Focos de telescopios (I) Telescopios
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Focos de telescopios (I) Telescopios • Los telescopios actuales disponen de diversos focos donde albergar instrumentos (incluso simultáneamente). • Dichos focos se obtienen introduciendo espejos secundarios e incluso terciarios que trasladan el plano focal hasta una posición de interés. 2.5mINT,picturecreditRGO Foco primario -Telescopiosecuatorialesyaltacimutales • Es el foco del espejo primario • En telescopios actuales, foco primario f/2 – f/4 Foco muy luminoso y rápido, proporciona un gran campo. • Haz incidente, pasa por poca óptica (espejo primario y óptica del instrumento) pocas pérdidas de luz. • Se suele usar para cámaras de imagen de gran campo WFC,2.5mINT MosaicodeCCDsenplanofocaldelfoco primariodelINT Omega2000,3.5mCAHA Telescopios Focos de telescopios (II) Foco Cassegrain -Telescopiosecuatorialesyaltacimutales • Situado detrás del espejo primario. • Espejo secundario convexo, que hace pasar el haz a través del agujero central del primario • El secundario alarga la focal ; típicamente f/10-f/15 Más lento que el foco primario; disminuye la escala de placa. • Muy usado en telescopios modernos: • si gran diámetro de espejo suficiente espacio para tener instalados simultáneamente varios instrumentos en el foco Cassegrain. Luz redireccionada a cada uno de ellos a través de un espejo plano móvil. • Inconveniente: Instrumentos deben ser relativamente ligeros y soportar el constante movimiento del telescopio. FocoCassegraindelWHT Cámara infrarroja, INGRID SAURON, espectrógrafo de campo integral 4.2mWHT,picturecreditRGO Focos de telescopios (III) Foco Nasmyth Telescopios -Telescopiosaltacimutales • Situado en un lateral del ‘tubo’. • Además del espejo secundario, se usa un espejo terciario plano con 45 deg de inclinación que redirecciona la luz en eje perpendicular al eje óptico. • Normalmente hay dos plataformas Nasmyth en telescopios altacimutales. • Muy conveniente para instrumentos pesados y que necesitan estabilidad (espectrógrafos de alta resolución, óptica adaptativa) 4.2mWHT,picturecreditRGO GHRIL,instrumentosdealtaresoluciónespacial,AO EspectrógrafoechelleUES Focos de telescopios (VI) Foco Coudé Telescopios -Telescopiosecuatoriales(aunquesalasCoudéentelescopiosaltacimutales) • El foco está fijo y situado en una habitación aparte, la sala Coudé • Además del espejo secundario, se usan varios espejos más que redireccionan el haz a lo largo del eje polar • Razón focal muy grande f/30, hasta f/40 • Muy útil para espectrógrafos de muy alta resolución que necesitan estabilidad y condiciones ambientales constantes. • Inconveniente: pérdida de luz por múltiples reflexiones. ¡Laluzpasapor5 espejosentotal! FundamentalAstronomy,Kar9unenetal. Telescopios Focos de telescopios (V) 10.4m GTC, ORM, La Palma 10m Keck Telescope, Mauna Kea Telescopios Ejemplos de cúpulas de telescopios Liverpooltelescope,2m,ORM Cubiertas de apertura total: • no necesitan movimiento para seguimiento • facilitan estabilidad ventilación • no protegen del viento Cubiertas de apertura parcial: • necesitan incorporar seguimiento, son más complejas • protegen del viento • seeing de cúpula ? La ventilación importante, para evitar movimientos turbulentos locales que empeoran el seeing localmente. VenMlación GTC,10.4m,ORM hHp://www.gtc.iac.es/ NTT,3.6m,LaSilla UnodelosrobóMcosmásgrandesdelmundo Espejos de los grandes telescopios de la actualidad Telescopios ¿ Qué le pedimos a un espejo primario ? • gran superficie colectora • máxima reflectividad • buena calidad de imagen normalmente recubrimiento de alumnio • buen pulido • que no pierda su forma (aberraciones) • que no sufra dilataciones/contracciones (Silicio fundido/ZERODUR) Según su forma • Monolíticos • Rígidos, de