Observatorio WM Keck - W. M. Keck Observatory

Observatorio WM Keck
KeckTelescopes-hi.png
Las cúpulas del observatorio Keck en lo alto de Mauna Kea
Nombres alternativos Telescopio keck Edita esto en Wikidata
Parte de Observatorios de Mauna Kea Edita esto en Wikidata
Ubicación (es) Waimea , Condado de Hawaii , Hawaii
Coordenadas 19 ° 49′35 ″ N 155 ° 28′28 ″ W / 19.8263 ° N 155.47441 ° W / 19,8263; -155.47441 Coordenadas: 19 ° 49′35 ″ N 155 ° 28′28 ″ W / 19.8263 ° N 155.47441 ° W / 19,8263; -155.47441 Edita esto en Wikidata
Altitud 4.145 m (13.599 pies) Edita esto en Wikidata
Construido Septiembre de 1985–1996 ( Septiembre de 1985–1996 ) Edita esto en Wikidata
Primera luz 24 de noviembre de 1993, 23 de octubre de 1996 Edita esto en Wikidata
Estilo telescopio Observatorio astronómico
telescopio óptico telescopio
reflector Edita esto en Wikidata
Numero de telescopios Edita esto en Wikidata
Diámetro 10 m (32 pies 10 pulgadas) Edita esto en Wikidata
Resolución angular 0,04 segundos de arco, 0,4 segundos de arco Edita esto en Wikidata
Área de recolección 76 m 2 (820 pies cuadrados)Edita esto en Wikidata
Longitud focal 17,5 m (57 pies 5 pulgadas) Edita esto en Wikidata
Montaje monte altazimut Edita esto en Wikidata Edita esto en Wikidata
Recinto Domo esférico Edita esto en Wikidata
Sitio web www .keckobservatory .org Edita esto en Wikidata
El Observatorio WM Keck se encuentra en Hawái
Observatorio WM Keck
Ubicación del Observatorio WM Keck
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El Observatorio WM Keck es un observatorio astronómico de dos telescopios a una altura de 4.145 metros (13.600 pies) cerca de la cima de Mauna Kea en el estado estadounidense de Hawai . Ambos telescopios tienen espejos primarios de apertura de 10 m (33 pies), y cuando se completaron en 1993 (Keck 1) y 1996 (Keck 2) fueron los telescopios astronómicos más grandes del mundo. Actualmente son los 3º y 4º más grandes.

Descripción general

Con un concepto propuesto por primera vez en 1977, los diseñadores de telescopios de la Universidad de California, Berkeley (Terry Mast) y el Laboratorio Lawrence Berkeley ( Jerry Nelson ) habían estado desarrollando la tecnología necesaria para construir un gran telescopio terrestre. Con un diseño en la mano, se inició la búsqueda de la financiación. En 1985, Howard B. Keck de la Fundación WM Keck donó $ 70 millones para financiar la construcción del telescopio Keck I, que comenzó en septiembre de 1985, y la primera luz se produjo el 24 de noviembre de 1990 utilizando nueve de los 36 segmentos eventuales. Con la construcción del primer telescopio muy avanzada, nuevas donaciones permitieron la construcción de un segundo telescopio a partir de 1991. El telescopio Keck I comenzó a realizar observaciones científicas en mayo de 1993, mientras que la primera luz del Keck II ocurrió el 23 de octubre de 1996.

El telescopio Keck II que muestra el espejo primario segmentado
Espejos del Observatorio Keck

El avance clave que permitió la construcción de los telescopios Keck fue el uso de óptica activa para operar segmentos de espejo más pequeños como un solo espejo contiguo. Un espejo de tamaño similar moldeado de una sola pieza de vidrio no podría hacerse lo suficientemente rígido para mantener su forma con precisión; se hundiría microscópicamente bajo su propio peso cuando se girara a diferentes posiciones, provocando aberraciones en la trayectoria óptica. En los telescopios Keck, cada espejo primario está compuesto por 36 segmentos hexagonales que trabajan juntos como una unidad. Cada segmento tiene 1,8 metros de ancho, 7,5 centímetros de grosor y pesa media tonelada. Los espejos se hicieron a partir Zerodur vidrio-cerámica por la empresa alemana Schott AG . En el telescopio, cada segmento se mantiene estable mediante un sistema de óptica activa , que utiliza estructuras de soporte extremadamente rígidas en combinación con tres actuadores debajo de cada segmento. Durante la observación, el sistema de sensores y actuadores controlado por computadora ajusta dinámicamente la posición de cada segmento en relación con sus vecinos, manteniendo una precisión de la forma de la superficie de cuatro nanómetros . A medida que el telescopio se mueve, este ajuste dos veces por segundo contrarresta los efectos de la gravedad y otros efectos ambientales y estructurales que pueden afectar la forma del espejo.

