El Centro Astronómico de Calar Alto: rozando las estrellas
Texto:
José Javier Matamala García, Eloy Gil
González y Francisco Joaquín Aguilar Delgado
Fotografía: Alejandro de
la Paz Rubira
Edición digital
©Almediam, octubre 2004
Las blancas
cúpulas de metal que coronan las cumbres de Los Filabres se han
convertido, desde mediados de los 70, en un símbolo identificativo de la
provincia de Almería. Este importantísimo centro astronómico, donde la
alta tecnología que está presente en cada metro cuadrado del complejo,
contrasta con un medio ambiente, caracterizado por el casi total
despoblamiento humano y por la lucha contra la desertización, como ya se
ha comentado en el capítulo dedicado a esta serranía. En los siguientes
párrafos se intentará avanzar en el conocimiento de esta mezcla de ciencia
y de tecnología capaz de adentrarse en los misterios del universo.
El Instituto Max Planck de Astronomía
La Sociedad Max Planck se fundó en 1948, como sucesora
inmediata de la Sociedad Kaiser Wilhelm creada 37 años antes, llevando el
nombre del físico alemán Max Karl Ernst Planck, galardonado con el Premio
Nóbel de Física en 1918.
La creación del Instituto Max Planck de Astronomía (IMPA)
fue muy posterior, remontándose a 1969. Desde el principio se consideró
que sus telescopios más avanzados e importantes se localizarían fuera de
Alemania, buscando cielos más propicios para la observación astronómica,
lo que permitiría realizar trabajos de investigación moderna y a la altura
de los alcanzados por otros países en el campo de la astronomía óptica.
El IMPA también colaboraría estrechamente desde su creación
con otros organismos de la Sociedad, como los Institutos Max Planck de
Radioastronomía de Bonn, el de Física Extraterrestre y Astrofísica de
Munich o el de Aeronomía de Katlenburg - Lindau, así como con
departamentos de los Institutos de Física Nuclear en Heidelberg y de
Química en Maguncia, que se ocupan de problemas análogos y
complementarios, como observaciones en regiones espectrales cercanas
mediante radioastronomía y astronomía de rayos X, empleo de instrumentos
de observación no terrestres como satélites y sondas espaciales,
simulación de procesos cósmicos en laboratorio, estudio químico de
meteoritos, tratamiento teórico de problemas astrofísicos, etc.
El instituto central se localiza en Heidelberg - Königstuhl
(Alemania). Está constituido por un laboratorio astronómico con sus
cúpulas, que se terminó de construir en 1975. Entre sus funciones
principales destacan la preparación y el estudio de las observaciones
astronómicas y el desarrollo de nuevas aplicaciones técnicas.
Para los telescopios más potentes del Instituto se pensó
desde el principio en una estación de observación astronómica en un clima
favorable. Estudios efectuados in situ, demostraron las ventajas
que ofrecen las condiciones de trasparencia y estabilidad atmosférica de
los cielos almerienses de Calar Alto, a 2.168 m de altura, que permiten
trabajar a los astrónomos entre 180 y 200 noches por año. Esta cima,
situada en de la Sierra de los Filabres, se encuentra a unos 40 Km. al
Norte de la ciudad de Almería. Las obras de construcción del Centro
Astronómico Hispano-Alemán en Calar Alto se iniciaron en el año 1973,
dándose por finalizada la fase de construcciones básicas del observatorio
en 1984 con la entrada en servicio del telescopio de 3,5 m.
Uno de los
cometidos del Instituto es el proyecto, desarrollo y gerencia de las
instalaciones de Heidelberg y las de Calar Alto, que están a disposición
de los astrónomos alemanes y españoles, así como del resto de los países.
Entre las características del trabajo que realizan los científicos y los
colaboradores técnicos se encuentra la investigación propia y autónoma.
Esto requiere de una estrecha colaboración entre ellos ya que
prácticamente toda nueva cuestión astronómica suele estar acompañada por
problemas técnicos específicos.
