estructural de este subsistema y está formada por un conjunto de barras unidas que evitan que el telescopio pierda el apuntado a causa de las vibraciones. Está formada por dos brazos conectados en su parte inferior por una base cuadrada. Sujeta el tubo del telescopio y las plataformas Nasmyth.

ANILLO DE ACIMUT: EL EQUILIBRIO CONSTANTE El ANILLO DE ACIMUT está formado por una viga anular de acero de unos 16 m de diámetro y sirve de pista de rodadura al movimiento de acimut (movimiento horizontal) y de elemento de unión entre la montura y el pilar. Es uno de los componentes de la base. Sobre el anillo se deposita todo el peso del telescopio a través de los cojinetes hidrostáticos de acimut que suavizan el movimiento y evitan los rozamientos.

¿QUÉ MOVIMIENTOS DEBE HACER? Para localizar un objeto celeste, el telescopio se mueve en dos ejes. Los movimientos de acimut (paralelo al horizonte) y elevación (en altura) se encargan de localizar los objetos a observar. Su funcionamiento se asemeja al de los cañones de los barcos: primero, el cañón rota sobre su base y luego busca el objetivo en altura.

Una vez localizado el objeto es necesario hacer un seguimiento del mismo con motivo de la rotación terrestre. Este fenómeno exige disponer de movimientos para compensar dicha rotación y mantener fija la imagen de los objetos que se estén observando. Si el telescopio dispusiese de un eje de rotación paralelo al de la Tierra, bastaría con un sólo movimiento para hacer el seguimiento. Pero al no tener ningún eje paralelo al terrestre, es necesario aplicar movimiento en tres ejes de rotación: acimut, elevación, y corrección de la rotación de la tierra.

Este tercer movimiento se denomina rotación de campo, y en el caso del GTC esta corrección se hace mediante los rotadores mecánicos de los instrumentos.

CÓMO MOVERLO Para mover este inmenso conjunto se utilizan diversos mecanismos: Los cojinetes hidrostáticos hacen que la estructura “flote” sobre una superficie de aceite a presión. Esto produce tal sensibilidad al movimiento que un simple empujón con la mano puede mover toda la estructura del telescopio.

La misión de los cojinetes es, por tanto, suavizar el movimiento de las partes móviles del telescopio. Funcionan mediante un bombeo constante de aceite a alta

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presión; de este modo se logra un movimiento suave y preciso con un esfuerzo mínimo. El aceite se envía a un circuito donde es enfriado y reenviado a los cojinetes.

Existen dos tipos de cojinetes hidrostáticos: los cojinetes de elevación, que soportan el tubo y están ubicados en los ejes del anillo de elevación, y los cojinetes de acimut, que soportan el peso de la montura y están situados entre el anillo de acimut y la base de la montura.

Los motores son los encargados de inducir el movimiento y, a diferencia de otros telescopios accionados mediante fricción o engranajes, el GTC emplea motores directos. Este tipo de motor, que requiere poco mantenimiento, elimina las posibles imprecisiones debidas a la existencia de componentes mecánicos intermedios y, además, reduce el rozamiento.

Los codificadores, o sistemas de posición del telescopio, se encuentran en los anillos de acimut y de elevación, y son capaces de registrar movimientos de centésimas de micra. La información que suministran los codificadores sirve para conocer la posición del telescopio y así poder dirigir el movimiento de los motores.

CONEXIONES: UNIR TECNOLOGÍAS El telescopio contiene gran cantidad de tuberías y cables que tienen que comunicar elementos con movimiento relativo entre sí, lo que genera el problema de que estos se entrecrucen, desordenen o retuerzan.

En el diseño del telescopio se ha tenido en cuenta la necesidad de instalar rotadores de cables para compensar el movimiento, manteniendo su correcta disposición y atenuando las posibles tensiones que afectan al movimiento del telescopio.

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3. LA CÚPULA: LA CASA DEL CARACOL La cúpula es la “cáscara” que recubre y protege al telescopio, la casa del caracol.

Se trata de una estructura rotante fabricada en acero que, junto con la parte alta de la base del edificio, encierra la cámara del telescopio.

La cúpula tiene forma de casquete esférico, con un diámetro de 34 m y una altura máxima de casi 26 m, equivalente a un edificio de 8 alturas. Se compone de un entramado de meridianos y paralelos en celosía que soporta una chapa esférica de cerramiento exterior así como la estructura soporte del aislamiento térmico interior.

El conjunto, que tiene un peso de unas 500 toneladas, se apoya sobre un raíl en su base, de forma que es posible rotar toda la estructura alrededor de su eje de simetría vertical.

Con el objetivo de permitir observar al telescopio, la cúpula del GTC incorpora una abertura de 13 m de ancho con 2 compuertas de observación móviles. Se trata de dos compuertas deslizantes: una superior, de mayor tamaño, que se desliza siempre hacia la parte trasera de la cúpula, y una más pequeña que se desliza normalmente hacia la parte inferior, pero que puede también deslizarse hacia arriba, de manera que permite observaciones cerca del horizonte.

La cúpula cuenta con unas ventanas que ayudan a mantener una temperatura uniforme en el conjunto del telescopio y mantener una buena calidad de imagen.

Finalmente existe un último componente móvil consistente en una pantalla antiviento metálica desplegable que, a modo de persiana, minimiza la acción del viento sobre el telescopio. Ésta se sitúa bajo la compuerta de observación de la cúpula.

EL CONTROL DE LA TEMPERATURA Uno de los problemas a evitar, y que incide negativamente sobre la calidad óptica de todo telescopio, es la aparición de turbulencias en el aire contenido en la cámara del telescopio debido a diferencias de temperatura entre los distintos componentes y niveles. Por tanto es primordial controlar la temperatura que afecta al entorno del telescopio. Para ello se han diseñado varios sistemas que están instalados en diferentes partes del mismo.

Durante el día, se reduce el calentamiento solar ya que la cúpula está térmicamente aislada. A su vez, la cámara del telescopio dispone de un sistema de aire acondicionado para mantenerse a la temperatura nocturna prevista.

