N. 1-1999

SUMARIO

TELESCOPIOS DE ESPEJO LÍQUIDO PARA ESTUDIOS COSMOLÓGICOS

Desde el punto de vista observacional, podemos decir que la Astronomía se divide en dos ámbitos. Por un lado está la Astronomía de Detalle, que trata de obtener la mayor cantidad posible de información de un número determinado de objetos "típicos". Por otro, la Astronomía Estadística observa un gran número de objetos para luego tratar de inferir leyes estadísticas partiendo de muestras amplias. La Astronomía de Detalle puede realizarse a pequeña escala temporal, mientras que la Astronomía Estadística suele requerir gran cantidad de tiempo de observación en un telescopio. Desde una perspectiva histórica, los observatorios más importantes han fomentado siempre la Astronomía de Detalle, por razones que tienen muy poco que ver con la ciencia y mucho con el número de noches disponibles con relación al número de solicitudes. Para resolver este problema, investigadores franco-canadienses trabajan desde los años 80 en la construcción de telescopios de espejo líquido (LMT, siglas de Liquid Mirror Telescopes) que, en proyectos específicos, han demostrado ser de gran interés para la Astronomía. Rémi Cabanac, del Instituto de Astrofísica de París (Francia) e involucrado en proyectos de construcción de LMT, pronunció en el IAC una conferencia en la que presentó los proyectos actuales para la construcción de este tipo de telescopios. A continuación presentamos una adaptación ampliada del contenido de esa conferencia.

Desde hace al menos dos siglos se sabe que la superficie de un líquido sometido a un movimiento de giro adopta la forma de una parábola. Pronto se vio que, si el líquido tiene una elevada reflectividad, se puede fabricar con él un espejo perfecto para un telescopio. Los principios que subyacen a la idea de los Telescopios de Espejo Líquido (LMT) se remontan a los Principia de Newton, quien ya en el siglo XVII sugirió este resultado. La primera mención conocida de un espejo líquido parabólico fue hecha por el italiano E. Capocci en torno a 1850, aunque el primer intento documentado data de 1872, cuando Skey construyó un espejo líquido de 35 cm de diámetro. Más tarde, alrededor de 1910, Wood, físico óptico, construyó un prototipo de 51 cm y fue incluso capaz de obtener fotografías de trazos estelares.

A principios del siglo XX era muy poca la información que podía extraerse de los trazos fotográficos de una estrella. Por otro lado, el hecho de que los LMT sean instrumentos estrictamente cenitales, es decir, no puedan someterse a oscilaciones, significa que con ellos no se puede realizar el seguimiento de un objeto, lo que los relegó al olvido durante varias décadas después de los prototipos aparecidos a principios de siglo.

Los ordenadores y la aparición en escena de los detectores CCD en la década de los 80 cambiaron la situación, pues los astrónomos disponían ya de detectores muy sensibles y de sistemas electrónicos de seguimiento de los objetos. Ermanno F. Borra, de la Universidad Laval (Canadá), en los años 80, y Paul Hickson, de la Universidad de British Columbia (Canadá), en los 90, desarrollaron una tecnología capaz de ofrecer a bajo coste una gran superficie colectora para realizar estudios estadísticos: los telescopios de espejo líquido, denominados por sus siglas en inglés LMT.

E. Borra fue el pionero de los LMT modernos con la construcción en el laboratorio de prototipos al límite de difracción de 50 cm y 1,5 m. Más tarde se construyó el primer espejo líquido para uso astronómico, fruto de la colaboración entre la Universidad Laval y la Universidad de la Columbia Británica, ambas canadienses. El LMT resultante, de 2,7 m de diámetro, recogió gran cantidad de información. Después se construyó otro telescopio de 3 m para la detección de basura espacial en Arizona, el Orbital Debris Observatory de la NASA, que sigue en funcionamiento. Los proyectos más recientes son un telescopio de espejo líquido de 4 m dedicado a lentes gravitatorias y a la búsqueda de supernovas, que está construyendo actualmente un consorcio internacional formado por Bélgica, Chile, Reino Unido y Canadá, y otro de 6 m para el estudio de galaxias, un proyecto franco-canadiense que verá la primera luz en 1999.

Cómo funciona

Un telescopio de espejo líquido tiene tres componentes básicos: la montura junto con el sistema de giro, el recipiente con el metal líquido reflectante y la parte superior con la instrumentación (CCD, corrector de óptica y sistema de enfoque).

El funcionamiento es el siguiente: se vierte el metal reflectante en el recipiente (se utiliza mercurio, aunque se están estudiando aleaciones eutécticas de indio-galio), se hace girar el recipiente a una velocidad constante (es necesaria una precisión de 10-6 en la frecuencia de rotación) y se espera hasta que la superficie se estabilice (unas dos horas hasta que la superficie alcanza una configuración estable). Se puede entonces observar con un CCD que se lee a velocidad sidérea. Es decir, el tiempo de integración es equivalente al tiempo de cruce de los objetos a través del CCD (normalmente de 1 a 2 minutos, dependiendo del área). Los datos pueden guardarse en un disco para analizarlos posteriormente.

Los únicos dispositivos giratorios compatibles actualmente con las aplicaciones astronómicas son los inyectores de aire a alta presión. Desgraciadamente, estos dispositivos no pueden sostener estructuras de gran tamaño, con lo que hay que diseñar el recipiente teniendo en cuenta que su peso debe ser limitado, en particular se trata de limitar la cantidad de metal reflectante que vaya a emplearse en la fabricación del espejo. Esa es la razón por la que el recipiente se construye con forma parabólica y sólo se emplean capas muy finas de mercurio (de 1 a 2 mm).

