Observatorio WM Keck

Observatorio WM Keck

Las cúpulas del observatorio Keck en la cima de Mauna Kea
Nombres alternativos	Telescopio Keck
Parte de	Observatorios de Mauna Kea
Ubicación(es)	Hawai
Coordenadas	19°49′35″N 155°28′28″O / 19.8263, -155.47441
Altitud	4.145 m (13.599 pies)
Primera luz	24 de noviembre de 1990 , 23 de octubre de 1996 ( 24 de noviembre de 1990 ) ( 23 de octubre de 1996 )
Estilo telescopio	telescopio reflector del observatorio astronómico
Número de telescopios	2
Diámetro	10 m (32 pies 10 pulgadas)
Resolución angular	0,04 segundos de arco, 0,4 segundos de arco
Área de recolección	76 m2 ( 820 pies cuadrados)
Longitud focal	17,5 m (57 pies 5 pulgadas)
Recinto	cúpula esférica
Sitio web	Observatorio Keck
Ubicación del Observatorio WM Keck
Medios relacionados en Commons
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El Observatorio WM Keck es un observatorio astronómico con dos telescopios situados a una altitud de 4.145 metros (13.600 pies) cerca de la cumbre de Mauna Kea , en el estado de Hawái (Estados Unidos ). Ambos telescopios tienen espejos primarios de 10 m (33 pies) de apertura y, cuando se completaron en 1993 (Keck I) y 1996 (Keck II), eran los telescopios reflectores ópticos más grandes del mundo. Han sido el tercero y el cuarto más grandes desde 2006.

Con un concepto propuesto por primera vez en 1977, los diseñadores de telescopios Terry Mast, de la Universidad de California, Berkeley , y Jerry Nelson, del Laboratorio Lawrence Berkeley, habían estado desarrollando la tecnología necesaria para construir un gran telescopio terrestre. ^[1] En 1985, Howard B. Keck, de la Fundación WM Keck, donó 70 millones de dólares para financiar la construcción del telescopio Keck I, que comenzó en septiembre de 1985. La primera luz se produjo el 24 de noviembre de 1990, utilizando 9 de los 36 segmentos finales. Cuando la construcción del primer telescopio estaba muy avanzada, otras donaciones permitieron la construcción de un segundo telescopio a partir de 1991. El telescopio Keck I comenzó las observaciones científicas en mayo de 1993, mientras que la primera luz del Keck II se produjo el 27 de abril de 1996.

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 espejo único y contiguo. Un espejo de tamaño similar fundido de una sola pieza de vidrio no podía hacerse lo suficientemente rígido como para mantener su forma con precisión; se combaría microscópicamente bajo su propio peso al girarse a diferentes posiciones, lo que causaría aberraciones en el camino óptico. En los telescopios Keck, cada espejo primario está hecho de 36 segmentos hexagonales que funcionan juntos como una unidad. Cada segmento tiene 1,8 metros de ancho y 7,5 centímetros de grosor y pesa media tonelada. ^[2] Los espejos fueron fabricados en Lexington, Massachusetts por Itek Optical Systems a partir de vitrocerámica Zerodur de la empresa alemana Schott AG . ^{[3] [4]} 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 forma de 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 actuales de 8 a 10 m utilizan diseños altazimutales por sus requisitos estructurales reducidos en comparación con los diseños ecuatoriales más antiguos . La montura altazimutal proporciona la mayor resistencia y rigidez con la menor cantidad de acero, lo que, para el Observatorio Keck, suma un total de aproximadamente 270 toneladas por telescopio, lo que eleva el peso total de cada telescopio a más de 300 toneladas. Dos diseños propuestos para los telescopios de 30 y 40 m de próxima generación utilizan la misma tecnología básica iniciada en el Observatorio Keck: un conjunto de espejos hexagonales acoplado a una montura altazimutal.

Cada uno de los dos telescopios tiene un espejo primario con un diámetro equivalente a 10 metros (32,8 pies o 394 pulgadas), ligeramente más pequeño que el Gran Telescopio Canarias cuyo espejo primario tiene un diámetro equivalente a 10,4 metros.

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

El Observatorio Keck está gestionado por la Asociación de California para la Investigación en Astronomía, una organización sin ánimo 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 dólares de la Fundación WM Keck . La Administración Nacional de la Aeronáutica y del Espacio (NASA) se unió a la asociación en octubre de 1996, cuando el Keck II comenzó a realizar observaciones.