Llegada la noche, dos filas de aberturas dispuestas en la estructura de la cúpula, controlan, mediante compuertas, la ventilación natural del interior de la cámara del telescopio. En total, 16 grandes ventanas móviles de ventilación, cada una de ellas de aproximadamente 4 x 4 m, situadas a la altura del espejo primario, elemento clave en este proceso de control de temperaturas. Esta solución permite mantener unas condiciones ambientales óptimas en el interior. También se dispone de un sistema alternativo de ventilación forzada.

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Por otra parte, la altura del edificio permite la incorporación de una fila más de aberturas con sus correspondientes compuertas de ventilación en la parte superior de la base del edificio del telescopio. Esta fila de compuertas mejora la ventilación de la celda del espejo y del piso de la cámara del telescopio. También para minimizar la transferencia de calor, se ha incorporado una cámara de aire entre la base del edificio y la cámara del telescopio.

EL EDIFICIO: UN BUNKER A TODA PRUEBA El edificio del telescopio está conformado por la base y el pilar. La base del edificio es una estructura cilíndrica fija de hormigón armado de 31 m de diámetro interno y de 13 m de altura. Sobre la base va instalado el carril de rodadura de la cúpula. Por funcionalidad, la base del edificio del telescopio incluye parte de las áreas de servicio, como por ejemplo las áreas de limpieza, la sala de bombeo de aceite de los cojinetes hidrostáticos y la planta de recubrimiento de los elementos ópticos (aluminizado).

El pilar del telescopio es un cilindro hueco formado por un anillo de hormigón de aproximadamente 15 m de diámetro externo, 1 metro de ancho y 8 m de altura.

Sobre el pilar, que soporta todas las cargas del telescopio, se instala el anillo de acimut. La cimentación del pilar y de la base son completamente independientes para evitar la transmisión de vibraciones.

El edificio anexo, de una sola planta, está conectado con la base del edificio del telescopio y aloja las áreas de servicios auxiliares y de soporte para la instalación, como la sala de control, almacenes o talleres de mantenimiento.

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INNOVACIONES UN ESPEJO SECUNDARIO CONTROLABLE EN 5 GRADOS DE LIBERTAD El Espejo secundario del GTC “baila” según el compás que se le indique. Lo hace para recoger correctamente la luz que llega rebotada desde el espejo primario, para corregir perturbaciones rápidas y, además, para proporcionar a los instrumentos una técnica denominada basculación automática.

El conjunto del espejo secundario está compuesto por el hexápodo, el sistema de basculación o “chopper” y el propio espejo secundario.

La función del hexápodo es, además de unir el conjunto al telescopio, alinear el espejo secundario con respecto al espejo primario, compensando las flexiones de la estructura del telescopio y la dilatación térmica. Para ello dispone de 6 patas que, al alargarse o acortarse, le proporcionan 6 grados de movimiento, es decir, puede moverse en cualquier orientación. Éstos se denominan movimientos de accionamiento lentos.

Por otro lado, el sistema de basculación realiza movimientos rápidos. Con dos grados de libertad, estos accionamientos deben permitir el control de la posición del espejo con el objeto de corregir vibraciones provocadas por ráfagas de viento y turbulencias atmosféricas producidas por las variaciones locales de temperatura.

Puede moverse a una velocidad de 5 hz, es decir, puede realizar 5 oscilaciones por segundo. Asimismo, cuenta con un sistema para compensar la inercia provocada al moverse y no transmitir esas fuerzas al hexápodo ni al resto del telescopio.

El sistema de basculación también ofrece la posibilidad de hacer medidas diferenciales en el rango del infrarrojo térmico. Esta técnica, que también se denomina basculación (“chopping” en inglés), precisa que el espejo secundario haga cambios rápidos en el apuntado, tomando dos imágenes distintas, una del objeto observando y otra del fondo oscuro. Contrastando estas dos imágenes logramos eliminar la luz difusa del fondo del objeto y dar al instrumento un material de mejor calidad para la observación.

Ambos componentes, hexápodo y basculador, han sido fabricados por la empresa barcelonesa NTE (www.nte.es) y diseñados por el centro suizo CSEM (www.csem.ch).

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UN ESPEJO TERCIARIO CON “ASCENSOR” CONTROLADO REMOTAMENTE La luz debe hacer un recorrido muy preciso una vez que ha sido reflejada por el espejo primario y el secundario. Por ello existe un espejo terciario que “irrumpe” en el camino de la luz y la puede enviar a los distintos focos, donde se pueden colocar diversos instrumentos.

Concretamente, el espejo terciario tiene la misión de enviar el haz de luz a los focos Cassegrain acodados y Nasmyth.

El diseño del terciario planteó en su momento dos problemas. El primero, ¿cómo hacer que llegue la luz desde el espejo secundario directamente al foco Cassegrain si en medio se encuentra el espejo terciario? Y en segundo lugar, ¿cómo hacer que el espejo terciario dirija la luz hacia los 4 focos Cassegrain acodados y las 2 plataformas Nasmyth cuando y según convenga?

Algunos telescopios utilizan un terciario que se instala y desinstala según las necesidades. Eso exige una inversión en tiempo y esfuerzo que, además, implica un riesgo para el espejo. Para evitar tener que andar quitando y poniendo el espejo terciario, el GTC ha adoptado un diseño que aporta la solución: un espejo con basculación automática que se desliza por unas guías y que se “aparca”, un terciario dotado de “ascensor” exclusivo. La torre, una estructura de 1,8 metros de diámetro y 7 metros de altura, se mueve girando sobre su base y dirige el espejo hacia el foco elegido.

MONITORIZAR EN TIEMPO REAL LA ÓPTICA DEL TELESCOPIO Para nosotros, el cielo se mueve. Pero en realidad es la Tierra la que gira, haciendo necesario que, para observar una estrella, tengamos que perseguirla por todo el cielo. Para hacerlo, los telescopios cuentan con avanzados sistemas de adquisición, guiado y calibración que permiten que el telescopio realice el seguimiento del objeto a observar: localiza una estrella cercana a la observada para utilizarla como referencia y envía información cada pocos segundos con el fin de corregir la posición del telescopio, de manera que el objeto observado esté siempre en el mismo sitio dentro del plano focal. Sin este procedimiento, las imágenes se moverían y no podrían estudiarse las características de los objetos.