Entre los temas
astronómicos preferentes del Instituto se encuentran el estudio de la
estructura de la Vía Láctea y la formación de estrellas a partir de la
materia interestelar, la investigación de sistemas extragalácticos como
galaxias o cuásares, el análisis de la estructura y el desarrollo, tanto
de los distintos objetos estelares, como de la formación e historia del
Universo en su conjunto (Cosmología). Los instrumentos de análisis con los
que se cuenta para la realización de estos y otros trabajos son los de
fotografía CCD, fotometría y espectroscopia, tanto en el rango visible,
como en el infrarrojo. Existe un grupo de trabajo teórico que acompaña a
los programas de observación con el cálculo informático de modelos
astrofísicos. El Instituto, aunque goza de líneas de investigación
autónomas, desarrolla importantes colaboraciones con otros observatorios
internacionales y con proyectos espaciales, teniendo numerosos contactos
con otros grupos de investigadores nacionales e internacionales. Existe
una estrecha relación con la Universidad de Heidelberg de la que son
profesores el director y otros miembros del IMPA; asimismo, los
estudiantes de la facultad de Física y Astronomía, realizan en el
Instituto trabajos de investigación para su licenciatura o doctorado. Los
resultados de las investigaciones se publican normalmente en revistas
especializadas de carácter internacional. Para el público en general se
edita la revista mensual Sterne und Weltraum (Estrellas y Universo). El
Instituto tiene alrededor de 160 empleados, de los que unos 40 son
científicos y 80 técnicos. A estos hay que añadir científicos invitados y
becarios, tanto nacionales, como de otros países.
El Observatorio.
Después de las conversaciones mantenidas entre las
autoridades españolas, a través de su Ministerio de Asuntos Exteriores, y
del Gobierno Alemán (en aquel entonces RFA), se estableció en 1972 un
acuerdo de ambos Estados, así como entre la Comisión Nacional de
Astronomía de España y la Sociedad Max Planck, para la realización del
Centro Astronómico Hispano - Alemán con su observatorio en Calar Alto.
Los trabajos para la construcción del Observatorio
comenzaron en 1973. La parte española aportó el terreno, tanto el
necesario para la construcción de las infraestructuras, como el
correspondiente a su área de influencia que se estableció en unos cien
kilómetros cuadrados.
Asimismo, se
realizó una carretera de acceso, de unos 30 Km. de longitud, que une Calar
Alto con la carretera nacional 324 en las cercanías de Gérgal. También se
realizaron las obras de acometida de agua, que se obtiene de la Fuente del
Conde, y de tendido eléctrico. En el área de cumbres y en las laderas se
intensificaron repoblaciones forestales con pinos, iniciadas ya durante
las últimas décadas por el antiguo ICONA. Desde la firma de los acuerdos,
España se comprometió al mantenimiento de todas estas aportaciones.
La Sociedad Max Planck se ocupó de proveer de equipamiento
científico y de construir la totalidad de las edificaciones del Centro,
levantando las cúpulas para los telescopios de 1,2 m, 2,2 m y 3,5 m.
Asimismo, se crearon infraestructuras capaces de albergar laboratorios
electrónicos, fotográficos y ópticos, un laboratorio de criogenia para
producir nitrógeno líquido, instalaciones de alto vacío para el
aluminizado de espejos, un centro de cálculo electrónico, talleres
mecánicos y de carpintería, un garaje dotado de taller y de gasolinera
para el mantenimiento del parque móvil, servicio de bomberos, enfermería,
biblioteca, archivos, despachos y viviendas para astrónomos, personal
técnico y de apoyo con instalaciones imprescindibles como cocinas,
lavanderías, lugares para el ocio y el descanso y un helipuerto.
El volumen total de las inversiones se cifró en unos 250
millones de marcos, corriendo por cuenta del Instituto los gastos
sucesivos generados por la utilización de las instalaciones. Cabe
destacar, que el Observatorio Astronómico Nacional de Madrid también posee
en Calar Alto un telescopio de 1,5 m. Terminados los trabajos de las
infraestructuras del Centro, el equipo permanente se estableció en unas 50
personas, que son responsables del observatorio. Para que funcionen unas
instalaciones de este calibre no sólo son necesarios los astrónomos, sino
que se precisa de personal de apoyo, desde el de limpieza, hasta técnicos
e ingenieros que posibilitan el funcionamiento de los instrumentos. En
este sentido, cabe señalar que el 77% del personal de apoyo del Centro es
español.
Los telescopios.
En Calar Alto se encuentran los telescopios que son la
clave para los trabajos del IMPA. El diseño y la realización de los
instrumentos se efectuaron en estrecha colaboración entre los astrónomos
del Instituto y Carl Zeiss (Oberkochen), además de contar con la
colaboración de otras empresas alemanas.
