El VLT
Llegué a Antofagasta con el propósito de reservar una visita al VLT, el Very Large Telescope, uno de los centros astronómicos más grandes del mundo. Sabía que era necesario reservar con al menos tres semanas de antelación. Inmediatamente llamé al centro astronómico y reservé para un sábado (las visitas al público se organizan solo los fines de semana): el primer grupo, la primera visita del día, encuentro frente la entrada del complejo astronómico a las 9:00 am. Probaría una de las emociones más intensas de mi vida después de unos 15 días desde ese momento. Y así fue. Para la ocasión tuve que alquilar un carro, aspecto obligatorio para cualquier visitante considerando la ausencia de medios de transporte para llegar al destino.
Salida de Antofagasta a las 6:30 para poder llegar con mucha anticipación. Un viaje en carro muy emocionante para un aficionado como yo. Alejándose de la ciudad para adentrarse cada vez más en la zona desértica del sur, pronto se percibe el contexto extremadamente seco, árido y montañoso que distingue la zona elegida para la construcción del VLT, así como para cualquier otro centro astronómico del país. Una humedad relativa promedio entre 5 y 10%, más de 300 noches al año de cielos despejados, la extraordinaria ausencia de lluvias (en Cerro Paranal nunca llovió en la memoria viva) y la altitud (2635m) hacen de este lugar uno de los mejores sitios en el mundo para la investigación astronómica, si no el mejor de todos. Una extraordinaria combinación de factores naturales, a los que también se suma la distancia de fuentes de luz (la más intensa es la ciudad de Antofagasta, a más de 130 km de distancia) y el efecto de la corriente de Humboldt (se aconseja la lectura del artículo “La corriente de Humboldt, la célula de Hadley y el efecto Föhn– La combinación perfecta”).
Viajando hacia el VLT, región de Antofagasta
La vista desde la entrada a la instalación astronómica es única. La altitud del Cerro Paranal, la montaña en la cuya cumbre se construyó el VLT, permite admirar la zona desértica montañosa circunstante. Los 4 grandes telescopios del VLT ya son visibles aunque, para alcanzarlos, es necesario conducir un par de minutos más. La emoción crece. El área de ingeniería está ahí mismo, a la derecha, muy cerca de la primera entrada al centro astronómico. Subiendo el camino nos acercamos a la cumbre del Cerro Paranal hasta que… ¡aquí aparecen! Cuatro enormes telescopios principales (Unit telescopes: UTs) con espejo primario de diámetro igual a 8,2 metros y espejo secundario de diámetro igual a 1,12 metros, flanqueados por 4 telescopios auxiliares más pequeños con espejo primario de diámetro igual a 1,8 metros.
Antu, «el Sol», Kueyen, «la Luna», Melipal, «la Cruz del Sur» y Yepun, «Venus», son los nombres en lengua mapuche elegidos por la ESO (European Southern Observatory), la organización europea para la investigación astronómica en el hemisferio sur, para estos gigantes de la ciencia con motivo de la inauguración del observatorio en la tarde del 5 de marzo de 1999, después de 8 largos años de trabajo para preparar el Cerro Paranal para el proyecto de construcción ESO y para completar la instalación del gran centro astronómico. Con una imagen de ultra alta resolución de la galaxia espiral NGC 2997, Antu fue el primero de los 4 UTs, todos telescopios reflectores de campo amplio Ritchey-Chrétien con montura altacimutal, en proporcionar evidencia del extraordinario potencial del la nueva instalación y, por lo tanto, el primero de los grandes telescopios en ser utilizado.
Al llegar al complejo astronómico, aparece un guía voluntario y comienza la visita de dos horas. La ruta, con un video de presentación inicial (el mismo en todos los demás observatorios de ESO), ofrece una visita a dos de los 4 grandes telescopios, pasando por el área operativa y la Residencia, un verdadero Hotel, construido en una depresión del suelo montañoso, donde durante el día descansan los astrónomos que trabajan durante la noche.
