Presentación de la Camara Schmidt Filec 2008.

OANTON
El Observatorio Astrofísico Nacional de
Tonantzintla, OANTON fue inaugurado el 17
de Febrero de 1942 por el Prof. Luis Enrique
Erro Soler, quien fue el fundador y primer
director.
Prof. Luis Enrique Erro Soler.
Selección del lugar
• La instalación del novedoso observatorio fue
apoyada por el Presidente de la República,
Manuel Ávila Camacho y dados sus orígenes
decidió que se instalara en el territorio
Poblano, apoyando totalmente el proyecto,
siendo Tonantzintla el lugar más idóneo por
poseer algunas de las características para
ser instalado un Instrumento Astronómico de
primer nivel y debido a su situación
geográfica, fue el primer observatorio
importante situado en una latitud que puede
captar regiones celestes mas hacia el Sur.
LA CÁMARA SCHMIDT
DE TONANTZINTLA
•
Con éste moderno Instrumento Astronómico a principios de la
década de los 40`s, se abrieron las puertas a la Astronomía
Moderna en México a pesar de coincidir con la Segunda Guerra
Mundial.
Pioneros
del
Observatorio Astrofísico Nacional de
Tonantzintla
• Con la Cámara Schmidt se ha fotografiado diversos
parajes cósmicos y objetos celestes pertenecientes
a la Vía Láctea como objetos nebulares, cúmulos
abiertos, cúmulos globulares, estrellas dobles y
múltiples, cometas y fenómenos como eclipses de
Luna. También han sido captados objetos
extragalácticos, como galaxias, objetos
cuasiestelares, galaxias en interacción, cúmulos de
galaxias, entre otros.
• Se han obtenido mas de 15,000 placas astronómicas
en un período de más de 50 años.
• La forma de obtener una placa fotográfica era
después de haber colocado una placa virgen en el
porta placas en total oscuridad en el laboratorio
fotográfico, se introducía en el interior de la Cámara
Schmidt, en una cavidad localizada en un centro de
obstrucción central a la mitad del Instrumento
Astronómico.
Porta placas
Obstrucción central
Cambios en la Cámara Schmidt.
• La Cámara Schmidt estuvo situada en la cima del
pequeño cerro en Tonantzintla durante 20 años,
considerado un centro ceremonial prehispánico y a
inicios de la década de los 60`s, fue reinstalada en
un edificio a escasos 80 metros en dirección Sur de
su primer edificio.
• Se hicieron algunos cambios: La montura ecuatorial,
por una de horquilla, los círculos horarios por
motores de paso y una consola de relojería más
precisa, de tecnología electrónica híbrida.
• El sistema óptico por ser la parte fundamental, ha
sido siempre el mismo.
Reubicación de la Cámara
Schmidt.
Una vez reinstalada
la Cámara Schmidt,
se pudieron hacer
observaciones
astronómicas mas
al Sur, reafirmando
la ventaja que
tenia de ser el
primer Instrumento
Astronómico
situado en una
latitud privilegiada.
Descubrimientos más
Importantes:
• Entre los descubrimientos más importantes
figuran en primer plano, los denominados
Objetos H-H, descubiertos por el Dr.
Guillermo Haro Barraza en el año 1949, con
la Cámara Schmidt de Tonantzintla.
• También una clase de galaxias, las Azules,
entre otros trabajos importantes.
• Tales descubrimientos le fueron acreedor al
premio “Lomonosov”, de la URSS al Dr.
Haro.
Objetos Haro-Herbig (H-H),
descubiertos por el Dr. Haro.
•
•
Los H-H- son objetos nebulares
considerados por sus peculiares
características como los
indicadores del inicio de la
formación estelar.
Fueron descubiertos cerca de la
región conocida como la
Nebulosa de Orión (NGC 1976 /
M42), cuando estaba colocado el
Prisma Objetivo para obtener
placas espectrales y al revelar la
placa expuesta en el laboratorio
fotográfico y analizar la imagen
espectral, se notaron
características diferentes a las
antes observadas en este paraje
cósmico.
