TELESCOPIOS

UNA MIRADA A LOS TELESCOPIOS

Es posible que a los aficionados de la astronomía, a los usuarios  a la información, de a pie, los telescopios no estén dentro de sus prioridades porque se nos escapa, sencillamente, a la técnica. Valoramos y podemos entender con una expresión de admiración lo que estas maquinas tecnológicas son capaces de abarcar. Y con sencillez, como siempre recalco, voy a intentar explicar un poco cada una de ellas, al menos las mas importantes, porque cada cual es una herramienta digna de admiración  para indagar el espacio o universo profundo.  he organizado en esta pagina todos aquellos telescopios de importancia y tecnologia avanzada. Mi labor en esta página solo es unificar toda la informacion sobre el tema .

TELESCOPIO HUBBLE

(Texto e imagenes de la Wikipedia)

El telescopio espacial Hubble (en inglés Hubble Space Telescope o HST por sus siglas), o simplemente Hubble, es un telescopio que orbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor del planeta Tierra a 593 kilómetros sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 minutos. Bautizado en honor del astrónomo Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 10 de marzo de 1990 en la misión STS-31 como un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea, inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El Hubble puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,04 segundos de arco.^{[cita requerida]}

Imagen de la nebulosa del Águila tomada por el Hubble.

La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la distorsión que produce la atmósfera terrestre es esencialmente que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínicaocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres.¹¹​

Una de las características del Hubble era la posibilidad de ser visitado por astronautas en las llamadas misiones de servicio (SM, por sus siglas en inglés). Durante las misiones de servicio se podían arreglar elementos estropeados, instalar nuevos instrumentos y elevar la órbita del telescopio. Se realizaron cinco misiones de servicio (SM1, SM2, SM3A, SM3B y SM4). La última tuvo lugar en mayo de 2009 y en ella se produjo la mejora más drástica de la capacidad instrumental del Hubble, al instalarse dos nuevos instrumentos (WFC3 y COS), repararse otros dos (ACS y STIS) y mejorar otro más (FGS).⁴​ Su sucesor científico será el telescopio espacial James Webb (JWST), cuyo lanzamiento está previsto para el año 2020.

El Hubble tiene una masa de en torno a 11 toneladas; es de forma cilíndrica, con una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 m. El coste del Hubble ascendió (en 1990) a 2800 millones de dólares estadounidenses. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido su borde exterior es más plano de lo esperado (sólo cuatro milésimas de centímetro) causando aberraciones esféricas. Tras esta terrible negligencia se tuvo que esperar tres años para que un transbordador tripulado (STS-61¹²​) pudiera instalar un sistema de corrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario, denominado COSTAR, iniciales en inglés de óptica correctora como reemplazo axial del telescopio espacial) alcanzándose las especificaciones de resolución inicialmente previstas.

El Hubble es un telescopio de tipo reflector y su espejo primario tiene un diámetro de 2,4 m. Para la exploración del cielo incorpora en la actualidad cuatro instrumentos con capacidad de obtener imágenes y espectros, un espectrógrafo y tres sensores de guiado fino que pueden actuar como interferómetros. Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio, los equipos de refrigeración de los instrumentos y la electrónica del telescopio. Así mismo, el Hubble dispone de baterías recargables a partir de los paneles solares que le permiten utilizar la electricidad almacenada cuando la Tierra eclipsa el Sol, o cuando la orientación de los paneles solares no es la apropiada.

Las misiones de servicio

Ya desde su diseño, el Hubble se concibió como un telescopio espacial que podría ser visitado por el transbordador espacial. Las razones para esa capacidad son:

• Poder reparar elementos estropeados. El espacio es un entorno agresivo para un satélite debido al efecto sobre los elementos electrónicos de las partículas elementales cargadas que se desplazan a gran velocidad y a la posibilidad de impactos con micropartículas. Por ese motivo, estaba claro desde el principio que algunas partes del Hubble fallarían en un plazo no muy largo.
• Instalar nuevos instrumentos, ya sean instrumentos científicos u otras partes del telescopio. Dada la rápida evolución de la tecnología, los detectores u ordenadores (por poner dos ejemplos) disponibles durante la larga vida del telescopio son superiores a los que originalmente se instalaron antes de su lanzamiento. Las visitas del transbordador permite actualizar esos elementos y así mejorar la capacidad del Hubble.
• Mantener la órbita del telescopio. Debido al rozamiento con la atmósfera (muy tenue pero no inexistente a esa altura), el telescopio se frena muy lentamente y, como consecuencia de la atracción gravitatoria terrestre, pierde altura. Cada vez que el transbordador espacial lo visita, lo empuja a una órbita ligeramente más alta.

La primera misión de servicio (SM1)

La primera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Endeavour (STS-61) en diciembre de 1993 y tuvo una duración de diez días. El plan de la SM1 estuvo fuertemente condicionado por la aberración esférica detectada tres años antes en el espejo primario. Las dos reparaciones más importantes fueron la sustitución del Fotómetro de Alta Velocidad (HSP, por sus iniciales en inglés) por la óptica correctora COSTAR y la instalación de la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 (WFPC2) en el lugar de la cámara original (WFPC). El propósito de COSTAR era el conseguir el enfoque correcto de los otros tres instrumentos axiles originales del telescopio (la Cámara de Objetos Débiles o FOC, el Espectrógrafo de Objetos Débiles o FOS y el Espectrógrafo Goddard de Alta Resolución o GHRS). La WFPC2 ya incorporaba su propia corrección del efecto de la aberración esférica del espejo primario. Además, se instalaron dos nuevos paneles solares, cuatro giroscopios, dos unidades eléctricas de control, dos magnetómetros y un nuevo ordenador de a bordo. Por último, la órbita del HST fue elevada por primera vez desde su lanzamiento.

La segunda misión de servicio (SM2)

La segunda misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-82) en febrero de 1997. En ella se reemplazaron dos instrumentos preexistentes (el GHRS y el FOS) por otros dos nuevos, el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS) y la Cámara y Espectrómetro Multi-Objeto del Infrarrojo Cercano (NICMOS), se sustituyó un sistema de almacenamiento de datos en cinta por uno de estado sólido, se reparó el aislamiento térmico y se elevó la órbita del telescopio. El sistema de refrigeración de NICMOS no funcionó de la manera especificada y eso hizo que su vida útil se redujera de 4 años y medio a 2 años.

La tercera misión de servicio (SM3A)

La tercera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-103) en diciembre de 1999.

La cuarta misión de servicio (SM3B)

La cuarta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Columbia (STS-109) en marzo de 2002.

La quinta misión de servicio (SM4)

Hubble 20 años. Nebulosa Carina.

La quinta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Atlantis (STS-125) en mayo de 2009. Esta fue la última misión de servicio y duró 11 días, participaron en ella siete tripulantes con el objetivo de reparar y añadir nuevos instrumentos al telescopio.⁴​

La quinta misión de mantenimiento, prevista para 2006, se canceló inicialmente pero posteriormente se reinstauró. Con ella, está previsto que el Hubble alcanzará el final de su vida útil hasta mediados de la década de 2010. La fecha exacta del fin del Hubble es incierta, ya que depende de la vida de los giróscopos, baterías y el frenado atmosférico (corregible). La NASA prevé lanzar en 2018¹³​ un telescopio de nueva generación (el telescopio espacial James Webb) para observar en el infrarrojo cercano y medio. El James Webb no es un sustituto del Hubble sino un complemento, ya que observa en un rango distinto del espectro electromagnético.

El 14 de junio de 2006 la cámara avanzada para sondeos (siglas en inglés, ACS), uno de los instrumentos considerados fundamentales en el telescopio, dejó de funcionar. La causa fue un excesivo voltaje en el circuito de alimentación principal que fue subsanada con la activación del sistema de respaldo. El 30 de junio la ACS volvió a funcionar correctamente. El 31 de octubre de 2006, el Administrador de la NASA anunció la aprobación para una misión de mantenimiento. Esta misión de 11 días de duración tendrá lugar tentativamente en el otoño de 2008 y entraña la instalación de nuevas baterías, de la tercera cámara de gran angular (WFC3) y de un nuevo espectrógrafo (COS), así como la reparación de los giróscopos y posiblemente de STIS.

El 27 de enero de 2007, la ACS dejó de funcionar de nuevo debido a un cortocircuito en la misma. En principio, se pensó que el daño era irreversible para todos sus detectores. No obstante, más tarde se consiguió revivir uno de ellos (la SBC) y en la actualidad se está analizando si es posible reparar o no los otros dos (el WFC y el HRC) en la próxima misión de reparación. En la decisión final influirán los nuevos instrumentos que se instalarán en dicha misión (la WFC3 y el COS) y si es preferible reparar la ACS o STIS (existe un tiempo máximo que los astronautas pueden pasar fuera de la nave y la reparación de un instrumento lleva varias horas como mínimo). Mientras tanto, el Hubble utilizará los demás instrumentos que están disponibles para investigaciones.¹⁴​¹⁵​¹⁶​

Datos recogidos sobre el origen del universo

El Hubble está logrando que los teóricos se replanteen algunas de sus ideas respecto a la edad del universo. De hecho, la idea actual se encuentra ante una paradoja. Los datos más recientes que ha proporcionado el Hubble, según Wilford, escritor de asuntos científicos del periódico The New York Times, «indican de manera convincente que el universo puede ser mucho más joven de lo que calculaban los científicos. Tal vez no tenga más de ocho mil millones de años», en vez de los cálculos anteriores, que le asignaban catorce mil millones aproximadamente. El problema radica en que «se da por seguro que algunas estrellas tienen unos doce mil millones de años».

Imágenes enviadas

Imagen del cometa Shoemaker-Levy 9 captada con el HST.

No tardó en demostrarse que había valido la pena corregir el sistema óptico. En junio de 1994, la revista Time publicó que el Hubble había descubierto claros indicios en apoyo de la existencia de los agujeros negros. La NASA anunció que este había descubierto una nube de gases en forma de disco que gira a una vertiginosa velocidad. Se halla a unos 50 millones de años luz, en el centro de la galaxia M 87. Se dice que tiene una masa estimada de entre 2000 y 3000 millones de estrellas del tamaño del Sol, pero comprimidas en un espacio del tamaño del sistema solar. Los científicos calculan que el disco de gases tiene una temperatura de 10 000 grados Celsius. La única explicación que puede darse en la actualidad para este fenómeno es la existencia de una enorme fuerza gravitatoria ejercida por un mastodóntico agujero negro, en torno al cual da vueltas el disco.

El Hubble también envió imágenes extraordinarias del cometa Shoemaker-Levy 9 cuando este se dirigía en una trayectoria autodestructiva a Júpiter, donde se desintegró en julio de 1994. Las imágenes de las galaxias que envía el Hubble son de tal nitidez que un científico calificó así el trabajo: «Un ligero cambio en el espejo, un paso gigante en astronomía». Según la revista Investigación y Ciencia, en la actualidad «la resolución del Hubble duplica la del mejor instrumento instalado en Tierra, y gracias a ello puede observar con claridad un volumen de espacio mil veces mayor que otros telescopios».

TELESCOPIO CHANDRA

Equipo de STS-93 con un modelo a escala

       Los datos recopilados por Chandra han avanzado mucho en el campo de la astronomía de rayos X. He aquí algunos ejemplos de descubrimientos apoyados por observaciones de Chandra:

       La primera imagen de luz, del remanente de supernova Cassiopeia A, dio a los astrónomos su primer vistazo al objeto compacto en el centro del remanente, probablemente una estrella de neutrones o un agujero negro. (Pavlov, et al., 2000)

     En la Nebulosa del Cangrejo, otro remanente de supernova, Chandra mostró un anillo nunca antes visto alrededor del púlsar central y los chorros que sólo habían sido parcialmente vistos por telescopios anteriores. (Weisskopf et al., 2000)

         La primera emisión de rayos X fue vista desde el agujero negro supermasivo, Sagitario A*, en el centro de la Vía Láctea. (Baganoff et al., 2001) Chandra encontró mucho más gas fresco de lo esperado en espiral en el centro de la galaxia de Andrómeda.

              Los frentes de presión se observaron en detalle por primera vez en Abell 2142, donde los grupos de galaxias se están fusionando.       Las imágenes más tempranas en los rayos X de la onda de choque de una supernova fueron tomadas de SN 1987A.

     Chandra mostró por primera vez la sombra de una pequeña galaxia mientras está siendo canibalizada por una más grande, en una imagen de Perseo A. 
        Un nuevo tipo de agujero negro fue descubierto en la galaxia M82, objetos de mediana masa supuestamente el eslabón perdido entre los agujeros negros de tamaño estelar y agujeros negros super masivos. (Griffiths et al., 2000)

      Las líneas de emisión de rayos X se asociaron por primera vez con una ráfaga de rayos gamma, Beethoven Burst GRB 991216. (Piro et al., 2000)

     Los estudiantes de secundaria, utilizando datos de Chandra, descubrieron una estrella de neutrones en el resto de la supernova IC 443.²​

          Las observaciones de Chandra y BeppoSAX sugieren que las ráfagas de rayos gamma ocurren en regiones formadoras de estrellas.

          Los datos de Chandra sugirieron que RX J1856.5-3754 y 3C58, que antes se pensaba que eran púlsares, podrían ser objetos aún más densos: estrellas de quarks. Estos resultados siguen siendo debatidos.

          Las ondas sonoras de la actividad violenta alrededor de un agujero negro súper masivo se observaron en el Perseus Cluster (2003).    Imagen CXO de la enana marrón TWA 5B

          TWA 5B, una enana marrón, se veía en órbita alrededor de un sistema binario de estrellas parecidas al Sol.      Casi todas las estrellas de la secuencia principal son emisores de rayos X. (Schmitt y Liefke, 2004)

          La sombra de rayos X de Titán fue vista cuando atravesó la Nebulosa del Cangrejo.

               Emisiones de rayos X de materiales que caen de un disco protoplanetario a una estrella. (Kastner, et al., 2004)

    Constante de Hubble medida a 76,9 km/s/Mpc utilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich.

    2006 Chandra encontró la evidencia fuerte que la materia oscura existe observando la colisión estupenda del racimo      2006  .Los anillos y filamentos emisores de rayos X descubiertos alrededor de un agujero negro súper masivo dentro de Messier 87 implican la presencia de ondas de presión, ondas de choque y ondas de sonido. La evolución de Messier 87 puede haber sido dramáticamente afectada.³​

     Las observaciones del grupo Bullet ponen límites a la sección transversal de la auto-interacción de la materia oscura.⁴​

    "La Mano de Dios" fotografía de PSR B1509-58.