Una de las sensaciones más placenteras fue la impresión de que ese lugar, más que cualquier otra instalación astronómica que haya podido visitar, representaba mi pasión «completa», la «salvación» por la Astronomía, el lugar perfecto para garantizar un gran futuro a la investigación astronomía, sintiéndome como nunca antes cerca de las estrellas, incluso sin verlas. Además, la posibilidad de poder postularse como guía voluntario para las visitas públicas de fin de semana (tras un breve curso de formación) excita aún más a cualquier gran aficionado a la Astronomía.
Escenario cerca del telescopio Yepun, con 3 de los 4 ATs.
Pero, ¿cuál es el verdadero secreto del VLT? ¿Qué aspecto hace que la famosa instalación sea tan importante y única en el mundo?
Operativo desde mayo de 1999 (telescopio Antu), el VLT es hoy el instrumento óptico más avanzado del mundo y la instalación de investigación astronómica terrestre más importante. Pero, ¿dónde radica su singularidad? ¿Tiene algo que ver con su tamaño? No, el tamaño del espejo primario de los grandes telescopios, aunque sea sorprendente y fundamental en términos ópticos, no es el verdadero secreto del VLT. Basta una simple búsqueda en Internet para descubrir que en el mundo existen telescopios ópticos con espejos mucho más anchos. El LBT (Large Binocular Telescope) del Observatorio Internacional Mount Graham, con un espejo primario de 8,4 metros de diámetro (USA, Italia, Alemania), el GTC (Gran Telescopio Canarias) del Roque de los Muchachos (España), con un espejo primario de 10,4 metros de diámetro o los telescopios del Observatorio Keck (USA), ambos con un espejo primario de 10 metros de diámetro, solo son algunos ejemplos.
El verdadero secreto del VLT radica en dos de sus tres posibles modalidades de funcionamiento.
La primera consiste en el uso individual de cada UT para obtener imágenes de objetos celestes cuatro millones de veces más tenues que las percibidas a simple vista durante una noche bajo las estrellas. La segunda modalidad consiste en utilizar el VLT como único instrumento no coherente, combinando la luz captada por todos los grandes telescopios que, en términos cuantitativos, se traduce en la misma cantidad de luz captada por un telescopio con una apertura de 16 metros. Gracias a la aplicación del espectrógrafo ESPRESSO de tercera generación inaugurado en noviembre de 2017, este último modo de funcionamiento basado en la combinación incoherente de luz, que es una combinación resultante de una simple suma de la luz captada por cada UT, ha convertido al VLT en el El telescopio óptico operativo más grande del mundo en términos de superficie de captación de luz.
La imagen muestra de forma simplificada cómo la luz captada por los cuatro telescopios del VLT se combina en el instrumento Espresso, que se encuentra debajo de la plataforma de la instalación astronómica.
Este resultado será superado en unos años por el ELT, el Extremely Large Telescope, en construcción en Cerro Armazones, y cuya primera luz, que es el evento en el que se utiliza por primera vez un instrumento astronómico, está programada para el 2024.
Antes de aclarar el tercer modo de funcionamiento del VLT, es necesario arrojar luz en palabras sencillas sobre dos aspectos fundamentales del vasto mundo de la Astronomía.
¿Por qué la curiosidad empuja al hombre a construir telescopios cada vez más grandes? ¿En qué consiste la interferometría y cómo surgió?
