Observatorio WM Keck

La W. El Observatorio M. Keck es un observatorio astronómico con dos telescopios a una altura de 4145 metros (13 600 pies) cerca de la cumbre de Mauna Kea en el estado estadounidense de Hawái. Ambos telescopios tienen espejos primarios de 10 m (33 pies) de apertura, y cuando se completaron en 1993 (Keck 1) y 1996 (Keck 2) eran los telescopios astronómicos más grandes del mundo. Actualmente son el tercero y cuarto más grande.

Resumen

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 financiación. En 1985, Howard B. Keck, de la Fundación W. M. Keck, donó 70 millones de dólares 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 finales. Con la construcción del primer telescopio 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 23 de octubre de 1996.

El telescopio Keck II mostrando el espejo primario segmentado

El avance clave que permitió la construcción de los telescopios Keck fue el uso de óptica activa para operar segmentos de espejos más pequeños como un solo espejo contiguo. Un espejo de tamaño similar fundido en una sola pieza de vidrio no podría hacerse lo suficientemente rígido para mantener su forma con precisión; se hundiría microscópicamente por su propio peso al girarlo en diferentes posiciones, provocando aberraciones en la trayectoria óptica. En los telescopios Keck, cada espejo primario está formado por 36 segmentos hexagonales que funcionan juntos como una unidad. Cada segmento tiene 1,8 metros de ancho, 7,5 centímetros de espesor y pesa media tonelada. Los espejos fueron fabricados con vitrocerámica Zerodur 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 forma de superficie de cuatro nanómetros. A medida que el telescopio se mueve, este ajuste de 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 altacimutal. La mayoría de los telescopios actuales de clase de 8 a 10 m utilizan diseños altacimutales debido a sus requisitos estructurales reducidos en comparación con los diseños ecuatoriales más antiguos. El montaje altazimutal proporciona la mayor resistencia y rigidez con la menor cantidad de acero, lo que, para el Observatorio Keck, suma 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 iniciada en el Observatorio Keck: una matriz de espejos hexagonales junto con un montaje altacimutal.

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 captada por los espejos primarios de Keck (75,76 m²) se envía al espejo secundario y a los instrumentos, en comparación con el espejo primario de GTC, que tiene una captación de luz eficaz. área de 73,4 m², o 2,36 m² (25,4 sq ft) menos que cada uno de los espejos primarios Keck. Debido a esta diferencia fundamental de diseño, se puede decir que los telescopios Keck 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 realizar observaciones en gran parte del espectro visible e infrarrojo cercano.

Administración

El Observatorio Keck está administrado por la Asociación de California para la Investigación en Astronomía, 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 dólares de W.M. Fundación Kek. La Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (NASA) se unió a la asociación en octubre de 1996 cuando Keck II comenzó las observaciones.

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

Jerry Nelson, científico del proyecto del telescopio Keck, contribuyó a proyectos posteriores de espejos múltiples 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.

Instrumentos

Keck Observatory closeup

Capacidades espectroscópicas de los instrumentos del Observatorio Keck a finales de 2019. Los modos de instrumentos aparecen como cajas codificadas con resolución espectral (poder de resolución) y cobertura de longitud de onda. No se muestran instrumentos no espectroscópicos (es decir, sólo imágenes).

MOSFIRE

MOSFIREEspectrometer multiobjeto para la exploración infrarroja), un instrumento de tercera generación, fue entregado al Observatorio Keck el 8 de febrero de 2012; se obtuvo la primera luz en el telescopio Kecks I el 4 de abril de 2012. Una cámara de campo amplio espectrográfico multiobjeto para el infrarrojo cercano (0,97 a 2,41 μm), su característica especial es su unidad criogénica Configurable (CSU) reconfigurable por control remoto en menos de seis minutos sin ningún ciclismo térmico. Las barras se mueven de cada lado para formar hasta 46 cortas. Cuando se quitan las barras, MOSFIRE se convierte en un imágen de campo amplio. Fue desarrollado por equipos de la Universidad de California, Los Ángeles (UCLA), el Instituto Tecnológico de California (Caltech) y la Universidad de California, Santa Cruz, (UCSC). Sus investigadores co-principales son Ian S. McLean (UCLA) y Charles C. Steidel (Caltech), y el proyecto fue gestionado por el director del programa de instrumentos de WMKO Sean Adkins. MOSFIRE fue financiado en parte por el Programa de Instrumentación del Sistema 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

The Deep Extragalactic Imaging Multi-Object Spectrograph es capaz de recoger espectros de 130 galaxias o más en una sola exposición. En modo "Mega Mask", DEIMOS puede tomar espectros de más de 1.200 objetos a la vez, utilizando un filtro especial de banda estrecha.