Los telescopios realizan una doble función. Por una parte,
captan la radiación emitida por los cuerpos celestes, estando determinada
su intensidad luminosa por el diámetro del espejo principal (su apertura)
y, por otra, forman la imagen de los objetos observados. La nitidez y
riqueza de detalles de estos depende de su poder de resolución, que
aumenta cuanto mayor sea el diámetro del espejo del telescopio; pero este
aumento resulta cada vez más difícil, más caro y no es ilimitado, por lo
tanto hay que buscar un punto óptimo entre la calidad mecánica y la óptica
de los instrumentos. Por este motivo, los equipos de un observatorio
suponen siempre una solución intermedia entre el ideal demandado por los
astrónomos y lo que es técnicamente realizable en la práctica. Ahora bien,
mientras que los reflectores clásicos tienen espejos de curvatura
parabólica, los espejos principales de los telescopios del Instituto y por
tanto los de Calar Alto tienen superficies hiperbólicas, más complicadas
de conseguir pero que logran una gran ampliación del campo visual útil y
prácticamente desaparecen algunas de las inevitables aberraciones en la
calidad de las imágenes.
Entre los principales problemas que presenta la
construcción de un telescopio de estas características, destaca el cuerpo
del espejo que ha de estar hecho de un material que admita un pulido muy
exacto y tolerante a las cargas mecánicas a las que va a estar sometido.
Asimismo, debe conservar su forma en cualquier posición, es decir, no
tiene que deformarse prácticamente nada bajo su propio peso y, también,
debe ser insensible a las inevitables variaciones de temperatura durante
las observaciones.
Las masas vítreas producidas en bruto en Maguncia se
pulieron a continuación en Carl Zeiss, en un departamento especialmente
construido para la fabricación de los grandes espejos del Instituto. La
obtención de las superficies de los espejos representó un gran reto
tecnológico. Así, la forma teórica del espejo del 3,5 m se consiguió a lo
largo de en unos 4 años de trabajo de tallado y pulido.
Una vez fabricados los espejos hubo de fijarlos a su base
estructural definitiva. Tanto el espejo principal, como el secundario,
deben mantenerse invariables en cualquier dirección de observación al
mover el telescopio, ya que si no se perdería la fidelidad de la imagen.
Los problemas mecánicos relativos al diseño del tubo y de la montura
fueron resueltos por la empresa Carl Zeiss en colaboración con MAN (Gustavsburg).
Los telescopios disponen de una movilidad total porque se apoyan
hidrostáticamente en su centro de gravedad. Se puede decir que están
flotando sobre aceite. Así, las masas móviles, que llegan a alcanzar las
230 toneladas de peso en el telescopio de 3,5 m, se pueden apuntar hacia
los cuerpos celestes con una precisión de pocas fracciones de segundo de
arco. Para entender esta tremenda precisión, basta considerar que un
segundo de arco es aproximadamente el ángulo formado por los bordes
exteriores de una de las antiguas monedas de 25 pesetas a una distancia de
unos 3 Km. Estos instrumentos tan precisos y complejos son controlados por
ordenadores, pues haciéndolo manualmente se perdería gran parte del
valioso tiempo necesario para la observación.
Los edificios donde se alojan los telescopios cumplen
numerosas funciones y forman una unidad con los telescopios. Las cúpulas,
por ejemplo, son estructuras de acero semiesféricas que alcanzan un
diámetro de 31 m para el telescopio de 3,5 m. Fabricadas por la firma DSD
(Dillinger Stahlbau Gmbh) son totalmente giratorias para permitir dirigir
los telescopios a cualquier región del espacio a través de una rendija lo
más pequeña posible. También poseen unas características térmicas muy
especiales que permiten conservar durante el día, pese a la elevada
insolación, el frío nocturno en el interior de la cúpula, evitándose casi
totalmente las deformaciones producidas por los cambios térmicos en las
partes ópticas y mecánicas de los telescopios.
Con los telescopios de Calar Alto se ha llegado al límite
en la construcción clásica de estos instrumentos, pues un aumento del
diámetro por encima de los cinco metros requeriría de un espejo principal
tan grueso y pesado, que las dificultades técnicas y los costes económicos
lo harían inviable. La única solución posible es desarrollar nuevas
tecnologías en cuanto al diseño de estas herramientas ópticas. No se puede
disponer de telescopios cada vez mayores y más luminosos; además no todos
los campos de la astronomía empírica requieren imprescindiblemente la
utilización de instrumentos de tamaño máximo, lo que explica la variedad
de telescopios que hay en Calar Alto. Su rendimiento tampoco está
determinado únicamente por su apertura ya que utilizando las posibilidades
que la técnica moderna ofrece, tanto en la mejora de los telescopios, como
de sus instrumentos auxiliares, es posible que un telescopio de 2 m, por
ejemplo, pueda desarrollar observaciones que hasta hace poco estaban
reservadas al club exclusivo de los grandes instrumentos de 3,5 m de
apertura e incluso aún mayores.
