EL CUENTOMETRO DE MORT CINDER

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261 • PROYECTO GEMINI I

Martes, 16 de julio de 2002

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Los telescopios Gemini son idénticos, del tipo reflector y activos. Tienen un espejo primario que puede ser deformado para obtener imágenes de la mejor calidad concebida hasta el presente. Como uno de los mayores enemigos de la calidad de imagen es la diferencia de temperatura entre el espejo primario, el entorno de la cúpula y el exterior, se han implementado mecanismos para ventilar la zona debajo de la cúpula y evitar así la influencia del calentamiento solar durante el día. Un sistema de acondicionamiento de aire mantiene la temperatura de la cúpula y de la estructura del telescopio, al valor esperado para la noche de observación. La pintura de la cúpula y de la parte superior del telescopio se han seleccionado cuidadosamente para que sean de baja emisividad. La cúpula tiene amplias ventanas de sección variable para controlar el flujo de aire producido por el viento y posee un sistema de ventilación activa. Todos los elementos electrónicos emisores de calor son enfriados para que la producción de calor dentro de la cúpula sea mínima. La Sala de Control está separada de la cúpula.

Es fundamental el control de temperatura que tendrá el espejo primario. Este sistema preacondicionará la temperatura del espejo y su celda para que sea menor a la que se espera al comienzo de la observación. Por otra parte el sistema controlará la temperatura del espejo durante la noche a los efectos de compensar las variaciones que se produzcan en la temperatura exterior. Las especificaciones indican que la temperatura del espejo debe estar no más allá de 0.2°Kelvin por encima de la temperatura del aire que le rodea o no inferior a 0.6°Kelvin como máximo. Para lograr estas metas es necesario controlar muy cuidadosamente la temperatura del espejo. El control de la misma se realiza utilizando la superficie metalizada del espejo como superficie de calentamiento resistivo.

Opticamente, se optó por un foco Cassegrain con un espejo primario de 8 metros de diámetro que tiene un agujero central de 1,2 metros. El espejo secundario tiene un diámetro de poco más de 1 metro. El plano focal está a 4 metros detrás del espejo primario. El espejo primario se ubica en su celda de modo que permite ventilar la superficie metalizada y se ha diseñado un sistema de soporte para el espejo que reposa su peso, el 80% sobre una presión de aire uniforme, mientras que el 20% restante, en 120 apoyos axiales que le proporcionan un control de posición activo y pasivo. El primero para deformarlo cuando sea necesario y corregir así su figura geométrica como también el alineado del primario con el secundario. El espejo secundario está montado en la parte superior del telescopio con un mecanismo de oscilación rápida y de movimiento en el sentido del eje óptico. Esto permite compensar las distorsiones producidas en el frente de onda, las que deterioran la calidad de la imagen astronómica por errores propios del telescopio, como desenfoque, efectos de la gravedad sobre los componentes, etc.

El mayor logro tecnológico es el sistema de óptica activa y control de alineado. La forma de la superficie del espejo primario se controla con una precisión de 0,03 micrones, usando sensores que permiten controlar el frente de onda producido por estrellas patrones en el campo periférico donde los astrónomos observarán sus objetos de interés científico. El sistema analiza los frentes de onda observados y utiliza esta información para corregir la forma del primario y alinearlo. Estas correcciones tienen una escala de tiempo del orden de minutos.

Las variaciones rápidas introducidas por las fluctuaciones atmosféricas, el efecto del golpe del viento sobre la estructura de los telescopios y los pequeños cambios en el foco correcto se corrigen a través del movimiento del secundario, que puede oscilar y también moverse a lo largo del eje óptico y a través de espejos adicionales deformables que están incorporados a cada instrumento auxiliar acoplado para el análisis de la luz (espectrógrafos, polarímetros, cámaras).

Un telescopio, por más sofisticado que sea, es un simple colector de luz y es prácticamente inútil para la investigación astronómica si no cuenta con equipos auxiliares que analicen la luz recogida y concentrada en sus focos. Es así que cada telescopio moderno cuenta con una pléyade de detectores, espectrógrafos, polarímetros, interferómetros, etc que se encargan de esa tarea. En los telescopios Gemini la mayor parte de los instrumentos auxiliares se ubican en el foco Cassegrain, detrás del espejo primario. Todos los instrumentos que se usen en dicho foco van adosados a una torreta de soporte instrumental que permite gran versatilidad en el cambio de los instrumentos, estando disponibles en cualquier momento. Esto es muy importante ya que la filosofía con la cual se operan los telescopios Gemini es utilizar las mejores condiciones atmosféricas y climáticas para aquellos programas que sean más exigentes en esos aspectos, lo cual implica que puede haber cambios frecuentes entre un instrumento y otro.

Los telescopios Gemini producen imágenes de calidad excepcional desde el ultravioleta hasta el infrarrojo. Para lograr semejante capacidad de trabajo los telescopios requieren algún cambio de configuración cuando se trabaje en uno u otro extremo del espectro electromagnético. En el cercano infrarrojo los telescopios Gemini deben producir imágenes entre 0.1 y 0.2 segundos de arco y por ejemplo para una longitud de onda de 2.2 micrones el 50% de la energía de una fuente puntual debe concentrarse en un círculo de diámetro 0.1 seg y el 85% debe estar dentro de los 0.25 seg. Esta calidad de imagen debe mantenerse en un campo de 1 minuto de arco y por lo menos durante una hora aún con vientos de 11 metros por segundo.

Extractado de una nota de Dr. HUGO LEVATO
Oficina Gemini Argentina