HIRES

El mayor y más complejo mecánicamente de los principales instrumentos del Observatorio Keck, el Espectrometer Echelle de alta resolución rompe la luz entrante en sus colores componentes para medir la intensidad exacta de cada uno de los miles de canales de color. Sus capacidades espectrales han resultado en muchos descubrimientos de gran alcance, como la detección de planetas fuera de nuestro sistema solar y evidencia directa para 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). El límite de detección de instrumentos a 1 UA es 0.2MJ.

KCWI

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

LRIS

El Espectrograma de Imágenes de Baja Resolución es un instrumento de luz débil capaz de tomar espectros e imágenes de los objetos más lejanos conocidos 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 Long Wavelength Espectrometer for the Keck El telescopio es e imagen, el espectrómetro de grapado trabajando en el rango de longitud de onda de 3-25 micrones. Al igual que NIRC, el LWS era un instrumento adelante-CASS, y fue utilizado para estudiar objetos cometarios, planetarios y extragalácticos. El LWS se retira ahora de las observaciones científicas.

NIRC

La cámara infrarroja cercana para el muelle El telescopio es tan sensible que podría detectar el equivalente de una sola llama de vela en la Luna. Esta sensibilidad lo hace ideal para estudios ultra-deep de formación y evolución galáctica, la búsqueda de próto-galaxias e imágenes de entornos cuásares. Ha proporcionado estudios innovadores del Centro Galáctico, y también se utiliza para estudiar discos protoplanetarios, y regiones formadoras de estrellas de alta masa. NIRC fue retirado de las observaciones científicas en 2010.

NIRC-2

La segunda generación Near Infrared Camera trabaja con el sistema Keck Adaptive Optics para producir imágenes y espectroscopia basadas en tierra de la gama 1–5 micrometers (μm). Los programas típicos incluyen el mapeo de características superficiales en los cuerpos del Sistema Solar, la búsqueda de planetas alrededor de otras estrellas, y el análisis de la morfología de galaxias remotas.

NIRES

The Near-Infrared Echellette El espectrómetro es un espectrógrafo que proporciona cobertura simultánea de longitudes de onda de 0,94 a 2,45 micrones.

NIRSPEC

El Espectrómetro infrarrojo cercano estudia galaxias de radio rojiza muy altas, los movimientos y tipos de estrellas situados cerca del Centro Galáctico, la naturaleza de enanos marrones, las regiones nucleares de galaxias polvorientas de estelar, núcleos galácticos activos, química interestelar, física estelar y ciencia del Sistema Solar.

OSIRIS

El espectrógrafo infrarrojo OH-Suppressing es un espectrógrafo infrarrojo cercano para su uso con el sistema óptico adaptativo 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 longitudes de onda donde la atmósfera de la Tierra brilla brillantemente debido a la emisión de moléculas OH (hidroxil), permitiendo así la detección de objetos 10 veces más débil que antes disponible. Originalmente instalado en Keck II, en enero de 2012 OSIRIS fue trasladado al telescopio Keck 1.

Interferómetro Keck

El Interferómetro permitió que la luz de ambos telescopios Keck se combinara en una base de 85 metros (279 pies) cerca de interferómetros ópticos infrarrojos. Esta larga base dio al interferómetro una resolución angular efectiva de 5 milisegundos (mas) a 2.2 μm y 24 mas a 10 μm. Varios instrumentos de back-end permitieron que el interferómetro funcionara en una variedad de modos, operando en H, K y L-band cerca de infrarrojos, así como anular la interferometría. A mediados de 2012, el Interferómetro Keck ha sido suspendido por falta de financiación.

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

Izquierda: La cumbre de Mauna Kea se considera uno de los lugares de visión astronómica más importantes del mundo. Los telescopios Keck gemelos son uno de los instrumentos ópticos/menos infrarrojos más grandes que se utilizan actualmente en todo el mundo.
Medio ambiente: El cielo nocturno y el láser del Observatorio Keck para óptica adaptativa. Bien.: W. M. Keck Observatorio al atardecer