El Telescopio de 1,2 m.
Financiado por la Asociación Alemana de Investigación y
construido por la empresa Carl Zeiss, fue puesto en servicio en 1975.
Desde 1977, tras dos años de pruebas y ajustes quedo a disposición de los
astrónomos profesionales. Al no ser su peso muy elevado (15 toneladas) se
pudo efectuar un montaje asimétrico, utilizando un contrapeso por lo que
el centro de gravedad del telescopio, en el que el instrumento tiene un
apoyo hidrostático libre de esfuerzos, está situado fuera del tubo.
Sus espejos están construidos con material vitrocerámico
Zerodur, como los telescopios de 2,2 y 3,5 m. Los espejos principales no
tienen curvatura parabólica, sino hiperbólica, al igual que ocurre con los
de 2,2 y 3,5 m, pudiéndose englobar dentro de los del tipo “Ritchey –
Chrétien”. Gracias a este diseño se consigue una gran ampliación del campo
visual, consiguiendo imágenes con nitidez de un área celeste de diámetro
superior a 11 (la Luna llena tiene un diámetro de 0,51) que, en cualquier
caso, pueden considerarse de alta precisión. La distancia focal del
telescopio es de 9,8 m y tiene dos salidas. La primera es el foco
Cassegrain (f/8), situado detrás del orificio central que tiene el espejo
principal; en éste se puede disponer una cámara fotográfica, con y sin
tubos electrónicos amplificadores de imagen que proporcionan un campo de
1,5 grados de diámetro libre de coma, así como fotómetros para las zonas
del espectro visible e infrarrojo. La segunda salida, que es el foco
Nasmyth, está situada lateralmente al tubo del telescopio y puede
habilitarse introduciendo un espejo de reflexión abatible en la
trayectoria de la luz por el interior del telescopio, y esta equipada con
un espectrógrafo montado permanentemente en el instrumento.
El Telescopio de 2,2 m.
Fue puesto en servicio en la primavera de 1979. El 28 de
septiembre de dicho año, el Rey Juan Carlos I de España inauguró
oficialmente el telescopio con el resto de las instalaciones del Centro
terminadas hasta ese momento, con una placa conmemorativa que tiene la
leyenda: “Para la Investigación Pacífica del Universo”. Este instrumento
tiene un gemelo en el Observatorio de La Silla en Chile. Solamente el peso
de sus partes móviles supera las 72 toneladas. Precisamente por su elevado
peso no se pudo hacer un montaje asimétrico, por lo que el centro de
gravedad del telescopio está situado en el punto de intersección del eje
óptico con el eje de la horquilla, que es donde giran las partes móviles
sin que se necesite un contrapeso. Su montura Ecuatorial tiene forma de
horquilla. Para comodidad del observador y máximo aprovechamiento del
tiempo de observación, el telescopio está equipado con un sistema de
televisión que, junto con un ordenador, permite el control remoto y
automático del instrumento.
El sistema de
espejos es del tipo Ritchey - Chrétien y está fabricado totalmente en
cerámica de vidrio Zerodur, material vitrocerámico casi inactivo
térmicamente y capaz de conservar inalterable su forma con los cambios de
temperatura. Lleva dos salidas ópticas. Una es el foco Cassegrain de 17,6
m de distancia focal que está equipado con instrumentos similares a los
del telescopio de 1,2 m, además de un espectrógrafo Cassegrain y varias
cámaras CCD de alta sensibilidad que, con un reductor focal Cafos 22,
permite obtener imágenes CCD de gran campo (13´ x 13´) y completamente
nítidas. La otra salida de luz va al foco Coudé con una distancia focal de
88 m. Este foco tiene un emplazamiento fijo independiente de la dirección
de observación del telescopio, estando situado fuera del recinto de la
cúpula, en el laboratorio Coudé, donde se puede analizar la luz de las
estrellas con aparatos cuyo tamaño, peso o fragilidad impedirían su
montaje fijo en el tubo del telescopio. Para poder trabajar con este foco
es preciso sustituir el espejo secundario del telescopio por otro
distinto, debido a su mayor distancia focal, por lo que la luz sale a
través de dos espejos planos adicionales fuera del telescopio y de esta
forma se lleva al laboratorio Coudé; aquí se dispone de un espectrógrafo
Coudé de alta resolución, de 14 m de altura, para el análisis espectral
detallado de la luz de las estrellas.