       Las radiografías de Júpiter procedentes de los polos, no el anillo auroral.⁵​

     Un gran halo de gas caliente se encontró alrededor de la Vía Láctea.⁶​
         Se observó una galaxia enana extremadamente densa y luminosa M60-UCD1.⁷​

         El 5 de enero de 2015, la NASA informó que CXO observó una llamarada de rayos X 400 veces más brillante que de costumbre, un rompe-registros, desde Sagitario A *, un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia de la Vía Láctea. El hecho inusual puede haber sido causado por la ruptura de un asteroide que cae en el agujero negro o por el entrelazamiento de líneas de campo magnético dentro del gas que fluye hacia el Sagitario A *, según los astrónomos.⁸​
       En septiembre de 2016, se anunció que Chandra había detectado las emisiones de rayos X de Plutón, la primera detección de rayos X de un objeto del cinturón de Kuiper. Chandra había hecho las observaciones en 2014 y 2015, apoyando la nave espacial New Horizons para su encuentro de julio de 2015.⁹​

TELESCOPIO HABEX

El Habitable Exoplanet Observatory (HabEx) es un concepto para una misión de imagen directa de sistemas planetarios alrededor de estrellas similares al Sol.

El Habitable Exoplanet Observatory (HabEx) es un concepto para una misión de imagen directa de sistemas planetarios alrededor de estrellas similares al Sol. HabEx será sensible a todos los tipos de planetas; sin embargo, su objetivo principal es, por primera vez, crear imágenes de exoplanetas similares a la Tierra y caracterizar su contenido atmosférico. Al medir los espectros de estos planetas, HabEx buscará firmas de habitabilidad, como el agua, y será sensible a los gases en la atmósfera, lo que indica una actividad biológica, como el oxígeno o el ozono. Además de la búsqueda de vida en exoplanetas similares a la Tierra, HabEx permitirá una amplia gama de astrofísica general, desde el estudio de las primeras épocas de la historia del Universo, hasta la comprensión del ciclo de vida y la muerte de las estrellas más masivas, que en última instancia Suministre los elementos necesarios para sustentar la vida tal como la conocemos. Estos estudios se realizarán con la misma tecnología que permitirá a HabEx estudiar planetas similares a la Tierra: un telescopio grande y estable en el espacio con una resolución sin precedentes que es sensible a los fotones ultravioleta, óptico e infrarrojo cercano. Además, el concepto de HabEx es particularmente convincente, ya que está maduro para el desarrollo, y se puede implementar tanto tecnológica como científicamente en la próxima década. El concepto HabEx es uno de los cuatro conceptos de misión que se están estudiando actualmente en preparación para la Encuesta de la Decadencia Astrofísica de 2020. El estudio está siendo realizado por un Equipo de Definición de Ciencia y Tecnología (STDT) compuesto por expertos dentro de la comunidad y está siendo administrado por el Laboratorio de Propulsión a Chorro. El estudio debe concluir en 2019.

(HabEx) es una misión insignia candidata que está siendo estudiada por la NASA y la comunidad astrofísica en preparación de la Encuesta Decenal 2020. El concepto de misión de HabEx es un gran telescopio espacial óptico de difracción limitada (~ 4 a 6,5 ​​m), que proporciona una resolución y contraste sin precedentes en la óptica, con posibles extensiones en los dominios de UV cercano e infrarrojo cercano. Discutimos los objetivos científicos primarios de HabEx. Primero, HabEx examinará una gran muestra de estrellas para buscar planetas planetas potencialmente habitables: planetas del tamaño de la Tierra aproximadamente con separaciones consistentes con estar en las zonas habitables de sus estrellas progenitoras. Los candidatos prometedores serán seguidos en detalle, para caracterizar sus órbitas y atmósferas, y así confirmar que son planetas de tamaño terrestre en las zonas habitables de sus estrellas progenitoras, y buscar firmas de habitabilidad y potencialmente biosignaturas. En segundo lugar, HabEx realizará una encuesta de 'inmersión profunda' en aproximadamente una docena de los sistemas estelares más cercanos y prometedores, proporcionando los primeros "retratos familiares" de planetas alrededor de nuestros vecinos más cercanos similares al Sol, y colocando el sistema solar en el contexto de un conjunto diverso de estos sistemas planetarios. Además, HabEx permitirá una amplia gama de otras investigaciones astrofísicas, incluida la caracterización detallada de las propiedades de las estrellas y galaxias cercanas.

Definición de Ciencia y Tecnología (STDT) compuesto por expertos dentro de la

comunidad y está siendo administrado por el Laboratorio de Propulsión a Chorro.

Habitable Exoplanet Observatory

Observatorio habitable de exoplanetas Duración de la misión: 5 años (10 consumibles) Órbita: Tierra-Sol L2 Halo. Apertura del telescopio: 4 metros sin obstrucciones Tipo de telescopio: anastigmat de tres espejos fuera de eje Espejo primario: monolito de 4 metros; sustrato vitrocerámico;                       Recubrimiento Al + MgF2 Instrumentos (4): Exoplanet Science: Coronograph, Starshade Observatorio de Ciencias:  Espectrógrafo UV,                                              Cámara de Workhorse. Control de actitud: giro: propulsores de hidracina;                        Señalando: microthrusters

Esta animación muestra el prototipo Starshade, una estructura gigante diseñada para bloquear el resplandor de las estrellas para que los futuros telescopios espaciales puedan tomar imágenes de los planetas. Este video también incluye pruebas de hardware de concepto de misión.

TELESCOPIO LINKS

Por su parte Lynx se centrará en el lado más energético del espectro. Lynx es un gran telescopio de rayos X, el verdadero sucesor de Chandra. Alcanzará una resolución de 0,5 segundos de arco, todo un desafío para un telescopio de óptica rasante de rayos X. El principal inconveniente de este observatorio es que muchos de sus objetivos se lograrán con el telescopio Athena de la ESA. Athena es una misión de tipo L y se lanzará en 2028. Cubrirá diez veces el área de Chandra y tendrá una resolución espectral cien veces mayor. No obstante, Lynx estudiará los agujeros primordiales del Universo y sus galaxias, así como todos los fenómenos más energéticos del cosmos. La sensibilidad de Lynx será 50 veces superior a la de Chandra y el telescopio tendrá un diámetro de 3 metros y una focal de 10 metros, aunque se está estudiando una versión de 6 x 20 metros. A diferencia de los otros telescopios podrá ser lanzado por un vector convencional. Estará situado en el punto L2 o en una órbita de resonancia 2:1 con la Luna.

TELESCOPIO OST

El tercer gran telescopio espacial es el OST (Origins Space Telescope). Origins es un telescopio espacial con un espejo primario segmentado de 9,1 metros que observará el infrarrojo medio y lejano para. Técnicamente será más bien un sucesor —o complemento— del James Webb. Cubrirá la región del espectro comprendida entre las 5 y 660 micras, lo que permitirá rellenar el vacío observacional que existirá entre el JWST y observatorios de microondas como ALMA, una . Tendrá cinco instrumentos (MISC, MRSS, FIP, HERO y HRS) y usará refrigeración pasiva como el JWST para alcanzar una temperatura de 4 kelvin. También sería lanzado por el SLS y estaría situado en el punto L2. Ante el riesgo de que el proyecto pueda terminar siendo demasiado caro se está estudiando un diseño alternativo con un espejo monolítico de 5,9 metros.

TELESCOPIO SPIZER

El telescopio espacial Spitzer (SST por sus siglas en inglés) (conocido inicialmente como Instalación de Telescopio Infrarrojo Espacial o SIRTF de sus siglas en inglés), es un observatorio espacial infrarrojo, el cuarto y último de los Grandes Observatorios de la NASA. Otros telescopios espaciales en el infrarrojo que han precedido al Spitzer fueron los telescopios IRAS e ISO.

Fue lanzado el 25 de agosto de 2003 desde el Centro Espacial Kennedy usando como vehículo un Delta II. Mantiene una órbita heliocéntrica similar a la de la Tierra, pero que lo aleja de nuestro planeta a razón de unos 15 millones de kilómetros por año. Spitzer va equipado con un telescopio reflector de 85 cm de diámetro. La vida útil del telescopio Spitzer viene limitada, como en otros telescopios infrarrojos espaciales, por la tasa de evaporación del helio líquido que se utiliza como refrigerante. Inicialmente se esperaba que el helio durase un mínimo de 2,5 años y un máximo de 5. El helio líquido se agotó el 15 de mayo de 2009, lo que supone una duración de más de 5,5 años. Actualmente (noviembre de 2017) Spitzer sigue operando en una misión extendida, la Spitzer Warm Mission, en la que el telescopio se enfría pasivamente, sin necesidad de refrigerante, hasta -246 grados Celsius.

El costo total de la misión se ha estimado en 670 millones de dólares. Entre los retos tecnológicos de esta misión se encontraba la realización del espejo principal de Berilio.

Manteniendo la tradición de la NASA, el telescopio fue renombrado después de su demostración de operación exitosa, en 18 de diciembre de 2003. A diferencia de la mayoría de los telescopios, que son nombrados por un panel de científicos, el nombre de éste fue obtenido de un concurso abierto sólo a niños. El nombre final proviene del Dr. Lyman Spitzer, Jr., considerado uno de los científicos más influyentes del siglo XX y uno de los primeros impulsores de la idea de telescopios espaciales proponiendo esta posibilidad en los años 40.

Con el Spitzer se quiere estudiar objetos fríos que van desde el sistema solar exterior hasta los confines del universo. Este telescopio constituye el último elemento del programa de Grandes Observatorios de la NASA, y uno de los principales elementos del Programa de Búsqueda Astronómica de los Orígenes (Astronomical Search for Origins Program). El telescopio contiene tres instrumentos capaces de obtener imágenes, realizar fotometría en el rango de 3 a 180 micras y obtener espectros de gran resolución en el rango de 5 a 100 micras.

En mayo del 2007 obtuvo datos sobre un diminuto planeta al que se denominó HD14026b, el planeta extrasolar era el más caliente registrado hasta ese momento con 3700 °C en superficie.¹​

En agosto del 2008 detectó una inmensa cantidad de vapor de agua dentro de un sistema estelar en formación llamado NGC 1333-IRAS 4B. El vapor procedente de la nube central del sistema cae sobre un disco de polvo estelar del que surgirían los planetas y cometas. Este sistema crece dentro de su núcleo frío de gas y polvo. El director del estudio Dan M. Watson,²​ de la Universidad de Rochester, en Nueva York dijo: "por primera vez estamos viendo cómo llega el agua hasta el lugar en el que se formarían los planetas".³​

TELESCOPIO JAMES WEBB

El telescopio espacial James Webb (en inglés James Webb Space Telescope (JWST)) es un observatorio espacial desarrollado por la colaboración entre aproximadamente 17 países,²​ está siendo construido y operado conjuntamente por la NASA, la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Canadiense, para ser el sucesor científico del Hubble y el Spitzer.³​⁴​ El JWST ofrecerá una resolución y sensibilidad sin precedentes, y permitirá una amplia gama de investigaciones en los campos de la astronomía y la cosmología.⁵​ Uno de sus principales objetivos es observar algunos de los eventos y objetos más distantes del universo, como la formación de las primeras galaxias. Este tipo de objetivos están fuera del alcance de los instrumentos terrestres y espaciales actuales. Entre sus objetivos están incluidos estudiar la formación de estrellas y planetas y obtener imágenes directas de exoplanetas y novas.

Entre sus principales características técnicas hay que destacar el espejo primario de JWST que está compuesto por 18 segmentos hexagonales que combinados crean un espejo con un diámetro de 6.5 metros (21 pies 4 pulgadas), un gran aumento con diferencia sobre el espejo utilizado por el Hubble de 2.4 metros (7.9 pies), el parasol y cuatro instrumentos científicos. El telescopio se desplegará en el espacio cerca del punto lagrangiano Tierra-Sol L₂, estará protegido por un gran parasol hecho de cinco hojas de Kapton revestido de aluminio y silicona que mantendrá al espejo y sus cuatro instrumentos científicos principales a temperaturas cercanas al cero absoluto. A diferencia del Hubble, que observa en los espectros ultravioleta cercano, visible e infrarrojo cercano, el JWST observará en la luz visible de longitud de onda larga (naranja a rojo) a través del rango del infrarrojo medio (0.6 a 27 μm). Esto permitirá que el JWST realice una amplia gama de investigaciones a través de muchos subcampos de la astronomía,⁶​ que observe y estudie las primeras estrellas, de la época de reionización, formación de las primeras galaxias, tome fotografías de nubes moleculares, grupos de formación estelar, objetos con alto desplazamiento hacia el rojo demasiado viejos y demasiado distantes para que pudieran ser observados por el Hubble y otros telescopios anteriores.⁷​

En desarrollo desde 1996,⁸​ lo denominaron como Next Generation Space Telescope o NGST, en 2002 fue denominado James E. Webb, en honor al funcionario del gobierno estadounidense que fue administrador de la NASA entre 1961 y 1968 y jugó un papel integral en el programa Apolo.⁹​¹⁰​El proyecto ha tenido numerosas demoras y gastos excesivos, siendo sometido a importante rediseño durante 2005. En 2011, parte del Congreso de los Estados Unidos optó por su cancelación, después de haber empleado en su desarrollo aproximadamente 3000 millones de dólares¹¹​ estando en producción o en fase de pruebas más del 75% de su hardware.¹²​ En noviembre de 2011, el Congreso revocó los planes para cancelar el proyecto y en su lugar puso un tope de financiación adicional para completar el proyecto en 8000 millones de dólares.¹³​ En diciembre de 2016, la NASA anunció que la construcción del JWST había finalizado y comenzaría su fase de pruebas. ¹⁴​¹⁵​ En marzo de 2018, la NASA retrasó el lanzamiento de JWST un año más porque el parasol del telescopio se rasgó durante un despliegue de práctica y los cables del parasol no se apretaron lo suficiente.¹⁶​ Estaba previsto que el JWST fuera a ser lanzado en mayo de 2020¹⁷​¹⁸​¹⁹​²⁰​²¹​ desde la Guayana Francesa.²²​

El 27 de junio de 2018, tras detectarse varios problemas, tanto técnicos como humanos, durante las pruebas, la NASA decide posponer el lanzamiento del telescopio al 30 de marzo de 2021, después de que la junta de revisión que evalúa el proyecto emitiera un informe contrario a las expectativas respecto al cronograma previsto por el contratista y el proceso de la misión en general incluyendo los errores.

El JWST se inició en 1996 denominándolo en principio como el Next Generation Space Telescope (NGST), basado en la planificación genérica del sucesor del Hubble al menos desde 1993.³¹​ en el año 2002 se le cambió el nombre por el de James E. Webb, en honor al funcionario del gobierno estadounidense que fuera segundo administrador de la NASA entre 1961 y 1968, destacado por desempeñar un papel importante en el programa Apolo y por establecer la investigación científica como actividad central de la NASA.³²​ El JWST es un proyecto conjunto de la NASA, la Agencia Espacial Europea, la Agencia Espacial Canadiense y donde colaboran aproximadamente 17 países más.

