El Centro Astronómico de Calar Alto: rozando las estrellas

 

 

Texto: José Javier Matamala García, Eloy Gil González y Francisco Joaquín Aguilar Delgado

Fotografía: Alejandro de la Paz Rubira

Edición digital ©Almediam, octubre 2004

     

 

La observación del cielo nocturno se remonta a la prehistoria. © Alejandro de la Paz RubiraLas blancas cúpulas de metal que coronan las cumbres de Los Filabres se han convertido, desde mediados de los 70, en un símbolo identificativo de la provincia de Almería. Este importantísimo centro astronómico, donde la alta tecnología que está presente en cada metro cuadrado del complejo, contrasta con un medio ambiente, caracterizado por el casi total despoblamiento humano y por la lucha contra la desertización, como ya se ha comentado en el capítulo dedicado a esta serranía. En los siguientes párrafos se intentará avanzar en el conocimiento de esta mezcla de ciencia y de tecnología capaz de adentrarse en los misterios del universo. 

El Instituto Max Planck de Astronomía

La Sociedad Max Planck se fundó en 1948, como sucesora inmediata de la Sociedad Kaiser Wilhelm creada 37 años antes, llevando el nombre del físico alemán Max Karl Ernst Planck, galardonado con el Premio Nóbel de Física en 1918. 

La creación del Instituto Max Planck de Astronomía (IMPA) fue muy posterior, remontándose a 1969. Desde el principio se consideró que sus telescopios más avanzados e importantes se localizarían fuera de Alemania, buscando cielos más propicios para la observación astronómica, lo que permitiría realizar trabajos de investigación moderna y a la altura de los alcanzados por otros países en el campo de la astronomía óptica.

El IMPA también colaboraría estrechamente desde su creación con otros organismos de la Sociedad, como los Institutos Max Planck de Radioastronomía de Bonn, el de Física Extraterrestre y Astrofísica de Munich o el de Aeronomía de Katlenburg - Lindau, así como con departamentos de los Institutos de Física Nuclear en Heidelberg y de Química en Maguncia, que se ocupan de problemas análogos y complementarios, como observaciones en regiones espectrales cercanas mediante radioastronomía y astronomía de rayos X, empleo de instrumentos de observación no terrestres como satélites y sondas espaciales, simulación de procesos cósmicos en laboratorio, estudio químico de meteoritos, tratamiento teórico de problemas astrofísicos, etc. 

El instituto central se localiza en Heidelberg - Königstuhl (Alemania). Está constituido por un laboratorio astronómico con sus cúpulas, que se terminó de construir en 1975. Entre sus funciones principales destacan la preparación y el estudio de las observaciones astronómicas y el desarrollo de nuevas aplicaciones técnicas. 

Para los telescopios más potentes del Instituto se pensó desde el principio en una estación de observación astronómica en un clima favorable. Estudios efectuados in situ, demostraron las ventajas que ofrecen las condiciones de trasparencia y estabilidad atmosférica de los cielos almerienses de Calar Alto, a 2.168 m de altura, que permiten trabajar a los astrónomos entre 180 y 200 noches por año. Esta cima, situada en de la Sierra de los Filabres, se encuentra a unos 40 Km. al Norte de la ciudad de Almería. Las obras de construcción del Centro Astronómico Hispano-Alemán en Calar Alto se iniciaron en el año 1973, dándose por finalizada la fase de construcciones básicas del observatorio en 1984 con la entrada en servicio del telescopio de 3,5 m. 

Uno de los cometidos del Instituto es el proyecto, desarrollo y gerencia de las instalaciones de Heidelberg y las de Calar Alto, que están a disposición de los astrónomos alemanes y españoles, así como del resto de los países. Entre las características del trabajo que realizan los científicos y los colaboradores técnicos se encuentra la investigación propia y autónoma. Esto requiere de una estrecha colaboración entre ellos ya que prácticamente toda nueva cuestión astronómica suele estar acompañada por problemas técnicos específicos. 