una sola pieza • Telescopios reflectores clásicos de hasta 4-6m (ecuatoriales y altacimutales) • Inconveniente: al aumentar el tamaño resultan extremadamente pesados D h Solución:quitar masa del interior, donde contribuye poco a la rigidez, panal de abeja • Monolíticos delgados • Alternativa para conseguir espejos más ligeros. • En lugar de quitar masa, se relajan los requerimientos de rigidez y se sujeta el espejo mediante actuadores que mantienen la forma del espejo (Óptica Activa) SoportedelespejodelVLT • Segmentados • Cuando el espejo está compuesto de segmentos (Keck, GTC,…) que se controlan individualmente con actuadores (Óptica Activa) • Cuando varios telescopios se usan de modo interferométrico (VLTI, LBT) EspejosegmentadodelGTC Telescopios Los grandes telescopios de la actualidad (I) TelescopiosKeckIyKeckII,10mdiámetro (MaunaKea,Hawaii) • Espejo primario segmentado: 36 segmentos hexagonales de 1.8m; área efectiva igual a D=10m Construidos en 1993 y 1996 85m • Cada segmento controlado por sistema de sensores y actuadores mantiene posición con respecto a segmentos vecinos con precisión de unos nanómetros. • Montura altacimutal; foco primario f/1.75; diseño óptico RitcheyChretien. • Pueden usarse de modo interferométrico, proporcionando resolución espacial de telescopio de 85m (0.005”) CourtesyW.M.KeckObservatory Espejoprimariodel telescopioKeck hHp://www.keckobservatory.org/ Los grandes telescopios de la actualidad (II) GTC,10.4mdiámetro ORM,LaPalma Telescopios http://www.iac.es/gtc/ http://www.gtc.iac.es/ - Diseño similar a Keck • Espejo primario segmentado: 36 segmentos hexagonales de lado 936mm; 80mm grosor, separados 3mm, área efectiva igual a D=10.4m • Montura altacimutal; diseño óptico Ritchey-Chretien. • Alineado entre segmentos (óptica activa): • Posición axial de cada segmento (piston y tip-tilt) corregida en tiempo real con tres activadores • Posición relativa de los segmentos controlada con sensores en bordes adyacentes de los segmentos España,México,U.deFlorida • Cada segmento puede deformarse (corregir total o parcialmente defectos de fabricación, inestabilidad térmica, etc) Piston Tip-tilt Pulidodeunsegmento Los grandes telescopios de la actualidad (III) Focos Segmento y actuadores visto desde abajo Montaje de los segmentos Espejo secundario es de Berilio, muy ligero, 38 kg, para permitir movimiento rápido (chopping). Espejo terciario Todos los segmentos FotocortesíadeA.Cabrera-Lavers(GTC) Telescopios Los grandes telescopios de la actualidad (IV) Subaru,8.2m MaunaKea(Hawaii) Telescopios La forma del espejo se mantiene con 261 actuadores piezoeléctricos • Espejo primario monolítico delgado D=8.2m, 20cm espesor (ultra-low thermal expansion glass) • Montura altacimutal; foco primario f/2.0; diseño óptico Ritchey-Chretien. http://www.subarutelescope.org Simulaciónenaguaparadiseño decúpulaqueminimice turbulencia Los grandes telescopios de la actualidad (V) Telescopios http://www.eso.org/projects/vlti/ VLT(VeryLargeTelescope)–4x8.2m MonteParanal,Chile • 4 telescopios de 8.2m; usados de modo conjunto (interferometría óptica equivalen a área colectora de un telescopio de 16m (VLTI) • Dispone además de otros telescopios auxiliares de 1.8m • Con VLTI la resolución espacial teórica será la equivalente a un telescopio de 200 m ! Espejos primarios de los VLT son monolíticos delgados con actuadores • Laluzcolimadadelostelescopios viajabajoberra. • Haylíneasderetardoquemediante espejosmóvilesconsiguenalargarel caminodeloshacesparaquetodos lleguenalmismobempoal laboratoriointerferométrico,donde secombinanlasimágenes Laboratorio interferométrico Los grandes telescopios de la actualidad (VI) Telescopios Gemini,8m MaunaKea(Hawaii)&CerroPachón(Chile) hHp://www.gemini.edu/ Gemini South Gemini North • Espejo primario