el observatorio europeo austral

EL OBSERVATORIO
EUROPEO AUSTRAL
(Organización Europea para la Investigación Astronómica en el Hemisferio Austral)
www.eso.org
www.eso.cl
ESO en Chile
Observatorio Europeo Austral
Organismo Europeo de ciencia y tecnología, con sedes en:
Presente en Chile desde 1963
(Tratado Internacional con el
Estado Chileno)
Garching, Alemania
Santiago,Chile
Formado por 12 países europeos
Misión de ESO en Chile
Construir y operar observatorios
astronómicos para investigar los
cielos del hemisferio sur
Desarrollar instrumental tecnológico
de frontera
Estimular una astrofísica competitiva
en Europa
Apoyar la astrofísica en Chile
Observatorio La Silla
Primer observatorio
de ESO (1964)
a 2400 m,
3,6m (1976)
160 km al Norte de La
Serena
13 telescopios
ópticos +1 radio
telescopio
Actualmente 4
telescopios ESO en
operación
(3,6m; 2,2m; NTT3,5m;
Danés 1,5m)
(+2 nacionales)
NTT 3,5m (1989)
Observatorio Paranal (1987-1998)
2600 m, 120 km al Sur de Antofagasta
4 telescopios de 8.2 m (Rango: 0,3-25m)
VISTA
4 telescopios auxiliares de 1.8 m
2 nuevos telescopios survey
VST
78% noches fotométricas
50% Seeing 0,66”
Humedad: 5-20%
ANTU
-El SolKUEYEN
-La LunaMELIPAL
-La Cruz
del Sur-
Telescopio Auxiliar
Mas de 15 instrumentos
instalados y proyectados
UTs
YEPUN
-Venus-
Observatorio Paranal
Observatorio Paranal
Óptica Activa
Permite optimizar la forma del espejo,
corrigiendo las deformaciones
debidas a cambios de T, tensiones
mecánicas, etc…
La atmósfera : un filtro natural, en continuo movimiento
La atmósfera no deja pasar :
- radiación de alta energía ( < UV), dañina para la vida
- el IR lejano, por la absorción debida al vapor de agua
¿Qué es el seeing ?
Detección radiación e.m.   interacción de la radiación con el instrumento de tamaño D
¿Cómo se comporta la radiación en estos casos?  ONDA
¿Qué es lo que ocurre?
La imagen de un punto
es un disco de tamaño finito,
llamado disco de Airy
Tamaño del disco de Airy = 0,25 (m) / D(m)

¿Se puede evitar este efecto?
NO
pues es una propiedad intrínseca
de la radiación e.m.
D
Todo fenómeno debido a la
naturaleza ondulatoria de la radiación
es tanto más importante cuanto más  ~ D.
Disco de Airy
 Para la misma , se intentan construir sistemas
ópticos cada vez más grandes.
¿Qué es el seeing ?
Cuando la atmósfera se mete por medio ...
Veremos la imagen de un punto
como
un disco de tamaño finito, llamado
disco de seeing
Tamaño del disco
de seeing = 0,98  / r
con r<< D,
r (condiciones atmósfera)
El seeing como parámetro para medir
la calidad de la atmósfera
Mejor calidad atmosférica 
disco de seeing más pequeño
Fuera
atmósfera
En Tierra
Excelente: < 0,5” - Bueno: < 1” - Malo: > 2 ”
Observatorio Paranal
Óptica Adaptativa
Permite corregir los efectos originados por las turbulencias
atmosféricas.
Estrella laser desde UT4
a 90 km de altura
(28/01/06)
Detector estrella laser envía señal
a espejo deformable 400 veces/s
¡El telescopio trabaja
en el límite de difracción!