Entre los temas astronómicos preferentes del Instituto se encuentran el estudio de la estructura de la Vía Láctea y la formación de estrellas a partir de la materia interestelar, la investigación de sistemas extragalácticos como galaxias o cuásares, el análisis de la estructura y el desarrollo, tanto de los distintos objetos estelares, como de la formación e historia del Universo en su conjunto (Cosmología). Los instrumentos de análisis con los que se cuenta para la realización de estos y otros trabajos son los de fotografía CCD, fotometría y espectroscopia, tanto en el rango visible, como en el infrarrojo. Existe un grupo de trabajo teórico que acompaña a los programas de observación con el cálculo informático de modelos astrofísicos. El Instituto, aunque goza de líneas de investigación autónomas, desarrolla importantes colaboraciones con otros observatorios internacionales y con proyectos espaciales, teniendo numerosos contactos con otros grupos de investigadores nacionales e internacionales. Existe una estrecha relación con la Universidad de Heidelberg de la que son profesores el director y otros miembros del IMPA; asimismo, los estudiantes de la facultad de Física y Astronomía, realizan en el Instituto trabajos de investigación para su licenciatura o doctorado. Los resultados de las investigaciones se publican normalmente en revistas especializadas de carácter internacional. Para el público en general se edita la revista mensual Sterne und Weltraum (Estrellas y Universo). El Instituto tiene alrededor de 160 empleados, de los que unos 40 son científicos y 80 técnicos. A estos hay que añadir científicos invitados y becarios, tanto nacionales, como de otros países. 

El Observatorio. 

 Observatorios astronómicos de Calar Alto. © Alejandro de la Paz Rubira

Después de las conversaciones mantenidas entre las autoridades españolas, a través de su Ministerio de Asuntos Exteriores, y del Gobierno Alemán (en aquel entonces RFA), se estableció en 1972 un acuerdo de ambos Estados, así como entre la Comisión Nacional de Astronomía de España y la Sociedad Max Planck, para la realización del Centro Astronómico Hispano - Alemán con su observatorio en Calar Alto. 

Los trabajos para la construcción del Observatorio comenzaron en 1973. La parte española aportó el terreno, tanto el necesario para la construcción de las infraestructuras, como el correspondiente a su área de influencia que se estableció en unos cien kilómetros cuadrados. Reloj solar de Calar Alto. © Alejandro de la Paz Rubira

Asimismo, se realizó una carretera de acceso, de unos 30 Km. de longitud, que une Calar Alto con la carretera nacional 324 en las cercanías de Gérgal. También se realizaron las obras de acometida de agua, que se obtiene de la Fuente del Conde, y de tendido eléctrico. En el área de cumbres y en las laderas se intensificaron repoblaciones forestales con pinos, iniciadas ya durante las últimas décadas por el antiguo ICONA. Desde la firma de los acuerdos, España se comprometió al mantenimiento de todas estas aportaciones. 

La Sociedad Max Planck se ocupó de proveer de equipamiento científico y de construir la totalidad de las edificaciones del Centro, levantando las cúpulas para los telescopios de 1,2 m, 2,2 m y 3,5 m. Asimismo, se crearon infraestructuras capaces de albergar laboratorios electrónicos, fotográficos y ópticos, un laboratorio de criogenia para producir nitrógeno líquido, instalaciones de alto vacío para el aluminizado de espejos, un centro de cálculo electrónico, talleres mecánicos y de carpintería, un garaje dotado de taller y de gasolinera para el mantenimiento del parque móvil, servicio de bomberos, enfermería, biblioteca, archivos, despachos y viviendas para astrónomos, personal técnico y de apoyo con instalaciones imprescindibles como cocinas, lavanderías, lugares para el ocio y el descanso y un helipuerto. 

El volumen total de las inversiones se cifró en unos 250 millones de marcos, corriendo por cuenta del Instituto los gastos sucesivos generados por la utilización de las instalaciones. Cabe destacar, que el Observatorio Astronómico Nacional de Madrid también posee en Calar Alto un telescopio de 1,5 m. Terminados los trabajos de las infraestructuras del Centro, el equipo permanente se estableció en unas 50 personas, que son responsables del observatorio. Para que funcionen unas instalaciones de este calibre no sólo son necesarios los astrónomos, sino que se precisa de personal de apoyo, desde el de limpieza, hasta técnicos e ingenieros que posibilitan el funcionamiento de los instrumentos. En este sentido, cabe señalar que el 77% del personal de apoyo del Centro es español. 

Los telescopios.

En Calar Alto se encuentran los telescopios que son la clave para los trabajos del IMPA. El diseño y la realización de los instrumentos se efectuaron en estrecha colaboración entre los astrónomos del Instituto y Carl Zeiss (Oberkochen), además de contar con la colaboración de otras empresas alemanas. 