El GUACAMOLE (GUiding, Acquisition and CAlibration MOduLE) ha sido diseñado por la Oficina del Proyecto en GRANTECAN, la empresa pública que gestiona la construcción del telescopio. Según Nicholas Devaney, responsable del diseño preliminar que se hizo de GUACAMOLE, se trata de un sistema “mucho más sofisticado” que los utilizados hasta el momento: “no sólo permite el guiado del telescopio, sino que además ofrece la posibilidad de controlar el sistema de óptica activa del telescopio y viene equipado con sensores de frente de onda, desarrollados en la oficina del proyecto”.

Es decir, que si normalmente los sistemas de A&G han sido utilizados por los telescopios de cierta envergadura para localizar el objeto y seguirlo, en los telescopios de última generación proporcionan muchos otros servicios y se han convertido en instrumentos sofisticados cuya tarea es optimizar continuamente el rendimiento del telescopio. Se han convertido en “los vigilantes” de todo el telescopio.

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El GTC tiene una caja de A&G por cada foco. Las cajas van incorporadas a los rotadores de instrumentos. Cada caja, en el caso de los rotadores Nasmyth, cuenta con dos brazos y, a su vez, cada brazo tiene un pequeño espejo que se encarga de dirigir la luz de la estrella de referencia a los instrumentos de A&G. Cada brazo puede moverse a cualquier punto del plano focal, de manera que puede utilizar cualquier estrella en el campo como referencia.

El brazo que todo lo ve El brazo 1 está dotado de dos instrumentos: uno, la Cámara de Adquisición y Guiado Lento (Acquisition & Slow Guide camera, ASG), que se encarga de la búsqueda de los objetos y su seguimiento; y el otro, el Sensor de Figura de los Segmentos (Segment Figure Sensor, SFS), que mide la forma de los segmentos del espejo primario del telescopio.

Digamos que la Cámara de A&G lento hace lo usual en un instrumento de este tipo: una vez elegida la estrella de referencia, proporciona al telescopio la información necesaria para hacer el seguimiento. Lo hará una vez cada segundo.

Podemos compararlo con la mira telescópica de un rifle: la mira nos indica adónde hemos de dirigir el arma para localizar nuestro objetivo.

Por su parte, el Sensor de figura de los segmentos vigila para que los 36 segmentos estén siempre en la posición correcta, informando al sistema de control de las desviaciones de cada uno de los segmentos con respecto a su posición óptima. El sistema de control se encargará de hacer las correcciones necesarias para que el espejo primario actúe en todo momento como una superficie única.

Esta operación, denominada “puesta en fase”, se realiza con un peculiar elemento: una matriz de microlentillas. Se trata de un conjunto de lentillas diminutas (con un diámetro de medio milímetro cada una) situadas sobre una matriz y colocadas exactamente igual que los segmentos del espejo primario: forman el mismo dibujo.

Así se sabrá, en milésimas de milímetro, cuál es la posición correcta. El proceso de medir y corregir los errores de figura y alineamiento de los segmentos se denomina ”óptica activa”.

Los avances, en el brazo 2 El brazo 2 tiene dos instrumentos: la Cámara de Guiado Rápido (Fast Guide Camera, FGC), que hace seguimiento a una velocidad muy alta, y el Sensor de Inclinación de Segmento (Segment Tilt Sensor, STS), que mide los errores ópticos del telescopio.

La Cámara de Guiado Rápido se diferencia de la Cámara de guiado lento, evidentemente, por su velocidad. Si esta última envía información cada segundo, la rápida lo hace ¡200 veces por segundo! Se encarga de corregir errores producidos, principalmente, por las vibraciones que provoca el viento en el telescopio. Lo hace calibrando todas estas vibraciones y enviando la información necesaria al sistema de control para que el espejo secundario pueda compensarlas gracias a su capacidad de basculación, un método que hace oscilar rápidamente el espejo.

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El último instrumento de la caja de A&G, el Sensor de Inclinación de Segmentos, mide, principalmente, los posibles desenfoques del telescopio y las aberraciones causadas por falta de alineamiento entre los espejos primario y secundario. Además, gracias a la rapidez de lectura del detector, se puede usar también para medir el estado de la turbulencia atmosférica. Este instrumento es importante a la hora de poner en marcha la técnica de “observación por colas”, un sistema que decide, dependiendo de la situación atmosférica, qué observación es la más adecuada en cada momento.

Hemos logrado compaginar cuatro funciones distintas con una misma finalidad: mover con pasmosa suavidad y delicadeza una enorme mole que, impulsada por el deseo irrefrenable de contarnos qué ocurre en el Universo, perseguirá sin descanso las estrellas más alejadas, las galaxias más distantes y los sueños, hasta ahora, más inalcanzables del conocimiento, dándole a la ciencia un sabor distinto a los logrados hasta ahora: un sabor a GUACAMOLE. EL SISTEMA DE CONTROL Una de las innovaciones introducidas en el GTC es su avanzado sistema de control.

Es el “cerebro central” que controla todos los subsistemas, un conjunto que debe trabajar de forma coordinada.

El sistema de control se encuentra distribuido físicamente en las instalaciones del GTC y consiste en una serie de computadores, equipos electrónicos, sensores y actuadores interconectados. Estos elementos son responsables del control directo de los diferentes subsistemas del GTC. La responsabilidad de este sistema es el control y monitorización de los subsistemas y proporcionar una interfaz de usuario homogénea, es decir, plasmar en un solo punto toda la información que se recibe y hacer más fácil su manejo.

El sistema de control es responsable de tareas tan importantes como la planificación de observaciones, el archivo de los datos, o incluso el análisis de la calidad de esos datos, para lo cual existe un número de estaciones de trabajo conectadas a través de una o más redes de área local, las cuales dan acceso a un grupo de servicios centralizados (por ejemplo, catálogos, archivos).

Al margen de la complejidad inherente al control de cualquier tipo de gran instalación como es el GTC, uno de los factores que han marcado el diseño de su sistema de control ha sido la incorporación de las nuevas tecnologías y la posibilidad de su constante actualización, ya que el método adoptado permite una constante puesta al día en cuanto a las novedades que vayan apareciendo en el mercado a lo largo de la vida operativa del GTC. Todos estos sistemas constituyen una red de aproximadamente 35 computadores embebidos con su electrónica asociada y 15 estaciones de trabajo y servidores unidos por varios kilómetros de fibra óptica y un sofisticado sistema de comunicaciones.