Las contribuciones de Europa se formalizaron en 2007 con un Memorando de Entendimiento ESA-NASA, que incluye el lanzador Ariane-5 ECA, el instrumento NIRSpec, el montaje del banco óptico MIRI, y soporte de personal para las operaciones.³³​

El telescopio se espera que tenga una masa de aproximadamente la mitad del telescopio espacial Hubble, aunque su espejo primario (un reflector de berilio recubierto de oro de 6,5 metros de diámetro) tendrá un área de recolección aproximadamente cinco veces mayor (25 m2 o 270 pies cuadrados vs. 4.5 m2 o 48 pies cuadrados). El JWST está orientado hacia la astronomía cercana al infrarrojo, pero también puede ver la luz visible naranja y roja, así como también la región del infrarrojo medio, dependiendo del instrumento. El diseño enfatiza el infrarrojo cercano al medio por tres motivos principales: los objetos con alto desplazamiento hacia el rojo tienen sus emisiones visibles desplazadas al infrarrojo, los objetos fríos como los discos de desechos y los planetas emiten más fuertemente en el infrarrojo, y esta banda es difícil de estudiar desde el suelo o por los telescopios espaciales actuales como el Hubble. Los telescopios terrestres tienen que observar atravesando la atmósfera, que es opaca en muchas bandas infrarrojas. Incluso donde la atmósfera es transparente, muchos de los compuestos químicos que son objetivo, como el agua, el dióxido de carbono y el metano, también existen en la atmósfera terrestre, lo que complica enormemente el análisis. Los telescopios espaciales actuales como el Hubble no pueden estudiar estas bandas ya que sus espejos no son lo suficientemente fríos (el espejo del Hubble se mantiene a unos 15 grados C) y, por lo tanto, el telescopio irradia con fuerza en las bandas IR.

El JWST operará cerca del punto de Lagrange Tierra-Sol L₂, aproximadamente a 930 000 millas (1 500 000 km) más allá de la órbita de la Tierra. A modo de comparación, el Hubble orbita a 340 millas (550 km) sobre la superficie de la Tierra, y la Luna está aproximadamente a 250 000 millas (400 000 km) de la Tierra. Esta distancia hace que la reparación o actualización posterior al lanzamiento del hardware del JWST sea prácticamente imposible. Los objetos cercanos a este punto pueden orbitar el Sol en sincronía con la Tierra, lo que permite que el telescopio permanezca a una distancia aproximadamente constante³⁴​ y tiene obligado utilizar una barrera solar para bloquear el calor y la luz del Sol y la Tierra. Esto mantendrá la temperatura de la nave espacial por debajo de 50 K (-220 °C; -370 °F), necesaria para las observaciones de infrarrojos.³⁵​³⁶​

Barrera solar[editar]

Para realizar observaciones en el espectro infrarrojo, el JWST debe mantenerse a una temperatura muy baja, aproximadamente por debajo de 50 K (-220 °C; -370 °F), de lo contrario, la radiación infrarroja del propio telescopio podría bloquear o sobrecargar sus instrumentos. Para evitarlo utiliza un gran parasol que bloquea la luz y el calor del Sol, la Tierra y la Luna, además, su posición cercana al punto de Lagrange Tierra-Sol L₂ mantiene los tres cuerpos en el mismo lado de la nave espacial en todo momento.³⁷​ Su órbita halo alrededor del punto L₂ evita la sombra de la Tierra y la Luna, manteniendo una posición constante y aceptable para la barrera solar y los paneles solares.³⁴​ El parasol está hecho de película de poliimida y tiene membranas recubiertas con aluminio en un lado y silicona en el otro.

El parasol está diseñado para doblarse doce veces, por lo que cabe dentro de la cubierta del cohete Ariane 5 de 4,57 m (5 yardas) × 16,19 m (17,7 yardas). Una vez ubicado el telescopio en el punto L₂, el parasol se desplegará a 21,197 m (23,18 yardas) × 14,162 m (15,55 yardas). El parasol fue ensamblado a mano en Man Tech (NeXolve) en Huntsville, Alabama, antes de ser entregado a Northrop Grumman en Redondo Beach, California, Estados Unidos, para su prueba. ³⁸​

Óptica[editar]

El espejo primario de JWST es un reflector de berilio de 6.5 metros de diámetro, recubierto de oro, con un área de recolección de 25 m². Estas dimensiones son demasiado grande para los vehículos de lanzamiento actuales, por lo que el espejo lo componen 18 segmentos hexagonales, que se desplegarán después una vez que se haya abierto el telescopio. La detección del frente de onda plano de la imagen a través de la recuperación de fase se usará para colocar los segmentos del espejo en la ubicación correcta usando micromotores muy precisos. Con posterioridad a esta configuración inicial, solo necesitarán breves encendidos cada pocos días para mantener un enfoque óptimo,³⁹​ siendo distinto a los telescopios terrestres como el Observatorio W. M. Keck, que continuamente ajustan los segmentos de su espejo utilizando ópticas activas para superar los efectos de la carga gravitacional y del viento, y es posible debido a la falta de perturbaciones ambientales por estar ubicado en el espacio.

El diseño óptico de JWST es un telescopio de tres espejos anastigmático,⁴⁰​ que hace uso de espejos curvos secundarios y terciarios para obtener imágenes libres de aberracionesópticas en un amplio campo. Además, hay un espejo de dirección rápido, que puede ajustar su posición muchas veces por segundo para proporcionar estabilización de imagen.

Ball Aerospace & Technologies es el principal subcontratista para el proyecto JWST, dirigido por el contratista principal Northrop Grumman Aerospace Systems, siendo dirigidos todos por el Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA, en Greenbelt, Maryland.⁴¹​⁴²​ Dieciocho segmentos de espejos primarios, espejos de dirección secundarios, terciarios y sensibles, más repuestos de vuelo han sido fabricados y pulidos por Ball Aerospace en segmentos de berilio fabricados por varias empresas, entre ellas Axsys, Brush Wellman y Tinsley Laboratories.

El último segmento del espejo primario fue instalado el 3 de febrero de 2016,⁴³​ y el espejo secundario fue instalado el 3 de marzo de 2016.⁴⁴​

Instrumentos científicos[editar]

El Integrated Science Instrument Module (ISIM) es un módulo que proporciona energía eléctrica, recursos informáticos, refrigeración y estabilidad estructural para el telescopio. Está fabricado con un compuesto de grafito-epoxi y va unido a la parte inferior de la estructura del telescopio. En el ISIM se integran cuatro instrumentos⁴⁵​ científicos que se describen a continuación y una cámara guía.⁴⁶​

• Near InfraRed Camera (NIRCam), cámara infrarroja con cobertura espectral que irá desde el borde de lo visible (0,6 micrómetros) hasta el infrarrojo cercano (5 micrómetros).⁴⁷​⁴⁸​ También servirá como sensor de frente de onda del observatorio, necesario para actividades de detección y control de frente de onda. Construida por un equipo dirigido por la Universidad de Arizona, siendo Investigadora Principal Marcia Rieke. El socio principal es Lockheed Martin Advanced Technology Center, ubicado en Palo Alto, California.⁴⁹​

• Near InfraRed Spectrograph (NIRSpec), espectroscopio que realizará sus funciones en el mismo rango de longitud de onda. Construido por la Agencia Espacial Europea en el Centro Europeo de Investigación y Tecnología Espacial (ESTEC) en Noordwijk, Holanda. El equipo fue desarrollado entre varios centros y organizaciones espaciales como Airbus Defence and Space, Ottobrunn and Friedrichshafen, Alemania, y el Centro de vuelo espacial Goddard; siendo Pierre Ferruit (Escuela Normal Superior de Lyon) el científico supervisor encargado del proyecto. El diseño de NIRSpec tiene tres modos de observación: un modo de baja resolución que utiliza un prisma, un modo multiobjeto R~1000 y una unidad de campo integral R~2700 o modo de espectroscopia de ranura larga.⁵⁰​ La conmutación entre los modos se realiza mediante un mecanismo de preselección de longitud de onda conocido como Filter Wheel Assembly, y seleccionando el elemento dispersivo correspondiente (prisma o rejilla) utilizando el mecanismo de Grating Wheel Assembly.⁵⁰​ Ambos instrumentos se desarrollaron basándose en el instrumento ISOPHOT instalado también en el Observatorio Espacial Infrarrojo. El modo multiobjeto se basa en un complejo mecanismo de microobturador que permitirá observar simultáneamente cientos de objetos individuales en cualquier parte del campo de visión de NIRSpec. Los mecanismos y sus elementos ópticos fueron diseñados, integrados y probados por la empresa alemana Carl Zeiss.⁵⁰​

• Mid-InfraRed Instrument (MIRI), instrumento que medirá el rango de longitud de onda del infrarrojo medio de 5 a 27 micrómetros.⁵¹​⁵²​ Compuesto por cámara de infrarrojo medio y un espectrómetro de imágenes.⁴¹​ Fue desarrollado en colaboración entre la NASA y un consorcio de países europeos, está dirigido por George H. Rieke (Universidad de Arizona) y Gillian Wright (UK Astronomy Technology Centre, Edimburgo, miembro del Science and Technology Facilities Council (STFC)).⁴⁹​ MIRI presenta mecanismos de rueda similares a NIRSpec, que también han sido desarrollados y construidos por Carl Zeiss Optronics GmbH (subcontratada a su vez por Max Planck Institute for Astronomy. El instrumento una vez construido se entregó al Centro de vuelo espacial Goddard a mediados de 2012 para su eventual integración en el ISIM. La temperatura del MIRI no debe superar los 6 Kelvin (K): un enfriador mecánico de gas de helio ubicado en el lado cálido del escudo ambiental conseguirá reducirlo a tan baja temperatura.⁵³​

• Fine Guidance Sensor and Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph (FGS/NIRISS), estabilizador fabricado por la Agencia Espacial Canadiense bajo la supervisión del científico John Hutchings (Herzberg Institute of Astrophysics, National Research Council (Canada)), estabilizará la línea de visión del observatorio durante las observaciones científicas. Las mediciones del FGS se usan tanto para controlar la orientación general de la nave espacial como para conducir el espejo de dirección para estabilizar la imagen. La Agencia Espacial Canadiense también proporcionará un instrumento que observará el infrarrojo cercano y espectrógrafo Slitless (NIRISS) para imágenes astronómicas y espectroscopía en el rango de longitud de onda de 0,8 a 5 micrómetros, cuya dirección la supervisa el investigador principal René Doyon de la Universidad de Montreal.⁴⁹​ Debido a que el NIRISS está físicamente montado junto con el FGS, a menudo se les reconoce como una sola unidad, pero sus análisis son completamente distintos, uno es un instrumento científico y el otro forma parte de la infraestructura de soporte del observatorio.

NIRCam y MIRI tienen coronógrafos bloqueadores de luz estelar para poder observar objetivos débiles como planetas extrasolares y discos circunestelares cercanos a estrellas brillantes.⁵²​

Los detectores infrarrojos de los módulos NIRCam, NIRSpec, FGS y NIRISS son suministrados por Teledyne Imaging Sensors (anteriormente Rockwell Scientific Company). Los sistemas instalados en el JWST, así como de los instrumentos ISIM y del ICDH utilizan el protocolo SpaceWire para transmitir datos entre los instrumentos científicos y el equipo donde se analizan.⁵⁴​

Spacecraft Bus[editar]

Spacecraft Bus es el principal componente del telescopio espacial James Webb, alberga gran cantidad de piezas de computación, comunicación, propulsión y estructurales, uniendo las diferentes partes del telescopio.⁵⁵​ Junto con la barrera solar, forma el elemento de "nave espacial" del telescopio espacial.⁵⁶​ Los otros dos elementos principales del JWST son el Integrated Science Instrument Module (ISIM) y el Optical Telescope Element (OTE).⁵⁷​ En el espacio conocido como "Región 3" de ISIM también está dentro del Spacecraft Bus; este espacio incluye también el ISIM Command and Data Handling (ICDH) y el refrigerador criogénico MIRI.⁵⁷​

El Spacecraft Bus está conectado al Optical Telescope Element por medio del Deployable Tower Assembly, que a su vez está conectado con la barrera solar.⁵⁵​

Con un peso de 350 kg (aproximadamente 772 lb),⁵​ tiene que estar preparado para soportar el JWST, que tiene un peso aproximado de 6,5 toneladas. Fabricado principalmente de material compuesto de grafito.⁵​ Su montaje se realizó en California en 2015, luego se tuvo que integrar con el resto del telescopio espacial previamente a su lanzamiento previsto para 2020⁵⁸​. El Spacecraft Bus puede proporcionar el apuntamiento de un segundo de arco y aísla la vibración hasta dos (2) miliarcosegundos.⁵⁹​

Está ubicado con orientación al Sol, en el lado "cálido" del telescopio, operará a una temperatura de aproximadamente 300 K.⁵⁶​ Todo instrumento posicionado con orientación al Sol debe poder soportar condiciones térmicas de la órbita del halo del telescopio, que a un lado le da constantemente la luz solar y al otro la sombra por la barrera de la nave espacial.⁵⁶​

Otro aspecto importante del Spacecraft Bus es su equipo central de computación, almacenamiento de memoria y comunicaciones.⁵⁵​ El procesador y el software dirigen los datos hacia y desde los instrumentos, al núcleo de memoria de estado sólido y al sistema de radio que puede enviar datos a la Tierra así como recibir órdenes.⁵⁵​ La computadora también controla el posicionamiento de la nave espacial, tomando los datos del sensor de los giroscopios y el rastreador de estrellas, y enviando las órdenes necesarias a los instrumentos de posicionamiento o propulsores.⁵⁵​

Lanzamiento y duración de la misión[editar]

El lanzamiento está programado para mayo de 2020⁶⁰​ con un cohete Ariane 5. El observatorio está provisto de un "anillo-interfaz de vehículo de lanzamiento" que podría ser utilizado para que un futuro lanzamiento de aprovisionamiento del observatorio por medio de astronautas o robots, pudiera solucionar problemas de despliegue general. Sin embargo, el telescopio en sí no es útil, y los astronautas no podrían realizar tareas como intercambiar instrumentos, como con el telescopio Hubble.⁴¹​ El tiempo nominal de la misión es de cinco años, con un límite en principio de diez años.⁶¹​ JWST necesita usar propelente para mantener su órbita de halo alrededor del punto de Lagrange L₂, lo que proporciona un límite superior a su vida útil esperada, y está siendo diseñado para transportar suficiente propelente para diez años.⁶²​ La misión científica programada de cinco años comienza después de una fase de prueba y puesta en marcha de 6 meses.⁶²​ La órbita L₂ es solo metaestable, por lo que requiere un mantenimiento de estación orbital o el objeto se alejará de esta configuración orbital.⁶³​

JWST configurado para el lanzamiento

El telescopio está planeado para ser lanzado en un cohete Ariane 5 en una misión de cinco años con una fecha de lanzamiento previsto en 2018.⁶⁴​

Comparativas[editar]

El deseo de tener un gran telescopio espacial infrarrojo se remonta a varias décadas; en los Estados Unidos, se estudió la posibilidad de crear un telescopio en la lanzadera Shuttle Infrared Telescope Facility mientras desarrollaba el Space Shuttle reconociéndose el potencial existente de la astronomía infrarroja en ese instante.⁶⁵​ En comparación con los telescopios de tierra, se sabía que los observatorios espaciales estaban libres de la absorción atmosférica de luz infrarroja; sería como un "cielo nuevo" para los astrónomos.⁶⁵​

La atmósfera tenue por encima de los 400 km de altura no tiene absorción medible, por lo que los detectores que operan en todas las longitudes de onda de 5 µm a 1000 µm alcanzan una alta sensibilidad radiométrica.