Los telescopios realizan una doble función. Por una parte, captan la radiación emitida por los cuerpos celestes, estando determinada su intensidad luminosa por el diámetro del espejo principal (su apertura) y, por otra, forman la imagen de los objetos observados. La nitidez y riqueza de detalles de estos depende de su poder de resolución, que aumenta cuanto mayor sea el diámetro del espejo del telescopio; pero este aumento resulta cada vez más difícil, más caro y no es ilimitado, por lo tanto hay que buscar un punto óptimo entre la calidad mecánica y la óptica de los instrumentos. Por este motivo, los equipos de un observatorio suponen siempre una solución intermedia entre el ideal demandado por los astrónomos y lo que es técnicamente realizable en la práctica. Ahora bien, mientras que los reflectores clásicos tienen espejos de curvatura parabólica, los espejos principales de los telescopios del Instituto y por tanto los de Calar Alto tienen superficies hiperbólicas, más complicadas de conseguir pero que logran una gran ampliación del campo visual útil y prácticamente desaparecen algunas de las inevitables aberraciones en la calidad de las imágenes. 

 El conocimiento de los planetas, estrellas y constelaciones constituye parte esencial de las diferentes civilizaciones. Venus. © Alejandro de la Paz Rubira

Entre los principales problemas que presenta la construcción de un telescopio de estas características, destaca el cuerpo del espejo que ha de estar hecho de un material que admita un pulido muy exacto y tolerante a las cargas mecánicas a las que va a estar sometido. Asimismo, debe conservar su forma en cualquier posición, es decir, no tiene que deformarse prácticamente nada bajo su propio peso y, también, debe ser insensible a las inevitables variaciones de temperatura durante las observaciones. 

Las masas vítreas producidas en bruto en Maguncia se pulieron a continuación en Carl Zeiss, en un departamento especialmente construido para la fabricación de los grandes espejos del Instituto. La obtención de las superficies de los espejos representó un gran reto tecnológico. Así, la forma teórica del espejo del 3,5 m se consiguió a lo largo de en unos 4 años de trabajo de tallado y pulido. 

Una vez fabricados los espejos hubo de fijarlos a su base estructural definitiva. Tanto el espejo principal, como el secundario, deben mantenerse invariables en cualquier dirección de observación al mover el telescopio, ya que si no se perdería la fidelidad de la imagen. Los problemas mecánicos relativos al diseño del tubo y de la montura fueron resueltos por la empresa Carl Zeiss en colaboración con MAN (Gustavsburg). Los telescopios disponen de una movilidad total porque se apoyan hidrostáticamente en su centro de gravedad. Se puede decir que están flotando sobre aceite. Así, las masas móviles, que llegan a alcanzar las 230 toneladas de peso en el telescopio de 3,5 m, se pueden apuntar hacia los cuerpos celestes con una precisión de pocas fracciones de segundo de arco. Para entender esta tremenda precisión, basta considerar que un segundo de arco es aproximadamente el ángulo formado por los bordes exteriores de una de las antiguas monedas de 25 pesetas a una distancia de unos 3 Km. Estos instrumentos tan precisos y complejos son controlados por ordenadores, pues haciéndolo manualmente se perdería gran parte del valioso tiempo necesario para la observación. 

Los edificios donde se alojan los telescopios cumplen numerosas funciones y forman una unidad con los telescopios. Las cúpulas, por ejemplo, son estructuras de acero semiesféricas que alcanzan un diámetro de 31 m para el telescopio de 3,5 m. Fabricadas por la firma DSD (Dillinger Stahlbau Gmbh) son totalmente giratorias para permitir dirigir los telescopios a cualquier región del espacio a través de una rendija lo más pequeña posible. También poseen unas características térmicas muy especiales que permiten conservar durante el día, pese a la elevada insolación, el frío nocturno en el interior de la cúpula, evitándose casi totalmente las deformaciones producidas por los cambios térmicos en las partes ópticas y mecánicas de los telescopios. 

Con los telescopios de Calar Alto se ha llegado al límite en la construcción clásica de estos instrumentos, pues un aumento del diámetro por encima de los cinco metros requeriría de un espejo principal tan grueso y pesado, que las dificultades técnicas y los costes económicos lo harían inviable. La única solución posible es desarrollar nuevas tecnologías en cuanto al diseño de estas herramientas ópticas. No se puede disponer de telescopios cada vez mayores y más luminosos; además no todos los campos de la astronomía empírica requieren imprescindiblemente la utilización de instrumentos de tamaño máximo, lo que explica la variedad de telescopios que hay en Calar Alto. Su rendimiento tampoco está determinado únicamente por su apertura ya que utilizando las posibilidades que la técnica moderna ofrece, tanto en la mejora de los telescopios, como de sus instrumentos auxiliares, es posible que un telescopio de 2 m, por ejemplo, pueda desarrollar observaciones que hasta hace poco estaban reservadas al club exclusivo de los grandes instrumentos de 3,5 m de apertura e incluso aún mayores. 