monolítico delgado: D=8.1m, espesor 20cm • Espejo primario activo: 120 actuadores axiales (bajo espejo) y 60 laterales (borde espejo) • Montura altacimutal; foco primario f/1.78; diseño óptico RitcheyChretien. • Espejo primario recubierto de plata: optimizado para el IR (más reflectividad y menos emisividad térmica) Ag Al ¡Ineficiente en banda U! Telescopios Los grandes telescopios de la actualidad (VII) LargeBinocularTelescope,2x8.4m - Mount Graham International Observatory http://medusa.as.arizona.edu/lbto/ (Arizona) • Superficie colectora equivalente a D=11.8m • Resolución angular equivalente a D=22.8m • Espejos de panal de abeja (honeycomb) de borosilicato • Primera luz en 2005 Hornoenmovimiento;conformeelvidrio fundidoenfría,vaadquiriendola requeridaformaparabólica Seccióndelmoldeusadoparahacerel espejo. Hobby-EberlyTelescope(HET),9.2m SALT,11mSouthAfrica • Diseño innovador; telescopio con un eje fijo; sólo se mueve en acimut • Tracker en foco primario que hace el seguimiento y el enfoque a la vez mediante un sistema complejo que permite movimiento en 6 ejes • 80 % menos coste que en telescopios de clase 8-10m • Espejo primario segmentado esférico, 91 segmentos • Por diseño, limitaciones en cobertura del cielo http://www.as.utexas.edu/mcdonald/het/het.html SALT usa mismo diseño que el HET Los grandes telescopios de la actualidad (VIII) Telescopios Telescopios Los grandes telescopios de la actualidad (IX) (Effect.diameter>3.5m) SST VISTA BTA-6 LAMOST DCT LZT SALT GTC SOAR AEOS Los grandes telescopios de la actualidad (X) Telescopios Telescopios Enormes (Extremely Large Telescopes) Telescopios OWL – 100m http://www.eso.org/projects/owl/ E-ELT – 42m http://www.eso.org/public/teles-instr/e-elt Euro50– 50m http://www.astro.lu.se/~torben/euro50/ • Iniciodeoperacionesprevistopara2018 • Eleccióndesiboen2010:CerroArmazores(Chile) Telescopios Enormes (Extremely Large Telescopes) Telescopios CELT (viejo TMT) – 30m http://www.tmt.org/ USA Otros: GSMT: Giant Segmented Mirror Telescope (30m USA) GMT: Giant Magellan Telescope (24.5m, USA, AU) VLOT: Very Large Optical Telescope (20m, Canada) LAT: Large Atacama Telescope (25m, IR, USA) JELT: Japanese ELT Project (clase 30 m) Previstopara2018-Lascampanas Óptica Adaptativa (I) Telescopios Recordemos que la turbulencia atmosférica degrada la resolución espacial esperada de un telescopio: • Resolución teórica de telescopio (límite de difracción): • Resolución real, limitada por seeing: β (“) θ(“) = 1.22 206264.8 λ / D = 1.22 206264.8 λ / ro En AO se usa otro concepto para definir la calidad de imagen de un sistema óptico. RazóndeStrehl(StrehlraMo): Razón entre la intensidad de pico observada en el perfil de brillo de una fuente puntual observada a través de un sistema óptico y el pico máximo de intensidad que tendría en el límite de difracción Intensidad pico real Intensidad pico en límite difracción http://www.cfht.hawaii.edu/Instruments/Imaging/AOB/local_tutorial.html Telescopios Óptica Adaptativa (II) Objetivo de la óptica adaptativa (AO): Corregir los efectos de la turbulencia en el frente de onda en tiempo real, de modo que la resolución espacial real se aproxime al límite de difracción. Atmósfera turbulenta ¿ Cómo reconstruir el frente de onda? ? Sabemos • Cambios muy locales de la turbulencia, el seeing depende de la línea de visión • Alta variación temporal (milisegundos) • Mi corrección solo servirá localmente • Necesito ser rápido, cambiar al ritmo al que la atmósfera introduce cambios en la calidad de imagen Telescopios Óptica Adaptativa (III) ¿ En qué consiste ? 