El Telescopio de 3,5 m.
Entró en servicio
en 1984, siendo el mayor de los instalados en Calar Alto. Posee las
características esenciales de diseño del telescopio de 2,2 m. Su peso
alcanza las 430 toneladas, de las que 235 pertenecen a las partes móviles
dentro de una montura ecuatorial en herradura, similar a la ya utilizada
en 1948 para el telescopio de 5 m de Monte Palomar. El espejo hiperbólico
principal, tallado en cerámica Zerodur con una precisión de 0,000011
milímetros, pesa 16 toneladas. Su sistema óptico posee tres focos: el foco
Cassegrain (f/10) semejante al del telescopio de 2,2 m, el foco Coudé
(f/35) situado en una gran nave adyacente y el foco primario (f/3,5 o
f/3,9) con una distancia focal de 12,2 m, situado en la abertura superior
del tubo frente al espejo principal. Para su utilización el observador se
sienta directamente dentro del telescopio, en una pequeña cabina en el
lugar del espejo secundario. El control es completamente automático por
medio de ordenadores y se realiza a distancia desde la central de mando,
situada en una habitación separada; en esta central se encuentra la
consola desde la que se controla tanto el telescopio como la cúpula. Como
ejemplo de la complejidad tecnológica de este instrumento se puede decir
que dentro del telescopio hay 830 kilómetros de cable eléctrico. La
luminosidad y el poder de resolución de este telescopio es tal, que dos
velas separadas entre sí 150 m y situadas a 30.000 Km. de distancia, aún
se distinguirían como dos débiles fuentes de luz independientes. Este
reflector recoge más luz estelar que el resto de los instrumentos del
observatorio en su conjunto.
La Cámara Schmidt.
Este telescopio de 80 cm de apertura (f/3) fue puesto en
servicio en 1956 en el Observatorio de Hamburgo - Bergedorf. Después de
modificar su montura, ya que siempre se construye para una determinada
latitud geográfica, se traslado a Calar Alto en 1980. Su espejo esférico
de 1,2 m de diámetro tiene una distancia focal de 2,4 m. Su placa
correctora tiene un diámetro de 80 centímetros, disponiendo además de dos
prismas objetivos del mismo tamaño que ésta. Es un telescopio especial
destinado a la fotografía de grandes áreas celestes: campos de 5,5 x 5,5
grados cuadrados se reproducen sobre placas fotográficas (o astrográficas
de vidrio) de 24 x 24 cm2. Se realizan programas de sondeo en
la búsqueda de objetos espaciales. De particular relevancia ha sido la
prospección realizada por astrónomos del Observatorio de Hamburgo en busca
de cuásares, con lo que se ha ampliado notablemente el conocimiento acerca
de estos objetos. También destaca el hallazgo con este telescopio, el 8 de
febrero de 1992, del Asteroide No.5879, “bautizado” por la Unión
Astronómica Internacional con el nombre de Almería, a sugerencia de sus
descubridores los astrónomos alemanes K. Birkle y U. Hopp, como gratitud a
la hospitalidad española recibida en este observatorio.
El Telescopio español de 1,5 m
Cronológicamente
fue el segundo telescopio que se instaló en Calar Alto, en donde se
encuentra en servicio desde 1977. No pertenece al Centro Astronómico
Hispano Alemán, sino que depende directamente del Observatorio Astronómico
Nacional de Madrid y es utilizado, sobre todo, por los astrónomos de este
centro. Se trata de un reflector que tiene un sistema Ritchey - Chrétien
de 1,5 metros de diámetro y de excelente óptica fabricado en Francia por
la empresa REOSC. Con dos salidas presenta un foco Cassegrain, equipado
para fotografía y fotometría fotoeléctrica, y un foco Coudé o acodado.
Este último es fijo e independiente a la posición variable del telescopio
durante las observaciones, accediéndose a través de un laboratorio
climatizado que se encuentra fuera del recinto de la cúpula y en donde
puede analizarse la radiación colectada por el telescopio con un
espectrógrafo fijo horizontal que, por su gran tamaño y peso, no puede
acoplarse directamente al telescopio.
Proyectos: Instrumentación y Programas.