- S. G. McCarthy y G. W. Autio, 1978ref name="proceedings.spiedigitallibrary.org"/>

Sin embargo, los telescopios infrarrojos tienen un inconveniente: necesitan conservarse extremadamente fríos y cuanto más larga es la longitud de onda de los infrarrojos, más fríos deben estar.⁶⁶​ De lo contrario, el calor de fondo del dispositivo bloquea a los instrumentos, dejándolo completamente ciego.⁶⁶​ Este inconveniente puede superarse mediante un cuidadoso diseño de la nave espacial, particularmente colocando el telescopio en un depósito con una sustancia extremadamente fría, como el helio líquido.⁶⁶​ Esto significa que la mayoría de los telescopios infrarrojos tienen una vida útil limitada por su refrigerante, tan breve como cuestión de meses, tal vez pocos años como máximo.⁶⁶​ Hasta ahora ha sido posible mantener la temperatura lo suficientemente baja mediante el diseño de la nave espacial para permitir observaciones de infrarrojo cercano sin un suministro de refrigerante, como por ejemplo las misiones extendidas de Spitzer y NEOWISE. Otro ejemplo es el instrumento NICMOS del Hubble, que comenzó utilizando un bloque de hielo de nitrógeno que se agotó tras un par de años, pero que luego se convirtió en un refrigerador criogénico que funcionaba continuamente. El JWST está diseñado para enfriarse sin depósito, simplemente usando una combinación de barrera contra el sol y radiadores con el instrumento de infrarrojo medio utilizando un refrigerador criogénico adicional.⁶⁷​

Las demoras y los aumentos de presupuestos del telescopio se pueden comparar con el telescopio espacial Hubble.⁶⁸​ Cuando se empezó a hacer realidad el proyecto Hubble en 1972, tenía un presupuesto inicial estimado de 300 millones de dólares (o aproximadamente 1000 millones de dólares de 2006),⁶⁸​ pero cuando fue enviado a órbita en 1990, el presupuesto ascendía aproximadamente a cuatro veces el inicial.⁶⁸​ Además, los nuevos instrumentos instalados y las misiones de servicio asignadas el presupuesto a por lo menos 9000 millones de dólares en 2006.⁶⁸​

En 2006 se publicó un artículo en la revista Nature donde se reflejaban los resultados de un estudio realizado en 1984 por el consejo de Ciencias del Espacio, donde se estimaba que un observatorio infrarrojo de próxima generación costaría 4000 millones de dólares (cerca de 7000 millones de dólares de 2006).⁶⁸​

A diferencia de otros observatorios propuestos, la mayoría de los cuales ya han sido cancelados o suspendidos, incluidos el Terrestrial Planet Finder (2011), Space Interferometry Mission (2010), International X-ray Observatory (2011), MAXIM (Microarcsecond X-ray Imaging) Misión), SAFIR (Observatorio de Infrarrojo Lejano de Apertura Simple), SUVO (Observatorio Ultravioleta-Visible del Espacio) y el SPECS (Sonda Submilimétrica de la Evolución de la Estructura Cósmica), el JWST es la última gran misión astrofísica de la NASA de su generación construido.

Desarrollo y construcción[editar]

Sucesión de eventos

Año	Eventos
1996	NGST inicio
2002	renombrado JWST, 8 to 6 m
2004	NEXUS cancelado72​
2007	esa/nasa MOU
2010	MCDR passed
2011	Propuesto - cancelado
2020	Fecha prevista

Comparación con el espejo primario del Hubble.

Espejos del James Webb

La primera intención a la hora de desarrollar un sucesor del Hubble se inició entre 1989 y 1994, pensando en el concepto de telescopio Hi-Z,⁷³​ un telescopio infrarrojo de 4 metros de abertura totalmente iluminado^{Note 1}​ que pudiera establecerse en una órbita de 3 UA ⁷⁴​. Esta órbita distante se habría beneficiado de la reducción del ruido ligero del polvo zodiacal.⁷⁴​ Otros planes que se barajaron estuvieron relacionados con la misión del telescopio precursor NEXUS.⁷⁵​⁷⁶​

En la época "más rápida, mejor y más barata" de mediados de la década de 1990, los líderes de la NASA optaron por un telescopio espacial de bajo costo.⁷⁷​ El resultado fue el concepto del NGST, con una apertura de 8 metros y ubicado en el punto L₂, con un presupuesto aproximado de 500 millones de dólares.⁷⁷​ En 1997, la NASA trabajó en conjunto con Centro de vuelo espacial Goddard,⁷⁸​ Ball Aerospace,⁷⁹​ y TRW⁸⁰​ para realizar estudios técnicos de presupuestos y requisitos, y en 1999 fue elegida Lockheed Martin⁸¹​ y TRW para los conceptos preliminares del diseño.³¹​

Para el lanzamiento fue elegido el año 2007, pero la fecha de lanzamiento fue retrasada en varias ocasiones (véase la tabla "Planificación de lanzamiento y presupuestos").

En 2002, la NASA aceptó la construcción del NGST con un presupuesto inicial de 824.8 millones de dólares, después rebautizado como telescopio espacial James Webb, a la empresa TRW. Con un diseño de un espejo primario descopado de 6,1 metros (20 pies) y una fecha de lanzamiento prevista para 2010.⁸²​ Durante el mismo año, TRW fue comprada por Northrop Grumman, convirtiéndose en Northrop Grumman Space Technology.³¹​

El Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, es el líder del proyecto del observatorio. El científico del proyecto del telescopio espacial James Webb es John C. Mather. Northrop Grumman Aerospace Systems es el contratista principal para el desarrollo e integración del observatorio, siendo los responsables de desarrollar y construir el elemento de la nave espacial, incluyendo tanto el bus de la nave espacial como el parasol. Ball Aerospace fue subcontratada para desarrollar y construir el Optical Telescope Element (OTE). Se ha contratado la unidad comercial Astro Aerospace de Northrop Grumman para construir el Deployable Tower Assembly (DTA) que conecta el OTE con el bus de la nave espacial y el Mid Boom Assembly (MBA) que ayuda a desplegar los grandes paneles solares en órbita.⁸³​ El Centro de vuelo espacial Goddard también es responsable de proporcionar el Integrated Science Instrument Module (ISIM).⁴⁶​ Un panel solar convertirá la luz solar en energía eléctrica que recarga las baterías necesarias para operar los otros subsistemas, así como los instrumentos científicos, pero el calor de estas operaciones debe disiparse para obtener un rendimiento óptimo del equipo a 50 K (-220 °C; -370 °F).⁴¹​⁸⁴​

El aumento del presupuesto comunicado durante la primavera de 2005 condujo a una nueva planificación en agosto de ese mismo año.⁸⁵​ Los primeros resultados técnicos de la reprogramación fueron cambios significativos en los planes de integración y prueba, un retraso de lanzamiento de 22 meses (de 2011 a 2013) y la eliminación de las pruebas a nivel del sistema para modos de observatorio con una longitud de onda inferior a 1,7 micrómetros. Otras características principales del observatorio no se modificaron. Tras la nueva planificación, el proyecto se revisó de forma independiente en abril de 2006. La revisión concluyó que el proyecto era técnicamente sólido, pero que las fases de financiación de la NASA debían modificarse. La NASA acordó modificar los presupuestos del JWST.

Con el nuevo plan de 2005, el presupuesto del proyecto en su totalidad se estimó en aproximadamente 4500 millones de dólares. Esto abarcaba aproximadamente 3500 millones de dólares para el diseño, desarrollo, lanzamiento y puesta en marcha, y aproximadamente otros 1000 millones de dólares para diez años de operaciones.⁸⁵​ La ESA aportaría alrededor de 300 millones de euros, en lo que se incluye el lanzamiento,⁸⁶​ y la Agencia espacial canadiense aportaria aproximadamente 39 millones de dólares canadienses.⁸⁷​

En enero de 2007, nueve de los diez elementos científicos en desarrollo para el proyecto pasaron con éxito una revisión que no parecía ser favorable.⁸⁸​ Estas tecnologías se consideraron bastante completas y finalizadas como para subsanar riesgos importantes del proyecto. Uno de los elementos más importantes en desarrollo, el refrigerador criogénico MIRI, dio satisfactorio en las pruebas en abril de 2007. Esta revisión tecnológica representó el paso inicial en el proceso que finalmente movió el proyecto a su fase de diseño detallado (Fase C). Para mayo de 2007, los presupuestos todavía estaban en el objetivo.⁸⁹​ En marzo de 2008, el proyecto completó con éxito su Preliminary Design Review (PDR). En abril de 2008, el proyecto consiguió pasar la Preliminary Design Review (PDR). Otras revisiones que también fueron aprobadas son la del Integrated Science Instrument Module en marzo de 2009, la revisión del Optical Telescope Element que se completada en octubre de 2009 y la revisión de la barrera solar que fue completada en enero de 2010.

En abril de 2010, el telescopio superó la prueba de la Mission Critical Design Review (MCDR). Pasar el MCDR significaba que el observatorio integrado podrá cumplir con todos los requisitos científicos e ingenieros para su misión.⁹⁰​ El MCDR también superó todas las revisiones de diseño anteriores. El cronograma del proyecto fue revisado y actualizado durante los meses posteriores al MCDR, en un proceso llamado Independent Comprehensive Review Panel, que condujo a iniciar un nuevo plan de la misión para ser lanzado en 2015, pero se volvió a posponer hasta 2018. Para el año 2010, el presupuesto necesario empezó a afectar a otro proyecto, aunque el JWST siguió dentro del cronograma.⁹¹​

Para 2011, el proyecto JWST estaba en la fase final de diseño y fabricación (Fase C). Como es típico de un diseño complejo que no se puede cambiar una vez que se ha lanzado, hay revisiones detalladas de cada parte del diseño, la construcción y la operación propuesta. El proyecto inició nuevas fronteras tecnológicas y se aprobaron sus revisiones de diseño. En la década de 1990 se desconocía si era posible fabricar un telescopio tan grande con tan poco peso.⁹²​

El montaje de los segmentos hexagonales del espejo primario, que se realizó a través de un brazo robótico, comenzó en noviembre de 2015 y se finalizó en febrero de 2016. ⁹³​ La construcción final del telescopio JWST se completó en su totalidad en noviembre de 2016, y se comenzaron a realizar intensos procedimientos de prueba.⁹⁴​ En marzo de 2018, la NASA volvió a posponer el lanzamiento hasta 2020 ya que el parasol del telescopio se rasgó durante un despliegue de práctica y los cables del parasol no se apretaron lo suficiente.¹⁶​

Presupuestos y plazos de lanzamiento[editar]

Planificación de lanzamiento y presupuestos

Año	Lanzamiento programado	Presupuesto planificado (billones de dólares)
1997	200792​	0.592​
1998	200795​	168​
1999	2007 to 200896​	168​
2000	200951​	1.868​
2002	201097​	2.568​
2003	201198​	2.568​
2005	2013	399​
2006	2014	4.5100​
2008	2014	5.1101​
2010	2015 to 2016	6.5
2011	2018	8.7102​
2013	2018	8.8103​
2017	2019104​	8.8
2018	2020105​	≥8.8

El difícil historial presupuestario las demoras existentes en el JWST son debidos a factores externos, como retrasos a la hora de decidir sobre el vehículo de lanzamiento y el suplemento de fondos adicionales para imprevistos. En 2006, se había gastado 1000 millones en el desarrollo del telescopio, con un presupuesto inicial aproximado de 4500 millones, en ese momento. Un artículo publicado en la revista Nature en 2006 indicaba que en un estudio realizado en 1984 por la Space Science Board, se estimaba que un observatorio de infrarrojos de próxima generación costaría alrededor de 4000 millones de dólares (aproximadamente 7000 millones en dólares de 2006).⁶⁸​ Debido al presupuesto desorbitado desvió fondos previstos para otras investigaciones, la revista científica Nature describió el JWST como "el telescopio que se comió la astronomía" en 2010.¹⁰⁶​ En junio de 2011, se informó que el telescopio costaría al menos cuatro veces más de que inicialmente calculó y se lanzaría al menos con siete años de retraso. Las estimaciones presupuestarias iniciales eran que el observatorio costaría 1600 millones y se lanzaría en 2011.¹⁰⁷​

En realidad al principio se calculó el presupuesto del telescopio en 1600 millones de dólares, pero fue amumentando a lo largo del desarrollo del proyecto llegando a unos 5000 millones de dólares cuando se confirmó formalmente que la misión se pondría en marcha en 2008. En el verano de 2010, la misión superó la prueba de Critical Design Review con excelentes resultados en lo referente a asuntos técnicos, aunque el cronograma y el presupuesto existente en ese momento llevaron a la Senadora de Maryland, Barbara Mikulski, a solicitar una revisión independiente del proyecto. El Independent Comprehensive Review Panel (ICRP) presidido por J. Casani (JPL) anunció que la fecha de lanzamiento más próxima sería a finales de 2015 con un suplemento adicional de 1500 millones de dólares (para un total de 6500 millones de dólares). También señalaron que esto habría requerido financiación adicional en los años fiscales 2011 y 2012 y que cualquier fecha posterior de lanzamiento daría lugar a otro suplemento final más elevado.¹⁰⁸​