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DATOS TÉCNICOS: Una arquitectura de software abierta, flexible, distribuida y orientada a objetos es utilizada con el objeto de proveer acceso independiente de la localización a los diferentes servicios distribuidos. Además, estos servicios son requeridos para garantizar un nivel de calidad de servicio. La implementación de esta arquitectura se simplifica mediante el uso de middleware distribuido. Este middleware asegura, mediante una política de planificación correcta, que todas las tareas tengan los recursos necesarios. Suministra un esqueleto "plug&play" donde se conectan los diferentes componentes del software de control. Esta arquitectura suministra un entorno homogéneo, de manera que se reduzcan considerablemente el tiempo y coste de desarrollo de los diferentes componentes.

Arquitectura del Software La arquitectura del sistema de control consiste en un conjunto altamente integrado de sistemas distribuidos por medio de redes en una organización jerárquica. Esta jerarquía está organizada siguiendo el modelo cliente-servidor. El sistema de control opera en tiempo real (quasi-real time), con una jerarquía de niveles de control y comunicaciones entre procesos. Hay un gran número de puntos de control, y por lo tanto de procesos para controlarlos. Los planes actuales compilan varios procesos front-end, procesos, estaciones de trabajo y servidores.

Al igual que en otros dominios (aviación, telecomunicaciones, multimedia), la garantía de tiempo real es necesaria en el sistema de control de las redes de comunicación, en los sistemas operativos y en los componentes middleware subyacentes, con el objetivo de satisfacer la calidad de servicio requerida.

Los elementos de proceso del sistema de control pueden utilizar una implementación estándar en tiempo real de CORBA (Common Object Request Broker Architecture) para la comunicación entre objetos a través de redes. Además, la especificación de interfaces es muy importante para el mantenimiento y conservación de la inversión teniendo en cuenta los rápidos cambios tecnológicos.

Por ello se usan estándares abiertos como RT POSIX o ATM, y también CORBA. Arquitectura del Hardware La arquitectura del hardware del sistema de control está totalmente distribuida.

Consiste en nodos VME llamados unidades de control locales (LCU) con capacidad de proceso en tiempo real conectados directamente a dispositivos físicos del GTC. Estas conexiones son capaces de usar un conjunto variado de buses de control (ej., CAN bus, GPIB, Bitbus). Otros nodos de alto nivel llevan a cabo funciones de coordinación y ofrecen servicios críticos al resto de los nodos (ej., envío de eventos, logging, monitorización, planificación). Ambas, LCU y las unidades de coordinación, están conectadas por medio de uno o más nodos ATM, para formar la llamada red de control.

Esta arquitectura permite una configuración dinámica del tráfico de tal forma que cada nodo tiene un ancho de banda adecuado a sus necesidades. En las circunstancias en las que el ancho de banda sea muy grande, se usan otras

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interfaces como SCI o Fiber Channel. Sin embargo, cuando el ancho de banda no es problema, se pueden usar interfaces más baratas, como Ethernet o Fast-Ethernet.

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INSTRUMENTACIÓN CIENTÍFICA INSTRUMENTACIÓN CIENTÍFICA PARA EL GRAN TELESCOPIO CANARIAS Un telescopio sin instrumentos no tendría sentido, ya que con ellos se recoge todo lo que capta el telescopio para, posteriormente, estudiarlo y analizarlo.

En el año 1998, GRANTECAN lanzó el Anuncio de Oportunidad (AO) para seleccionar los dos instrumentos de primera generación del GTC. En respuesta a este AO y cumpliendo sus especificaciones, se recibieron seis propuestas de instrumentos científicos para su desarrollo y posterior instalación en el GTC en el año 2007, presentadas por grupos integrados por astrónomos de numerosos centros e instituciones nacionales e internacionales. En el proceso de evaluación de estas propuestas participaron tanto expertos nacionales como internacionales y en el mes de marzo de 1999 tuvo lugar la presentación pública de estas propuestas por parte de los equipos que las lideraban.

A la vista de todo este proceso, el Comité Científico Asesor del proyecto hizo su recomendación, seleccionando tres de los instrumentos propuestos como los más idóneos para poder elegir de entre ellos los dos instrumentos de Día uno.

Finalmente, el GTC está equipado con una instrumentación focal que aprovecha al máximo sus posibilidades. La primera generación incluye 3 instrumentos: OSIRIS, un espectrógrafo de baja resolución con sistema de imagen; CanariCam, una cámara y espectrógrafo en el infrarrojo térmico; ELMER, un espectrógrafo que obtiene imágenes convencionales. Como instrumentos de segunda generación están EMIR, un espectrógrafo multiobjeto de gran campo que trabaja en el infrarrojo, y FRIDA, un instrumento que aprovecha la óptica adaptativa con una cámara espectrógrafo para el infrarrojo cercano con unidad de campo integral.

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OSIRIS Sistema Óptico para Imagen y Espectroscopía Integrada de Resolución Baja/Intermedia, (Optical System for Imaging and low Resolution Integrated Spectroscopy).

El instrumento OSIRIS puede obtener imágenes directas del cielo y puede realizar espectroscopía de varios objetos a la vez. Trabaja en el rango visible, es decir, con la luz del cielo que es capaz de percibir el ojo humano. Entre otros resultados, proporciona nuevos datos a los científicos en diversas áreas de conocimiento de la Astrofísica, como las atmósferas de los planetas del Sistema Solar; los objetos compactos emisores de rayos X - posibles agujeros negros -; las supernovas muy lejanas - que sirven de referente para conocer la edad del Universo -; las llamadas explosiones de rayos gamma, (unas tremendas emisiones de energía cuyo origen se desconoce y que es preciso identificar); o la formación y evolución de las galaxias y los cúmulos de galaxias.

Además, OSIRIS incorpora el uso de filtros sintonizables. Estos permiten observar de manera muy precisa una línea determinada del espectro de luz, situada en cualquier posición dentro del rango visible.

INNOVACIONES: El poder de los filtros sintonizables El poder de OSIRIS reside en los filtros sintonizables, que lo convierten en un instrumento único, novedoso y competitivo, exponente de la innovación y desarrollo tecnológico que exigen los instrumentos para grandes telescopios.