Otros descubrimientos importantes:
•
•
Se han descubierto estrellas del tipo “Ráfaga” en diversas regiones
donde estan naciendo estrellas, como la Nebulosa de Orión, Las
Pleyades, Cisne, Preasepe, Ophiuchus, Escorpio, NGC 2264, etc..
Se desarrollaron varias técnicas fotográficas, entre las que destacan la
de varias exposiciones en una sola placa, donde no es difícil
diferenciar una estrella sin cambios de luminosidad con respecto de
una que presenta un súbito ascenso ó descenso en su brillo, debido a
que son estrellas de reciente formación, hablando en términos de la
edad de las estrellas, el inicio del proceso de formación estelar lleva
milenios o hasta millones de años. Se han obtenido innumerables
placas fotográficas para la detección de estrellas variables también
conocidas como: Estrellas Ráfaga.
OBJETOS NEBULARES
• Los Objetos Nebulares se
caracterizan por estar
formados de grandes
extensiones de gas y materia
interestelar que comúnmente
rodean o envuelven a estrellas
que están en proceso de
formación.
Nebulosa “Trífida” (M 20), en
Sagitario
Nebulosa M-8 “La Laguna”, en
Sagitario
La Nebulosa de Orión (NGC 1976 /
M 42).
La Nebulosa “Cabeza de Caballo”,
en Orión.
La Nebulosa de Auriga
La Nebulosa de Rosetta, en
Vulpécula.
La Nebulosa “El Águila”, en
Serpens.
• Aparte de objetos nebulares, se
han fotografiado innumerables
objetos que forman parte de La Vía
Láctea como Cúmulos Abiertos,
Cúmulos Globulares, Nebulosas
Planetarias y dentro del Sistema
Solar, Cometas, eclipses de Luna,
etc.
Las Pléyades, en Taurus
Nebulosa Planetaria “Dumb-Bell”
Objetos Celestes Extragalácticos
• Además de regiones de formación
estelar y otros cuerpos celestes de
interés científico, se han fotografiado
objetos que están fuera de la Vía
Láctea y comprenden principalmente
galaxias, quasares, cúmulos de
galaxias y galaxias en interacción.
Galaxia de Andrómeda
Galaxia NGC 1365, en FORNAX
Galaxia en SCULPTOR
Galaxia de canto, en Coma
Berenice
Galaxia “El Sombrero”, en Virgo
Galaxia espiral en El Triangulo
Un objeto Cuasiestelar ó Quasar,
considerado como el objeto celeste más
lejano captado por la Cámara Schmidt de
Tonantzintla, cuya distancia a la Vía
Láctea es de 5 X 10 a la 9 Años Luz,
clasificado como: 256 TON.
TÉCNICAS FOTOGRÁFICAS
• La Fotografía en Blanco y Negro floreció en
las primeras décadas del Siglo XX, aunado a
la invención del sistema óptico Cámara
Schmidt en la década de los 30`s, fue posible
el manejo de una serie de emulsiones
fotográficas depositadas en placas de vidrio
cuyas dimensiones son de 20.3 X 20.3 cm.,
en grados de arco la escala es de 5º X 5º de
arco, lo que permite en el caso particular de
la Cámara Schmidt de Tonantzintla, en una
sola placa fotográfica obtener un campo
considerable equivalente a diez lunas
alineadas a lo largo y ancho de una placa.
• Con la Cámara Schmidt se desarrollaron
varias técnicas fotográficas a la vez que se
utilizaron 6 distintos filtros ópticos y un
prisma objetivo como óptica complementaria
para obtener imágenes espectrales, entre las
que destacan:
• La de una sola imagen sin filtro, donde
solamente se obtenía una sola exposición.
• La de tres colores que consiste en realizar
tres exposiciones en una sola placa de un
filtro cada una, o sea uno azul, uno amarillo y
otro ultravioleta, para determinar la escala de
emisión de un campo estelar en tres
distintas longitudes de onda.
