Astronomía | Telescopio Joan Oró
Telescopio Joan Oró
El Telescopio Joan Oró está gestionado por el IEEC y es actualmente el mayor de Catalunya.
Tiene un espejo primario de 0,8 metros de diámetro y un sistema óptico F/9,6 de configuración Ritchey-Chrétien. El Telescopio Joan Oró (TJO) fue construido por Optical Mechanics Inc. (OMI) y está equipado con una cúpula automática de 6,15 metros fabricada por Baader Planetarium GmbH.
El telescopio recibe su nombre en honor al bioquímico Joan Oró i Florensa, nacido en Lleida, una de las personas más destacadas en el estudio sobre el origen de la vida. En plena época franquista, Joan Oró emigró de su Lleida natal a Estados Unidos para trabajar en la investigación sobre las teorías de Darwin y responder a preguntas fundamentales: quiénes somos y de dónde venimos. Trabajó en la NASA y participó en la llegada del primer hombre a la Luna y en las exploraciones del planeta Marte. A su regreso a Catalunya, durante los años 1990, Joan Oró y la fundación que lleva su nombre fueron los principales ideólogos del proyecto para construir un observatorio astronómico en el Montsec.
Telescopio Joan Oró
Investigación
El TJO es un telescopio astronómico multipropósito y, como tal, realiza una gran variedad de observaciones relacionadas con diferentes casos científicos. Dado su tamaño, la principal aplicación del TJO son las observaciones astronómicas de dominio temporal, donde la alta cadencia o la continuidad sean requisitos.
Su principal ventaja es la flexibilidad de los modos de operación, permitiendo el monitoreo de objetos durante largos períodos de tiempo, así como la rápida capacidad de reacción, potencialmente de menos de un minuto.
Dadas estas características, los casos científicos del TJO incluyen:
- Búsqueda de exoplanetas (seguimiento de planetas conocidos con tránsitos o búsquedas seleccionadas de objetos individuales).
- Binarias eclipsantes (para entender la estructura y características de las estrellas).
- Variables pulsantes (para estudiar los interiores estelares).
- Estrellas variables evolucionadas (gigantes y supergigantes).
- Actividad estelar (para comprender el sistema de dínamo magnético y caracterizar el comportamiento de los fenómenos de actividad).
- Variabilidad de núcleos galácticos activos (relacionados con fenómenos de acreción y eyección de materia).
- Objetos del Sistema Solar (seguimiento de asteroides, NEOs o cometas).
- Supernovas (con la capacidad de observarlas desde los primeros momentos).
- Binarias de rayos X (variabilidad rotacional, fenómenos de acreción y curvas de velocidad radial).
- Novas (pudiendo conseguir datos desde el inicio).
- Contrapartidas ópticas de explosiones de rayos gamma (GRBs).
- Cualquier fenómeno astronómico transitorio en general.
Los citados casos científicos requieren de una flexibilidad considerable en la planificación de las noches, que permita al sistema reaccionar rápidamente a las alertas de observaciones de GRBs, supernovas, u otros fenómenos similares. La participación en redes de telescopios robóticos implica la capacidad de realizar observaciones continuas. De forma similar, el TJO puede ser utilizado como instrumento de apoyo por misiones espaciales u otros telescopios terrestres que requieran medidas astrométricas o fotométricas. El TJO ofrece tiempo abierto a la comunidad astronómica a través de propuestas competitivas revisadas por un comité de asignación de tiempo.
Telescopio Joan Oró
Instrumentación
El TJO está equipado con dos instrumentos: una cámara de imagen (LAIA) y un espectrógrafo de resolución media (ARES), descritos a continuación. También dispone de una segunda cámara de imagen (MEIA2) como cámara de sustitución.
LAIA
El instrumento LAIA (Large Area Imager for Astronomy) es la cámara de imagen óptica del TJO, operativa desde diciembre de 2018. Consiste en dos componentes: la cámara CCD y la rueda de filtros.
Cámara CCD
La cámara CCD es una Andor iKon XL con un sensor 4k×4k retroiluminado:
Modelo: CCD230-84
Fabricante del sensor: e2v
Tipo de sensor: back-illuminated
Recubrimiento: BV
Número de píxeles: 4096 × 4096
Tamaño del píxel: 15 × 15 um (0.4 x 0.4 arcsec en el TJO)
Campo de visión sin viñeteo en el TJO: 30 arcmin
Medida del sensor: 61,4 x 61,4 mm
Eficiencia cuántica: >90% des de 500 a 650 nm; >50% en todo el rango de 400 a 850 nm
Temperatura de trabajo típica: -50ºC
Corriente oscura: <0,01 e-/pixel/sec a -50ºC
Ruido de lectura: <9e- RMS a 1 MHz
Canales de lectura: 4
No-linealidad: <1%
Tiempo de lectura: 8 segundos
Rueda de filtros
La rueda de filtros se encuentra físicamente acoplada al telescopio, detrás del soporte del espejo primario. Puede alojar hasta 12 filtros de 3 pulgadas que se ubican en el eje óptico del telescopio mediante la rueda de filtros rotatoria. Actualmente, hay instalados 5 filtros fotométricos Johnson-Cousins (fabricados por Custom Scientific): U, B, V, Rc e Ic; 4 filtros fotométricos de Sloan Digital Sky Survey (fabricados por Asahi Spectra): g, r, i y z: y un filtro H-alfa (Asahi Spectra).