El diseño del corrector óptico requiere también una atención especial. La observación en modo de integración introduce distorsiones en todas las latitudes excepto en el plano ecuatorial. El corrector óptico debe tener en cuenta todas las fuentes posibles de distorsión.

Imagen de la Nebulosa de la Lira (M57) obtenida con telescopio de espejo líquido desde el Observatorio de las Universidades de la Columbia Británica y de Laval (Canadá) por R. Cabanac y P. Hickson.

Ventajas y limitaciones

Los LMT ofrecen a los astrónomos una serie de ventajas frente a otro tipo de telescopios:

- Son muy rentables en su relación coste-rendimiento: el presupuesto del LMT de 6 m es de 400.000 dólares, incluyendo toda la estructura (edificio y telescopio), comparado con el coste de los telescopios gemelos GEMINI, de 8 m, considerados como el proyecto más rentable, que es de 150 millones de dólares.

- Tienen un gran potencial como grandes telescopios: el diámetro de los LMT no tiene ningún límite teórico inferior a los 15 m.

- Son fáciles de usar y proporcionan una gran calidad de imagen.

Estas características hacen que los telescopios de espejo líquido sean candidatos excelentes para proyectos que requieran gran cantidad de datos, como estudios de variabilidad o registros de galaxias.

La principal limitación de los LMT se debe al hecho de que son estrictamente cenitales, lo que tiene dos consecuencias: primero, su campo de visión total a una latitud dada es la banda definida por el ancho de su detector multiplicado por 360 grados, el giro de la Tierra; segundo, el tiempo de integración es del orden de 2 minutos por imagen por noche, lo que es muchísimo menor que lo que un telescopio convencional puede abarcar. El tiempo de tránsito de cualquier objeto por el detector es extremadamente corto, en comparación con el tiempo de seguimiento y observación de un objeto dado que permiten los grandes telescopios convencionales. Esta dificultad hace que los LMT no sean adecuados para la observación de objetos débiles. Existen diseños de correctores fuera de eje, pero su construcción es todavía muy costosa. Las dos formas de profundizar en una configuración de este tipo consisten en ir sumando imágenes de una noche a otra o construir telescopios de gran tamaño, algo que está ya en marcha con el proyecto canadiense LZT para la construcción de un gran telescopio cenital de 6 m de diámetro. Por otra parte, un gran riesgo que presentan estos telescopios es el metal líquido que emplean como reflectante, el mercurio, altamente contaminante.

Aplicaciones de los LMT: el LZT

Si bien sería posible realizar espectroscopía de alta resolución con telescopios de espejo líquido de gran tamaño, la opción más evidente para la tecnología actual (4-6 m) es la espectrofotometría realizada a través de un conjunto de filtros de banda estrecha. La espectrofotometría tiene la ventaja de proporcionar información espectral además de morfológica.

Esquema de la estructura de un telescopio de espejo líquido.

Paul Hickson está construyendo cerca de Vancouver (Canadá) el Large Zenit Telescope Survey (LZT) empleando un telescopio de espejo líquido de 6 m. Está equipado con un CCD de 2000x2000 y con un conjunto de 40 filtros de banda estrecha que van de 4.000 A a 1.000 A por saltos logarítmicos de 150 a 300 A. El filtro R de banda ancha detectará objetos hasta magnitud 24 y el R de banda estrecha hasta aproximadamente magnitud 23,5. Las simulaciones indican que deberían recogerse un millón de galaxias con corrimiento al rojo de hasta z~2, junto con 104 cuásares y 105 estrellas de nuestra galaxia. Se trata del estudio espectrofotométrico más profundo que se haya planeado nunca.

La estrategia consiste en observar cada noche a través de un filtro distinto y reconstruir los espectros a posteriori. Las observaciones realizadas en el pasado con un telescopio de espejo líquido de 2,7 m demuestran que la técnica es factible (Cabanac, 1998). Dado que la mayor parte de la información espectral se contiene en la emisión del continuo de los objetos, una resolución de 40 es muy eficaz a la hora de extraer los corrimientos al rojo, los tipos espectrales de las galaxias y, en algunos casos extremos, las líneas de emisión. La base de datos del LZT supondrá una oportunidad única para el estudio de los efectos evolutivos de la función de luminosidad de la galaxia en función de los tipos espectrales, la evolución de los tipos espectrales en función del corrimiento al rojo, etc. La estructura del Universo a gran escala y la estructura de la Vía Láctea (disco, halo, materia oscura, enanas blancas) son otros de los campos en que los LMT pueden resultar de gran utilidad a la Astronomía.

Conclusión

Los telescopios de espejo líquido desafían a los de espejo de vidrio en proyectos específicos, para los que constituyen una alternativa. Su amplia superficie colectora y su bajo coste hacen que sean adecuados para la mayoría de los proyectos en el ámbito de la Astronomía Estadística. El proyecto de telescopio de espejo líquido previsto para un futuro próximo es el LZT, del que ya hemos hablado. Más a largo plazo se prevé la construcción de una batería de 18 telescopios de 10 m, proyecto encabezado por Lancetta y Hickson y equipado con óptica adaptativa e interferómetro infrarrojo.