El tiempo de uso del telescopio lo asignan las instituciones asociadas. Caltech, el Sistema Universitario de Hawái y la Universidad de California aceptan propuestas de sus propios investigadores; la NASA acepta propuestas de investigadores radicados en los 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 los Keck, una superficie reflectante de múltiples segmentos delgados que actúan como un solo espejo. ^[5]

MOSFET

MOSFIRE ( Multi-Object Spectrometer for Infra-Red Exploration ), ^[6] 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. Un espectrógrafo multiobjeto de campo amplio para el infrarrojo cercano (0,97 a 2,41 μm), su característica especial es su unidad de rendija configurable criogénica (CSU) que se puede reconfigurar por control remoto en menos de seis minutos sin ningún ciclo térmico. Las barras se mueven desde cada lado para formar hasta 46 rendijas cortas. Cuando se eliminan las barras, MOSFIRE se convierte en un generador de imágenes de campo amplio. Fue desarrollado por equipos de la Universidad de California en Los Ángeles ( UCLA ), el Instituto de Tecnología de California ( Caltech ) y la Universidad de California en 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 Fundación Nacional de Ciencias; y por una donación privada a WMKO por parte de Gordon y Betty Moore. ^[7]

DEIMOS

El espectrógrafo multiobjeto para imágenes extragalácticas profundas es capaz de captar espectros de 130 galaxias o más en una sola exposición. En el modo "Mega Mask", DEIMOS puede captar espectros de más de 1200 objetos a la vez, utilizando un filtro especial de banda estrecha.

CONTRATACIONES

El Espectrómetro Echelle de Alta Resolución, el instrumento principal más grande y mecánicamente complejo del Observatorio Keck, descompone la luz entrante en sus colores componentes para medir la intensidad precisa de cada uno de los miles de canales de color. Sus capacidades espectrales han dado lugar a muchos descubrimientos revolucionarios, como la detección de planetas fuera de nuestro sistema solar y evidencia directa de un modelo de la teoría del Big Bang . La precisión de la velocidad radial es de hasta un metro por segundo (1,0 m/s). ^[8] El límite de detección del instrumento a 1 UA es de 0,2 M  J. _[ ^9]

KCWI

El Keck Cosmic Web Imager es un espectrógrafo de campo integral que opera en longitudes de onda entre 350 y 560 nm .

Sistema de información de línea de investigación (LRIS)

El espectrógrafo de imágenes de baja resolución es un instrumento capaz de captar imágenes y espectros de luz tenue de los objetos más distantes conocidos en el 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 del telescopio Keck I es un espectrómetro de imágenes con rejilla que funciona en el rango de longitud de onda de 3 a 25 micrones. Al igual que el NIRC, el LWS era un instrumento CASS avanzado y se utilizaba para estudiar objetos cometarios, planetarios y extragalácticos. El LWS ya no se utiliza en observaciones científicas.

NIRC

La cámara de infrarrojo cercano del telescopio Keck I es tan sensible que podría detectar el equivalente a la llama de una vela en la Luna . Esta sensibilidad la hace ideal para estudios ultraprofundos de la 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 estelar de gran masa . El NIRC se retiró de las observaciones científicas en 2010.

NIRC-2

La cámara de infrarrojo cercano de segunda generación funciona con el sistema de óptica adaptativa Keck para producir imágenes terrestres de máxima resolución y espectroscopia en el rango de 1 a 5 micrómetros (μm). Los programas típicos incluyen el mapeo de las características de la superficie de 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 Echellette de infrarrojo cercano es un espectrógrafo que proporciona cobertura simultánea de longitudes de onda de 0,94 a 2,45 micrones .

ESPECIFICACIÓN NIR

El espectrómetro de infrarrojo cercano estudia las radiogalaxias de corrimiento 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 con brotes de formación estelar, los núcleos galácticos activos, la química interestelar , la física estelar y la ciencia del sistema solar.

Osiris

El espectrógrafo de imágenes infrarrojas con supresión de OH es un espectrógrafo de infrarrojo cercano que se utiliza 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 las emisiones de moléculas de OH ( hidroxilo ), lo que permite la detección de objetos 10 veces más débiles que los disponibles anteriormente. Originalmente instalado en el Keck II, en enero de 2012 OSIRIS se trasladó al telescopio Keck I.

Interferómetro Keck

El interferómetro permitió combinar la luz de ambos telescopios Keck en un interferómetro óptico de infrarrojo cercano de línea base de 85 metros (279 pies) . Esta larga línea base le 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 back-end permitieron que el interferómetro operara en una variedad de modos, operando en infrarrojo cercano de banda H, K y L, así como en interferometría de anulación . A mediados de 2012, el interferómetro Keck ha sido descontinuado por falta de financiación.

Ambos telescopios del Observatorio Keck están equipados con óptica adaptativa con estrella guía láser , que compensa la distorsión causada por la turbulencia atmosférica . El equipo es el primer sistema de óptica adaptativa operativo en un gran telescopio y se ha actualizado constantemente para ampliar su capacidad.

• Barry Parker, Stairway to the Stars: The Story of the World's Largest Observatory , Plenum Press, Nueva York y Londres, 1994, ISBN 0-306-44763-0 - contiene material extenso sobre la construcción del Keck I 

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• Observatorio WM Keck (sitio oficial)
• Observatorios de Mauna Kea (sitio oficial)
• Archivo del Observatorio Keck (KOA)
• Laboratorio Lawrence Berkeley, revolución en el diseño de telescopios Archivado el 22 de diciembre de 2017 en Wayback Machine .
• Fotografías de los telescopios Keck y otros observatorios de Mauna Kea de "A Gentle Rain of Starlight: The Story of Astronomy on Mauna Kea" de Michael J. West. ISBN 0-931548-99-3 .