El 6 de julio de 2011, el comité de asignaciones de Comercio, Justicia y Ciencia de la Cámara de Representantes de Estados Unidos decidió cancelar el proyecto del JWST al proponer un presupuesto para el año fiscal 2012 que eliminó 1900 millones del presupuesto general de la NASA, de los cuales aproximadamente un cuarto sería para el telescopio JWST.¹⁰⁹​¹¹⁰​¹¹¹​¹¹²​ Se había gastado 3000 millones y el 75 % de sus instrumentos estaban en producción.¹¹³​ La propuesta de presupuesto fue aprobada por votación del subcomité al día siguiente. El comité acusó que el proyecto suponía "miles de millones de dólares mayor del presupuesto inicial y plagado por una gestión deficiente".¹⁰⁹​ Sin embargo, en noviembre de 2011, el Congreso revirtió los planes para cancelar el JWST y, en su lugar, limitó los fondos adicionales para completar el proyecto en 8000 millones.¹¹⁴​ La finalización del proyecto del telescopio según lo propuesto por el comité de apropiación de la Cámara también habría puesto en peligro la financiación de otras misiones, como el Telescopio de Sondeo Infrarrojo de Campo Amplio.¹¹⁵​

La American Astronomical Society emitió una declaración donde apoyaba la construcción del JWST en 2011,¹¹⁶​ al igual que la senadora de Maryland, Barbara Mikulski.¹¹⁷​ Varias editoriales también vieron positivo el apoyo a la construcción del JWST haciendo que aparecieran en publicaciones regulares en prensa a lo largo del año 2011.¹⁰⁹​¹¹⁸​¹¹⁹​

Algunos científicos se mostraron preocupados por el aumento constante del presupuesto y los retrasos en el cronograma del telescopio, que compite por los escasos presupuestos dedicados a la astronomía y por lo tanto amenaza la financiación de otros programas científicos espaciales.¹²⁰​¹⁰³​ Una revisión de los registros presupuestarios de la NASA y los informes de estado señalaron que el JWST está plagado de muchos problemas que han afectado a otros proyectos importantes de la NASA. Las reparaciones y pruebas adicionales incluyeron subestimaciones del presupuesto del telescopio que no permitieron contar con gastos para fallos técnicos esperados, proyecciones presupuestarias omitidas y evaluación de componentes para estimar las condiciones de lanzamiento extremas, extendiendo así el cronograma y aumentando los presupuestos aún más.¹⁰³​¹⁰⁷​¹²¹​

Una de las razones por las que los presupuestos aumentaron tanto es que es difícil pronosticar el valor total del desarrollo y, en general, la previsibilidad del presupuesto mejoró cuando se alcanzaron los hitos iniciales del desarrollo.¹⁰³​ A mediados de la década de 2010, aún se esperaba que la contribución de los Estados Unidos costara 8800 millones de dólares.¹⁰³​ En 2007, la ESA hizo realizó una contribución de 350 millones de euros.¹²²​ Con lo recaudado entre los fondos estadounidenses e internacionales, se prevé que el valor total, sin incluir las operaciones ampliadas, supere los 10 000 millones de dólares una vez finalizado.¹²³​ El 27 de marzo de 2018, los funcionarios de la NASA anunciaron que el lanzamiento de JWST se retrasaría hasta mayo de 2020 o quizás más, y admitieron que el valor del proyecto podrían superar el precio de 8800 millones de dólares.¹⁰⁵​ En el comunicado de prensa del 27 de marzo en que se anunció otra demora, la NASA dijo que publicará una estimación de gastos revisada después de que se determine una nueva ventana de lanzamiento en cooperación con la ESA.¹⁹​ Si esta estimación excede el tope de 8000 millones de dólares que el Congreso puso en marcha en 2011, como se considera probable, la NASA deberá volver a autorizar la misión.¹²⁴​¹²⁵​

Tras la nueva revisión del 27 de junio de 2018, el presupuesto del proyecto asciende a un total de 9660 millones de dólares, superando con creces el estimado en anteriores fechas.²³​

Participación[editar]

NASA, ESA y CSA colaboran en el telescopio desde 1996. ESA participa en la construcción y en el lanzamiento desde el año 2003, tras la aprobación de su colaboración, en 2007 firmó un acuerdo con la NASA. A cambio de una participación plena, representación y acceso al observatorio para sus astrónomos, ESA proporciona el instrumento NIRSpec, el Optical Bench Assembly del instrumento MIRI, un cohete Ariane 5 ECA y mano de obra para apoyar durante las operaciones.⁸⁶​¹²⁶​ El CSA proporcionará el Fine Guidance Sensor and the Near-Infrared Imager Slitless Spectrograph más mano de obra para apoyar las operaciones.¹²⁷

TELESCOPIO KEPLER

Uno de los cazadores de planetas más venerables de la Tierra, la nave espacial Kepler de la NASA, se ha quedado en silencio. 

El pasado 30 de octubre, la agencia espacial anunció que  después de casi una década de mirar las estrellas, Kepler  se quedó sin combustible. Ahora, la nave espacial permanecerá 

en su órbita terrestre, girando alrededor del sol y nunca más estará más cerca que a un millón de millas de su hogar.El cazador de planetas original de la NASA, el telescopio espacial Kepler, se ha quedado sin combustible", anunció Paul Hertz, director de la División de Astrofísica de la NASA, durante una conferencia de prensa. "Esto no es inesperado y marca el final de las operaciones de la nave espacial para Kepler y el final de la recopilación de datos científicos", agregó.Decir que Kepler revolucionó nuestra comprensión del cosmos no es una exageración: la misión nos mostró que los planetas extrasolares, o exoplanetas, rodean casi todas las estrellas en el cielo y que aproximadamente una quinta parte de esos mundos son similares a la Tierra en tamaño y en órbita. En otras palabras, Kepler nos dijo que los planetas son una consecuencia común de la formación de estrellas y no el resultado de algún evento raro e improbable."Gracias al sorprendente legado de Kepler, ahora sabemos que abundan los pequeños planetas que orbitan en la zona habitable de otras estrellas", dice Victoria Meadows de la Universidad de Washington, haciendo referencia a la región en torno a una estrella donde las condiciones son favorables para la vida tal como la conocemos. "El futuro de la ciencia de exoplanetas es muy brillante".

Ahora que el ojo de caza del planeta más nítido de la Tierra se

 ha cerrado, los astrónomos estarán ocupados revisando y comprendiendo las pilas de datos recopilados por la nave, trazando nuevas misiones y diseñando nuevos instrumentos. Y con la próxima generación de naves espaciales de espionaje de planetas, los científicos se centrarán en caracterizar estos mundos que se esconden en nuestro cielo.

Después de todo, el más huidizo de las presas astronómicas todavía existe: un planeta en otra parte de la galaxia con signos de vida.

"Planearemos de qué están hechos estos exoplanetas, desde sus interiores hasta los bordes de sus atmósferas, en un nivel de detalle sin precedentes", dice Jessie Christiansen de Caltech. "Kepler ha levantado el velo sobre la diversidad de planetas y sistemas planetarios que nos rodean, ahora es el momento de explorar realmente".

Misión llena de hitos

Lanzado en 2009, Kepler contempló la misma franja del cielo del norte durante cuatro años, en busca de los breves descensos de la luz de las estrellas causados ​​por mundos alienígenas que marchaban por las caras de sus estrellas. Sacudió a unos 2.300 planetas confirmados libres de ese campo estelar, revelando que estos cuerpos son comunes, que los planetas raramente viven solos y que el cosmos crece con una extraordinaria variedad de mundos extraños e inesperados.

Sin embargo, en 2013, Kepler perdió una parte crucial de la maquinaria que lo ayudó a mirar fijamente, sin parpadear, el parche lleno de estrellas. En lugar de apagarse, Kepler comenzó un conjunto diferente de observaciones, alternativamente girando para mirar a más de medio millón de estrellas, así como planetas en nuestro propio vecindario cósmico, como parte de su misión K2.

Pero durante los últimos dos años, Kepler ha estado en tiempo prestado. Los directores de la misión sabían que su combustible se agotaría y, como no había manera de volver a llenar el tanque de gasolina de la nave, Kepler se quedó en silencio hace dos semanas, mientras los equipos se apresuraban a recuperar el último dato de la nave.

"Recopilamos todos los datos científicos posibles y los devolvimos a la tierra de manera segura", dice Charlie Sobeck del Centro de Investigación Ames de la NASA. "Al final, no teníamos una gota de combustible para nada más".

Extracción de datos de Kepler

Aunque Kepler ya no puede transmitir nuevos datos a la Tierra, su tesoro todavía está listo para extraer. Más de nueve años de datos tanto del campo primario de Kepler como de los programas secundarios de observación de K2 esperando que los científicos se sumerjan e intenten entender el primer censo planetario a gran escala que se haya realizado.

Una de esas científicas es Lauren Weiss, de la Universidad de Hawai. Se está embarcando en un proyecto para examinar los planetas que orbitan a cien estrellas Kepler para determinar sus masas y sus órbitas, las arquitecturas de esos sistemas en su conjunto y las formas en que los planetas terminan donde están.

Las misiones futuras que emplean pantallas especiales que bloquean preferentemente la luz de las estrellas ayudarán a los terrícolas a visualizar directamente los exoplanetas y a buscar signos de vida, dice Christiansen. Pero por ahora, hay suficientes resultados intrigantes para mantener a los astrónomos ocupados.

"También en este momento estamos usando los telescopios espaciales Hubble y Spitzer para investigar las atmósferas de exoplanetas y casi siempre estamos encontrando resultados nuevos e interesantes", dice ella.

Uno de los grandes motivadores para observar profundamente una atmósfera alienígena es buscar señales de vida más allá de la Tierra, incluidas las firmas biológicas que podrían estar escritas en nubes alienígenas, dice Debra Fischer de la Universidad de Yale.

En este momento, no tenemos instrumentos capaces de detectar fácilmente estas posibles pistas. Pero se están diseñando varias misiones que podrían detectarlos, como HabEx o LUVOIR, que están destinadas a eliminar la luz proveniente de planetas lejanos y leer su composición química en un proceso conocido como espectroscopia.

“¡Espectroscopia de exoplanetas o nada!” Fischer manifiesta.

Las misiones futuras que emplean pantallas especiales que bloquean preferentemente la luz de las estrellas ayudarán a los terrícolas a visualizar directamente los exoplanetas y a buscar signos de vida, dice Christiansen. Pero por ahora, hay suficientes resultados intrigantes para mantener a los astrónomos ocupados.

"También en este momento estamos usando los telescopios espaciales Hubble y Spitzer para investigar las atmósferas de exoplanetas y casi siempre estamos encontrando resultados nuevos e interesantes", dice ella.

Uno de los grandes motivadores para observar profundamente una atmósfera alienígena es buscar señales de vida más allá de la Tierra, incluidas las firmas biológicas que podrían estar escritas en nubes alienígenas, dice Debra Fischer de la Universidad de Yale.

En este momento, no tenemos instrumentos capaces de detectar fácilmente estas posibles pistas. Pero se están diseñando varias misiones que podrían detectarlos, como HabEx o LUVOIR, que están destinadas a eliminar la luz proveniente de planetas lejanos y leer su composición química en un proceso conocido como espectroscopia.

“¡Espectroscopia de exoplanetas o nada!” Fischer manifiesta.

TELESCOPIO LYNS 2

TELESCOPIO ARIEL

Actualmente la ESA clasifica sus misiones según el coste en pequeñas —de tipo S (small)—, medianas —de tipo M (medium)— y grandes —de tipo L (large)—. Precisamente CHEOPS, que despegará a principios del año que viene, fue la primera misión de tipo S —o sea, S1—, mientras que PLATO fue la misión M3. ARIEL tiene como objetivo saber de qué están hechos los exoplanetas, pero esto no es nada sencillo. Resulta harto complicado captar un espectro a partir de la luz reflejada (espectro de emisión) de un exoplaneta, pero sí el mundo tiene atmósfera esta se puede analizar al observar la luz que la atraviesa (espectro de transmisión). Para ello es necesario que el planeta pase —transite— delante de su estrella y la ventaja de esta técnica es que no necesitamos una resolución angular excesivamente alta.

odo esto está muy bien, pero más de uno se puede estar preguntando para qué necesitamos un telescopio espacial si esto ya lo hacemos desde la Tierra de forma mucho más barata. La razón es que, además de la mayor precisión que nos da el no tener una atmósfera en medio que nos moleste, solo desde el espacio podremos observar regiones prohibidas del espectro como el ultravioleta y el infrarrojo. ARIEL observará precisamente en el infrarrojo, una zona del espectro rica en líneas espectrales de muchos compuestos especialmente comunes en las atmósfera exoplanetarias. ARIEL observará nada más y nada menos que unos quinientos exoplanetas que transitan alrededor de estrellas de tipo F, G, K y M (es decir, todos los tipos de estrellas de la secuencia de principal menos las gigantes rojas y azules) durante su misión primaria de tres años y medio.

o sí, los planetas estudiados por ARIEL no están en la zona habitable, sino que se hallan relativamente cerca de su estrella. Además la inmensa mayoría serán planetas gigantes, pero no olvidemos que lo importante es que gracias a ARIEL sabremos por primera vez la composición detallada de cientos de exoplanetas, un banco de datos que se podrá extrapolar para otros tipos de mundos, incluyendo los potencialmente habitables. Huelga decir que seguro que nos encontraremos con más de una sorpresa. Con el fin de realizar estas observaciones ARIEL dispondrá de un telescopio con un espejo primario elíptico de 1,1 x 0,7 metros de diámetro y trabajará en las longitudes de onda de 0,55 a 7,8 micras. La nave estará refrigerada de forma pasiva gracias a varias capas de materiales aislantes para alcanzar una temperatura de -218 ºC, mientras que el espectrómetro AIRS (ARIEL InfraRed Spectrometer) usará refrigeración activa para reducir la temperatura hasta los -233 ºC y poder trabajar así en el infrarrojo. El telescopio espacial tendrá una masa al lanzamiento de unos 1.300 kg y su coste rondará los 450 millones de euros. Será lanzado por un cohete Ariane 62 en 2028 (originalmente debía ser en 2026) y usará un módulo de propulsión dedicado para alcanzar el punto de Lagrange L2 del sistema Tierra-Sol. Desde allí ARIEL enviará 180 gigabits de datos cada semana.