• La técnica de seis o más exposiciones en
una sola placa para determinar la presencia
de estrellas ráfaga en regiones nebulares.
• Las Placas Espectrales, obtenidas colocando
un Prisma Objetivo en el extremo anterior,
arriba de la Lente Correctora, de modo que
se obtenían campos del cielo con imágenes
espectrales y dentro de ésta categoría de
placas con prisma objetivo destacan:
• Imágenes Espectrales sin filtro, las cuales
tras haber obtenido una o varias placas, se
analizaban con estándares de comparación
para determinar algunas líneas de emisión ó
absorción, el tipo espectral, corrimientos,
entre otros parámetros y estudios
espectrales.
• La placa Espectral con Filtro F-29, cuya
longitud de onda está en el H-Alfa de la Serie
de Balmer, imágenes que permitieron
determinar la presencia de estrellas en
emisión H-Alfa.
Ejemplo de una
región selecta de
una placa espectral
directa sin filtro
donde se aprecian
unos espectros de
estrellas las cuales
fueron estudiadas y
clasificadas según
su tipo espectral
con letras que
corresponden a
unos estándares de
clasificación según
la temperatura de
la estrella, su
composición
química y de otras
características
físicas.
EL TELESCOPIO SOLAR
• Fue adquirido de una manera
muy peculiar, cuya explicación
aparece en ésta placa metálica
grabada y está colocada en la
parte superior de la montura
del telescopio, del lado Oeste .
La placa metálica fue develada
por el Prof. Luis Enrique Erro.
Más tarde donó el telescopio al
Observatorio:
• El Telescopio Solar anteriormente
tenia una Cámara Ross J W
Fecker de 3’’ de diametro, 7.62
cm. De una distancia focal de
21’’, 53.34 cm. Con una escala de
390 ‘’ por mm. “BM”, la cual
permitía obtener placas
fotográficas de vidrio de amplio
campo y sus dimensiones eran
de 20 X 25 cm.
Este Refractor tiene una pantalla
para proyectar la imagen del Sol y
apreciar con claridad y detalle las
Manchas Solares, localizadas en la
Fotosfera, que en griego significa: “
Esfera Luminosa” y es imposible ver
la Cromósfera y la Corona Solar
debido a que es mucho más intensa
en brillo y el telescopio refractor
aledaño posee el Filtro Lyot para ver
exclusivamente la cromosfera,
donde se originan las protuberancias
y ráfagas solares, region de interés
científico, la cual ha sido fotografiada
durante mas de 20 años con éste
Instrumento Astronómico. Hacia el
año 1957 se le retiró la cámara BM,
se le adaptó un telescopio refractor
al lado del existente y se le acopló
un Filtro Lyot que permite la
observación en H Alfa y ver la
actividad Solar en la Cromosfera.
• La razón principal de la
colocación del Filtro Lyot se
debió a que en el Año Geofísico
Internacional de 1957, se
contribuyera con tres rutinas
diarias de la actividad solar que
se mandaban al Instituto
Fraunhoffer en Alemania al Dr.
Kepenheuer.
El Telescopio
Solar cuenta con
un sistema de
guiado a base de
una relojería
impulsada por
pesas sujetas con
una cadena la
cual por
gravedad, mueve
al mecanismo de
relojería para que
el eje de
Ascensión Recta
compense la
rotación terrestre
de manera
inversa a la
rotación de la
Tierra y pueda
mantener fija en
el campo visual
del ocular, la
imagen del objeto
celeste.
Secuencia de imágenes tomada en el Telescopio Solar
con una antigua cámara Alemana “Askania”, que
portaba carretes de gran capacidad de película de
formato 35 mm. La imagen corresponde a parte de una
secuencia de la evolución de una prominencia
eruptiva, ocurrida el 5 de Febrero de 1959.
Fue obtenida ésta serie de imágenes a traves del Filtro
Lyot.
EL FILTRO LYOT
•
•
•
•
En Enero de 1957 se instalo en el Observatorio de Tonantzintla una estación
de observación solar dotada de un Filtro Lyot para la línea H Alfa de la Serie de
Balmer del Hidrogeno, en sustitución de la antigua cámara Ross JW Fecker de
3”.