El concepto de filtro es familiar a todos los lectores, desde un filtro solar que permite observar el Sol con un telescopio, hasta un filtro para una cámara fotográfica o incluso unas gafas de sol. Un filtro para uso astronómico no es muy distinto: se encarga de seleccionar una parte de la luz que llega al instrumento para poder estudiar cada color separadamente. La única diferencia reside en la precisión y la calidad con que realiza su función.

Un filtro de los denominados de “banda ancha” solamente deja pasar uno de los colores del espectro, como si de un filtro coloreado se tratara. Los filtros de “banda estrecha” dejan pasar solamente una de las tonalidades de un mismo color. Dicho más técnicamente, dejan pasar un intervalo espectral menor. Los filtros de banda estrecha permiten estudiar con toda precisión la emisión del gas presente en galaxias como Andrómeda, nebulosas planetarias o regiones de hidrógeno ionizado como Orión con resolución espacial, lo que no permiten otras técnicas como la espectroscopía.

Existen multitud de zonas del espectro donde emite el gas de estos objetos, las llamadas “líneas de emisión”. Cada elemento químico emite varias de estas líneas en distintas zonas del espectro. Estas líneas proporcionan información muy valiosa sobre la temperatura, composición química, edad, características de la estrella joven y masiva que ioniza el gas, etc. Por tanto es de suma importancia poder observar el mayor número posible de líneas. Para complicar más el problema, las galaxias presentan el denominado “desplazamiento hacia el rojo” que consiste en

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que las líneas de emisión se desplazan a zonas más rojas del espectro de forma proporcional a la distancia que nos separa de la galaxia.

Sin embargo estos filtros “convencionales” solamente dejan pasar un color, tonalidad o rango espectral fijo. Si se pretende estudiar otro rango espectral distinto, bien porque se pretenda estudiar otra línea de emisión, bien porque se pretenda estudiar la misma línea en otra galaxia de un desplazamiento al rojo distinto, es preciso utilizar otro filtro.

En conclusión, para poder estudiar aspectos tales como la evolución de las galaxias que pueblan el Universo, sería preciso disponer de una gran cantidad de filtros convencionales de banda estrecha que cubriesen todo el rango espectral visible. De esta manera sería posible estudiar cualquier conjunto de líneas de emisión de cualquier galaxia independientemente de su desplazamiento al rojo. Esto, sin embargo, no es factible: ningún observatorio posee la gran cantidad de filtros necesaria debido a su coste prohibitivo. Es más, pocos observatorios tienen siquiera un número razonable de filtros que permita estudiar adecuadamente incluso galaxias próximas.

Los filtros sintonizables son la solución a este problema. Como su nombre indica, permiten variar a voluntad (sintonizar) tanto la longitud de onda como el ancho de banda o rango espectral que dejan pasar. Para ello constan de dos láminas de vidrio extraordinariamente planas y paralelas, muy próximas entre sí, con un recubrimiento reflectante interior. Tres piezoeléctricos situados entre las láminas permiten controlar con extrema precisión y rapidez el paralelismo y la separación entre las mismas. Para dar una idea de su precisión: si el filtro sintonizable tuviera un diámetro del tamaño de España, las irregularidades de sus caras tendrían una altura de 1 cm, mientras que la separación entre las láminas se ajustaría con una precisión de 2 mm. La parte del espectro, así como el rango espectral (ancho de banda) que se desea observar, viene determinada por la separación entre las láminas, que se puede cambiar en tan sólo una décima de segundo mediante los piezoeléctricos.

Un filtro sintonizable es extraordinariamente versátil: cada uno de los dos filtros sintonizables de OSIRIS equivale a 19.000 filtros convencionales. Puestos uno encima del otro alcanzarían una altura de 152 m, similar a la de la Torre Picasso en Madrid o la Torre Mapfre de Barcelona y 30 metros mayor que la altura de la Puerta de Europa en Madrid.

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CanariCam Espectrógrafo con capacidad de imagen en el infrarrojo térmico, (Spectrograph with Thermal Infrared Imaging Capability).

CanariCam puede “detectar” el calor de las estrellas. Trabaja en el rango espectral del infrarrojo medio y puede obtener imágenes de objetos lejanos para analizar su forma y su estructura y, a continuación, analizar la composición del objeto.

Desempeña las funciones que en otros telescopios realizan al menos tres instrumentos distintos. Cuenta con unos detectores que permiten captar luz infrarroja con una longitud de onda desde 8 hasta 25 micras. Como consecuencia, puede observar una gran variedad de objetos. CanariCam ha sido desarrollado por el Grupo de Astrofísica en el Infrarrojo de la Universidad de Florida.

INNOVACIONES: CanariCam, UN INSTRUMENTO “MULTIDISCIPLINAR” CanariCam trabaja con cuatro opciones científicas: Imagen, Espectroscopia, Coronografía y Polarimetría.

Cuando hablamos de hacer Imagen, nos referimos a la capacidad de conseguir una representación bidimensional de una realidad tridimensional (obtención de imágenes, en nuestro caso, en el infrarrojo medio: podemos decir que será capaz de hacer “fotografías” de todo aquello que detecte en el cielo).

La Espectroscopía es el estudio de la naturaleza de los objetos celestes mediante el análisis del espectro de la luz recibida; observando los espectros estelares se puede obtener importante información no sólo sobre la composición química de las estrellas sino también sobre sus condiciones físicas (temperatura, densidad, presión...) o sobre su velocidad de rotación.

La Coronografía es una técnica observacional consistente en ocultar un objeto brillante del campo para poder observar adecuadamente otro objeto mucho menos brillante. Se emplea en la observación de la corona solar y, en el GTC, se utilizará también para identificar planetas alrededor de estrellas, mucho más brillantes.

En cuanto a la Polarimetría, es el estudio de la polarización de la luz, el proceso por el cual se alinean los planos de vibración de las ondas de luz. Con esta técnica podemos investigar campos magnéticos y la dispersión de la luz por partículas de polvo. Se estudian, sobre todo, las regiones en las que hay polvo, alrededor de estrellas jóvenes o estrellas antes de formarse, y alrededor de estrellas viejas, como las AGB, que ya han pasado la secuencia principal y están pasando a la siguiente fase de evolución.