Óptica Adaptativa en el Telescopio de 3,5 m
Un telescopio trabajará en condiciones óptimas si lo hace
con todo su poder de resolución teórico, es decir, limitado únicamente por
el tamaño de su apertura. Con una apertura de 3,5 m, esa resolución en el
cercano infrarrojo es de unos 0,1 segundos de arco. Para conseguir esta
resolución teórica es necesario compensar las perturbaciones originadas
por la turbulencia atmosférica, que reduce la resolución de todos los
telescopios situados en la superficie terrestre al valor teórico de un
telescopio de 20 cm.
Para contrarrestar esta limitación atmosférica se equipa a
los telescopios con un sistema de óptica adaptativa, consistente en
interponer en la trayectoria óptica de los rayos de luz un espejo
adicional deformable que corrige las perturbaciones de la imagen
originadas por la turbulencia del aire y las hace desaparecer. Este espejo
se apoya sobre un centenar de “resortes” cuyas posiciones pueden
modificarse individualmente. La imagen de una estrella en el campo visual
es recogida por un sensor que analiza hasta mil veces por segundo su
tamaño y forma. La información así obtenida se utiliza para deformar el
espejo adicional modificando la posición de los “resortes”, de manera que
la imagen de la estrella de referencia conserve siempre su nitidez ideal.
Esto ocurre también para la imagen de todo el campo visual, que junto a la
estrella de referencia contiene el propio objeto que se está estudiando.
La estrella de
referencia tiene que ser suficientemente brillante para que la señal pueda
proporcionar la información necesaria con suficiente precisión. Como un
astro de estas características casi nunca se encontrará en el cielo junto
a los objetos de estudio se crea una estrella virtual de referencia, que
se pueda ubicar en cualquier lugar. Esto puede conseguirse mediante el
sistema ALFA (Adaptive Optics with Laser for Astronomy) que se encuentra
instalado en el telescopio de 3,5 m y que fue diseñado en colaboración con
el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre. Mediante un rayo láser
con luz en la línea amarilla D2 del sodio se excitan los átomos de este
elemento, que se encuentran a unos 90 Km. de altitud y que proceden de
restos de micrometeoritos que caen y se desintegran. Esta excitación
provoca la emisión de luz fluorescente que constituye la estrella de
referencia utilizada para regular la óptica adaptativa.
Las primeras pruebas que se han realizado con el sistema
ALFA muestran que una estrella doble con una separación angular de tan
sólo 0,2 segundos de arco puede resolverse en sus componentes sin
dificultad, situando así a este telescopio en la primera línea de la
investigación astronómica.
Omega
El desarrollo de las cámaras CCD supuso un avance decisivo
para la astronomía óptica que, hasta entonces, se había basado en
emulsiones fotográficas. Los registros de una CCD (Charge Coupled Device)
quedan almacenados en una pequeña placa de pocos centímetros, cuya
superficie fotosensible consta de unos 1.000 x 1.000 diminutos diodos de
silicio. La luz incidente genera en cada diodo una carga eléctrica
proporcional a su intensidad, ya que a la imagen óptica corresponde una
imagen de cargas que se puede leer electrónicamente y procesar
directamente mediante un ordenador. Sus ventajas son la alta eficiencia
cuántica cercana al 60% frente a menos del 1% en la emulsión fotográfica,
así como la linealidad y el mayor rango dinámico de 1:1000 al de 1:30 de
la placa fotográfica.
Desde hace poco se dispone de detectores CCD de gran
resolución que son sensibles incluso a la luz infrarroja. Una de las
primeras cámaras que utiliza esos detectores, desarrollada en el Instituto
Max Planck, es la llamada OMEGA. Esta cámara se ha construido en dos
versiones, cada una con sus características propias para ser acopladas a
los focos Primario y Cassegrain del telescopio de 3,5 m de Calar Alto.
CADIS (Calar Alto Deep Imaging Survey)
Con la aparición de los telescopios de 8 m se ha hecho
necesario buscar tareas en las que un telescopio de 3,5 m pueda obtener un
mejor rendimiento. Entre otras ventajas de este último destaca el tiempo
de observación relativamente mayor y su gran campo visual. Las nuevas
cámaras detectoras logran óptimos resultados con los laboriosos programas
de prospección, como por ejemplo CADIS, cuya finalidad es la búsqueda de
galaxias en formación en el Cosmos primitivo, es decir, galaxias
extremadamente lejanas y jóvenes. Los candidatos hallados mediante este
programa se investigarán después en detalle con los telescopios más
grandes.