En pocas palabras, cuanto más grande sea el espejo primario de un telescopio, más detalles se obtendrán ya que mayor será la cantidad de luz captada por el instrumento. En cuanto a la cantidad de luz, un telescopio con un espejo primario de diámetro doble que otro podrá recolectar cuatro veces más luz. Es precisamente por eso que, retomando el segundo modo de funcionamiento del VLT, la suma de las aberturas de los 4 UTs corresponde en términos de rendimiento a un telescopio con una abertura de 16 metros y no de 32. En el campo astronómico, sin embargo, la construcción de espejos más grandes implica gastos considerables y, por tanto, resulta muy caro incluso aumentar de unos pocos metros el diámetro de un telescopio óptico. Basta pensar en los costes de construcción del proyecto VLT, que costó unos 500 millones de dólares, o los de la construcción del futuro ELT (Extremely Large Telescope) estimados en más de mil millones de euros.
Para resolver el problema de los altos costos de construcción, los astrónomos han desarrollado una nueva tecnología para poder lograr la misma resolución y los detalles obtenidos: la interferometría. Esta técnica de observación combina la luz captada por dos o más telescopios y les permite actuar como una sola unidad con un espejo de un diámetro equivalente a la distancia entre los telescopios.
Y es precisamente en la interferometría donde radican los principios del tercer modo de funcionamiento del VLT.
El tercer modus operandi del VLT, conocido como modalidad interferométrica, consiste precisamente en una recombinación de la luz captada simultáneamente por los 4 ATs o, mucho más raramente, por los 4 UTs con el objetivo de mejorar significativamente la resolución de la imagen.
Me refiero al famoso VLTI, el Very Large Telescope Interferometer (Interferómetro del Very Large Telescope).
Totalmente centrado en las técnicas de speckle imaging, es decir un conjunto de técnicas de observación basadas en tecnologías cuyo único objetivo es mejorar la resolución de las imágenes astronómicas obtenidas con telescopios terrestres, el VLTI explota casi exclusivamente la acción observativa de los ATs, concebidos y fabricados precisamente con el objetivo de la interferometría y, por tanto, excelentes sustitutos de los UTs que en la mayoría de los casos se utilizan de forma individual.
Controlados a distancia por el centro de operaciones del VLTI, los ATs, a diferencia de los UTs, son telescopios móviles, por lo que pueden moverse libremente sobre rieles con la posibilidad de colocarse en 30 posiciones diferentes a lo largo de la plataforma del centro astronómico.
Esta libertad de posicionamiento permite incrementar la distancia entre los telescopios auxiliares, conocida como interferometric baseline (línea base interferométrica), hasta la mayor distancia posible, igual a 202 metros frente a los 130 metros de los UTs. Con tal base interferométrica, la resolución y los detalles logrados a través de la modalidad interferometrica corresponden a los que se obtendrían con un telescopio de diametro de 100 metros.
Por tanto, el uso de telescopios auxiliares permite obtener el mayor resultado interferométrico posible.
A través de un complejo sistema de espejos reflectantes colocados a lo largo de túneles subterráneos, los haces de luz provenientes de los 4 telescopios se transmiten al mismo punto focal común y se dirigen hacia los instrumentos combinacionales del VLTI: PIONIER y GRAVITY para una recombinación en el infrarrojo cercano y MATISSE en el infrarrojo medio. Durante el trayecto hacia los instrumentos combinacionales, la trayectoria del haz de luz se mantiene con una precisión de 1/1000 de milímetro por más de 100 metros.
Resultados? Detalles 25 veces mayores que los percibidos por un solo UT o, en términos más técnicos, detalles que, para ser obtenidos en ausencia de modo interferométrico, requerirían un telescopio con una apertura igual al ancho del área delimitada por los telescopios utilizados.
El VLT Survey Telescope (VST), el último telescopio instalado en el Observatorio Paranal, es uno de los telescopios más grandes del mundo diseñado para escanear los cielos en luz visible, proporcionando mapas del cielo actualizados y detallados. La rápida y detallada adquisición de imágenes gran angulares de grandes áreas de la bóveda celeste permite la detección y la caracterización preventiva de los objetos de interés que posteriormente pueden ser profundizados por los UTs del VLT.