El Filtro Lyot esta Formado por 6 placas de Cuarzo (con espesores entre 1 y 20
mm.) , las cuales transmiten una banda de cerca de 3 A en el Centro de la
Línea de H Alfa. Además de estas placas, hay otras 6 placas de calcita
intercaladas entre las anteriores (con espesores de 4 a 8 mm.) . Estas ultimas
placas reducen la banda de transmisión a 0.65 A. Como polarizadores se usan
11 placas delgadas de alta transparencia. Finalmente, en los extremos de esta
disposición, se encuentran dos polaroides mediante los cuales se obtiene el
mayor contraste posible. El filtro se mantiene a una temperatura constante de
44°.9 mediante un termostato eléctrico automático.
El filtro se encuentra colocado en el extremo de un refractor de 10 cm. de
apertura y 180 cm., de longitud focal. Todo el equipo esta instalado en una
montura ecuatorial Karl-Zeiss.
Los filtrogramas se obtenían con una cámara Askania tipo Z. La imagen solar
formada sobre la película cinematográfica tiene un diámetro de 16 mm. Para el
estudio de los detalles finos de la superficie solar se puede amplificar la
imagen del Sol hasta un diámetro de 50 mm.
Eclipses de Sol observados a
través del Telescopio Solar.
• Una forma segura de contemplar un
Eclipse de Sol es proyectando la
imagen en una pantalla blanca y uno de
los eclipses de Sol obtenido a través
del Telescopio Solar fue el del 7 de
Marzo de 1973, pero por la situación
geográfica que no fue favorecedora
para Tonantzintla solamente pudo
observarse como Parcial.
El único Eclipse Total de Sol visto a través del Telescopio Solar ha sido el
del 11 de Julio de 1991, y se obtuvieron una serie de imágenes secuenciales
desde el primer contacto penumbral, pasando por la totalidad que duró casi
7 minutos, hasta el último contacto, a través del Filtro Lyot, y solamente se
pudo captar la secuencia del fenómeno antes y después de la totalidad y
para tener una secuencia para completar a la del filtro, se adaptó una cámara
fotográfica en la montura y se obtuvieron imágenes directas durante la
totalidad del Eclipse.
INAOE
• Por decreto presidencial y por razones
científicas de índole tecnológico y de
expansión, el OANTON se convierte en el
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y
Electrónica ( INAOE ), y el Dr. Guillermo Haro
Barraza fue el fundador y primer director de
éste centro de investigación y docencia el
cual cuenta desde aquel entonces con tres
áreas y una de reciente formación:
• Astrofísica, Óptica, Electrónica y
Computación, las cuales imparten posgrados
y doctorados.
EL OBSERVATORIO DE 2.12 M.,
CANANEA, SON.
• El INAOE posee un moderno telescopio reflector, del
sistema óptico: Ritchey-Chretien, derivado del
Cassegrain, constituido por dos espejos, el primario
de 2.12 m. de diámetro y en secundario de 50 cm.,
conocido por: Observatorio Astronómico Guillermo
Haro (OAGH).
• El espejo primario fue tallado, pulido y conformado
ópticamente en el Taller de Óptica del INAOE y el
proceso tardó 5 ½ años, en la primera mitad de la
década de los 70`s., habiéndose pulido el espejo
más grande en Latinoamérica.
• Fue inaugurado en el año de 1987.
Proceso de pulido del espejo
EL Observatorio Astrofísico Guillermo
Haro (OAGH), fue inaugurado en 1987,
por el Dr. Guillermo Haro Barraza.
El Telescopio de 2.12 m.
Galaxias obtenidas con el
Telescopio de 2.12 M, de Cananea,
Son.
Dr. Guillermo Haro Barraza
• El Dr. Guillermo Haro Barraza fue uno de los
más destacados Astrónomos que dejó un
importante legado a la Astronomía Nacional
con notable impacto a nivel internacional.
