OSN – Observatorio de Sierra Nevada

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Antecedente

En 1976, el recién creado Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) utilizaba las instalaciones e instrumental de Cartuja, en el Mohón del Trigo, también conocido como el Observatorio del Mohón del Trigo (OMT), perteneciente a la Compañía de Jesús, situado a 2605 m de altitud en Sierra Nevada (Granada, España). El OMT estaba dotado de un telescopio reflector KYOTO, de 32 cm, del tipo Cassegrain, donado por la Universidad de Georgetown (EE.UU). El principal instrumento de medida era un fotómetro fotoeléctrico, basado en un fotomultiplicador 1P21, con una rueda de filtros manual, dotada de los filtros UBV del sistema de Johnson, y un amplificador electrométrico con registro analógico gráfico.

La principal línea de investigación desarrollada entonces por el IAA en el OMT, acorde con los medios existentes, era el estudio fotométrico de estrellas variables de diversa índole. Durante aquellos años, el OMT disfrutó de un uso muy intensivo, recibiendo frecuentemente a astrónomos invitados de otras instituciones. En particular se estableció una estrecha colaboración con el Observatorio Real de Greenwich (Real Grenwich Observatory, RGO) del Reino Unido, con frecuente intercambio de personal en ambos sentidos.

Nacimiento del OSN

Fruto de aquella colaboración, en 1977 se firmó un acuerdo entre el Consejo de Investigación Científica (SRC) inglés y el Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC), materializado en un convenio entre el RGO y el IAA para ubicar y utilizar conjuntamente un telescopio de 75 cm en Sierra Nevada. El IAA solicitó al CSIC la construcción de un observatorio propio, rechazándo la posibilidad de reformar el OMT, al no ser éste propiedad del CSIC.

Mientras se hacían los planes y planos para el nuevo observatorio, se firmó un nuevo convenio entre el Centro Nacional de la Investigación Científica (CNRS)  y el CSIC, en virtud del cual, el Observatorio de Niza (ON) cedió al IAA un telescopio de 60 cm, una cúpula de 5 m de diámetro y un fotómetro fotoeléctrico moderno para su uso conjunto en Sierra Nevada.

Así se amplió el proyecto del nuevo observatorio de una a dos cúpulas. Se estudiaron posibles emplazamientos para esos telescopios, eligiéndose finalmente la Loma de Dílar, en Sierra Nevada, a 2896 metros de altitud, por ser la mayor altura accesible con infrastructuras próximas, y gozar de la mejor climatología conocida.

Edificio

El concepto original, muy sencillo, preveía un edificio con dos cúpulas de igual altura, unidas por un pasillo que pudiese permitir en un futuro la interconexión óptica de ambos telescopios. Tal estructura se llevó a cabo dentro de una nave rectangular de 10 por 20 metros de planta y con el eje mayor orientado en dirección este-oeste. Las dos cúpulas de 5 y 8 metros están instaladas sobre sendos muretes cilíndricos situados sobre los extremos oriental y occidental de la cubierta, respectivamente. Bajo el nivel de las cúpulas se dispuso de una vivienda dotada de lo estrictamente esencial para la estancia en alta montaña.

Entre las peculiaridades arquitectónicas del edificio cabe destacar los pilares de los telescopios, muy masivos, en previsión de futuros instrumentos de mayor tamaño (se pensaba ya entonces en la posibilidad de alojar en el futuro un telescopio de hasta un metro de apertura). Ambos pilares, están descentrados hacia el sur a fin de instalar monturas de tipo ecuatorial, descartando así definitivamente modernas monturas de tipo altazimutal y otras.

La obra completa se terminó en octubre de 1981.