1. Medir el frente de onda (sensor Shack-Hartmann) • Para corregir (‘aplanar’) el frente de onda, necesito saber cómo es -> sensores de frente de onda (Shack-Hartmann, piramidal, etc) • Sensor de frente de onda de Shack-Hartmann • Consiste en una matriz de lentes (lenslet array) • Cada lente genera una imagen de la estrella o fuente puntual • La imágenes de la estrella se recogen en un detector bidimensional. • Aparecen desplazadas con respecto a la posición que tendrían si el frente de onda fuese plano • Mediante el desplazamiento de cada subimagen y los parámetros ópticos, puedo reconstruir la forma del frente de onda que incidió sobre la matriz de lentes. Imágenes generadas por la matriz de lentes para un frente de onda plano (normalmente se trata de imagen de fuente puntual generada artificialmente (pinhole)) Desplazamiento de imágenes de estrella real con respecto posición de la imagen para frente de onda plano (no perturbado) Gráfico 3D del frente de onda reconstruido Pla^&Shack, h^p://www.imagine-opMc.com/downloads/iop_arMcle_principles_and_history_shack-hartmann.pdf Telescopios Óptica Adaptativa (IV) 2. Corregir el frente de onda: espejo deformable • Una vez que se ha reconstruido el frente de onda incidente, se puede calcular la forma que debería tener un espejo deformable (DM) de modo que compense la deformación del frente de onda que ha causado la atmósfera. La distorsión que se aplica al espejo es igual pero de sentido contrario a la que tiene el frente de onda Espejo deformable con actuadores Espejo segmentado, formado por segmentos (NAOMI, 4.2m WHT) DMs de membrana son deformados aplicando voltajes sobre el espejo Espejo de membrana Fernández & Artal, U. Murcia Telescopios Óptica Adaptativa (V) Elementos clave en AO: • Sensor de frente de onda • Espejo deformable (DM) • Sistema de control Las claves • Necesario medir la distorsión del frente de onda provocada por la atmósfera muy frecuentemente (100-1000 veces/s !) • Según la dirección e intensidad de la distorsión medida aplicar una distorsión igual pero opuesta al DM • Continuar ese circuito cerrado (closed loop) hasta proporcionar al instrumento una imagen corregida, libre de distorsión. Limitaciones: El objeto que observe debe ser: • muy brillante, para proporcionar suficiente luz al sensor de frente de onda a pesar de integraciones muy cortas. • puntual http://cfao.ucolick.org/ao/how.php Óptica Adaptativa (VI) Telescopios Simulación del funcionamiento del sistema de AO de Gemini Telescopios Óptica Adaptativa (VII) • Uso de estrellas de referencia (guide stars, GS) Si el objeto de interés no me sirve como referencia para medir y corregir el frente de onda (porque sea débil y/o no es puntual), puedo usar una estrella brillante que esté cerca del objeto ¿ Por qué cerca ? Porque el frente de onda que reciba de la guide star debe tener una distorsión similar en el frente de onda a la de mi objeto de interés. Anisoplanatismo angular Sciencetarget (offaxis) guidestar (onaxis) Existe un ángulo θo, ángulo isoplanático que define el ángulo máximo dentro del cual el frente de onda puede considerarse similar a efectos prácticos. θo(rad)= 0.31 ro / h Esto es, el ángulo máximo de separación de una estrella de guía del objeto de interés que me proporciona buena corrección del frente de onda de mi objeto (recordar r0 ∝ λ6/5). • Ejemplo:seeing~1.0”enbandaV únicacapadeturbulenciaah~5km ¿Cuántovaleelánguloisoplanábcoparaλ=0.5y2.2µm? Recordar:β(“) = 1.22 206264.8 λ/ ro -> rο (0.5µm) = 12.6cm ro α λ6/5 -> rο (2.2µm) = rο (0.5µm) (2.2/0.5) 6/5 =74.6cm ro h θ o(0.5µm)=0.31ro(0.5µm)/h=1.6” ¡Muypequeño! θ θo(2.2µm)=0.31ro(2.2µm)/h=9.5” Necesitoestrellasdeguíabrillantesadistancia≤θodelobjeto Plano de pupila telescopio Incluso en IR sólo un 1% del cielo tiene una estrella de guía suficientemente cerca para AO Óptica Adaptativa (VIII) Consecuencias de anisoplanatismo • Sólo en fracciones del cielo muy pequeñas se dispone de estrellas brillantes que puedan servir como estrellas de guía para los