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Observatorio del Roque de los Muchachos

Telescopios

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DOT
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Imagen del DOT
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DESCRIPCIÓN GENERAL

El telescopio abierto Holandés (DOT), en el Observatorio del Roque de Los Muchachos (ORM) en La Palma, es un telescopio óptico innovador para imagen de alta resolución de la atmósfera solar. Es capaz de producir magníficas películas de la fotosfera y cromosfera gracias a la construcción abierta del telescopio, la excelente ubicación y el restablecimiento de la imagen después de su detección, mediante la sustracción de las perturbaciones de la atmósfera.

Se pueden encontrar ejemplos de imágenes y películas en la Web del DOT: http://www.dot.iac.es

Se ha desarrollado un audiovisual sobre el telescopío en diferentes idiomas: Español, Inglés, Holandés

HISTORIA

La idea de un telescopio completamente abierto fue propuesta por el profesor C. Zwaan del Instituto Astronómico de la Universidad de Utrecht después de analizar datos provenientes de campañas de medidas en varios sitios candidatos a la instalación del telescopio, mostrando medidas con mejores condiciones atmosféricas a una altura entre 10 y 30 metros sobre el caluroso suelo de la superficie.

Poco después, R.H. Hammerschlag comenzó el diseño de una torre y telescopio rígidos que pudieran resistir sacudidas de viento sin sufrir vibraciones, lo cual derivó en el DOT con la ayuda de un pequeño equipo de colaboradores. El DOT fue instalado en el ORM durante 1996-1997 y recibió su primera luz en 1997.

DATOS TÉCNICOS

DOT es un telescopio abierto, ubicado sobre una torre de acero y no dispone del sistema de vacío usado habitualmente para disminuir las turbulencias atmosféricas causadas por la intensa radiación solar que se concentra en el telescopio. En su lugar, DOT usa el viento para ventilar el telescopio y los alrededores. Así, DOT saca partido de las excelentes condiciones que brinda La Palma para las observaciones solares y astronómicas, causando una mínima obstrucción a los vientos laminares que la atraviesan. Estos vientos laminares van acompañados de una baja inversión, manteniendo habitualmente la capa de nubes bajo el borde volcánico, y confinando las turbulencias locales por convección a una fina capa bajo el tope de 15 metros del DOT. Estos vientos soplan a través del telescopio, ventilando además el espejo primario de 45 cm, evitando la aparición de turbulencias internas.

Esta idea evita la necesidad de ventanas de precisión usadas en sistemas evacuados para cerrar el tanque de vacío y abre el camino a telescopios solares de mucho mayor tamaño.

CARACTERÍSTICAS
Torre. Sólo movimientos paralelos de la plataforma, sin cabeceos, altura de 15 m.
Cubierta. Desmontable, forma de concha, diámetro de 7 metros.
Telescopio. Montura ecuatorial bifurcada, peso de 16 toneladas.
Espejo primario. Diámetro de 45 cm.
Longitud focal efectiva. 19,75 metros.
Campo de vista. 92 x 73 seg de arco, 0,071 arcsec/px.

RESULTADOS RELEVANTES

Las imágenes en líneas espectrales seleccionadas en el espectro solar permiten muestreos simultáneos de fenómenos solares, ya que la profundidad a la que uno puede mirar en la atmósfera solar depende fuertemente del color. Las cuatro imágenes que aparecen bajo estas líneas muestran un mosaico de imágenes del DOT tomadas el 29 de Septiembre de 2004, mostrando tres cortes de una mancha solar del tamaño de la Tierra (insertada en la imagen) a diferentes profundidades.

La banda G (primera imagen) muestra la superficie solar fotosférica cubierta por granulación convectiva y pequeños y brillantes elementos de campo magnético entre ellas. (Nota: ver la región ampliada de la primera imagen). La mancha solar tiene una umbra oscura que contiene pequeños puntos umbrales brillantes rodeados por una penumbra filamentosa. La línea fuerte de Ca II H (segunda imagen) hace un muestreo de la baja cromosfera, unos pocos de cientos de kilómetros más arriba. A esa altura, la granulación aparece invertida y los elementos magnéticos aparecen considerablemente brillantes. La línea Halpha (tercera imagen) muestra filamentos en la alta cromosfera, que se sitúa a unos pocos de miles de kilómetros de altura y son obviamente controlados por los campos magnéticos. Éstos ponen de manifiesto que muchas líneas de campo se originan en las machas solares y en los elementos magnéticos intergranulares, y se elevan a grandes distancias sobre la superficie solar hasta curvarse y volver a conectarse a la superficie. Algunas veces se generan fulguraciones que se visualizan como oscuros filamentos en el disco solar.

INSTRUMENTOS

El telescopio está equipado con un sistema de imágenes de multi-longitud de onda que trabaja en las líneas Ca II H (396,8 nm), banda-G (430,5 nm), continuo azul (432 nm), Ba II (455,4 nm), continuo rojo (654 nm) y H-alpha (656,3 nm).

Los datos estándares consisten en secuencias de imágenes tomadas simultáneamente en estas longitudes de onda con los mismo campos e idénticas cámaras durante 8 horas con una cadencia de muestreo de 20-30 s. El campo cubre hasta 90x70 segundos de arco. Después de la observación, se reconstruyen todos lo datos mediante el uso del método de la 'motita', que sustrae todas las perturbaciones atmosféricas remanentes en la imagen. La cantidad total de datos recopilados cada día asciende a 1.6 Terabytes, procesados cada noche. La resolución se aproxima al limite teórico de difracción (0,2 segundos de arco a 430 nm) incluso con seeing bastante desfavorable y es uniforme en todo el campo.

FUTURO

DOT es capaz de soportar espejos primarios mucho mayores que los 45 cm de ahora, por lo que se está realizando un estudio de diseño detallado para equipar a DOT con un espejo primario tres veces mayor que el actual, aumentando la resolución hasta 0,07 segundos de arco (50 km sobre la superficie solar). Esto mantendrá a DOT junto con su sistema de imágenes multi-longitud de onda en las fronteras de la física solar durante la próxima era.

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