Viñeteo
LAIA está diseñado para cubrir el campo entero del plano focal del TJO. Con sus 4096 × 4096 píxeles, LAIA puede cubrir un campo de 27,3 × 27,3 minutos de arco. Por otra parte, el plano focal cubre un campo circular de 30 minutos de arco. Esto causa que los extremos de las imágenes de LAIA estén viñeteados. Adicionalmente, el espejo pick-off de ARES también se aprecia en el campo de visión de LAIA con un viñeteo en el extremo norte del campo. Como resultado, las imágenes de LAIA serán similares a la mostrada en esta sección.
El sistema de control del TJO está diseñado para ejecutar periódicamente la adquisición de imágenes de calibración, incluyendo bias, darks y flats:
Bias: Se toman habitualmente en múltiplos de 5 antes del inicio y al final de cada noche. Se entregan a los observadores un mínimo de 10 imágenes bias.
Darks: Se obtienen justo antes o después de las imágenes bias. El tiempo de exposición de las imágenes dark corresponderá al máximo tiempo de exposición de las imágenes de ciencia de la noche.
Flats de cielo: Se toman de forma rutinaria al inicio y final de la noche con las condiciones de iluminación del cielo adecuadas. Cuando las condiciones del cielo no lo permiten, se proporcionan a los observadores las imágenes flats más recientes disponibles.
ARES
El instrumento ARES (Astronomical mid-REsolution Spectrograph) es un espectrógrafo de fibras instalado en una sala dedicada en la planta baja del edificio del TJO. ARES permite la observación de estrellas brillantes con una resolución R=12000 en dos ventanas espectrales centradas en 512 y 656 nanómetros.
ARES está diseñado por Fractal SLNE. Permite realizar espectroscopia de resolución media con las siguientes características:
Magnitud límite: S/N=10 para V=13 mag en una hora de exposición
Transmisividad global: >10%
Resolución espectral: R=12000
Dos ventanas espectrales: verde (entre 405 y 530 nanómetros), roja (entre 630 y 673 nanómetros)
Para conseguir una alta transmisividad global (> 10 %) se utilizan dos telescopios (fabricados por Takahashi) y dos VPHs en configuración Littrow.
VPHs
El sistema de dispersión del espectrógrafo ARES se compone de dos VPHs desarrolladas por Wasatch Photonics, proporcionando las dos ventanas espectrales y manteniendo una alta transmisividad. Ambas VPH se encuentran montadas en un carril, preparado para alojar 3, que permite un cambio rápido entre ellas.
Cámara CCD
Tipo de sensor: BV- retroiluminado, optimizado para VIS
Número de píxeles: 2048 × 512
Tamaño de los píxeles: 13,5 × 13,5 micrómetros
Medida del sensor: 26,7 × 6,9 milímetros
Mínima temperatura de trabajo: -100ºC
Ruido de lectura: 2,8 e-
Corriente oscura: 0,0002 e-/pixel/s
Linealidad: mejor que el 99%
Espectros con calibración simultánea
ARES está equipado con tres fibras, proporcionando 3 espectros simultáneos en cada exposición. Una de las fibras se encuentra centrada en el objeto de tipo estelar de interés, otra sirve para obtener el espectro del fondo de cielo, y la tercera, posicionada entre las otras dos, puede utilizarse tanto para obtener flats de una lámpara de calibración como para obtener arcos de calibración en longitud de onda. El observador puede elegir qué tipo de espectro de calibración se insertará en la imagen a la hora de definir la configuración de las observaciones.
Debajo se muestran dos ejemplos, uno de ellos mostrando las dos fibras de cielo iluminadas, y el otro con una estrella centrada en una fibra de cielo y un arco de calibración simultáneo.
Procedimiento de calibración estándar
Además de la calibración del espectro obtenido de forma simultánea en las imágenes, el sistema del control del TJO está diseñado para obtener de forma periódica las imágenes de calibración, incluyendo bias, darks y flats espectroscópicos:
Bias: Se toman habitualmente en múltiplos de 5 antes del inicio y al final de cada noche. Se entregan a los observadores un mínimo de 10 imágenes de este tipo.
Darks: Se obtienen justo antes o después de las imágenes bias. El tiempo de exposición de las imágenes dark corresponderá al máximo tiempo de exposición de las imágenes de ciencia de la noche.
Flats espectroscópicos: La estrategia de calibración óptima para ARES se encuentra todavía en evaluación. El objetivo principal de los flats espectrocópicos es trazar la posición del espectro y corregir la respuesta intra-pixel. Por eso, se pueden estudiar 4 opciones: iluminación directa de la CCD, flats de cúpula, iluminación de las fibras con LEDs, y estrellas estándar. La solución que proporcione el resultado óptimo se utilizará para las imágenes de espectros entregadas a los observadores.