El Telescopio de 1,2 m.

Financiado por la Asociación Alemana de Investigación y construido por la empresa Carl Zeiss, fue puesto en servicio en 1975. Desde 1977, tras dos años de pruebas y ajustes quedo a disposición de los astrónomos profesionales. Al no ser su peso muy elevado (15 toneladas) se pudo efectuar un montaje asimétrico, utilizando un contrapeso por lo que el centro de gravedad del telescopio, en el que el instrumento tiene un apoyo hidrostático libre de esfuerzos, está situado fuera del tubo. 

Sus espejos están construidos con material vitrocerámico Zerodur, como los telescopios de 2,2 y 3,5 m. Los espejos principales no tienen curvatura parabólica, sino hiperbólica, al igual que ocurre con los de 2,2 y 3,5 m, pudiéndose englobar dentro de los del tipo “Ritchey – Chrétien”. Gracias a este diseño se consigue una gran ampliación del campo visual, consiguiendo imágenes con nitidez de un área celeste de diámetro superior a 11 (la Luna llena tiene un diámetro de 0,51) que, en cualquier caso, pueden considerarse de alta precisión. La distancia focal del telescopio es de 9,8 m y tiene dos salidas. La primera es el foco Cassegrain (f/8), situado detrás del orificio central que tiene el espejo principal; en éste se puede disponer una cámara fotográfica, con y sin tubos electrónicos amplificadores de imagen que proporcionan un campo de 1,5 grados de diámetro libre de coma, así como fotómetros para las zonas del espectro visible e infrarrojo. La segunda salida, que es el foco Nasmyth, está situada lateralmente al tubo del telescopio y puede habilitarse introduciendo un espejo de reflexión abatible en la trayectoria de la luz por el interior del telescopio, y esta equipada con un espectrógrafo montado permanentemente en el instrumento. 

El Telescopio de 2,2 m.

Telescopio de 2,2 m. Calar Alto.  © Alejandro de la Paz Rubira

Fue puesto en servicio en la primavera de 1979. El 28 de septiembre de dicho año, el Rey Juan Carlos I de España inauguró oficialmente el telescopio con el resto de las instalaciones del Centro terminadas hasta ese momento, con una placa conmemorativa que tiene la leyenda: “Para la Investigación Pacífica del Universo”. Este instrumento tiene un gemelo en el Observatorio de La Silla en Chile. Solamente el peso de sus partes móviles supera las 72 toneladas. Precisamente por su elevado peso no se pudo hacer un montaje asimétrico, por lo que el centro de gravedad del telescopio está situado en el punto de intersección del eje óptico con el eje de la horquilla, que es donde giran las partes móviles sin que se necesite un contrapeso. Su montura Ecuatorial tiene forma de horquilla. Para comodidad del observador y máximo aprovechamiento del tiempo de observación, el telescopio está equipado con un sistema de televisión que, junto con un ordenador, permite el control remoto y automático del instrumento. 

Detalle de una cámara de CCD en el Telescopio de 2,2 m. Calar Alto. © Alejandro de la Paz RubiraEl sistema de espejos es del tipo Ritchey - Chrétien y está fabricado totalmente en cerámica de vidrio Zerodur, material vitrocerámico casi inactivo térmicamente y capaz de conservar inalterable su forma con los cambios de temperatura. Lleva dos salidas ópticas. Una es el foco Cassegrain de 17,6 m de distancia focal que está equipado con instrumentos similares a los del telescopio de 1,2 m, además de un espectrógrafo Cassegrain y varias cámaras CCD de alta sensibilidad que, con un reductor focal Cafos 22, permite obtener imágenes CCD de gran campo (13´ x 13´) y completamente nítidas. La otra salida de luz va al foco Coudé con una distancia focal de 88 m. Este foco tiene un emplazamiento fijo independiente de la dirección de observación del telescopio, estando situado fuera del recinto de la cúpula, en el laboratorio Coudé, donde se puede analizar la luz de las estrellas con aparatos cuyo tamaño, peso o fragilidad impedirían su montaje fijo en el tubo del telescopio. Para poder trabajar con este foco es preciso sustituir el espejo secundario del telescopio por otro distinto, debido a su mayor distancia focal, por lo que la luz sale a través de dos espejos planos adicionales fuera del telescopio y de esta forma se lleva al laboratorio Coudé; aquí se dispone de un espectrógrafo Coudé de alta resolución, de 14 m de altura, para el análisis espectral detallado de la luz de las estrellas. 