TELESCOPIO  CHEOPS

El observatorio espacial CHEOPS —por sus siglas en inglés: CHaracterising ExOPlanets Satellite— es el primero centrado en el análisis de tránsitos exoplanetarios mediante fotometría de muy alta precisión, aplicada a las estrellas más brillantes del cielo nocturno que cuentan con planetas confirmados orbitando en torno a ellas. El telescopio, perteneciente al programa Cosmic Vision de la Agencia Espacial Europea, tendrá como principal objetivo la medición con un nivel de detalle sin precedentes de la densidad mediade supertierras y minineptunos.¹​ Sus observaciones permitirán establecer una relación entre la masa y radio de un planeta, y conocer cuál es el límite que separa a los cuerpos telúricos de los gigantes gaseosos.²​

El proyecto fue seleccionado entre veintiséis candidatos el viernes 19 de octubre de 2012 y contará con un presupuesto de 50 millones de euros.³​ Su lanzamiento estaba previsto para finales de 2017, pero por diversas circunstancias fue aplazado para ser enviado al espacio a lo largo del año 2019 sin fecha determinada.⁴​⁵​⁶​

Como el Telescopio Espacial Kepler, CHEOPS observará tránsitos exoplanetarios, recopilando información cuando un cuerpo planetario pase frente a su estrella desde su perspectiva. Sin embargo, mientras que el Kepler contempla 150 000 estrellas en busca de nuevos planetas, el CHEOPS se centrará en cada una de forma individual y en exoplanetas ya conocidos.³​ Podrá apuntar a prácticamente cualquier parte del cielo y utilizará fotometría de muy alta precisión para determinar el radio exacto de cuerpos planetarios de masa conocida, de entre 1 y 20 M_⊕.⁷​ De este modo, podrá identificar su estructura interna, aportar información relevante sobre su formación y perfilar los objetivos principales de la próxima generación de telescopios terrestres y orbitales.⁸​

CHEOPS será la primera de una serie de pequeñas misiones del Programa de Ciencia de la Agencia Espacial Europea, compuesta por satélites muy especializados y de rápido desarrollo que completarán las labores realizadas por proyectos de mayor tamaño.⁶​ El 19 de octubre de 2012 fue seleccionada entre un total de veintiséis propuestas y fue incorporada al Programa de Ciencia dieciocho meses después, en febrero de 2014. La misión está siendo desarrollada en colaboración con la Universidad de Berna, la Oficina Espacial Suiza (SSO) y una división de la Secretaría de Estado Suiza de Educación, Investigación e Innovación (SERI). En total, once estados miembros de la ESA participan en el proyecto y cuentan con representación en el Programa de Ciencia de CHEOPS. El satélite será construido en España por Airbus Defence & Space.⁶​

El satélite tiene una estructura de base hexagonal y unas dimensiones aproximadas de 1,5 metros de largo, ancho y alto. Cuenta con un telescopio Ritchey-Chrétien de tamaño medio,⁷​ de 30 cm de apertura y 1,2 m de longitud, desarrollado por la Universidad de Berna.⁹​¹⁰​ El sensor CCD del CHEOPS operará en una longitud de onda visible, entre 400 y 1100 nm,¹¹​ con una sensibilidad capaz de detectar un exoplaneta de un tamaño similar a la Tierra alrededor de una estrella de 0,9 M_☉ en una órbita de sesenta días.⁷​

Los paneles solares, ubicados sobre un escudo solar que protegerá la carcasa del radiador y el detector contra los rayos del Sol, proporcionarán un suministro continuo de 64 W con el que mantener sus operaciones y permitir la descarga de 1,2 Gb de datos diarios.⁷​ Además, dispondrá de una batería para almacenar el excedente de energía y mantener el telescopio en funcionamiento incluso durante las fases de eclipse.¹²​

CHEOPS efectuará sus observaciones a poca distancia de la superficie, entre 650 y 800 km de altitud, y permanecerá en una órbita heliosincrónica de 98º de inclinación.⁷​⁹​ La vida útil del proyecto es de tres años y medio,⁹​ y contará con un presupuesto de 50 millones de euros.⁶​

El principal objetivo de la misión CHEOPS es estudiar la estructura de exoplanetas menores que Saturno, con entre 1 y 20 M_⊕, pertenecientes a las estrellas más brillantes del cielo nocturno que cuentan con planetas confirmados a su alrededor. Una vez identificadas con exactitud la masa y el radio de una muestra significativa, será posible establecer restricciones estructurales para los exoplanetas, así como nuevas teorías sobre la formación y evolución de los cuerpos planetarios en ese rango de masas.¹³​ El satélite centrará sus observaciones en exoplanetas confirmados por el método de velocidad radial, que los detecta por las oscilaciones que causan en sus estrellas como consecuencia de sus órbitas. Por tanto, el método infiere la masa de un planeta pero no sus dimensiones, que es el objetivo de la misión CHEOPS. Determinando su radio con precisión, se podrá estimar su composición y conocer si es terrestre o gaseoso mediante el cálculo de su densidad.¹³​ Así, se establecerá con exactitud la relación entre masa y radio de los cuerpos planetarios con masas entre 1 y 20 M_⊕.²​

En el disco de acrecimiento de un planeta en fase de formación, el núcleo de este último debe alcanzar una masa crítica antes de disponer de una gravedad suficiente como para alcanzar una acreción descontrolada de gas que lo convierta en un gigante gaseoso. El potencial de un planeta para retener una gruesa atmósfera de hidrógeno u otros compuestos volátiles varía en función de numerosos factores, como su composición, la metalicidad de su estrella, la distancia respecto a esta o semieje mayor y, por supuesto, la propia masa del planeta.²​

Las investigaciones del equipo de Courtney Dressing —Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian (CfA)— partiendo de los datos del HARPS-N, indican que existe un límite natural de unos 1,6 R_⊕, por debajo del cual la mayoría de los planetas son cuerpos telúricos.¹⁴​¹⁵​ Además, sugieren que los planetas con masas inferiores a 6 M_⊕ tienen altas probabilidades de presentar una composición similar a la de la Tierra.¹⁶​ Las observaciones del CHEOPS, mucho más precisas, permitirán identificar con más detalle la relación masa-radio de los cuerpos planetarios y el grado en que otros factores, como la distancia entre el planeta y su estrella, pueden afectar a la densidad del objeto.²​

Sus observaciones serán de gran utilidad para futuros telescopios como el JWST y el ATLAST, que podrán efectuar análisis espectroscópicos de las atmósferas de los planetas en busca de indicios de vida extraterrestre.¹⁷​¹⁸​

TELESCOPIO TESS

TELESCOPIO  WFIRST

TELESCOPIO LUVOIR

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El Telescopio Espacial Hubble ha revolucionado la visión de la humanidad sobre el cosmos. Pero las próximas generaciones verán constantemente imágenes y descubrimientos espaciales derivados de los Súper Telescopios. Y el LUVOIR estará al frente y en el centro de todos ellos.

Si todavía no ha oído hablar de LUVOIR, es comprensible; LUVOIR se encuentra en las primeras etapas de su definición y diseño (2017). Pero el Súper Telescopio  LUVOIR representa la próxima generación de telescopios espaciales, y  su capacidad hará palidecer la de su predecesor, el Hubble.

LUVOIR : Gran telescopio ultravioleta, óptico e infrarrojo 

Si el Telescopio Espacial Hubble, con su espejo primario de 2,4 metros de ancho,  cambió nuestra forma de ver el cosmos, imagínese lo que podría hacer un telescopio espacial con un espejo de más de 12 metros.

Hace años que la comunidad astronómica se había propuesto hacer un telescopio de 8 a 12 metros capaz de recoger luz en las longitudes de onda ultravioleta, óptica e infrarroja, como lo hace el Hubble. Una de las propuestas más recientes ha sido denominada "Telescopio Espacial de Alta Definición" (HDST en inglés), pero el concepto general se llama LUVOIR (Large Ultraviolet Visible Infrared). 

"LUVOIR podría estudiar la formación de estrellas y planetas en nuestra galaxia, trazar la evolución de las galaxias, iluminar el nacimiento de las primeras estrellas en el universo y sondear en entornos de agujeros negros", dijo Aki Roberge, científico del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, que está ayudando a dirigir el grupo para esta misión.

El telescopio LUVOIR también podría tener cierta superposición con un instrumento de imagen directa exoplanetario como HabEx, y sería capaz de analizar las características de las atmósferas y superficies de una amplia gama de planetas, identificando potencialmente los indicadores de la vida. 

"Probablemente habrá un mayor énfasis en las capacidades de astrofísica en el estudio LUVOIR con respecto al estudio HabEx, aunque ambos estarán buscando a fondo en los exoplanetas", dijo Roberge al portal Space.com. "LUVOIR puede permitir una gama más amplia de observaciones de los exoplanetas, los dos equipos pretenden colaborar en la superposición de los aspectos científicos y técnicos tanto como podamos".

LUVOIR está diseñado para tener una larga vida. Sus múltiples instrumentos serán reemplazables, y la esperanza es que durará en el espacio durante 50 años. No se ha determinado si será manejado por robots o por astronautas. 

LUVOIR contribuirá a la búsqueda de la vida en otros mundos. Un requisito clave para LUVOIR es que hace espectroscopia en las atmósferas de los planetas distantes. Si se puede hacer la espectroscopia, entonces se puede determinar la habitabilidad, y, potencialmente, incluso si un planeta está habitado.

Este es el primer desafío tecnológico para LUVOIR. Esta espectroscopia requiere un poderoso coronógrafo para suprimir la luz de las estrellas que los exoplanetas orbitan. El coronógrafo de LUVOIR será muy destacable, con una proporción de supresión de luz de las estrellas de 10 mil millones a 1. Con esta capacidad, LUVOIR debería ser capaz de hacer espectroscopia sobre las atmósferas de los pequeños exoplanetas terrestres, en lugar de sólo en los gigantes gaseosos más grandes.

Estas misiones excepcionalmente caras son clasificadas como de tipo Flagship, aunque técnicamente esta denominación corresponde a la división de ciencias planetarias. El James Webb es obviamente una misión astrofísica de tipo Flagship, ¿pero cuáles serán las siguientes? Para la próxima década, además del JWST, la NASA planea lanzar a partir de 2026 el telescopio espacial WFIRST (que tendrá un espejo de 2,4 metros, como el del telescopio Hubble, más pequeño que los 6,5 metros del JWST). A pesar de los rumores de los últimos meses el proyecto sigue adelante, pero la administración Trump le ha dado un toque de atención importante. El proyecto no debe superar los 3.200 millones de dólares o será cancelado para evitar otra jameswebbiada. La aportación de la óptica de los militares de la NRO a la NASA incrementó el coste original del WFIRST hasta los 2.700 millones y, al mismo tiempo, redujo parcialmente su potencial científico (la óptica de los satélites espía no es exactamente la más idónea para estudiar la energía oscura del Universo). Para compensarlo se decidió añadir un coronógrafo para estudiar exoplanetas, pero el coste de este instrumento se ha disparado y la NASA estimó el año pasado que el WFIRST terminaría superando los 3.900 millones, algo que el gobierno quiere evitar a toda costa.

Mientras que LUVOIR estudiará todo aquello que esté más allá de la atmósfera terrestre, HabEx (Habitable Exoplanet Imaging Mission) es una fascinante misión centrada en el estudio de los exoplanetas. HabEx será un telescopio espacial con un espejo primario monolítico de cuatro metros de diámetro dotado de un coronógrafo con un espectrómetro y una cámara. Funcionará en las longitudes de onda que van desde el ultravioleta al infrarrojo cercano (120 nanómetros a 1,8 micras) y será capaz de ver directamente y analizar planetas potencialmente habitables. Obtendrá espectros de las atmósferas de los mismos y, con suerte, será capaz de detectar la presencia de oxígeno y ozono gracias a su espectrógrafo ultravioleta de alta resolución (UVS). La cámara HWC (HabEx Workhorse Camera) permitirá aprovechar el potencial del telescopio para observar todo tipo de objetos astronómicos, no solo exoplanetas. Como curiosidad, el espejo primario no estará obstruido por el secundario, ya que HabEx usará un diseño con una óptica fuera de eje. En la fase de diseño actual no se descarta un espejo primario de 6,5 metros, aunque las posibilidades de que esta variante salga adelante son muy bajas.

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TELESCOPIO ESPACIAL HERSCHEL

Origins es un telescopio espacial optimizado para el infrarrojo lejano con un espejo segmentado de 9,1 metros. Usará un sistema de refrigeración pasiva basado en el del James Webb para reducir su temperatura hasta solo 4 Kelvin. Estará dotado de cinco instrumentos (MISC, MRSS, FIP, HERO y HRS) que cubrirán las longitudes de onda de entre 5 y 660 micras. Al estudiar el infrarrojo lejano Origins es el heredero directo del telescopio Herschel de la ESA (operativo entre 2009 y 2013), aunque su sensibilidad será cien veces mayor. Esta región del infrarrojo se encuentra justo entre la parte que estudiará el James Webb y la región de microondas que pueden observar radiotelescopios como ALMA. Origins estudiará el nacimiento de las primeras galaxias y estrellas —de ahí su nombre— y buscará biomarcadores como oxígeno y metano en la atmósfera de exoplanetas cercanos, entre otros muchos objetivos.

El Observatorio Espacial Herschel es una misión de la Agencia Espacial Europea. El lanzamiento se realizó el 14 de mayo de 2009 a bordo de un Ariane 5 junto con el observatorio Planck, con el objetivo de que entrasen en órbita a 1,5 millones de km de la Tierra, en el segundo de los puntos de Lagrange del sistema Tierra-Sol.¹​

La misión era denominada anteriormente Far Infrared and Submilimetre Telescope (FIRST), y fue el primer observatorio espacial en cubrir completamente el espectro infrarrojo lejano y longitudes de onda submilimétricas, y su telescopio tuvo el mayor espejo desplegado hasta su época en el espacio (3,5 m). Este observatorio estaba especializado en la observación de objetos distantes, poco conocidos. Para el correcto funcionamiento de sus instrumentos, estos se debían mantener refrigerados por debajo de los 2 K (-271 °C).

El observatorio tenía aproximadamente 7 metros de longitud y pesaba unas 3,25 t. La mayor parte del peso de la sonda se debía a los depósitos de helio usados para generar las bajísimas temperaturas necesarias para los detectores de infrarrojos.

La misión recibió su nombre en honor de William Herschel, descubridor del espectro infrarrojo.

El observatorio siguió funcionando a pleno rendimiento hasta el 29 de abril de 2013, al quedarse sin el líquido refrigerante necesario para mantenerse frío.

Objetivos

Los objetivos de la misión eran:

·         Estudiar la formación de galaxias en el universo primitivo y su evolución.

·         Investigar la creación de estrellas y su interacción con el medio interestelar.

·         Observar la composición química de la atmósfera y la superficie de cometas, planetas y satélites.

·         Examinar la química molecular del universo.

Instrumentos

Disponía de los siguientes instrumentos:

·         Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS)

·         Spectral and Photometric Imaging REceiver (SPIRE)

·         Instrumental heterodino para el infrarrojo lejano (HIFI)

PACS y SPIRE permitieron observar a Herschel en seis "colores" diferentes dentro del infrarrojo lejano. Ambos instrumentos podían funcionar como espectrómetros de baja resolución. HIFI es un detector heterodino de un solo pixel que funciona como espectrómetro de muy alta resolución.

Todos los instrumentos se encontraban refrigerados por Helio líquido superfluido. Algunas partes de los instrumentos PACS y SPIRE se refrigeraban con ³He para conseguir temperaturas (0,3 K) cercanas al cero absoluto. Cada instrumento se enfría por separado según era usado, para ahorrar refrigerante.