Además de estas cuatro opciones científicas, CanariCam tiene otras dos opciones de ingeniería que funcionan como un “autotest”: cuenta con un sistema que se asegura del constante alineamiento de los espejos y con otro que comprueba el nivel de humedad.

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ELMER ELMER es, por definición, un instrumento de emergencia. Responde a una recomendación del Comité Científico Asesor (SAC) del GTC para tener un instrumento simple en Día Uno. La experiencia en otros grandes telescopios indica que los primeros instrumentos, debido a su complicidad y ambición desde el punto de vista científico, suelen retrasarse un poco en llegar al telescopio, por lo que es necesario contar con un instrumento simple, cuya construcción no ofrezca dificultades innecesarias, que esté listo para ser usado en caso necesario. Así pues, el diseño de ELMER está regido por la necesidad de ser simple, tener un riesgo bajo, y ser muy competitivo en algunas áreas, con un precio razonable.

ELMER es capaz de hacer imágenes directas y fotometría rápida con filtros convencionales de banda ancha y estrecha (que permiten hacer comprobaciones de calibración del propio telescopio), fotometría rápida, espectroscopía rápida de rendija corta, espectroscopía de rendija larga, espectroscopía sin rendija o espectroscopía con máscaras de multiobjeto.

INNOVACIONES: ALTA EFICIENCIA DE ELMER El diseño de ELMER está optimizado para proporcionar una gran eficiencia observacional, reduciendo todo lo posible la pérdida de luz que se produce hasta la llegada al detector. Posee una excelente calidad de imagen y alta transmisión óptica dentro de su moderado campo de visión (4,2 minutos de arco de diámetro).

Todo ello, unido a la alta sensibilidad del detector y al gran poder del área colectora del GTC, hace de ELMER uno de los instrumentos más sensibles de su tipo construidos hasta el momento.

LA DESCRIPCIÓN DEL CAMINO ÓPTICO Cuando la luz llega a ELMER, pasa primero por una rendija, una apertura o una posición abierta (esto último si quiere verse todo el campo) en el plano focal del telescopio. Luego pasa a través de una lente de campo, un espejo plano de doblado del haz de luz, el colimador, rebota en un segundo espejo de doblado y pasa por el obturador y las dos ruedas con los elementos de pupila (ruedas de filtros y rueda de prismas/grismas/VPHs), para, finalmente, llegar a la cámara de 6 lentes y producir la imagen sobre el detector.

La lente de campo de ELMER trasmite la luz desde el plano focal hacia el colimador, contribuyendo a mejorar la calidad de imagen del haz. Digamos que es la primera toma de contacto del instrumento con la luz. Los espejos planos de doblado son espejos que cambian la orientación del haz de luz y lo redirigen. En el caso de ELMER están inclinados 45º para producir un giro del haz de luz de 90º en cada espejo.

El colimador es un conjunto de dos lentes que coliman la imagen en plano focal, es decir, los rayos de luz procedentes de un mismo punto salen del colimador perfectamente paralelos, formando una imagen en el infinito que la cámara se

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encarga de enfocar sobre el detector. Para permitir el enfoque, en el caso de ELMER, el colimador va montado sobre unos raíles que permiten moverlo respecto a la cámara.

Por su parte, el “shutter” u obturador limita la entrada de luz, es un “cortador” del haz. Detrás se forma la pupila real, o apertura por la que pasa toda la energía o luz del sistema. Por cada punto de la pupila pasan rayos que vienen de todos los puntos del campo, con diferentes inclinaciones.

Dos ruedas llevan los elementos que permiten seleccionar qué luz queremos estudiar. La rueda de filtros lleva, fundamentalmente, los filtros que permiten seleccionar la longitud de onda (color) de la imagen que se analiza. La segunda rueda, localizada más cerca de la pupila, contiene elementos capaces de dispersar la luz en sus distintos colores, formando así espectros sobre el detector.

ELMER tiene tres tipos de elementos que proporcionan diferentes resoluciones espectrales: los PRISMAS (que en realidad son conjuntos de tres prismas), encargados de dispersar la luz generando haces de distinta longitud de onda en diferentes direcciones con muy baja resolución y muy alta transmisión; los GRISMAS o prismas escalonados, formados por un prisma al que va pegada una ventana plana en la que, a su vez, se pega una red de difracción, para conseguir una mayor separación de los colores y además dirigir el color que más interese en una cierta dirección; y los VPHs, (hologramas volumétricos tridimensionales para dispersión espectral) formados por dos prismas, que empaquetan una ventana plana en la que hay grabado un holograma. Estos elementos dan una resolución dos veces y media mayor que los grismas.

Finalmente, la luz llega a la Cámara, que es un conjunto de lentes (6 en este caso) que enfoca la imagen en el plano del detector. El detector es la parte que recoge la luz. Se trata de un dispositivo que cuenta con una estructura de células sensibles a la luz denominadas píxeles. Estos píxeles, cuando entran en contacto con la luz, liberan electrones que son leídos y cuantificados, transformando la cantidad de luz recibida en señales eléctricas que son traducidas a datos digitales y enviados al ordenador.

CIENCIA CON ELMER Las imágenes obtenidas por un instrumento científico han de ser tratadas para ponerlas en una forma que pueda ser fácilmente utilizada por los científicos, proceso que se conoce como Reducción de datos. ELMER proporcionará un conjunto de rutinas de reducción de datos, así como los propios datos reducidos, de forma que el astrónomo tenga un retorno científico inmediato de sus observaciones.

La ciencia que podrá hacerse con ELMER abarca desde el estudio del Sistema Solar, estrellas variables cataclísmicas, púlsares, objetos violentamente variables y brotes de rayos gamma, hasta las galaxias activas, galaxias activas, cúmulos de galaxias y cosmología.

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EMIR Espectrógrafo Multiobjeto InfraRrojo, (Infrared Multiobject Spectrograph).

EMIR es un espectrógrafo multiobjeto de gran campo que trabaja en el infrarrojo.

Será el primer instrumento de segunda generación, un instrumento clave para el estudio de la historia de la formación de estrellas en el Universo.

EMIR cubre el rango del infrarrojo cercano, con lo que se podrán estudiar objetos templados. Permite obtener espectros para muchas fuentes simultáneamente, al usar el método de máscaras multirrendija, que deja seleccionar la parte del campo visible que se quiere observar.