Centro de Cálculo
La multitud de datos que los telescopios suministran con
sus instrumentos adicionales no pueden evaluarse de forma manual, sobre
todo porque cada vez se emplean más detectores CCD en la mayoría de los
aparatos de medida de Calar Alto. Esto implica que los resultados se
presentan inmediatamente después de su obtención de forma computable por
un ordenador.
En el telescopio, mientras se desarrolla el programa de
observación, comienza parcialmente la informatización de datos por
ordenador. De esta manera el astrónomo puede evaluar con rapidez si sus
instrumentos funcionan perfectamente, si las condiciones atmosféricas
reinantes son lo suficientemente buenas o si el desarrollo previsto de las
medidas está realmente conduciendo al fin deseado.
El procesado definitivo de los resultados se realiza en el
centro de cálculo, donde el observador traslada consigo los datos
obtenidos en forma digital, datos que ya sometió en el telescopio a una
primera evaluación. En este centro se eliminan los datos de todas las
perturbaciones producidas por radiaciones de otras fuentes o por la falta
de transparencia de la atmósfera terrestre. Finalmente se obtiene el
contenido físico de las medidas, que suelen constituir el argumento de las
publicaciones en revistas especializadas.
Equipos de seguimiento
Destacan aquí otros instrumentos de gran importancia, como
los equipos de seguimiento de televisión en los telescopios de Calar Alto.
Un telescopio de 2 m es tan grande que resulta difícil su posicionamiento
y seguimiento directo a simple vista. El equipo de seguimiento de
televisión acoplado al telescopio capta una parte de la imagen formada por
él y la transmite a una pantalla de televisión sobre la que el observador
puede controlar cómodamente la posición del telescopio. Esta información
la utiliza también el ordenador que controla el telescopio, el cual
permite que una estrella que se tiene como punto de mira, incluso durante
exposiciones prolongadas, se pueda seguir correctamente en su trayectoria
aparente debida a la rotación terrestre.
Temas Astronómicos Preferentes
Formación de estrellas en la Vía Láctea.
La banda blanquecina de la Vía Láctea, que en las ciudades
pasa desapercibida, en Calar Alto es un espectáculo brillante incluso a
simple vista. La Vía Láctea está formada por la superposición de todas las
estrellas lejanas de nuestra galaxia, de manera que mirando en dirección
al borde del disco que forma la galaxia aparece como una banda luminosa.
Mediante una óptica adecuada pueden resolverse un gran número de estrellas
que se distinguen por su tamaño, luminosidad, temperatura, etc. En el
telescopio pueden detectarse también extensas nubes oscuras de polvo frío
y nubes de gas caliente y luminoso de materia interestelar, que contienen
el 10 % de la masa de nuestra galaxia. Las estrellas nacen de esta materia
y en el transcurso de su vida vuelven a cederle su masa. La deducción de
un modelo espacial de la Vía láctea a partir de las observaciones y el
estudio de la evolución galáctica, constituyen parte preferente de las
investigaciones.
La formación de estrellas en nuestra galaxia es un proceso
que se produce de forma continua y generalmente tiene lugar detrás de
densas nubes de polvo que las ocultan. Durante su formación, las jóvenes
estrellas atraviesan momentos de intensa actividad energética en los que
se producen espectaculares chorros bipolares de materia, que se
desarrollan en direcciones opuestas a las de los dos polos de la estrella
central recién formada. También la estrella crece debido a la acreción de
materia que se precipita sobre ella procedente del gas y del polvo que la
rodean en el plano ecuatorial y que pueden dar lugar a la formación del
nuevo sistema planetario.
La fase bipolar, desde que fue descubierta en Calar Alto en
la década de los setenta, se investiga activamente. Las estrellas jóvenes
son astros fríos que emiten preferentemente radiación infrarroja. Las
nubes de polvo que las envuelven son mucho más transparentes para la
radiación infrarroja que para la luz visible. Por este motivo, las
modernas cámaras infrarrojas como las utilizadas en Calar Alto juegan un
papel decisivo para el estudio de la formación de las estrellas. Con los
espectrógrafos se registran las emisiones del gas interestelar y a partir
de ahí se pueden deducir las magnitudes de estado del gas como la
temperatura, densidad, composición química, etc.
Galaxias y Cosmología
La estructura de la Vía Láctea resulta más fácil de ser
comprendida, debido a que se pueden observar otros muchos sistemas
estelares parecidos fuera de nuestra propia galaxia. Al igual que en las
estrellas aisladas, también las galaxias presentan numerosas formas, en
espiral, elípticas, esféricas, irregulares, gigantes, enanas, interactivas
y en explosión.