Óptica activa y adaptativa
Entre las innovaciones tecnológicas más importantes de los últimos años en el campo astronómico, no pueden pasarse por alto las de la óptica activa y adaptativa, aplicadas a la mayoría de los telescopios ópticos de gran tamaño.
La primera técnica, aplicada desde principios de los años ‘80, se desarrolló como respuesta a la necesidad de superar el problema de deformación de espejos primarios con un diámetro superior a 3 metros, realizados con un espesor progresivamente reducido para bajar su peso y, por tanto, para facilitar la construcción de grandes instalaciones astronómicas. Como en el caso del VLT, la rotación de grandes telescopios provoca inevitablemente una oscilación del gran espejo primario que resulta en su deformación. La solución a esta distorsión natural, inversamente proporcional al grosor del espejo, se reconoció en la aplicación de «pistones» llamados actuadores que se colocan en su base y se posicionan sobre una celda extremadamente rígida y que, una vez activados, ajustan automáticamente la forma y posición del espejo durante toda la actividad de observación. Mediante el monitoreo constante de una estrella de referencia y el análisis computarizado, esta técnica permite corregir hasta el mínimo fenómeno de distorsión, asegurando la máxima calidad de imagen. Obviamente, esta técnica se aplicó para nuestro VLT: el espejo primario de cada UT descansa sobre 150 actuadores.
A pesar de los grandes resultados obtenidos, la óptica activa, sin embargo, no resuelve el problema de la turbulencia atmosférica.
Y es precisamente aquí donde entra en juego la óptica adaptativa, una de las técnicas más modernas en el campo astronómico.
El efecto de la turbulencia atmosférica, conocido en el mundo de la astronomía y la astrofotografía con el término seeing, condiciona la observación astronómica en cualquier parte del planeta, incluido el Cerro Paranal, reduciendo la resolución, es decir la capacidad de distinguir los detalles.
De hecho, la humedad y la conjunto de gases atmosféricos provocan una distorsión de los rayos de luz provenientes de cualquier objeto astronómico. El resultado a nivel de observación a simple vista se traduce en el clásico centelleo estelar que, en presencia de un buen seeing y, por lo tanto, de buenas condiciones de turbulencia atmosférica, a veces es imposible notar, brindándonos la rara oportunidad de admirar estrellas perfectamente puntiformes. Sin embargo, a niveles muy altos, las cosas cambian, especialmente si el objetivo es lograr resultados sorprendentes. Este fenómeno se puede solucionar observando directamente desde el espacio, como en el caso del telescopio espacial Hubble y del telescopio James Webb, que está a punto de lanzarse.
¿Pero desde el suelo?
La tecnología de óptica adaptativa empezó a desarrollarse desde principios de los años ’90. Esta técnica se basa en un dispositivo, llamado sensor de frente de onda, que observa una estrella y analiza su distorsión para comprender cómo deformar el espejo de un telescopio con el fin de restaurar la imagen de la estrella y, consecuentemente, de todos los objetos que se encuentran en su alrededor. El hecho de que la turbulencia cambie rápidamente requiere sensores de frente de onda extremadamente sensibles capaces de muestrear la distorsión en miles de puntos, y una electrónica capaz de dar indicaciones al espejo deformable en una fracción de milésima de segundo. Además, si el objeto astronómico que se va a estudiar no tiene una estrella lo suficientemente brillante en sus cercanías, el Very Large Telescope puede crear una artificial disparando un rayo láser en la dirección del objeto.
La técnica de la óptica adaptativa permite por tanto obtener imágenes con la misma resolución que las obtenidas desde el espacio … o hasta mayor.
Recientemente montado en la estructura de «araña» en la parte superior del UT4 (Yepun) del VLT, el nuevo espejo secundario deformable es el espejo adaptativo más grande jamás construido y es el corazón del nuevo sistema de óptica adaptativa que permitirá que el telescopio produzca imágenes aún más nitidas.
Imagen del planeta Neptuno con y sin óptica adaptiva.
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