El Telescopio de 3,5 m.

Cúpula del telescopio de 3,5 m. © Alejandro de la Paz RubiraEntró en servicio en 1984, siendo el mayor de los instalados en Calar Alto. Posee las características esenciales de diseño del telescopio de 2,2 m. Su peso alcanza las 430 toneladas, de las que 235 pertenecen a las partes móviles dentro de una montura ecuatorial en herradura, similar a la ya utilizada en 1948 para el telescopio de 5 m de Monte Palomar. El espejo hiperbólico principal, tallado en cerámica Zerodur con una precisión de 0,000011 milímetros, pesa 16 toneladas. Su sistema óptico posee tres focos: el foco Cassegrain (f/10) semejante al del telescopio de 2,2 m, el foco Coudé (f/35) situado en una gran nave adyacente y el foco primario (f/3,5 o f/3,9) con una distancia focal de 12,2 m, situado en la abertura superior del tubo frente al espejo principal. Para su utilización el observador se sienta directamente dentro del telescopio, en una pequeña cabina en el lugar del espejo secundario. El control es completamente automático por medio de ordenadores y se realiza a distancia desde la central de mando, situada en una habitación separada; en esta central se encuentra la consola desde la que se controla tanto el telescopio como la cúpula. Como ejemplo de la complejidad tecnológica de este instrumento se puede decir que dentro del telescopio hay 830 kilómetros de cable eléctrico. La luminosidad y el poder de resolución de este telescopio es tal, que dos velas separadas entre sí 150 m y situadas a 30.000 Km. de distancia, aún se distinguirían como dos débiles fuentes de luz independientes. Este reflector recoge más luz estelar que el resto de los instrumentos del observatorio en su conjunto. 

La Cámara Schmidt

Este telescopio de 80 cm de apertura (f/3) fue puesto en servicio en 1956 en el Observatorio de Hamburgo - Bergedorf. Después de modificar su montura, ya que siempre se construye para una determinada latitud geográfica, se traslado a Calar Alto en 1980. Su espejo esférico de 1,2 m de diámetro tiene una distancia focal de 2,4 m. Su placa correctora tiene un diámetro de 80 centímetros, disponiendo además de dos prismas objetivos del mismo tamaño que ésta. Es un telescopio especial destinado a la fotografía de grandes áreas celestes: campos de 5,5 x 5,5 grados cuadrados se reproducen sobre placas fotográficas (o astrográficas de vidrio) de 24 x 24 cm2. Se realizan programas de sondeo en la búsqueda de objetos espaciales. De particular relevancia ha sido la prospección realizada por astrónomos del Observatorio de Hamburgo en busca de cuásares, con lo que se ha ampliado notablemente el conocimiento acerca de estos objetos. También destaca el hallazgo con este telescopio, el 8 de febrero de 1992, del Asteroide No.5879, “bautizado” por la Unión Astronómica Internacional con el nombre de Almería, a sugerencia de sus descubridores los astrónomos alemanes K. Birkle y U. Hopp, como gratitud a la hospitalidad española recibida en este observatorio.  

El Telescopio español de 1,5 m 

Cronológicamente fue el segundo telescopio que se instaló en Calar Alto, en donde se encuentra en servicio desde 1977. No pertenece al Centro Astronómico Hispano Alemán, sino que depende directamente del Observatorio Astronómico Nacional de Madrid y es utilizado, sobre todo, por los astrónomos de este centro. Se trata de un reflector que tiene un sistema Ritchey - Chrétien de 1,5 metros de diámetro y de excelente óptica fabricado en Francia por la empresa REOSC. Con dos salidas presenta un foco Cassegrain, equipado para fotografía y fotometría fotoeléctrica, y un foco Coudé o acodado. Este último es fijo e independiente a la posición variable del telescopio durante las observaciones, accediéndose a través de un laboratorio climatizado que se encuentra fuera del recinto de la cúpula y en donde puede analizarse la radiación colectada por el telescopio con un espectrógrafo fijo horizontal que, por su gran tamaño y peso, no puede acoplarse directamente al telescopio. 