Telescopios e instrumentos

Terminado el edificio se instalaron ambos telescopios. El telescopio británico, llamado Steavenson Telescope en honor a su primer propietario quién lo donó al RGO, era un reflector originariamente de tipo Cassegrain. El telescopio fue modificado en los talleres del RGO instalando un espejo terciario plano, basculante, para obtener dos focos y sendas bases de instrumentos en el tubo. La montura original de tipo eje polar con horquilla, fue adaptada a la nueva latitud y la horquilla fue prolongada para aceptar el paso de instrumentos mayores. Fue transportado desde el RGO hasta Sierra Nevada y se emplazó en la cúpula oeste de 8 m del OSN. Por su parte, el telescopio del ON, transportado desde Francia, era un reflector de 60 cm de apertura, de tipo Cassegrain puro, montado sobre una mesa ecuatorial. Estaba dotado de motores paso a paso y codificadores incrementales en ambos ejes, así como una sofisticada consola de control basada en microprocesadores. En diciembre de 1981, ambos telescopios estaban montados y resguardados bajo sus respectivas cúpulas.

El telescopio francés de 60 cm venía dotado de un fotómetro fotoeléctrico de integración, con sistema de adquisición de datos analógico y registro gráfico, montado con filtros en el sistema de Ginebra. El fotómetro estaba basado en un fototubo de tipo Lallemand de 16 dinodos y muy alta ganancia. Además, disponía de un sistema de refrigeración por ciclo de Carnot en circuito cerrado. Para el telescopio Steavenson se adquirió un fotómetro fotoeléctrico de propósito general («People’s Photometer») que fue totalmente motorizado y automatizado en el IAA. También el telescopio fue dotado de un contador de fotones y un sistema de adquisición de datos, ambos diseñados y construidos en el IAA. El tubo fotomultiplicador, EMI-6865-A, seleccionado para bajo ruido y respuesta espectral extendida, estaba alojado en un criostato refrigerado por células Peltier. Se disponía de los conjuntos de filtros UBV de Johnson y uvby de Strömgren.

Pronto se instaló el fotómetro Strömgren en el segundo foco. Este fotómetro de seis canales fue construido en el Observatorio de la Universidad de Copenhague (CUO), en Brörfelde, con colaboración del IAA. Cuatro de los seis canales pertenecen al sistema de banda estrecha uvby de Strömgren. La adquisición de datos en los cuatro canales es simultánea gracias a la utilización de una red de difracción y cuatro tubos fotomultiplicadores y sus correspondientes cadenas electrónicas de preamplificadores, discriminadores y contadores, diseñadas y construidas en el IAA. Alternativamente, el fotómetro puede funcionar en modo Hß, mediante un divisor de haz, dos filtros interferenciales, de banda ancha y estrecha, y dos tubos fotomultiplicadores y sus etapas electrónicas adicionales. Se le añadió un ordenador de sobremesa para el control automático y la adquisición, registro y preprocesamiento de los datos de modo interactivo, en tiempo real. Al poco tiempo de estar operativa la instrumentación descrita anteriormente se abordó en el IAA la automatización del telescopio Steavenson. El estado de desarrollo óptimo de la consola de este telescopio se alcanzó hacia el año 1986.

Los telescopios dieron servicio durante 8 años. La puesta a punto y el mantenimiento del Steavenson fueron recayendo sobre el IAA a medida que los nuevos sistemas de control fueron substituyendo a los antiguos. El fotómetro de Ginebra y el telescopio de 60 cm fueron mantenidos y mejorados de modo continuado, fundamentalmente por el equipo del ON. El IAA instaló en el telescopio de 60 cm un sistema de adquisición de datos automático que permitía la toma de datos en formato digital directamente legible por un ordenador.

El índice de ocupación del OSN durante los años 1981-1989 fue del 70% por parte británica, 80% por parte francesa y del 90% por parte española, referidos siempre a la fracción de tiempo correspondiente a cada cual. También se recibieron observadores invitados de terceras instituciones. La calidad del cielo de Sierra Nevada durante este período se estimó en un 60% de noches fotométricas.