Los instrumentos PACS y SPIRE podían observar como cámaras en modo paralelo para conseguir un mayor número de "colores" simultáneamente. Este modo de observación es apropiado para escaneos de grandes áreas con un pequeño gasto adicional de refrigerante.

PACS

PACS se componía en realidad de dos instrumentos independientes: una cámara y un espectrómetro de campo integral. Ambos funcionaban en la banda de 55 a 210 μm. Solo se podía usar uno de los dos instrumentos a un mismo tiempo.

La cámara se componía de dos sensores fotométricos multipixel. Podía observar en dos frecuencias simultáneamente, centrada la primera en 75 o 110 μm y la segunda en 150 μm. El primer sensor tiene 64 × 32 pixeles y el segundo dispone de 32 × 16 pixeles. El campo de visión es de 1,75 × 3,5 minutos de arco y la resolución de la cámara es, para ambos sensores, superior a la determinada por el límite de difracción del telescopio, con lo que se conseguía la máxima resolución posible a estas frecuencias.

El espectrómetro de campo integral tenía un campo de visión de 47 × 47 segundos de arco muestreado por 5 × 5 pixeles en la dimensión espacial. La resolución espectral iba desde unos 75 a unos 300 km/s con una cobertura de unos 1500 km/s. También disponía de dos sensores, bolómetros en este caso, que permitían observar en dos bandas simultáneamente.

SPIRE

SPIRE disponía de una cámara fotométrica que puede observar en tres frecuencias simultáneas, centradas en 250, 350 y 500 μm, y de un espectrómetro de transformada de Fourier. Todos los sensores son bolómetros refrigerados a 0,3 K con ³He.

Esta cámara podía observar en las tres bandas simultáneamente. Los detectores individuales de los sensores se alineaban en una matriz hexagonal distribuida de tal forma que 10 de los detectores de cada uno de los 3 sensores se encuentran alineados. El sensor centrado en 500 μm dispone de 43 detectores, el centrado en 350 μm de 88 y el centrado en 250 μm de 139. El campo de visión es de 4 × 8 minutos de arco.

El espectrómetro podía observar en dos bandas, 194-324 μm y 316-672 μm, con 37 y 19 detectores respectivamente. La resolución espectral se podía ajustar a valores entre 300 y 24000 km/s con una cobertura que puede ir de unos 2500 a 200000 km/s dependiendo del sensor, la frecuencia y la configuración.

HIFI

HIFI era un espectrómetro de muy alta resolución que solo puede observar un punto. El instrumento disponía de 7 mezcladores del sistema heterodino que se corresponden con distintos rangos de frecuencia. Los 2 de frecuencias más altas, de 1410 GHz a 1910 GHz (157 a 213 μm) son mezcladores HEB (Hot Electron Bolometer; bolómetros de electrones calientes en español) y los 5 de frecuencias más bajas de 480 GHz a 1250 GHz (240 a 625 μm) son mezcladores SIS (Superconductor Isolator Superconductor; superconductor aislante superconductor en español). El ancho de banda de la observación espectral es de 2,4 o 4 GHz dependiendo del tipo de mezclador. De esta manera se obtienen resoluciones espectrales máximas desde 0,02 hasta 0,6 km/s en coberturas desde 625 hasta 2500 km/s, dependiendo de la frecuencia.

El rango de frecuencias de HIFI era muy similar al de SPIRE. SPIRE, al ser un bolómetro multipixel es muy sensible a la radiación continua y está adaptado para hacer imágenes, sin embargo no es apropiado, en general, para la observación de líneas espectrales. Aunque HIFI solo tiene un pixel con su sensibilidad y resolución espectral es muy apropiado para este tipo de observaciones.

OBSERVATORIO TEIDE DE IZAÑA

INSTRUMENTOS EN EL OBSERVATORIO

Observatorio de Tenerife

Orígenes Históricos: los estudios astronómicos siempre han tenido una estrecha relación con el Teide. Naturalistas y astrónomos de siglos pasados ya conocieron sus ventajas como punto de observación para el estudio del cosmos. Es a mediados del siglo XIX cuando Piazzi Smyth se instaló por espacio de tres meses a 3.300 metros de altitud, aprovechando las excepcionales posibilidades que le brindaba el cielo de Las Cañadas

Como reconocimiento a su labor se bautizaron accidentes lunares con el nombre del Teide y de Tenerife. La tradición astronómica tiene inmediata continuidad a comienzos del siglo XX, con los estudios sobre el cometa Halley hechos por el astrónomo francés Jean Mascart en 1910 en el Alto de Guajara, a 2.718 metros.

Asimismo, la importancia de Las Cañadas como plataforma excepcional para los estudios astronómicos, queda constatada con la construcción del Observatorio Astrofísico del Teide en Izaña, donde también se localiza desde 1916 un observatorio meteorológico. El Observatorio del Teide - junto con el Observatorio del Roque de los Muchachos, en la isla de La Palma -, pertenece al INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIAS (IAC), cuya sede central se encuentra en La Laguna.

La Astrofísica moderna en Canarias empezó en este Observatorio, a comienzos de la década de los sesenta, en la zona de Izaña, a 2.400 m. de altitud, en un paraje donde concurren los términos municipales de La Orotava, Fasnia y Güímar. El primer telescopio para realizar estudios de luz zodiacal, la luz dispersada por la materia interplanetaria, empezó a funcionar en 1964.

Superficie: 50 hectáreas

Altitud: 2.400 metros

Longitud: 16º30´35" Oeste

Latitud: 28º18´00" Norte

Instalaciones Telescópicas: actualmente hay telescopios y otros instrumentos astronómicos de más de 60 instituciones de 19 países emplazados en el Observatorio del Teide (Isla de Tenerife) y en el Observatorio del Roque de Los Muchachos (Isla de La Palma). Este conjunto observacional, más las facilidades científicas y técnicas disponibles en el Instituto de Astrofísica del IAC en La Laguna (Tenerife) y en el Centro Común de Astrofísica de La Palma (CALP) del IAC en Breña Baja (La Palma), constituye el "European Northern Observatory" (ENO).

Su situación geográfica, entre los observatorios solares del este y del oeste, unida a la transparencia y excelente calidad astronómica de su cielo, han contribuido a que el Observatorio del Teide se dedique preferentemente al estudio del Sol, concentrándose en él los mejores telescopios solares europeos.

TELESCOPIOS Y LABORATORIOS SOLARES 

Telescopio solar de Torre al Vacío (VTT), 70 cm.    

 DESCRIPCIÓN GENERAL DEL VTT

El telescopio VTT pertenece a cuatro instituciones alemanas: el Instituto de Astrofísica de Potsdam, el Instituto Kiepenheuer para Física Solar (Friburgo, institución directora), el Instituto Max Plank para la investigación del Sistema Solar (Lindau) y el Observatorio de la Universidad de Gotinga. El VTT realiza observaciones científicas desde mediados de abril hasta mediados de diciembre. Típicamente a lo largo del año se hacen 30 ó 40 campañas de observación.

Se ha desarrollado un audiovisual sobre el telescopío, puedes visualizarlo aquí.

HISTORIA

En los años 70 se instaló en el Observatorio del Teide un telescopio Newton de 40 cm construido por el Instituto Kiepenheuer. En 1982, la República Federal Alemana se incorporó al Acuerdo Internacional sobre Cooperación en Investigación Astrofísica entre España, Gran Bretaña, Suecia y Dinamarca. La construcción de los telescopios solares alemanes comenzó en 1983 y comprende el Telescopio de la Torre a Vacío (VTT) y el Telescopio Gregory-coudé (GCT) del Observatorio de la Universidad de Gotinga. El diseño del VTT se desarrolló en el Instituto Kiepenheuer en Friburgo a mediados de los setenta, se instaló en 1986 y su explotación científica comenzó en 1988. Desde entonces, el VTT se ha mejorado constantemente y ha sido la base de trabajo para los investigadores. El GCT comenzó a trabajar en 1985 y fue finalmente desmontado en 2002 para sustituirlo por el nuevo telescopio GREGOR de 1,5 m.

INSTRUMENTOS

El VTT es un telescopio solar clásico: un celostato (dos espejos) en la parte alta de la torre introduce la luz en el telescopio, que se extiende a lo largo de 10 pisos de la torre. El espejo primario tiene un diámetro de 70 cm y una longitud focal de 46 m. La principal ventaja del sistema celostato es que la imagen solar no rota en el laboratorio. El VTT dispone de varios amplios laboratorios ópticos para todo tipo de montajes ópticos. Algunos de ellos se usan con sistemas permanentes, pero siempre hay sitio para instrumentos especializados en nuevas tareas.

Desde 1998 se ha venido desarrollando un sistema de Óptica Adaptativa en el Instituto Kiepenheuer. Las principales componentes del sistema son un sensor de frente de onda Shack-Hartmann con 36 aperturas, un espejo deformable y una cámara digital rápida. Cuando el sistema trabaja en ciclo cerrado se consigue un ancho de banda de 70 Hz. Su instalación permanente en la VTT desde 2003 permite utilizarlo con todos los instrumentos emplazados en el foco. En estos momentos, se está trabajando en el desarrollo de un sistema de Óptica Adaptativa Multiconjugada.

El VTT está equipado con varios instrumentos en plano focal para la observación de objetos y procesos físicos en la superficie del Sol. Algunos de estos instrumentos se han desarrollado en instituciones colaboradoras: Espectrógrafo Echelle (KIS, 1988), MSDP (Observatorio de Meudon, 1989), Interferómetro Fabry-Pérot USG, 1992), Espectrómetro Solar de Triple Etalón (KIS, 1997), Polarímetro Infrarrojo de Tenerife (IAC, 1998), Espectrógrafo Littrow Polarimétrico (KIS+HAO, 2001).

RESULTADOS RELEVANTES

La instrumentación del VTT se ha diseñado para medidas con alta calidad de flujos de plasma y campos magnéticos. Algunos instrumentos se pueden combinar para observaciones simultáneas en partes diferentes del espectro solar, desde el infrarrojo cercano al ultravioleta cercano. Esta posibilidad es una característica única en telescopios solares y permite el estudio tridimensional de la atmósfera del Sol. Con la ayuda de la Óptica Adaptativa y técnicas adecuadas de reconstrucción de imagen es posible ahora observar propiedades físicas de objetos muy pequeños en la superficie solar con tamaños de solo unos 150 km, el límite teórico del telescopio. Las imágenes muestran una pequeña región de la superficie con dos "poros" obscuros. En la parte derecha se aprecia cómo se mueve el plasma: el rojo representa movimientos descendentes en la atmósfera solar y el azul movimientos ascendentes. El rango total de velocidades medidas es de desde 1,4 km/s hasta +1,4 km/s.

Telescopio solar THEMIS, 90 cm. 

TELESCOPIO SOLAR THEMIS

DESCRIPCIÓN GENERAL

THEMIS es un experimento conjunto de las agencias nacionales de investigación de Francia (CNRS/INSU) e Italia (INFA). Está situado en Izaña, a 2.400 m de altitud, dentro del Observatorio del Teide del Instituto de Astrofísica de Canarias, en la isla de Tenerife. THEMIS significa 'Telescopio Heliográfico para el Estudio del Magnetismo y las Inestabilidades Solares'. Es un telescopio solar de 90 cm de apertura útil y, actualmente, es el tercero más grande del mundo. Su diseño específico permite alta precisión en la espectropolarimetría de la superficie solar, junto con una alta resolución en imagen monocromática.

Se ha desarrollado un audiovisual sobre el telescopío, puedes visualizarlo aquí.

HISTORIA

Después de dos décadas de grandes progresos y hallazgos en la estructura interna del Sol, la medida y comprensión de los campos magnéticos solares se han convertido en los temas candentes en los albores del s. XXI. Existe un gran crecimiento del interés en temas científicos como la generación y el transporte del campo magnético desde la base de la zona convectiva solar a la corona. La existencia y comportamiento de los tubos de flujo, el calentamiento coronal, la estructura del campo magnético interplanetario, la climatología espacial y las relaciones Sol-Tierra, posiblemente conectadas con el ciclo solar, son los temas emergentes del s. XXI.

Desde el desarrollo de los primeros instrumentos en Francia durante la década de

1950, el grupo solar del Observatorio de París llegó a ser un líder internacional de las observaciones del magnetismo solar durante la década de 1970. Dentro de este grupo, emergió en 1982 el proyecto de un gran telescopio dedicado a la observación solar. La construcción comenzó en 1993 y la primera luz tuvo lugar en 1996. El telescopio está abierto a la comunidad internacional desde 1999.

DATOS TÉCNICOS

El telescopio Ritchey-Chretein con una relación focal f/16 incluye una montura altazimutal, el tubo del telescopio lleno de helio y un polarímetro de Stokes situado en el foco primario. El espectrógrafo multi-modo permite el análisis rutinario en polarimetría vectorial con precisiones de entre 10-3 y 10-5 en algunas configuraciones. El diseño del espectrógrafo permite la observación simultánea de hasta 10 longitudes de onda desde 400 a 1.100 nm, dando la oportunidad de realizar inversiones 3D de la estructura del campo magnético en la atmósfera solar. THEMIS actualmente ofrece 3 modos de osbervación complementarios:

- MTR, el modo de espectropolarimetría multilínea;

- MSDP, el modo que permite hacer espectro-imagen multicanal por la substracción de doble paso con polarimetría;

- IPM, el modo que hace imagen en una banda muy estrecha mediante un filtro universal birrefringente seguido por un interferómetro Fabry-Perot.

FUTURO

La ciencia previsible proveniente de THEMIS se centra en el progreso o bien del instrumento o bien del análisis de datos o de ambos. En términos del instrumento, la evolución se dirige hacia un aumento de la precisión y sensibilidad actual sin grandes cambios en el diseño instrumental. Con respecto a la estabilidad de la imagen, un sistema de tip-tilt, de puesta en marcha inminente, y a un sistema de óptica adaptativa permitirán a los observadores realizar barridos de la superficie solar con una resolución de 0,5 segundos de arco. Este número, que puede parecer humilde comparado con la alta resolución de los telescopios diseñados para hacer imagen, combinado con las habilidades de espectropolarimetría multilínea de THEMIS, representa un gran paso adelante. Todas las áreas de estudio de THEMIS se verán beneficiadas por esta mejora, desde el estudio de regiones activas al análisis del Sol en calma y de filamentos. La mejora en la calidad de imagen debería ir necesariamente acompañada por una mejora en la precisión polarimétrica, probablemente a través del control del seeing con polarímetros con modulación a altas cadencias (por encima de 10 Hz, en principio).