 (VLT- 0,3m) = 0,009”
 (VLT- 25m) = 0,8”
Al aumentar el diámetro D de la superficie colectora
Para  cortas
 Disminuye el tamaño del disco de Airy  Disminuye 
 Disminuye el tamaño del disco de Airy  Disminuye 
 Aumenta el poder de resolución
 Aumenta el poder de resolución
Se define poder de resolución teórico de un telescopio

el ángulo
 = ½ disco de Airy

 ~  / D

Cuanto más pequeño , tanto mayor el poder de resolución
Mayor
PODER DE
RESOLUCIÓN 
Permite separar objetos
que,
a simple vista,
NO
podríamos distinguir
En realidad, al observar en Tierra,
hay otro factor que afecta al poder de resolución:
las condiciones atmosféricas que son las que determinan
1 seeing2es mayor que el disco de Airy
de cuánto el disco de
 >
D
D
D1
D2
1>
 ( 1) >  2(= 2)
D3
3<
Si quisiéramos ver el cielo en el RADIO con la misma
resolución que en el visible, necesitaríamos un telecopio
de 500 m
Altas resoluciones a grandes : Interferometría
Utilizando la naturaleza ondulatoria de la radiación, podemos resolver objetos
cuya separación angular 
<  = poder separador del telescopio
Radiofuente
Aunque la interferometría siempre haya tenido mayores aplicaciones a  grandes,
también se usa en el óptico para
(sistemas
muy cerrados, etc...),
Lasobjetos
señales
formaránbinarios
un patrón
que necesiten muy alta resolución.
de interferencia
Trabajando conjuntamente,
alcanzan:
• Sensibilidad de un telescopio de
16 m
• Resolución de un telescopio de
200 m
La separación entre las¡IDEALMENTE,
franjas dependerá de:
CAPAZ DE VER UN ASTRONÁUTA
EN LA LUNA!
• La separación entre los instrumentos (conocida)
• La separación entre diferentes fuentes
o diferentes puntos de una misma fuente
 (VLTI0,5m)determinar)
= 0,0006”
(lo que
pretendemos
Se pueden alcanzar resoluciones mejores
que las obtenidas en el óptico
Batería de radiotelescopios
Observatorio Paranal
Interferometría
Combina los haces de luz de los telescopios
para obtener imágenes de mayor resolución.
Para = 1m
=0,001”
Configuración que permite
el número máximo de combinaciones posible
30 estaciones AT
Lineas de retardo
(17 espejos)
HIGHLIGHTS CIENTIFICOS
SISTEMA TRIPLE DE ASTEROIDES
Mini-sistema planetario:
87 Sylvia:
con 380 x 260 x 230 km,
pertenece al Cinturón de Asteroides (d=3.5 AU),
conocido desde 1866
Romulus: D~18 km.Orbita a ~1360 km de Sylvia en ~87 hr
Remus: D ~7 km. Orbita a ~710 km de Sylvia en ~33 hr
Descubiertos en 2005,
es el primer sistema triple de asteroides jamás detectado
HIGHLIGHTS CIENTIFICOS
IMPACTO
PROFUNDO
Campaña Global de Observación
Impacto: 4 de julio 2005
Cometa Tempel 1:
- Descubierto en 1867
- Cometa de corto período (5,5años)
Se ha estudiado en detalle el cometa,
pudiéndose localizar
unas zonas de actividad.
El impacto produjo un aumento
del brillo y una nueva zona
de actividad que, sin embargo,
se apagó a los pocos días,
devolviendo
el cometa a su estado normal.
Nube de Oort
¿Qué es un cometa?
Una “bola” de roca y hielo sucio, inerte cuando
se encuentra lejos del Sol.
A cada paso cerca del Sol, pierde cierta
cantidad de su masa que se evapora,
formando la cola que le confiere tanta belleza.
La cola puede llegar a medir
cientos de millones de km.
Cinturón de Kuiper
La forma de la cola depende de:
la rotación del núcleo, la variabilidad de la tasa de
evaporación y del viento solar.
¿De dónde vienen los cometas?
Los cometas pueden proceder de diferentes zonas del Sistema Solar:
- de la nube de Oort, con períodos de cientos de miles de años; a menudo, se pierden del Sistema Solar.
- del Cinturón de Kuiper, con períodos que van de unas pocas decenas de años (Halley) a unos miles de años (Hale-Boop).
- de la zona de la órbita de Júpiter, con períodos, en general, no superiores a los 10 años.
¿Por qué estudiamos los cometas?