Uno de sus más cercanos colaboradores
quien trabajó con él durante muchos años en
la Cámara Schmidt de Tonantzintla, fue el
Astrónomo Enrique Chavira Navarrete.
• Ambos fotografiaron uno de los cometas
descubiertos por astrónomos mexicanos, el
Cometa Haro-Chavira, en el año 1954, tras
haber obtenido una placa de la región del
Toro, cercana a la estrella Aldebarán,
registraron un objeto de índole nebular
identificándolo como un cometa.
Astron. Enrique Chavira Navarrete.
El INAOE, hoy, de cara al
futuro…
• Actualmente está en proceso de
ensamble el proyecto científico más
ambicioso en la historia de México: El
Gran Telescopio Milimétrico (GTM),
compartido con la Universidad de
Massachussets, U.S.A, cuya parábola
tiene 50 m. de diámetro y va a captar en
un intervalo de .85 a 3.40 mm., de
longitud de onda, frecuencia que está
comprendida en el Radio.
Ubicación.
• El GTM, se encuentra localizado en la Sierra Negra ó
Tliltépetl, una de las 5 cumbres más elevadas dentro
del Territorio Mexicano, localizado a tan sólo 7 Km.,
del Pico de Orizaba ó Citlaltépetl.
• Después de años de laboriosas y exhaustivas
pruebas en más de 25 sitios a lo largo y ancho de la
República Mexicana, se consideró esta cima de 4600
MSNM, el lugar ideal dado las características
climatológicas, de altura, situación geográfica entre
otras principales cualidades, para la construcción y
ensamble del edificio y estructura del
Radiotelescopio más grande del mundo en la gama
espectral del milimétrico, longitud de onda que es
parte de la extensa zona del Radio, intervalo no tan
explorado en el campo de la Astronomía, va a tener
una vida útil científica de más de 40 años.
El sitio del GTM en Sierra Negra (altitud ~4600m), con el Pico de
Orizaba (~5700m) en el fondo. Está situado a solo 2.5 horas del
INAOE y a 5 horas de la Ciudad de Mexico.
Características
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Reflector 50-m, espejo secundario 2.5-m
Superficie primaria: 180 paneles-segmentos
Superficie activa (precision ~75 micras rms) que permite
correcciones para gravedad y temperatura
Operacion a 0.85 - 3.4 mm
FOV ~ 4 arcmin de diametro
5 - 18 arcsec de resolucion, < 1” precision de apuntado
Altitud del sitio: 4600m (15100 ft.)
Velocidad promedio viento < 10m/s (90% tiempo)
Opacidad media τ225GHz ~ 0.12 (invierno)
Operacion cientifica comienza en 2008 a 3mm y a 1-2mm
bajo buenas condiciones ambientales
Tronco-Cono con la base de la
montura.
Estado más avanzado de la obra en la que se puede apreciar una estructura en la parte
superior que sustenta a la antena junto con el eje principal de Altura. El movimiento de
Azimuth lo efectuara todo el sistema mecánico desde la base cuadrangular soportada por 4
sistemas de rodamientos y un rodamiento de dimensiones considerables colocado en la parte
superior del Tronco-Cono de concreto.
El tipo de montura que va a dirigir a la antena es Altazimutal, con un movimiento de Altura
efectuado en la parte superior y el de Azimuth, efectuado desde la base cuadrangular.
Una de las más riesgosas maniobras efectuadas durante el ensamble del GTM,
desde la unión de cada pesada estructura , desde el ensamble de cada eje, es el
del izaje de la estructura parabólica, el cual se llevó a cabo durante uno de los días
con menos ráfagas de viento, habiendo utilizado las dos grúas más grandes que
existen en México, cuyas capacidades son de alrededor de mil toneladas cada una,
colocadas sistemáticamente y después de ensayos en modelos por computadora,
diversos cálculos y sabiendo que la parábola pesa aproximadamente 530
toneladas, finalmente fue colocada con éxito esta gran estructura sobre la montura
Altazimutal en el mes de Noviembre de 2005.
