Óptica activa

Cambiando las reglas del juego

>En realidad el tamaño importa, al igual que importa la forma. Ambos son importantes a la hora de construir telescopios más potentes. Unos espejos primarios más grandes permiten a los astrónomos captar más luz y para evitar distorsiones se necesita un espejo cuya superficie tenga una forma perfecta; la combinación de ambos hace posible observar objetos más tenues. Lamentablemente, esto nunca ha sido fácil, ya que mantener una forma perfecta se convierte en una ardua tarea a medida que aumenta el tamaño de los espejos de los telescopios.

Este desafío se reveló como algo fundamental en los años sesenta y setenta. La tecnología disponible en aquella época no permitía que los astrónomos e ingenieros pudieran construir telescopios con espejos primarios de más de 5 metros de diámetro. Por encima de ese tamaño, la calidad de imagen disminuía enormemente a causa de la gravedad, que tiraba de los espejos y los deformaba. Para construir espejos de más de cinco metros de diámetro utilizando la tecnología de la época, habrían sido necesarias enormes estructuras para apoyar los espejos, aumentando considerablemente los costos de construcción, y dando como resultando estructuras prohibitivas sin ninguna garantía de mejora en la imagen. Había que encontrar una nueva forma de garantizar precisión en la óptica.

Fue entonces cuando el ingeniero de ESO, Raymond Wilson, tuvo una idea brillante y "simple" llamada óptica activa: un espejo primario, delgado y deformable, que se controlaría por un sistema de apoyo activo que aplicaría la fuerza necesaria con el fin de corregir las deformaciones inducidas por la gravedad. Todo esto, mientras el telescopio cambiaba su orientación (más información en el libro gratuito Jewel on the Mountaintop –en inglés- de Claus Madsen).

Cuando en 1976 se inauguró el Telescopio de 3,6 metros de ESO, la óptica activa era sólo una idea en la cabeza de Wilson. Por esta razón su espejo primario tiene medio metro de espesor y pesa 11 toneladas.

El nuevo concepto se probó en la sede central de ESO con un espejo delgado de un metro que disponía de un soporte activo con 75 actuadores. Los actuadores son motores que se mueven con mucha precisión y se pueden controlar con mucha exactitud: empujando el espejo, corrigen su forma y compensan la distorsión producida por la gravedad. A medida que el telescopio se mueve, este sistema activo puede mantener la forma correcta del espejo. Las correcciones aplicadas por los actuadores se calculan en tiempo real gracias a un ordenador con un analizador de imagen que detecta incluso las desviaciones más pequeño de la forma ideal del espejo. La óptica activa fue desarrollada internamente en ESO y tras este exitoso ensayo se convirtió en la principal característica del NTT (New Technology Telescope. Gracias a la óptica activa, el espejo primario de 3,58 metros del NTT tiene sólo 24 centímetros de espesor y pesa 6 toneladas.

Soporte del telescopio de 1 metro para el experimento de óptica activa en la sede central de ESO en Garching en 1987. 
Crédito: ESO
Soporte del telescopio de 1 metro para el experimento de óptica activa en la sede central de ESO en Garching en 1987. Crédito: ESO
El NTT (New Technology Telescope) fue pionero en la utilización de la óptica activa.
El NTT (New Technology Telescope) fue pionero en la utilización de la óptica activa.
Crédito: ESO/C.Madsen. Bacon

Desde que el NTT comenzó a operar, en 1990, la óptica activa se ha aplicado a todos los grandes telescopios, incluyendo el VLT (Very Large Telescope) de ESO. Wilson fue honrado con numerosos premios por su invento, que demostró que se podían cambiar las reglas del juego en astronomía.

Cada una de las cuatro Unidades de Telescopio (UTs) del VLT está equipada con el mejor sistema de óptica activa construido hasta la fecha. El sistema controla el espejo primario de Zerodur de 8,2 metros, así como el ligero espejo secundario de berilio de 1,1 metros, situado en la parte superior de la estructura del telescopio. Basado en las señales correspondientes de este dispositivo, los espejos del telescopio se ajustan automáticamente a intervalos regulares.

Gracias a esta tecnología, los espejos primarios de las cuatro UTs pesan, cada uno, 22 toneladas, miden 8,2 metros de diámetro y, sin embargo, sólo tienen 17 centímetros de espesor, ¡la forma de un panqueque gigante! Cada uno de los espejos reposa sobre 150 soportes controlados por ordenador (los actuadores) instalados en una celda extremadamente rígida que pesa unas 11 toneladas. El sistema de óptica activa del VLT asegura que estos grandes espejos tengan siempre la forma óptima y obtengan excelentes imágenes del universo.

Sistema de óptica activa del VLT
Sistema de óptica activa del VLT.
Crédito: ESO
El prestigioso premio Kavli de Astrofísica del año 2010 fue otorgado a Jerry Nelson, Raymond Wilson y Roger Angel por su contribución al desarrollo de telescopios gigantes.
El prestigioso premio Kavli de Astrofísica del año 2010 fue otorgado a Jerry Nelson, Raymond Wilson y Roger Angel por su contribución al desarrollo de telescopios gigantes. Crédito: ESO. Bacon

Ahora, la técnica de la óptica activa se enfrenta s su próximo gran reto con el espejo primario de 39 metros del Telescopio Extremadamente Grande (ELT, Extremely Large Telescope). El espejo principal del ELT consistirá en 798 segmentos individuales. Cada segmento se puede mover mediante un mecanismo de pistón y corrector de inclinación, haciendo que este mosaico funcione como un único espejo gigante, compensando los efectos de las fluctuaciones provocadas por la temperatura y la gravedad.

Más sobre la óptica activa en este ESOcast: Agudizando la vista - Especial 50 aniversario Episodio #3.

Hitos científicos

Los sistemas de óptica activa instalados en varios telescopios de ESO ayudaron a realizar notables descubrimientos:

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