Utilizando los
más modernos detectores en el telescopio de 3,5 m se pueden reconocer
galaxias primitivas cuya luz ha estado viajando hacia la Tierra desde hace
uno o dos mil millones de años, después de la gran explosión. La
dificultad consiste en poder reconocer estos lejanísimos objetos entre los
muchos millones de cuerpos celestes débiles que son observados. Con esta
finalidad se está empleando en Calar Alto el programa CADIS. Las galaxias
primitivas identificadas con él, como Calar Alto I y II, son el resultado
de años de trabajo, siendo investigadas a continuación con más detalle
mediante los nuevos telescopios de 8 metros.
Problemática ambiental: contaminación lumínica
Se entiende por contaminación lumínica el resplandor
producido por la luz artificial hacia el cielo procedente, principalmente,
del alumbrado público de las ciudades y los pueblos. El resultado es la
pérdida de oscuridad en el cielo nocturno y, como consecuencia, la
dificultad o imposibilidad de realizar observaciones astronómicas,
“desapareciendo” paulatinamente del firmamento las estrellas, planetas,
etc.
Sería difícil
eliminar totalmente la contaminación lumínica, aunque con las medidas
adecuadas podría reducirse muchísimo. Pequeñas modificaciones en el diseño
del alumbrado, tanto público, como privado, y el uso de lámparas de sodio
de baja presión, que además de consumir menos no contaminan la atmósfera,
contribuirían positivamente a la reducción del gasto energético y
permitirían disfrutar de noches prácticamente estrelladas desde las
propias ciudades. En este sentido, cabe destacar que en Canarias se ha
legislado sobre la protección contra la contaminación lumínica de sus
observatorios.
Todos los instrumentos de un observatorio son muy sensibles
a la luz y por tanto a los incrementos lumínicos que se producen en las
poblaciones circundantes. Estos pueden llegar a generar errores en la
lectura de los datos, así como a degradar cada vez más las excelentes
características de la bóveda celeste en esta localidad, que constituye la
causa principal que aún permite contar a esta provincia, tanto de un
observatorio de importancia internacional, como en el personal científico
y técnico de primer orden que en él trabaja.
La contaminación lumínica es además causa de problemas en
el medio ambiente, en la seguridad vial o en la calidad de vida. Conseguir
un cielo oscuro es, además de un bien protegido por la UNESCO, un síntoma
de integración entre el desarrollo humano y el medio ambiente y, por lo
tanto, requerirá de medidas legales específicas que lo regulen y
garanticen.
¿Quién observa el firmamento desde Calar Alto?
Quien desee realizar observaciones desde uno de los
telescopios de Calar Alto, ya sea un científico alemán, español o de otra
nacionalidad, debe presentar su petición a una comisión independiente que,
si lo aprueba, le asignará un periodo de observación determinado,
normalmente entre unos días y unas semanas, durante el cual será un
invitado del Centro. La preparación de las observaciones y la evaluación
de los resultados se realizan en los centros de procedencia de los
científicos. Por acuerdo, los astrónomos españoles tienen derecho a un
mínimo del 10% del tiempo de observación, que viene siendo utilizado por
grupos de investigadores de las Universidades y de los Institutos de
Astrofísica de España y que ya han realizado importantes trabajos de
investigación en este observatorio.
Respecto
a los astrónomos no profesionales o aficionados, deberían tener un acceso
mayor a las actividades que se realizan en Calar Alto. Esta situación
contribuiría a mantener una relación más fluida y directa con la población
para que, al menos en Almería, se comprendieran sus problemas, como por
ejemplo el de la contaminación lumínica. Como se está comprobando en otros
centros similares, este tipo de actividades científicas no pueden
realizarse de espaldas a la población que los rodea y precisan de una
labor divulgativa, para la que están cualificadas las asociaciones de
astronomía que podrían llegar a convenios específicos con los centros para
la realización de campañas y programas educativos.
El observatorio
se dedica únicamente a la investigación profesional pero se permiten
visitas guiadas a grupos no mayores de un autocar, un día a la semana. Es
una excelente oportunidad para conocer y adquirir conciencia de este gran
patrimonio científico. La petición normalmente se realiza por carta
dirigida al departamento de administración y adjuntando los datos
identificativos del grupo, como el número de personas y procedencia,
dirección y teléfono de contacto. Para mayor información consultar el
anexo dedicado a direcciones de interés.