objetos de interés. Esta es la mayor limitación de la AO. θo = 0.31 ro / h ∝ λ/ (β h) h^p://www.astro.lu.se/~torben/euro50/publicaMons/flicker_phd.pdf • Favorables las λ más altas (la mayoría de sistemas de AO trabajan en NIR) • Favorables los momentos en que el seeing (β) es más bajo • Incluso si disponemos de GS, el campo de visión en el que la corrección es buena, es muy pequeño. Soluciones: • Generar estrellas de guía artificiales (Laser guide stars, LGS) • Uso de láser para generar fuentes puntuales artificiales cerca del objeto • láser Rayleigh (produce scattering Rayleigh de moléculas atmosféricas), H = 10-20 km • láser sodio (excita átomos de Na) , H=90 km Capade turbulenciano muestreada No exento de problemas… • Cone effect, según h, mido más o menos el frente de onda de interés (más problemático con láser Rayleigh). Más problemático cuanto mayor es el diámetro del telescopio ! • La atmósfera distorsiona la estrella láser en su camino ascendente, y puede compensar la distorsión que sufrirá en la bajada (el tilt del frente), haciendo necesaria una GS natural complementaria al láser. ©JohnMcDonald,Canada-France-HawaiiTelescope • Crítico el control de la potencia del láser; puede producir saturación de la transición Na D2 Telescopios Óptica Adaptativa (IX) Test con láser Rayleigh en el 4.2m WHT (GLAS) (disponible para observaciones desde semestre 2008B) Imagen de luz de Na tomada desde un telescopio Cercano al telescopio trabajando con AO hHp://www.ucolick.org/~max/289C/Lectures/ Luz de capa Na ~ 100 km Max. altitud de láser Rayleigh ~ 35 km ©JavierMéndez,ING Julio2007 Luz dispersada por scat. Rayleigh a bajas altitudes Telescopios Óptica Adaptativa (X) Soluciones al anisoplanatismo y efecto cono • Usar varias LGS rodeando al objeto de interés para disminuir el efecto cono. • Óptica activa multiconjugada (MCAO) • Técnica basada en la tomografía y la AO tradicional. • El anisoplanatismo resulta de aplicar una corrección 2D, a una perturbación en 3D -> la MCAO trata de buscar información sobre la tercera dimensión • Uso de varios DMs, cada uno de ellos conjugado a una altura sobre el telescopio, de este modo la corrección de AO se extiende a la tercera dimensión proporcionando grados de libertad angular que aumentan el campo de visión corregido. • Requiere varias GS que muestrean un mismo volumen de turbulencia pero desde ángulos ligeramente distintos, y es esto lo que permite obtener información de la tridimensionalidad (tomografía). • Requiere cierto conocimiento sobre la altura de las capas de turbulencia predominantes. • Con 2-3 DMs y 3-5 GS se amplía el campo corregido en factor entre 5 y 10 (según detalles concretos de la turbulencia). h^p://www.astro.lu.se/~torben/euro50/publicaMons/flicker_phd.pdf • En la actualidad, es la solución para grandes telescopios y telescopios enormes. Óptica Adaptativa (XI) MCAO ya en marcha en varios observatorios J.A.Frogel,hHp://www.aura-astronomy.org/nv/AO%20Presentabon.pdf Telescopios Resultados con Óptica Adaptativa (XII) No AO AO, Keck Neptuno con el 10m Keck Telescopios Óptica Adaptativa (XIII) Telescopios Posible primera imagen de un planeta extrasolar (en rojo) junto a compañera enana marrón con ESO NAOS AO system, VLT. Masa estimada de la compañera, 5+/-2 Mjup a 55 AU de la enana marrón (Plutón está a 40 AU del Sol) Gemini Óptica Adaptativa (XIV) Telescopios Comparación de la primera imagen con LGS AO del centro Galáctico (izquierda) con imagen con AO con GS natural (derecha) obtenidas ambas con 10m Keck (notar la forma peculiar de la PSF debido a la apertura hexagonal del primario del Keck) Óptica Adaptativa (XV) Telescopios Comparación de imagen sin AO del centro Galáctico (izquierda) con imagen con AO con GS natural (derecha) obtenidas ambas con el CFHT 3.6m, en Hawaii.
