DEA: "SENSOR DE CURVATURA EN TELESCOPIOS CON ESPEJOS SEGMENTADOS"

Transcripción

1 Introducción La astronomía y la tecnología de fabricación de telescopios han seguido una historia estrechamente relacionada. Los grandes proyectos científicos han impulsado el desarrollo de diversas áreas tecnológicas, y a su vez este desarrollo instrumental ha propiciado descubrimientos en astronomía y astrofísica que han condicionado las líneas de investigación posteriores. Sistemáticamente se repite el interés por utilizar telescopios de mayor tamaño. Ésto reporta dos ventajas: Un telescopio con un espejo primario de mayor diámetro permite recoger un mayor número de fotones del objeto que se observa. Esto permite observar objetos con menor luminosidad, planificar menores tiempos de exposición, u obtener mejores relaciones señal-ruido. La resolución (límite difraccional) de un telescopio de mayor tamaño es mejor. La atmósfera interviene como una causa de degradación de las imágenes, y establece otro límite, habitualmente más restrictivo, para la resolución con que se podrán obtener las imágenes. Esto resta importancia a esta segunda ventaja, salvo que se consiga mitigar el efecto de la atmósfera. En la actualidad se está invirtiendo un considerable esfuerzo en la investigación y el desarrollo de técnicas que permitan contrarrestar el deterioro de las imágenes debido a la atmósfera. La evolución del tamaño de los telescopios construidos en el siglo XX ha sido bastante progresiva, excepto por la construcción del telescopio Hale con un espejo de 5 metros de diámetro en Monte Palomar. La figura 1 es un buen resumen del ritmo de este desarrollo tecnológico. Cada proyecto de este tipo entraña muchas dificultades técnicas y un elevado coste económico y de tiempo. Es importante señalar que también se ha realizado un impresionante progreso en la instrumentación de detección, lo que ha servido para disminuir en parte la necesidad de construir mayores telescopios. Actualmente la eficiencia de los detectores ya se está aproximando a su límite. El progreso inminente en la construcción de telescopios en observatorios en tierra pasa por construir espejos de mayor tamaño, desarrollar sistemas de corrección de aberraciones originadas en la atmósfera, y conseguir que varios telescopios funcionen como un interferómetro. 1

2 Figura 1: Evolución del tamaño de los telescopios construidos durante el siglo XX (imagen tomada de enard). Construcción de espejos de mayor tamaño La tecnología de fabricación de grandes espejos que se ha empleado durante la mayor parte del siglo pasado consiste en la deposición de un material reflectante (habitualmente aluminio), sobre un soporte (blanco) con un bajo coeficiente de dilatación térmica. Recientemente se ha abandonado la utilización de blancos de vidrio por el descubrimiento de materiales vitrocerámicos, cuyo coeficiente de dilatación llega a ser prácticamente nulo en torno a una determinada temperatura. Para que la superficie del espejo tenga la forma adecuada se han utilizado blancos de gran espesor que ofrezcan suficiente rigidez ante las deformaciones gravitatorias o vibracionales que se puedan introducir durante el movimiento del espejo. El proceso de fabricación del telescopio Hale de Palomar con esta técnica fue bastante costoso. Posteriormente, salvo el telescopio ruso de 6 metros, se ha optado por limitar el diámetro de los espejos fabricados así a tamaños de hasta 4 metros, como en el telescopio William Herschell de la isla de La Palma. Al abordarse la construcción de telescopios de mayor tamaño, la actual generación de telescopios de clase 8-10 metros, se encontró un límite práctico a la utilización de esta técnica. El espesor, y en consecuencia la masa, necesario para que los blancos tengan suficiente rigidez plantea varios problemas: el elevado coste de fabricación; la sustentación del espejo primario en el telescopio; la introducción de vibraciones en el soporte 2