Proyectos: Instrumentación y Programas

Óptica Adaptativa en el Telescopio de 3,5 m 

Telescopio de 3,5 m.  Calar Alto. © Alejandro de la Paz RubiraUn telescopio trabajará en condiciones óptimas si lo hace con todo su poder de resolución teórico, es decir, limitado únicamente por el tamaño de su apertura. Con una apertura de 3,5 m, esa resolución en el cercano infrarrojo es de unos 0,1 segundos de arco. Para conseguir esta resolución teórica es necesario compensar las perturbaciones originadas por la turbulencia atmosférica, que reduce la resolución de todos los telescopios situados en la superficie terrestre al valor teórico de un telescopio de 20 cm.

Para contrarrestar esta limitación atmosférica se equipa a los telescopios con un sistema de óptica adaptativa, consistente en interponer en la trayectoria óptica de los rayos de luz un espejo adicional deformable que corrige las perturbaciones de la imagen originadas por la turbulencia del aire y las hace desaparecer. Este espejo se apoya sobre un centenar de “resortes” cuyas posiciones pueden modificarse individualmente. La imagen de una estrella en el campo visual es recogida por un sensor que analiza hasta mil veces por segundo su tamaño y forma. La información así obtenida se utiliza para deformar el espejo adicional modificando la posición de los “resortes”, de manera que la imagen de la estrella de referencia conserve siempre su nitidez ideal. Esto ocurre también para la imagen de todo el campo visual, que junto a la estrella de referencia contiene el propio objeto que se está estudiando.

La estrella de referencia tiene que ser suficientemente brillante para que la señal pueda proporcionar la información necesaria con suficiente precisión. Como un astro de estas características casi nunca se encontrará en el cielo junto a los objetos de estudio se crea una estrella virtual de referencia, que se pueda ubicar en cualquier lugar. Esto puede conseguirse mediante el sistema ALFA (Adaptive Optics with Laser for Astronomy) que se encuentra instalado en el telescopio de 3,5 m y que fue diseñado en colaboración con el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre. Mediante un rayo láser con luz en la línea amarilla D2 del sodio se excitan los átomos de este elemento, que se encuentran a unos 90 Km. de altitud y que proceden de restos de micrometeoritos que caen y se desintegran. Esta excitación provoca la emisión de luz fluorescente que constituye la estrella de referencia utilizada para regular la óptica adaptativa. 

Las primeras pruebas que se han realizado con el sistema ALFA muestran que una estrella doble con una separación angular de tan sólo 0,2 segundos de arco puede resolverse en sus componentes sin dificultad, situando así a este telescopio en la primera línea de la investigación astronómica. 

Omega 

El desarrollo de las cámaras CCD supuso un avance decisivo para la astronomía óptica que, hasta entonces, se había basado en emulsiones fotográficas. Los registros de una CCD (Charge Coupled Device) quedan almacenados en una pequeña placa de pocos centímetros, cuya superficie fotosensible consta de unos 1.000 x 1.000 diminutos diodos de silicio. La luz incidente genera en cada diodo una carga eléctrica proporcional a su intensidad, ya que a la imagen óptica corresponde una imagen de cargas que se puede leer electrónicamente y procesar directamente mediante un ordenador. Sus ventajas son la alta eficiencia cuántica cercana al 60% frente a menos del 1% en la emulsión fotográfica, así como la linealidad y el mayor rango dinámico de 1:1000 al de 1:30 de la placa fotográfica. 

Desde hace poco se dispone de detectores CCD de gran resolución que son sensibles incluso a la luz infrarroja. Una de las primeras cámaras que utiliza esos detectores, desarrollada en el Instituto Max Planck, es la llamada OMEGA. Esta cámara se ha construido en dos versiones, cada una con sus características propias para ser acopladas a los focos Primario y Cassegrain del telescopio de 3,5 m de Calar Alto. 

CADIS (Calar Alto Deep Imaging Survey) 

Con la aparición de los telescopios de 8 m se ha hecho necesario buscar tareas en las que un telescopio de 3,5 m pueda obtener un mejor rendimiento. Entre otras ventajas de este último destaca el tiempo de observación relativamente mayor y su gran campo visual. Las nuevas cámaras detectoras logran óptimos resultados con los laboriosos programas de prospección, como por ejemplo CADIS, cuya finalidad es la búsqueda de galaxias en formación en el Cosmos primitivo, es decir, galaxias extremadamente lejanas y jóvenes. Los candidatos hallados mediante este programa se investigarán después en detalle con los telescopios más grandes. 

Centro de Cálculo 

La multitud de datos que los telescopios suministran con sus instrumentos adicionales no pueden evaluarse de forma manual, sobre todo porque cada vez se emplean más detectores CCD en la mayoría de los aparatos de medida de Calar Alto. Esto implica que los resultados se presentan inmediatamente después de su obtención de forma computable por un ordenador. 