Colocación del soporte para espejo
secundario
Fabricacion del espejo secundario de fibra de carbono de 2.5
2.5 m. de diametro.
Ruedas de elevacion y la base de la estructura de soporte de la antena. La cabina
apex y las posiciones para los anillo 1 y 2 de paneles son claramente visibles.
Una esquina de la alidada mostrando 4 de las 16 ruedas descansando
en la pista azimutal y soportando la carga completa de la estructura de la
alidada y la antena. Una vuelta de 360 grados de la alida y engrasado
del rodaje azimutal se llevo a cabo en el 2005.
Febrero
2006:
de
La alidada del GTM
y la estructura
trasera de la antena.
El rodamiento de
elevacion esta a
29.3m sobre la
superficie. La
estructura abierta
(parcialmente
instalada) contendra
el cuarto de
maquinas, cabina de
recepcion, cuarto de
control y elevadores.
Un segmento de la superficie primaria para ser colocado en su posicion. Los
paneles de la superficie son de Nickel electro-formado en una estructura de
aluminio tipo panal (de Media Lario, Italia), estos son sujetados a una base de
aluminio y a una marco de acero inoxidable. Todos los paneles-segmentos son
conectados a la estructura de la antena con actuadores que permiten ajustar el
telescopio a una precision de ~75 micras r.m.s.
Instalación del anillo interior (uno de cinco) con 12 panelessegmentos antes de su alineacion.
Falta la colocación de los
paneles…(Se inició el 8 de Abril de
2006).
La colocación de los paneles es el reto de precisión más delicado a llevar a cabo
en las laboriosas y complicadas obras de ensamble.
Se colocarán 180 paneles individuales de aproximadamente 5 x 3 metros cada uno
de forma trapezoidal, sumando cinco anillos que conformarán la superficie del
GTM, la cual cada uno de los paneles no deberá exceder las 10 micras de error
entre una superficie y la otra a lo largo y ancho de la parábola de 50 metros.
Cada panel individual tiene unos “actuadores inteligentes” para mantener
alineados a todos en una única superficie.
Pruebas de la superficie de uno de los paneles y caracterización de la superficie
que se realiza en el Laboratorio de Superficies Asféricas, en la máquina “X-Y-Z” la
cual tiene un palpador. Una vez terminada se envía a la Sierra Negra para ser
colocada sobre la superficie de la parábola de 50 metros. Es necesario realizar
pruebas como ésta a cada uno de los 180 paneles para solamente colocarlos en
su respectivo lugar sobre la parábola. Cada panel cuenta con una clave para
saber exactamente donde debe ir colocado.
Energia eléctrica, ventilacion, iluminacion y unidades de
control de movimiento instaladas y probadas en el cuarto de
máquinas en el nivel del rodamiento de elevación.
144-pixel array & folded optical design which
minimizes thermal gradients & micro-phonic
pickup
STRUCTURE & EVOLUTION IN NEARBY
GALAXIES
The LMT will map the structure of the dust and molecular gas
phase of nearby, isolated and cluster galaxies at high
angular resolution.
1.1mm
optical
SEQUOIA
AzTEC
Left: Composite image of FCRAO CO (green), HI (blue), and optical (red)
of nearby galaxy M33. Middle. Optical. Right. 1.1mm AzTEC map. The
FOV and resolution of AzTEC and SEQUOIA on the LMT are shown for
comparison. SEQUIOA on the LMT can map 0.25 deg2 towards nearby
galaxies in 1 MHz channels to a 1σ rms of 0.05 K in 13 hrs.
GIANT MOLECULAR CLOUDS &
GALACTIC STAR FORMATION
A 12CO J=1-0 map of a 60 sq. degree region in the nearby Taurus molecular cloud using
the 3mm focal-plane array receiver SEQUOIA on the FCRAO 14m telescope. Future
observations with SEQUOIA on the LMT allow studies (with similar detail) of molecular
clouds out to 500pc, with a mapping-speed of 0.392 deg2/hr/Kelvin2 assuming Tsys=100
K, 50 kHz channels and 2.2 Jy/K.