Cada telescopio Keck se asienta sobre una montura altazimutal . La mayoría de los telescopios de clase de 8 a 10 m actuales utilizan diseños de altacimutal debido a sus requisitos estructurales reducidos en comparación con los diseños ecuatoriales más antiguos . El montaje en altacimut proporciona la mayor resistencia y rigidez con la menor cantidad de acero, que, para el Observatorio Keck, asciende a unas 270 toneladas por telescopio, lo que eleva el peso total de cada telescopio a más de 300 toneladas. Dos diseños propuestos para la próxima generación de telescopios de 30 y 40 m utilizan la misma tecnología básica que fue pionera en el Observatorio Keck: una matriz de espejos hexagonales acoplada con un montaje altazimutal.

Cada uno de los dos telescopios tiene un espejo primario de 10 metros (32,8 pies o 394 pulgadas), un poco más pequeño que el Gran Telescopio Canarias . Sin embargo, toda la luz recogida por los espejos primarios de Keck (75,76 m 2 ) se envía al espejo secundario y a los instrumentos, en comparación con el espejo primario de GTC, que tiene un área de captación de luz efectiva de 73,4 m 2 , o 2,36 m 2 ( 25,4 pies cuadrados) menos que cada uno de los espejos primarios Keck. Debido a esta diferencia fundamental de diseño, los telescopios Keck posiblemente siguen siendo los telescopios ópticos / infrarrojos orientables más grandes de la Tierra.

Los telescopios están equipados con un conjunto de cámaras y espectrómetros que permiten observaciones en gran parte del espectro visible e infrarrojo cercano.

Gestión

El Observatorio Keck es administrado por la Asociación de Investigación en Astronomía de California, una organización sin fines de lucro 501 (c) (3) cuya junta directiva incluye representantes de Caltech y la Universidad de California . La construcción de los telescopios fue posible gracias a subvenciones privadas de más de $ 140 millones de la Fundación WM Keck . La Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (NASA) se unió a la asociación en octubre de 1996 cuando Keck II inició las observaciones.

El tiempo del telescopio lo asignan las instituciones asociadas. Caltech, el Sistema de la Universidad de Hawaii y la Universidad de California aceptan propuestas de sus propios investigadores; La NASA acepta propuestas de investigadores con sede en Estados Unidos.

Jerry Nelson , científico del proyecto del Telescopio Keck, contribuyó a proyectos posteriores de múltiples espejos hasta su muerte en junio de 2017. Concibió una de las innovaciones de Keck: una superficie reflectante de múltiples segmentos delgados que actúan como un espejo.