Los cometas son los “residuos helados de nuestro orígenes”.
El agua en nuestro planeta podría ser de origen cometario.
“EL VUELO DE ÍCARO”
Cometa en destrucción
Cometa Schwassmann-Wachmann 3
- Cometa de corto período (5.4 años)
- Máxima aproximación: 10 millones km (mayo 2006),
el cometa más cercano de los últimos 20 años
Se rompió primero en 3 fragmentos y estos a su vez,
se volvieron a fragmentar, produciendo 7 mini-cometas” visibles
HIGHLIGHTS CIENTIFICOS
HIGHLIGHTS CIENTIFICOS
EXO-PLANETAS
Por Velocidad Radial
Tres Neptunos alrededor de HD 69830:
- Masas entre 10 y 18 masas terrestres
- Períodos: 8.67, 31.6, 197 days
- Semi-ejes mayores: 0.08, 0.19 and 0.63 AU
Mediciones con HARPS:
- Amplitude: ~ 4 m/s; Residuals: 64 cm/s!
Spitzer: estrella tiene cinturón de asteroides
C. Lovis et al., 2006
En la zona habitable!
Por Microlensing
Planeta OGLE-2005-BLG-390Lb
-Masa: unas 5 masas terrestres
-T: alrededor de los -220°C
-D órbita: 2,9 U.A.
-Estrella madre: roja, 1/5 masa Sol
HIGHLIGHTS CIENTIFICOS
EXO-PLANETAS
1.54-m Danés – La Silla
Según la teoría de la relatividad general,
Un campo gravitatorio puede desviar la luz.
NO observamos directamente el planeta ni
su estrella madre, sino que otro objeto más
brillante cuya imagen es magnificada y
distorsionada por los efectos gravitatorios
del sistema planetario.
La características de dicha imagen nos dan
información sobre el sistema que hace de
lente.
El Microlensing es el sistema más eficaz
para detectar planetas de tipo terrestre.
HIGHLIGHTS CIENTÍFICOS
Por Tránsitos
EXO-PLANETS
137 OGLE candidatos detectados por
tránsitos
41 observados con el VLT en marzo 2004
8 half nights with FLAMES (espectrógrafo
multiobjeto) on Kueyen
Bouchy et al. 2004
Por Imagen directa
El VLT obtiene
la primera
imagen directa
de un planeta
Extrasolar (2005).
HIGHLIGHTS CIENTÍFICOS
EXO-PLANETS
HIGHLIGHTS CIENTÍFICOS
Por Imagen directa
EXO-PLANETS
Un exótico par de gemelos
El VLT confirma el primer sistema doble de objetos de masas planetarias (planemos) que
orbitan uno alrededor del otro, sin una estrella madre.
2° o 3° objeto detectado por imagen directa y confirmado espectroscópicamente
Masas: 7 y 14 MJúpiter
D órbita: unas 6 (D Sol-Plutón)
D: unos 400 años-luz, en constelación Ofiuco
Edad: ¡sólo un millón de años!
Una gran duda sobre la formación
de planemos flotantes:
Se pensaba que estos objetos fueran
expulsados de sistemas planetarios
en formación pero su débil vínculo gravitatorio
da que pensar que no podrían haber
sobrevivido a un “nacimiento tan violento”.
HIGHLIGHTS CIENTÍFICOS
AGUJERO NEGRO EN EL CENTRO
DE LA GALAXIA
¿Qué hace esa estrella ahí?
Se observan estallidos en el IR desde
el centro de la Galaxia.
La causa: gas caliente engullido por un
agujero negro supermasivo en rápida
rotación.
¿Cómo ver un agujero negro?
- Por los efectos gravitatorios que produce
sobre otros cuerpos luminosos
- Por emisión característica
(radiación de frenado: rayos X)
Escenario evolutivo: ¿serán las galaxias de hoy
antiguos cuásares “moribundos”?