EMIR es un instrumento ambicioso y, como tal, complejo. Su gran reto está en conseguir un campo de visión grande que permita observar muchos objetos simultáneamente. Esta característica lo dotará de una gran eficiencia observacional para muchos tipos de proyectos en los que se necesita observar un número elevado de galaxias o estrellas. Además, EMIR ha de enfriarse a temperaturas criogénicas (200ºC bajo cero) para disminuir el fondo térmico infrarrojo.

Los objetos típicos observados serán galaxias débiles, estrellas poco masivas, objetos estelares jóvenes, enanas marrones, regiones de HII y zonas de formación estelar, supernovas distantes, núcleos galácticos y galaxias primordiales.

En el consorcio que construye EMIR, liderado por el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), también participan la Universidad Complutense de Madrid (UCM), el Laboratoire d'Astrophysique-Observatoire Midi-Pyrénées (LAOMP, Francia) y el Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM, Francia).

INNOVACIONES: EMIR, A TRAVÉS DE LAS RENDIJAS “Como reto de ingeniería, EMIR se convierte en el instrumento más difícil que conozco (...). Aún así, mi recomendación sería darle prioridad. ¡Láncense contra el viento, hipotequen el Museo del Prado si es necesario, pero vayan a por todas! Si lo consiguen, situará al Gran Telescopio CANARIAS y al Instituto de Astrofísica de Canarias entre los observatorios científicamente más productivos del mundo. En mi opinión, simplemente no hay elección. Tienen que hacer que EMIR sea una realidad”.

Estas fueron las palabras de uno de los prestigiosos científicos que participó en las primeras revisiones de los instrumentos del Gran Telescopio CANARIAS (GTC). El reto principal de EMIR ha sido, hasta el momento, desarrollar un sistema de máscaras multirrendija que pueda funcionar a temperaturas criogénicas, algo tecnológicamente complejo que se está logrando gracias al trabajo del equipo del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) que construye EMIR. Según miembros del propio equipo, un instrumento como EMIR perdería todo su sentido sin máscaras multirrendija.

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RENDIJAS DE LUZ Para un astrofísico, una rendija es sinónimo de espectroscopía, que es el estudio de la naturaleza de los objetos celestes mediante el análisis de su espectro (conjunto de colores o de longitudes de onda, que forman la luz blanca: violeta, azul, añil, verde, amarillo, naranja y rojo). Observando los espectros estelares se puede obtener importante información, no sólo sobre la composición química de las estrellas o de otras entidades en el Universo, sino también sobre sus condiciones físicas (temperatura, densidad, presión...) o sobre su velocidad de rotación.

Un espectrógrafo o espectroscopio es, por tanto, un instrumento que separa la luz, tanto visible como no visible, en los diferentes colores o longitudes de onda que la componen. Actúa como las gotas de lluvia que, al dispersar la luz del Sol, provocan el arco iris.

En un instrumento de este tipo, la anchura de la rendija por donde entra la luz, combinada con la óptica interna del espectrógrafo, es la que controla la resolución espectral. La rendija permite también seleccionar la zona o región de un objeto que se quiera estudiar. Digamos que la luz puede penetrar al instrumento de varias formas: en modo normal, o modo imagen, es decir, sin ser controlada en su entrada, o en modo de rendija. Con esta última técnica, lo que se hace es seleccionar la procedencia de la luz que llega al instrumento “tapando” aquello que no nos interesa. Utilizamos para ello las denominadas máscaras, que suelen ser placas (normalmente de aluminio) en las que se horada un agujero o rendija para que sólo nos llegue la luz del objeto de estudio.

Hoy día se trata de maximizar la eficacia observacional de un telescopio, para lo que se recurre a diversas técnicas, entre las que destaca la espectroscopía multirrendija. Hay zonas del cielo en las que la densidad de objetos es tan alta que observarlos uno a uno con una rendija única sería prohibitivo en tiempo de observación. Por este motivo se recurre a la espectroscopia multirrendija, para poder observar muchos objetos a la vez, aprovechando el uso del plano focal del telescopio. Para ello, se utilizan máscaras multirrendija, es decir, placas con diversas rendijas que, colocadas en el plano focal del telescopio, coincidirán con la posición de dichos objetos.

Por ejemplo, el instrumento LIRIS, construido en el IAC para el Telescopio “William Herschel” de 4,2 m, montado en la isla de La Palma, puede observar 25 objetos a la vez gracias a unas máscaras que contienen este número de rendijas, con la posibilidad de incorporar 10 máscaras distintas simultáneamente, pero seleccionándolas secuencialmente. Esto implica tener capacidad para estudiar hasta 250 objetos sin tener que realizar ningún cambio en el instrumento. En el mismo tiempo, con rendija larga sólo se observarían 10 objetos como máximo.

Lógicamente, cada vez que queremos cambiar de objetos o de campo de observación, debemos también cambiar de máscara. De ahí surge uno de los retos de EMIR.

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LA CRIOGENIA EN EMIR Los instrumentos que trabajan en el infrarrojo han de estar dentro de un criostato que mantenga todos los elementos a una temperatura de –200 ºC. Ésta es la única forma de poder realizar observaciones en ese rango del espectro electromagnético.

Si quisiéramos cambiar de máscara, tendríamos que calentar, abrir, cambiar las máscaras, cerrar y volver a enfriar el conjunto cada vez que fuese necesario...

Pero en un instrumento tan grande como EMIR, esto resultaría muy difícil y, si llegara a conseguirse, todo el proceso haría perder mucho tiempo de observación: EMIR tardaría aproximadamente una semana en el ciclo completo de calentarse a temperatura ambiente, de modo que se pudiera abrir para hacerle los cambios, y enfriarse de nuevo una vez cerrado.

En un principio, se planteó la posibilidad de instalar las máscaras en un pequeño criostato aparte, que pudiese aislarse, calentarse y enfriarse separadamente, para así poder cambiar las máscaras multirrendija sin afectar al conjunto del instrumento.

Pero también se pensó en otra forma de hacerlo mucho más interesante: un robot que “conformara” las máscaras, incorporado en el propio criostato del instrumento, evitando de esta manera manipular el instrumento más de lo necesario.