Instrumentos

Primer plano del Observatorio Keck
Capacidades espectroscópicas de los instrumentos del Observatorio Keck a finales de 2019. Los modos de los instrumentos aparecen como cuadros codificados por colores con resolución espectral (poder de resolución) y cobertura de longitud de onda. No se muestran los instrumentos no espectroscópicos (es decir, sólo para la obtención de imágenes).
MOSFIRE
MOSFIRE ( Espectrómetro de objetos múltiples para exploración infrarroja ), un instrumento de tercera generación, fue entregado al Observatorio Keck el 8 de febrero de 2012; La primera luz se obtuvo en el telescopio Kecks I el 4 de abril de 2012. Una cámara de campo amplio espectrógrafo de múltiples objetos para el infrarrojo cercano (0,97 a 2,41 μm), su característica especial es su unidad de hendidura configurable criogénica (CSU) que es reconfigurable por control remoto en menos de seis minutos sin ningún ciclo térmico. Las barras se mueven desde cada lado para formar hasta 46 hendiduras cortas. Cuando se quitan las barras, MOSFIRE se convierte en un generador de imágenes de campo amplio. Fue desarrollado por equipos de la Universidad de California, Los Ángeles ( UCLA ), el Instituto de Tecnología de California ( Caltech ) y la Universidad de California, Santa Cruz , (UCSC). Sus co-investigadores principales son Ian S. McLean ( UCLA ) y Charles C. Steidel (Caltech), y el proyecto fue administrado por el Gerente del Programa de Instrumentos de WMKO, Sean Adkins. MOSFIRE fue financiado en parte por el Programa de Instrumentación del Sistema de Telescopio (TSIP), operado por AURA y financiado por la National Science Foundation; y por una donación privada a WMKO por Gordon y Betty Moore.
DEIMOS
El espectrógrafo multiobjeto de imágenes extragalácticas profundas es capaz de recopilar espectros de 130 galaxias o más en una sola exposición. En el modo "Mega Máscara", DEIMOS puede tomar espectros de más de 1200 objetos a la vez, usando un filtro especial de banda estrecha.
CONTRATOS
El espectrómetro Echelle de alta resolución, el más grande y más complejo mecánicamente de los principales instrumentos del Observatorio Keck, divide la luz entrante en los colores que la componen para medir la intensidad precisa de cada uno de los miles de canales de color. Sus capacidades espectrales han dado como resultado muchos descubrimientos importantes, como la detección de planetas fuera de nuestro sistema solar y evidencia directa de un modelo de la teoría del Big Bang . Este instrumento ha detectado más planetas extrasolares que ningún otro en el mundo. La precisión de la velocidad radial es de hasta un metro por segundo (1,0 m / s). El límite de detección del instrumento en 1 AU es 0,2  M J .
KCWI
El Keck Cosmic Web Imager es un espectrógrafo de campo integral que opera a longitudes de onda entre 350 y 560 nm .
LRIS
El espectrógrafo de imágenes de baja resolución es un instrumento de luz tenue capaz de tomar espectros e imágenes de los objetos conocidos más distantes del universo. El instrumento está equipado con un brazo rojo y un brazo azul para explorar poblaciones estelares de galaxias distantes, núcleos galácticos activos , cúmulos galácticos y cuásares .
LWS
El espectrómetro de longitud de onda larga para el telescopio Keck I es un espectrómetro de rejilla de imágenes que funciona en el rango de longitud de onda de 3 a 25 micrones. Al igual que NIRC, el LWS era un instrumento CASS avanzado y se utilizaba para estudiar objetos cometarios, planetarios y extragalácticos. El LWS ahora está retirado de las observaciones científicas.
NIRC
La cámara de infrarrojos cercanos para el telescopio Keck I es tan sensible que podría detectar el equivalente a una sola llama de vela en la Luna . Esta sensibilidad lo hace ideal para estudios ultraprofundos de formación y evolución galáctica, la búsqueda de protogalaxias e imágenes de entornos de cuásares. Ha proporcionado estudios innovadores del centro galáctico y también se utiliza para estudiar discos protoplanetarios y regiones de formación de estrellas de gran masa . NIRC se retiró de las observaciones científicas en 2010.
NIRC-2
La cámara de infrarrojo cercano de segunda generación funciona con el sistema Keck Adaptive Optics para producir imágenes terrestres y espectroscopias de la más alta resolución en el rango de 1 a 5 micrómetros (µm). Los programas típicos incluyen el mapeo de características de la superficie en los cuerpos del Sistema Solar , la búsqueda de planetas alrededor de otras estrellas y el análisis de la morfología de galaxias remotas.
NIRES
El espectrómetro de infrarrojo cercano Echellette es un espectrógrafo que proporciona una cobertura simultánea de longitudes de onda de 0,94 a 2,45 micrones .
NIRSPEC
El Espectrómetro de Infrarrojo Cercano estudia las radiogalaxias de desplazamiento al rojo muy alto , los movimientos y tipos de estrellas ubicadas cerca del Centro Galáctico , la naturaleza de las enanas marrones , las regiones nucleares de las galaxias polvorientas, los núcleos galácticos activos, la química interestelar , la física estelar y el Sistema Solar. Ciencias.
OSIRIS
El espectrógrafo de imágenes infrarrojas con supresión de OH es un espectrógrafo de infrarrojo cercano para su uso con el sistema de óptica adaptativa Keck I. OSIRIS toma espectros en un pequeño campo de visión para proporcionar una serie de imágenes en diferentes longitudes de onda. El instrumento permite a los astrónomos ignorar las longitudes de onda en las que la atmósfera de la Tierra brilla intensamente debido a la emisión de moléculas de OH ( hidroxilo ), lo que permite la detección de objetos 10 veces más débiles que los disponibles anteriormente. Originalmente instalado en Keck II, en enero de 2012 OSIRIS se trasladó al telescopio Keck 1.
Interferómetro de Keck
El interferómetro permitió que la luz de ambos telescopios Keck se combinara en un interferómetro óptico de infrarrojo cercano de 85 metros (279 pies) de línea base . Esta línea de base larga dio al interferómetro una resolución angular efectiva de 5 milisegundos de arco (mas) a 2,2 µm y 24 mas a 10 µm. Varios instrumentos de fondo permitieron que el interferómetro funcionara en una variedad de modos, operando en el infrarrojo cercano de las bandas H, K y L, además de anular la interferometría . A mediados de 2012, el interferómetro de Keck se suspendió por falta de financiación.

Ambos telescopios del Observatorio Keck están equipados con óptica adaptativa de estrella guía láser , que compensa el desenfoque debido a la turbulencia atmosférica . El primer sistema AO operativo en un telescopio grande, el equipo se ha actualizado constantemente para ampliar la capacidad.

Izquierda : La cumbre de Mauna Kea se considera uno de los sitios de observación astronómica más importantes del mundo. Los telescopios gemelos Keck se encuentran entre los instrumentos ópticos / infrarrojos cercanos más grandes que se utilizan actualmente en todo el mundo.
Medio : El cielo nocturno y el láser del Observatorio Keck para óptica adaptativa. Derecha : Observatorio WM Keck al atardecer

Ver también

Comparación de tamaño de espejos primarios

Referencias

enlaces externos