3 del espejo secundario durante el apuntado y seguimiento; y la inercia térmica asociada a la masa del espejo entre otros. Las nuevas técnicas de fabricación para espejos de los telescopios de la clase 8-10 m se pueden resumir básicamente en tres líneas [Énard, Maréchal, & EspiardÉnard et al.1996]: Estructuras ligeras con una masa pequeña y una alta rigidez [AngelAngel1988]. Consisten en dos placas unidas entre sí por una estructura central en forma de panal de abeja. Las paredes de la estructura central son delgadas, lo que permite alcanzar rápidamente el equilibrio térmico con el entorno (también es posible un control activo inyectando aire en sus cavidades). Para un espejo de 8 metros de diámetro, 80 cm de espesor bastan para conseguir suficiente rigidez. Su masa resulta de unas 14 toneladas. Con está técnica se han construido tres espejos de 6,5 metros de diámetro, uno que se está utilizando en la conversión del MMT (Multiple Mirrror Telescope) y dos en el proyecto Magellan. Dos espejos similares, de 8,4 metros de diámetro, se emplearán en la construcción del interferómetro LBT (Large Binocular Telescope), con una masa cada uno de 16 toneladas. Espejos delgados y con poca rigidez, soportados con un sistema activo que compensa la deformación del espejo en cada apuntado, y corrige las aberraciones de ordenes bajos debidas a la óptica del telescopio. Una ventaja añadida de utilizar óptica activa es que no se requiere un pulido tan espejo en las bajas frecuencias espaciales. Esta idea de diseño se utilizó por primera vez en el telescopio UKIRT, de 3,8 metros de diámetro, y posteriormente en la construcción de los espejos de los VLT, Gemini y Subaru. Espejos segmentados habitualmente como un patrón de hexágonos ensamblados y soportados independientemente. Al reducir el tamaño de cada componente del espejo, el espesor necesario para conseguir la rigidez adecuada es mucho menor. En los primeros prototipos se trato de utilizar segmentos tallados con forma de un casquete esférico, pero así no se pudo conseguir una buena calidad de imagen debido a la aberración de astigmatismo introducida por los espejos esféricos situados fuera del eje óptico. En la construcción del primer telescopio Keck se optó por conseguir una mejor calidad de imagen mediante la utilización de un espejo primario no esférico. El problema de pulir los segmentos hexagonales con una forma no esférica se resolvió con una nueva técnica de pulido [Lubliner & NelsonLubliner & Nelson1980]. Mediante la aplicación de las fuerzas adecuadas en el borde de cada segmento, se da a éste una forma adecuada para poder pulirlo con una herramienta esférica. Después de ser liberado de las fuerzas, el segmento adquiere la forma prevista para su posición en el espejo. La solución de la segmentación es la más escalable y por tanto la más sencilla de utilizar en la siguiente generación de telescopios, para la que se pretende construir espejos de tamaño entre 25 y 100 metros. De hecho es la que se plantea en todos los diseños 3