UNA MÁSCARA PARA UN MOMENTO CRUCIAL Hacer que EMIR cuente con un sistema de máscaras multirrendija tan especial no es cosa fácil. Esta técnica ya se ha utilizado en el rango visible, en el que las máscaras están a temperatura ambiente, pero hasta ahora nunca se había pensado para un instrumento infrarrojo.

Este nuevo modelo de robot de máscaras, reconfigurable por control remoto, es uno de los prototipos en desarrollo para el telescopio espacial de nueva generación “James Webb Space Telescope” (JWST). Este sistema, denominado “Unidad de Rendijas Configurables” o CSU (Configurable Slit Unit) se compone de un conjunto de barras deslizantes que se mueven sobre el campo de visión, entrando y saliendo de él, bloqueando una parte del rayo de luz y dejando pasar sólo la que interesa en cada momento en un punto concreto. Se crea así un modo de rendijas.

Aunque el número final está por decidir, el diseño actual cuenta con 104 barras divididas en dos grupos de 52, ubicadas a cada lado del campo de visión. Cada barra de un lado tiene otra barra alineada en el otro lado del campo y, cuando entran en el plano focal, pueden quedar muy cercanas, dejando un pequeño espacio entre ellas, lo que se denomina una “rendija individual”.

El modo multirrendija se consigue situando cada par de barras en el campo de visión, con lo que obtenemos 52 rendijas en nuestro plano focal. Cuando no trabajamos en el infrarrojo y queremos utilizar el modo imagen, las barras se retiran por completo del campo de visión, que tiene unas medidas de 30x30 cm (6’x6’ minutos de arco cuadrados de cielo). También puede observarse en modo de

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rendija larga: se colocan todas las barras en la misma posición dejando una única rendija de 30 cm a lo largo del campo de visión.

Las especificaciones indican que se puede reconfigurar toda la máscara (esto es, cambiar el patrón de multirrendijas) en tan sólo cinco minutos, realizándose todo el proceso a una temperatura de –200 ºC (73 ºK).

GRAN CAMPO DE VISIÓN EMIR destaca porque, ahora mismo, dentro de este tipo de instrumentos, es el más ambicioso que se está construyendo: trabaja en el infrarrojo cercano, es un instrumento multiobjeto de gran campo y está ubicado en un telescopio de 10,4m.

Además, las medidas de su plano focal, 30x30 cm, ofrecen un gran campo de visión, lo que aumenta su interés científico por el número de objetos que podrán estudiarse y el ahorro en tiempo que esto proporcionará.

Muchos científicos están a la expectativa para ver si el sistema funciona con el fin de poder aplicarlo en instrumentos destinados a otros telescopios, lo que supone un doble reto para el equipo de EMIR: construir un instrumento totalmente innovador y ser la avanzadilla de una nueva técnica que se revela inmensamente prometedora.

Cabe recordar las palabras que Roser Pelló, del Laboratoire d'Astrophysique (LA) del Observatoire de Midi-Pyrénées, en Francia, dedicó a EMIR en el “II Congreso de Ciencia con el GTC”, celebrado en febrero de 2004 en México: “La ganancia, el beneficio de este instrumento con respecto a lo que estamos haciendo actualmente con los telescopios y los instrumentos de los que disponemos es inmenso. La eficacia será fácilmente de un factor 60 a 100 mejor, sin discusión”.

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FRIDA Cámara Infrarroja con Unidad de Campo Integral para el Sistema de Óptica Adaptativa del GTC, (“InFRared Imager and Dissector for the Adaptive Optics System of the GTC”) FRIDA es un instrumento liderado por el Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México (IA-UNAM), con la colaboración del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), la Universidad de Florida (EE.UU.), el Centro de Ingeniería y Desarrollo Industrial de México (CIDESI), la Universidad Complutense de Madrid (UCM), la Universidad de Marsella y el Laboratorio de Astrofísica del Observatorio Midi-Pyrénées (Francia).

FRIDA será el primer instrumento que aprovechará el haz corregido por el Sistema de Óptica Adaptativa del GTC. Esto significa que la luz pasa primero por el sistema de óptica adaptativa, que elimina en tiempo real las turbulencias con que nos llega la luz tras su paso por la atmósfera. Una vez libre de perturbaciones, la luz llega al instrumento FRIDA, cuya principal característica es disponer de una Unidad de Campo Integral (en ingles Integral Field Unit, IFU). Con ella entra en juego la denominada “Espectroscopía 3D”.

En espectroscopía tradicional la luz sólo puede venir de una rendija (es decir, tapamos lo que no queremos ver de nuestro plano focal), lo que hace que esta útil información física de un objeto celeste sólo pueda tomarse de una parte limitada.

Con la espectroscopía 3D se va más allá, ya que FRIDA puede “simular” una rendija pero observando el objeto celeste completo.

La técnica consiste en capturar la luz de todo el plano focal con un conjunto de espejos que “seccionan” la imagen. Cada uno de estos espejos envía la luz a la rendija de forma ordenada, de manera que se envía la información en “rebanadas”.

Esta técnica nos permite obtener, una vez reordenados, un cubo de datos que nos ofrece el espectro de cada punto y, entre otros, la posición y la velocidad de los elementos de todo el plano, ampliando así nuestra capacidad de trabajo de un espacio reducido, como es la rendija en origen, a la totalidad del plano focal.

Según los responsables del proyecto, FRIDA será capaz de obtener imágenes con una resolución espacial cinco veces mejor que la del Telescopio Espacial Hubble y ofrecerá opciones no disponibles en otros instrumentos similares, con capacidad para hacer espectroscopia de baja, media y alta resolución espectral. Esto significa que se podrán investigar con alta resolución objetos muy distantes y, por lo tanto, muy cerca del origen del Universo en el tiempo. FRIDA tratará de dilucidar qué ocurre en el interior de las regiones de formación de estrellas, en los núcleos activos de las galaxias o cómo es su evolución química y dinámica.

FRIDA observará el cosmos en longitudes de onda del infrarrojo cercano, entre 1 y 2.5 micras.

Está previsto que se instale en la plataforma Nasmyth A, y su tamaño será de 1.5 metros de diámetro por un metro de altura.

Al trabajar en el rango infrarrojo, estará en condiciones criogénicas (entre 213 y 196 grados centígrados bajo cero).

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