En el telescopio, mientras se desarrolla el programa de observación, comienza parcialmente la informatización de datos por ordenador. De esta manera el astrónomo puede evaluar con rapidez si sus instrumentos funcionan perfectamente, si las condiciones atmosféricas reinantes son lo suficientemente buenas o si el desarrollo previsto de las medidas está realmente conduciendo al fin deseado. 

El procesado definitivo de los resultados se realiza en el centro de cálculo, donde el observador traslada consigo los datos obtenidos en forma digital, datos que ya sometió en el telescopio a una primera evaluación. En este centro se eliminan los datos de todas las perturbaciones producidas por radiaciones de otras fuentes o por la falta de transparencia de la atmósfera terrestre. Finalmente se obtiene el contenido físico de las medidas, que suelen constituir el argumento de las publicaciones en revistas especializadas. 

Equipos de seguimiento 

Destacan aquí otros instrumentos de gran importancia, como los equipos de seguimiento de televisión en los telescopios de Calar Alto. Un telescopio de 2 m es tan grande que resulta difícil su posicionamiento y seguimiento directo a simple vista. El equipo de seguimiento de televisión acoplado al telescopio capta una parte de la imagen formada por él y la transmite a una pantalla de televisión sobre la que el observador puede controlar cómodamente la posición del telescopio. Esta información la utiliza también el ordenador que controla el telescopio, el cual permite que una estrella que se tiene como punto de mira, incluso durante exposiciones prolongadas, se pueda seguir correctamente en su trayectoria aparente debida a la rotación terrestre. 

 
Temas Astronómicos Preferentes 

Formación de estrellas en la Vía Láctea. 

El estudio de la Vía Láctea entra dentro de los programas prioritarios del Instituto. © Alejandro de la Paz Rubira

La banda blanquecina de la Vía Láctea, que en las ciudades pasa desapercibida, en Calar Alto es un espectáculo brillante incluso a simple vista. La Vía Láctea está formada por la superposición de todas las estrellas lejanas de nuestra galaxia, de manera que mirando en dirección al borde del disco que forma la galaxia aparece como una banda luminosa. Mediante una óptica adecuada pueden resolverse un gran número de estrellas que se distinguen por su tamaño, luminosidad, temperatura, etc. En el telescopio pueden detectarse también extensas nubes oscuras de polvo frío y nubes de gas caliente y luminoso de materia interestelar, que contienen el 10 % de la masa de nuestra galaxia. Las estrellas nacen de esta materia y en el transcurso de su vida vuelven a cederle su masa. La deducción de un modelo espacial de la Vía láctea a partir de las observaciones y el estudio de la evolución galáctica, constituyen parte preferente de las investigaciones.

La formación de estrellas en nuestra galaxia es un proceso que se produce de forma continua y generalmente tiene lugar detrás de densas nubes de polvo que las ocultan. Durante su formación, las jóvenes estrellas atraviesan momentos de intensa actividad energética en los que se producen espectaculares chorros bipolares de materia, que se desarrollan en direcciones opuestas a las de los dos polos de la estrella central recién formada. También la estrella crece debido a la acreción de materia que se precipita sobre ella procedente del gas y del polvo que la rodean en el plano ecuatorial y que pueden dar lugar a la formación del nuevo sistema planetario.  

La fase bipolar, desde que fue descubierta en Calar Alto en la década de los setenta, se investiga activamente. Las estrellas jóvenes son astros fríos que emiten preferentemente radiación infrarroja. Las nubes de polvo que las envuelven son mucho más transparentes para la radiación infrarroja que para la luz visible. Por este motivo, las modernas cámaras infrarrojas como las utilizadas en Calar Alto juegan un papel decisivo para el estudio de la formación de las estrellas. Con los espectrógrafos se registran las emisiones del gas interestelar y a partir de ahí se pueden deducir las magnitudes de estado del gas como la temperatura, densidad, composición química, etc. 

Galaxias y Cosmología 

Antares, en la Constelación de Escorpión. © Alejandro de la Paz Rubira

La estructura de la Vía Láctea resulta más fácil de ser comprendida, debido a que se pueden observar otros muchos sistemas estelares parecidos fuera de nuestra propia galaxia. Al igual que en las estrellas aisladas, también las galaxias presentan numerosas formas, en espiral, elípticas, esféricas, irregulares, gigantes, enanas, interactivas y en explosión. 