4 preliminares de este tipo. La construcción de espejos monolíticos resulta poco viable puesto que incluso el transporte de los espejos se presenta como un gran obstáculo. Corrección de las aberraciones de origen atmosférico El segundo ingrediente fundamental, en el desarrollo actual de los grandes proyectos de telescopios, es la utilización de sistemas capaces de restaurar el deterioro de las imágenes originado por el paso por la atmósfera. En esta categoría se encuentran los sistemas de óptica adaptativa. El desarrollo de estas técnicas permite beneficiarse de la segunda ventaja derivada de la utilización de espejos más grandes: el aumento del poder resolutivo del telescopio. Ésta ha sido una preocupación siempre presente en los astrónomos. La búsqueda de las mejores condiciones para realizar observaciones más precisas ha llevado a descubrir las mejores ubicaciones para instalar los telescopios, como es el caso de los observatorios de Canarias, y ha conducido incluso a la puesta en marcha de proyectos para emplazar telescopios fuera de la atmósfera de la Tierra, como en el caso del telescopio espacial Hubble. La historia de la óptica adaptativa astronómica es todavía bastante reciente. Las ideas fundamentales se plantearon a mediados del siglo pasado [BabcockBabcock1953], pero la tecnología que se requiere para llevarlas a cabo sólo ha estado disponible hace unos pocos años. En la actualidad hay algunos sistemas funcionando, como el (COME- ON) ADONIS de ESO (Observatorio Europeo Sur), en el telescopio de 3.6 metros del observatorio de La Silla (Chile), y (PUEO) Okupa a de la Universidad de Hawaii, que está funcionando en Gemini N. Se puede encontrar una descripción detallada de estos dos sistemas en roddier. La construcción de la siguiente generación de telescopios puede estar condicionado al desarrollo de las técnicas de óptica adaptativa, que permitan obtener todo el rendimiento científico deseable para la gran inversión económica que supone su fabricación. La línea de investigación en la que se está invirtiendo mayor dedicación es el desarrollo de sistemas de óptica adaptativa multi-conjugada (MCAO): sistemas en los que la corrección de las aberraciones introducidas por la atmósfera se realiza con varios elementos en distintas posiciones. Si la posición de los elementos correctores es en los planos conjugados de las alturas a la que se encuentran las regiones turbulentas de la atmósfera (es decir, donde se forman las imágenes de las regiones turbulentas), la compensación del frente de ondas será bastante uniforme en todo el campo (y el campo corregido mayor). Interferómetros ópticos Una posibilidad interesante para obtener imágenes de muy alta resolución es la utilización de técnicas de interferometría. La aplicación de estas técnicas no es tan sencilla como en el dominio de radiofrecuencias debido a varios factores: los requisitos de estabilidad (dependientes de la longitud de onda que se utiliza) son más restrictivos; el efecto de la atmósfera sobre la propagación de la radiación es más acentuado; y la óptica integrada, aunque progresando rápidamente, no está tan desarrollada como la electrónica integrada. Pese a estas dificultades, han surgido varios proyectos dedicados a este objetivo. El más relevante de ellos es la construcción del observatorio VLT de ESO. Éste observatorio 4

5 dispone de cuatro telescopios de 8 metros de diámetro con los que ya se han conseguido tomar la primeras franjas funcionando como un interferómetro. Otros proyectos importantes son el interferómetro Keck, con dos telescopios de diez metros y varios auxiliares de menor tamaño, y el LBT (Large Binocular Telescopio), que dispondrá de dos telescopios de 8,4 metros y está actualmente en construcción. La interferometría óptica se beneficiará mucho de los avances en óptica adaptativa, ya que es importante disponer de un frente de ondas corregido en cada telescopio antes de combinarlo. Objetivos de este trabajo El trabajo que se presenta en esta memoria se dedica a la integración de las técnicas de óptica adaptativa en los telescopios con espejo segmentado. Se estudiará el comportamiento de uno de los tipos de sensor de frente de ondas más habituales en los sistemas de óptica adaptativa, el sensor de curvatura, en telescopios con espejo segmentado. El funcionamiento de este dispositivo consiste básicamente en tomar dos imágenes, simultáneas pero desenfocadas, de un objeto de referencia. El desenfoque en ambas imágenes debe ser el mismo, pero en sentido contrario, es decir, la primera se toma en un plano anterior al foco, y la segunda en uno posterior. De ambas medidas se puede obtener una señal que es proporcional a la curvatura del frente de ondas en la pupila del telescopio. Para el estudio del sensor de curvatura se utilizará la teoría difraccional de formación de imágenes. Se determinará la influencia de cada aberración característica del espejo segmentado (presencia de intersticios y errores de alineamiento entre segmentos) en la respuesta del sensor de curvatura. El análisis del sensor de curvatura se utilizará para estudiar su aplicación para la detección de errores de alineamiento entre los segmentos de un espejo segmentado. Se verificará la validez del modelo de respuesta del sensor de curvatura por medio de una simulación por ordenador en la que se incluirán los efectos de los errores de alineamiento de los segmentos. 5