PROYECTOS: INSTRUMENTACIÓN Y PROGRAMAS. 

Óptica Adaptativa en el Telescopio de 3,5 m 

Un 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 8m 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. 

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.