Utilizando los más modernos detectores en el telescopio de 3,5 m se pueden reconocer galaxias primitivas cuya luz ha estado viajando hacia la Tierra desde hace uno o dos mil millones de años, después de la gran explosión. La dificultad consiste en poder reconocer estos lejanísimos objetos entre los muchos millones de cuerpos celestes débiles que son observados. Con esta finalidad se está empleando en Calar Alto el programa CADIS. Las galaxias primitivas identificadas con él, como Calar Alto I y II, son el resultado de años de trabajo, siendo investigadas a continuación con más detalle mediante los nuevos telescopios de 8 metros. 

Problemática ambiental: contaminación lumínica 

La mayor parte de los cometas como el Hyakutake (arriba a la dcha.) son descubiertos por astrónomos no profesionales. © Alejandro de la Paz Rubira

Se entiende por contaminación lumínica el resplandor producido por la luz artificial hacia el cielo procedente, principalmente, del alumbrado público de las ciudades y los pueblos. El resultado es la pérdida de oscuridad en el cielo nocturno y, como consecuencia, la dificultad o imposibilidad de realizar observaciones astronómicas, “desapareciendo” paulatinamente del firmamento las estrellas, planetas, etc. 

Sería difícil eliminar totalmente la contaminación lumínica, aunque con las medidas adecuadas podría reducirse muchísimo. Pequeñas modificaciones en el diseño del alumbrado, tanto público, como privado, y el uso de lámparas de sodio de baja presión, que además de consumir menos no contaminan la atmósfera, contribuirían positivamente a la reducción del gasto energético y permitirían disfrutar de noches prácticamente estrelladas desde las propias ciudades. En este sentido, cabe destacar que en Canarias se ha legislado sobre la protección contra la contaminación lumínica de sus observatorios. 

Todos los instrumentos de un observatorio son muy sensibles a la luz y por tanto a los incrementos lumínicos que se producen en las poblaciones circundantes. Estos pueden llegar a generar errores en la lectura de los datos, así como a degradar cada vez más las excelentes características de la bóveda celeste en esta localidad, que constituye la causa principal que aún permite contar a esta provincia, tanto de un observatorio de importancia internacional, como en  el personal científico y técnico de primer orden que en él trabaja. 

La contaminación lumínica es además causa de problemas en el medio ambiente, en la seguridad vial o en la calidad de vida. Conseguir un cielo oscuro es, además de un bien protegido por la UNESCO, un síntoma de integración entre el desarrollo humano y el medio ambiente y, por lo tanto, requerirá de medidas legales específicas que lo regulen y garanticen. 

 

¿Quién observa el firmamento desde Calar Alto?

Quien desee realizar observaciones desde uno de los telescopios de Calar Alto, ya sea un científico alemán, español o de otra nacionalidad, debe presentar su petición a una comisión independiente que, si lo aprueba, le asignará un periodo de observación determinado, normalmente entre unos días y unas semanas, durante el cual será un invitado del Centro. La preparación de las observaciones y la evaluación de los resultados se realizan en los centros de procedencia de los científicos. Por acuerdo, los astrónomos españoles tienen derecho a un mínimo del 10% del tiempo de observación, que viene siendo utilizado por grupos de investigadores de las Universidades y de los Institutos de Astrofísica de España y que ya han realizado importantes trabajos de investigación en este observatorio. 

Los astrónomos no profesionales juegan un papel fundamental en la investigación del cosmos. © Alejandro de la Paz RubiraRespecto a los astrónomos no profesionales o aficionados, deberían tener un acceso mayor a las actividades que se realizan en Calar Alto. Esta situación contribuiría a mantener una relación más fluida y directa con la población para que, al menos en Almería, se comprendieran sus problemas, como por ejemplo el de la contaminación lumínica. Como se está comprobando en otros centros similares, este tipo de actividades científicas no pueden realizarse de espaldas a la población que los rodea y precisan de una labor divulgativa, para la que están cualificadas las asociaciones de astronomía que podrían llegar a convenios específicos con los centros para la realización de campañas y programas educativos.

 

El observatorio se dedica únicamente a la investigación profesional pero se permiten visitas guiadas a grupos no mayores de un autocar, un día a la semana. Es una excelente oportunidad para conocer y adquirir conciencia de este gran patrimonio científico. La petición normalmente se realiza por carta dirigida al departamento de administración y adjuntando los datos identificativos del grupo, como el número de personas y procedencia, dirección y teléfono de contacto. Para mayor información consultar el anexo dedicado a direcciones de interés.

La astronomía debe de entenderse como una disciplina fundamental en la educación ambiental. © Alejandro de la Paz Rubira