THEMIS también está ampliando su rango espectral de observación con experimentos que muestran las capacidades del instrumento de llevar a cabo medidas hasta 13.000 Angstroms, en el IR cercano. Trabajos venideros explorarían la región de hasta 2 micras, abriendo el telescopio a un conjunto de líneas espectrales solares completamente nuevo y rico en información, y esperando poder observarlas simultáneamente con líneas en el visible, una posibilidad disponible únicamente en THEMIS. En otra dirección, THEMIS también está mejorando sus flujos de fotones en el azul hasta 4.000 Angstroms y explorando las habilidades por debajo de 3.900 Angstroms, donde se hallan las conocidas líneas de Ca, H y K.

La sofisticación de los datos de THEMIS (cubos de datos de 4 dimensiones de hasta 10 regiones espectrales) está aún por explotar. Ya se ha comenzado con un significativo progreso en la dirección de las herramientas para el tratamiento de datos en línea, rellenando así el hueco entre los datos brutos y los datos de segundo nivel, como el vector campo magnético y parámetros termodinámicos de la atmósfera solar. El siguiente gran salto combinaría diferentes líneas espectrales para una representación comprensiva y coherente, no sólo de una capa de la atmósfera solar, sino de un volumen de dicha atmósfera. Tal objetivo se debería entender en la filosofía de presentar THEMIS al observador no sólo como un instrumento sino como una sonda de la atmósfera solar. Y como tal, deberían estar disponibles para el observador productos avanzados de los datos.

RESULTADOS RELEVANTES

Los vectores de campo magnético en los canales de filamentos de la fotosfera están llenos de polaridades parásitas, como se muestra en la figura (40 x 20 segundos de arco). La topología del campo representada por las flechas azules revela a primera vista lo que parece ser una concavidad en la línea de fuerza magnética. Esas depresiones son lugares idóneos para la acumulación de plasma frío que escapa del filamento que cuelga sobre el canal 10.000 km por arriba. Esas estructuras, llamadas los pies del filamento, se explicarían así por las depresiones magnéticas como las vistas por THEMIS y mostradas en la figura.

Los campos magnéticos también pueden medirse directamente en protuberancias a partir de medidas polarimétricas en líneas espectrales seleccionadas del He y con un alto control de la luz dispersa en el telescopio. THEMIS mide simultáneamente los 4 parámetros de Stokes, y en particular la polarización circular de la línea D3 del He, a partir de la cual se obtuvo preliminarmente una fuerza de campo de 40 G, mucho más fuerte de lo esperado.

Telescopio solar GREGOR*, 1,5 m.

Telescopio solar GREGOR

Tras diez años de desarrollo, el telescopio alemán GREGOR arranca sus operaciones en el Observatorio del Teide del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). Se trata del telescopio solar más grande de Europa y el tercero en dimensiones del mundo. Además de su diámetro, su avanzada tecnología permitirá  a la comunidad científica –española, alemana e internacional- estudiar el Sol con un nivel de detalle sin precedentes hasta la fecha. No sólo se podrán comprender mejor los procesos físicos que acontecen en la mayoría de estrellas del universo, sino también resolver cuestiones terrenales: la actividad solar afecta e incluso daña los satélites y las redes de energía de diferentes regiones de la Tierra. Profundizar en su conocimiento puede ayudar a mitigar estos problemas de alto impacto económico.

GREGOR tiene una apertura de 1,5 metros, superior a la del resto de telescopios solares instalados en los observatorios del IAC. Su diámetro y el novedoso sistema de óptica adaptativa, que compensa las turbulencias atmosféricas, logra una calidad de imagen que, hasta el momento, ningún telescopio solar terrestre había obtenido, tanto en el rango visible como en el infrarrojo. La resolución espacial, espectral y temporal resultante permite que los investigadores puedan seguir los procesos físicos en la superficie del Sol  en escalas tan pequeñas como 70 km.

El telescopio ha sido diseñado para realizar observaciones de la fotosfera solar –la capa de la que procede la mayor parte de la luz y el calor que se reciben en la Tierra-, y la cromosfera, capa de la atmósfera solar que se sitúa justo encima de la anterior. Pero también podrá utilizarse durante la noche: se monitorizarán ‘soles distantes’ para averiguar si  tienen el mismo comportamiento cíclico que nuestra estrella.

“GREGOR se construyó, principalmente, para estudiar los procesos físicos en la superficie visible del Sol. En estas capas vemos cómo la energía proveniente de su interior emerge  para, después, ser lanzada al espacio exterior y, en ocasiones,  llegar a la Tierra”, explica el director del Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik (Alemania), Oskar von der Lühe.

Al contrario de los telescopios solares tradicionales, el diseño de GREGOR es completamente abierto: la clásica cúpula se sustituye por un techo retráctil que se abre para que el viento circule y evite el sobrecalentamiento de la estructura y de los espejos. Esta especial arquitectura exige una importante estabilidad mecánica de la estructura del telescopio para eliminar las vibraciones inducidas por el viento.

El espejo primario es una estructura ligera compuesta por un material especial que no se deforma al ser sometido a la radiación solar. Sin embargo, para evitar turbulencias internas, el espejo es refrigerado por su parte posterior.

La luz captada por GREGOR es distribuida hacia los diferentes instrumentos de análisis que incorpora. El primero de ellos es un sistema de imagen que registrará observaciones de la superficie solar en diversas longitudes de onda. Sus responsables esperan que las imágenes presenten una extraordinaria riqueza de detalles. Asimismo, el telescopio incorpora un dispositivo de interferometría para estudiar la fotosfera y la cromosfera solares. Su objetivo es analizar las interacciones de los campos magnéticos con el plasma solar, altamente dinámico. A estos dos instrumentos, se añade GRIS (Grating Infrared Spectrograph), un espectrógrafo que estudiará la atmósfera solar en la parte infrarroja del espectro. Este instrumento, que ha sido diseñado y desarrollado en el IAC, será capaz de generar mapas detallados de los campos magnéticos del Sol.

“Esperamos obtener datos de una calidad superior a la de los telescopios espaciales”, explica el investigador del IAC Manuel Collados, investigador principal del instrumento GRIS. A su juicio, GREGOR es además un “banco de pruebas” de cara a la futura construcción del Telescopio Solar Europeo (EST, en su acrónimo inglés) que contará con un espejo primario de cuatro metros.

GREGOR ha sido construido por un consorcio alemán bajo el liderazgo del Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik en Friburgo. En él, han participado el Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, el Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung en Katlenburg/Lindau, el Institut für Astrophysik Göttingen, el Astronomical Institute of the Academy of Sciences de la República Checa y el Instituto de Astrofísica de Canarias.

Laboratorio Solar:

Espectrofotómetros (MARK-I, IRIS-T, ECHO)

Primero, ¿Que esun espectometro?

El espectrómetro, espectrofotómetro o espectrógrafo, es un aparato capaz de analizar el espectro de frecuencias característico de un movimiento ondulatorio. Se aplica a diferentes instrumentos que operan sobre un amplio campo de longitudes de onda.

Un espectrómetro óptico o espectroscopio, es un instrumento que sirve para medir las propiedades de la luz en una determinada porción del espectro electromagnético. La variable que se mide generalmente es la intensidad luminosa, pero se puede medir también, por ejemplo, el estado de polarización electromagnética. La variable independiente suele ser la longitud de onda de la luz, generalmente expresada en submúltiplos del metro, aunque algunas veces pueda ser expresada en cualquier unidad directamente proporcional a la energía del fotón, como la frecuencia o los electrón-voltios que mantienen una relación inversa con la longitud de onda. Se utilizan espectrómetros en espectroscopia para producir líneas espectrales y medir sus longitudes de onda e intensidades.

En general, debido a las diferentes técnicas necesarias para medir distintas porciones del espectro, un instrumento concreto sólo operará sobre una pequeña porción de este campo total. El analizador de espectro es un dispositivo electrónico muy parecido por debajo de las frecuencias ópticas (es decir, microondas y radiofrecuencia).

Esta herramienta puede usar para ver los espectros de emisión generados por los elementos al absorber o emitir fotones energéticos. De las frecuencias de onda, un muy pequeño prisma es visible al ojo humano, entre los rayos ultravioleta y los infrarrojos; el espectrómetro da una visión más clara de estos.

Cabe resaltar que cada elemento tiene un espectro particular, y que dependiendo de su estructura química algunos reaccionan más rápido que otros, por lo que algunos espectros de emisión no requieren una descarga energética muy grande, mientras que otros una mayor. En 1920, por ejemplo el científico Niels Bohr escribió sus postulados con base en la descarga energética que le dio a un átomo de hidrógeno, dando la idea para que un espectrómetro fuera construido.

Fotómetro de alta resolución TON

Tacómetro de Fourier GONG

TELESCOPIOS NOCTURNOS

Telescopio infrarrojo "Carlos Sánchez" (TCS), 155 cm.

Telescopio reflector Mons, 50 cm.

Telescopio IAC-80, 80 cm.

Telescopio OGS, 100 cm. (Estación Óptica Terrestre)

Telescopio STARE, 10 cm.

Telescopio robótico Bradford *

Telescopios robóticos STELLA*

FONDO CÓSMICO DE MICROONDAS

Interferómetro de 33GHz

COSMO10 y 15

Red interferométrica VSA (Very Small Array)

(*) Aún no están en funcionamiento.

Telescopio Solar de Torre al Vacío VTT

El Telescopio de Torre al Vacío (VTT) pertenece al Instituto Kiepenheuer de Física Solar de Friburgo (Alemania). Tiene un espejo primario de 70 cm de diámetro y un espectrógrafo vertical de 15 metros de longitud. Se instaló en el Observatorio del Teide a finales de los ochenta.

Con este telescopio se pueden estudiar la dinámica, estructura y composición química de la atmósfera solar, con la posibilidad de estudiar cómo evoluciona la granulación solar. Para este tipo de observaciones, que demandan alta resolución espacial, el telescopio dispone de un "Correlador Solar", instrumento único en su género desarrollado por el Instituto de Astrofísica de Canarias.

Telescopio Solar Themis

Desde la visita a Canarias de Jean Mascart, del Observatorio de París, para observar el paso del cometa "Halley" en 1910, los astrónomos franceses se han interesado por los cielos canarios. De hecho, el primer telescopio instalado en el Observatorio del Teide pertenecía al Observatorio de Burdeos.

El THEMIS (Telescopio Heliográfico para el Estudio del Magnetismo y de las Inestabilidades Solares) fue concebido por un equipo de astrónomos franceses del Observatorio de Meudon-París. Hoy día el THEMIS es una colaboración entre Italia y Francia.

Con sus 90 cm de diámetro, el THEMIS es el mayor telescopio solar del Observatorio del Teide y está diseñado para medir la intensidad y la dirección del campo magnético solar. Una de las características del THEMIS es su capacidad para operar simultáneamente en diversas bandas, fundamental para este tipo de estudios. Además, la instrumentación del THEMIS permite obtener datos experimentales sobre la estructura de la atmósfera solar en 3 dimensiones.

Visita al Observatorio del Teide: dentro de las tareas de divulgación que realiza el Instituto de Astrofísica de Canarias, para que los conocimientos astronómicos lleguen a todos, se organizan visitas de colegios y grupos al Observatorio. El Observatorio del Teide cuenta ya con un Centro de Visitantes, resultado de la conversión de una cúpula vacía, que se ha dotado de elementos para la divulgación científica. Con un aforo para unas cuarenta personas, se utiliza para explicar a los escolares en qué consiste un observatorio, cómo funcionan los telescopios y la importancia que la Astronomía tiene para el hombre.

                                                      TELESCOPIO ALMA

El concepto de interferometría puede entenderse con el ejemplo de uno de los telescopios participantes en el proyecto.

ALMA se encuentra en la llanura de Chajnantor, en la Cordillera de los Andes, a 5.000 metros de altura, y a unos 50 km al este de San Pedro de Atacama en el norte de Chile.

El telescopio está compuesto por 66 antenas de alta precisión, repartidas a distancias que pueden alcanzar los 16 kilómetros.

A estudia la luz de algunos de los objetos más fríos del Universo, que tiene longitudes de onda de alrededor de un milímetro, entre el infrarrojo y las ondas de radio, por lo que se conoce como radiación milimétrica o submilimétrica.

Las antenas trabajan en forma conjunta, como un solo telescopio, en otro ejemplo de un interferómetro, según explica en su sitio el Observatorio Europeo Austral.

Y las señales de las antenas se conjugan y procesan en un supercomputador especializado - el correlacionador de ALMA - que imita el efecto de un telescopio único.

El interferómetro actúa como un solo telescopio, tan grande como el conjunto total de antenas.

Y al incrementar la distancia máxima entre las antenas se incrementa el poder de resolución del interferómetro, permitiéndole detectar detalles más pequeños.

Un cielo nocturno claro y cristalino es siempre un placer para la vista. Pero si se encuentra en el Llano de Chajnantor, a 5.000 metros de altitud en los Andes chilenos, (uno de los mejores sitios del mundo para la observación astronómica) puede ser una experiencia que recordará el resto de su vida. Esta vista panorámica de Chajnantor muestra las antenas de ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) en contraste con el sobrecogedor escenario de fondo: un cielo nocturno plagado de estrellas. Detrás vemos algunas de las antenas de ALMA, trabajando en equipo. El llano aparece curvado debido al efecto de la lente gran angular utilizada. ALMA es el telescopio más potente del mundo para el estudio del universo en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas. Las obras de construcción de ALMA se completarán en 2013, y un total de 66 antenas de gran precisión trabajarán en este lugar. Por el momento, el telescopio está en su fase inicial de operaciones, haciendo observaciones científicas tempranas. Pese a que aún no está totalmente construido, el telescopio ya está ofreciendo sorprendentes resultados, superando a las demás instalaciones submilimétricas. En el cielo que puede verse tras las antenas, incontables estrellas brillan como distantes gemas. También destacan dos objetos celestes muy familiares. Primero, la imagen está coronada por la Luna. Segundo, eclipsada por el brillo de la Luna, es posible distinguir la Vía Láctea como una banda brumosa que atraviesa el cielo. Las regiones oscuras dentro de esta banda son áreas en las cuales el polvo interestelar bloquea la luz de las estrellas de fondo. Esta fotografía fue obtenida por el Fotógrafo embajador de ESO, Babak Tafreshi. Babak es el fundador y líder de “The World At Night”, un proyecto internacional para producir y exhibir una colección de fotografías y vídeos time-lapse impactantes de los lugares del mundo con las maravillas celestes más hermosas como telón de fondo. El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), una instalación astronómica internacional, es una colaboración entre Europa, América del Norte y Asia Oriental en cooperación con la República de Chile. La construcción y operaciones de ALMA en Europa están lideradas por ESO; en América del Norte por el National Radio Astronomy Observatory (NRAO); y en Asia Oriental por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ). El Joint ALMA Observatory (JAO) proporciona al proyecto la unificación tanto del liderazgo como de la gestión de la construcción, puesta a punto y operación de ALMA