Agujeros negros
V esc = c
d= 6km
Radio de
Schwartzschild
R SW = 2 G M / c2
d=12000 km
V esc = 39600 km/h
d=6000 km
V esc = 79200 km/h
d= 2 cm
HIGHLIGHTS CIENTÍFICOS
FORMACIÓN DE GALAXIAS
Gracias a la Optica adaptativa, se coinsigue
imagen con resolución (0,15”) sin
precedentes de una galaxia espiral
gigante como la Via Lactea formada a
z=2.38 (3.000 millones de años despues
del big bang)
Movimientos del gas en una galaxia lejana
¡Las galaxias podrían haberse formado
muy rápidamente en el universo primitivo!
HIGHLIGHTS CIENTÍFICOS
GRB más distante
Detectado por satélite de rayos gamma
Observado en visible e IR entre 24,7 y 26
horas después del estallido
Redshift: 6,3
Distancia: 12.700 millones de años-luz,
correspondiente a un 7% de la edad
actual del Universo
Energía emitida: en pocos minutos 300 veces
la emitida por el Sol a lo largo de toda su vida
El misterio de los estallidos de rayos Gamma
- Duración desde fracciones de s a unos pocos s
- Clave: detección contrapartida óptica, IR, X,
que puede durar varios días
Estallidos de larga duración (más de 2s): explosiones de
Supernovas e Hipernovas con colapso a Agujero Negro
HIGHLIGHTS CIENTÍFICOS
Choques entre
Estrellas de Neutrones
Antecedentes: observación de estallidos
de corta duración en galaxias elípticas
sin formación estelar
Posible escenario: colapso de
un sistema binario evolucionado,
formado por 2 Estrellas de Neutrones
ALMA
ALMA es una asociación entre Europa, Norteamérica y Japón
en cooperación con la República de Chile.
En Chile ALMA está a cargo de AUI (NRAO) en representación de Norteamérica,
la ESO en representación de Europa y Japón en representación de Asia.
ALMA
¿En qué consiste en gran conjunto de radiotelescopios de Atacama?
- Unas 66 antenas, 3 prototipos diferentes pero compatibles
- Trabajará como un zoom, alcanzando en su máxima apertura unos 14 km de diámetro
- Detectores para cubrir las 9 ventanas en el submilimétrico
- Rápidos movimientos de las Antenas
- Óptica adaptativa
Los grandes desafíos de ALMA:
- Trabajar con una resolución y precisión sin precedentes en una banda muy crítica del espectro e.m.
- Construir y trabajar a 5000 msnm
Llano de Chajnantor: lo más cerca de estar en órbita
APEX
Colaboración entre: Instituto Radioastronomía Max Plank (Alemania),
ESO y Observatorio Espacial de Onsala (Suecia)
Prototipo modificado de las antenas de ALMA
Ha dado excelente resultados, gran cantidad de publicaciones científicas.
Descubrimiento de la primera molécula orgánica del Flúor CF+ jamás detectada en el espacio
ALMA
Objetivos científicos de ALMA
Universo lejano:
Primeras estructuras
que se formaron en el Universo
(Redshifted Objects)
Universo Frío:
- Materia Interestelar
- Protoestrellas, Planetas en Formación
- Planetas, Enanas Café, etc…
Multinacional / Multicultural
ELT Design Study
30M€ (8.4 from EU)
Idea original:
, de unos 100m de diámetro
Reajuste: 30-60 m
Sitios candidatos: Atacama (Chile), La Palma (Islas Canarias, España),
Marruecos, Sudáfrica, Antártica (?)…
Tratado ESO – Gobierno de Chile
Objetivo: Desarrollo de la astronomía en Chile
10 % del tiempo de observación
Fondo concursable (~ 1M€/yr) para:
- becas de posdoctorado
- puestos para profesores de astronomía en universidades chilenas
- desarrollo de infraestructura
- organización de congresos
- capacitación para profesores de ciencia
- programas de difusión de la astronomía para el público
- cooperación con las regiones que albergan los observatorios
En 2005 el Fondo concursable representó
un 8% de los financiamientos totales a la Astronomía chilena.
19 junio 2006: celebración de los 10 años del Comité Mixto
VISITENOS:
www.eso.cl
LA SILLA (todos los sábados)
PARANAL / VLT (últimos 2 fines de semana mes)
MIM, Planetario USACH, UChile… etc… etc…