Convenio con Nanjing Astronomical Instruments Factory (NAIF)

Si bien la calidad de la óptica del telescopio Steavenson no era su mejor virtud, a efectos fotométricos era considerada suficiente. Así, las mejoras introducidas en el telescopio Steavenson y el uso intensivo del fotómetro Strömgren dieron excelentes resultados en fotometría diferencial para gran cantidad de observadores. Sin embargo, al afinar en su uso, gracias a los tiempos de integración más cortos, al disfrute de noches muy oscuras y a mejoras de la técnicas de reducción numérica, se fue demandando con mayor frecuencia el uso del diafragma más pequeño (FOV 8″) del fotómetro. Al hacerlo se tropezó con la limitación de un notable error cíclico en el seguimiento sidéreo. A partir de este momento, y debido fundamentalmente a que las prestaciones observacionales del telescopio Steavenson estaban llegando ya a su techo, se empezó a pensar en la substitución del mismo.

Así, finalizados los convenios con el CNRS y el SRC, el telescopio de 60 cm fue devuelto a Francia, mientras que el SRC cedió al IAA (CSIC) el telescopio Steavenson. El IAA (CSIC), por su parte, cedió el telescopio a la ciudad de Granada, a través de su Ayuntamiento, para su instalación en el Parque de las Ciencias de esta ciudad.

A fin de adquirir un telescopio en propiedad, se realizaron consultas con diferentes empresas constructoras de telescopios profesionales. Se estableció como objetivo un tamaño idóneo de alrededor de un metro de diámetro. La montura debía de ser forzosamente de tipo ecuatorial por los condicionantes de construcción del edificio del OSN. Sin embargo, las ofertas que se recibieron superaban la capacidad económica del IAA, aún con el decidido apoyo del CSIC.

Estando aún el IAA en consultas con el CSIC para obtener el presupuesto necesario, se recibió en el IAA la visita del profesor Hu Ninsheng, director de la empresa Fábrica de Instrumentación Astronómica de Nanjing (NAIF), perteneciente a la Academia China de las Ciencias. El profesor Hu visitó el OSN y sugirió la posibilidad de colocar un telescopio de hasta 1.5 m en la cúpula de 8 m y en la cúpula de 5 m propuso colocar un telescopio de 90 cm. Por razones de política comercial y de imagen, el profesor Hu ofreció suministrar ambos telescopios con unas condiciones económicas que sí eran asumibles por el IAA (CSIC). Así pues, se convinieron unas especificaciones iniciales y se elaboró un prediseño para concretar la propuesta de NAIF. Se estudiaron las implicaciones de reforma del edificio y se elaboró un nuevo presupuesto, aunque dentro de los límites ya establecidos.

Se obtuvo el apoyo del CSIC y finalmente se estableció un convenio marco de colaboración entre el CSIC y la Academia China de las Ciencias, y a su amparo se firmó un convenio específico entre el IAA y NAIF para la construcción de los dos telescopios y sus consolas de control. El acuerdo se firmó en Shanghai, en noviembre de 1987. El diseño tanto de la óptica como de la mecánica se completó en los siguientes seis meses. El diseño de las consolas de control se comenzó en el IAA en enero de 1988.

La construcción de los telescopios se inició en junio de 1988 y se terminó en mayo de 1991. La llegada de los telescopios al OSN tuvo lugar el 25 de agosto de 1991.

Los nuevos telescopios

Las características generales establecidas desde un principio para los telescopios fueron:

Apertura: 1.5 y 0.9 m respectivamente.
Relación focal: 1/8 ambos.
Diseño óptico: Ritchey-Chretien.
Montura: Eje polar y horquilla.
Foco: Dos estaciones portainstrumentos, conmutables mediante espejo terciario plano.

A fin de alcanzar la especificación de calidad óptica deseada (concentración fotométrica) se abandonó la idea inicial de utilizar una óptica ligera, y una focal muy cerrada f:2.2. En cambio se empleó un espesor de espejo primario cercano a 1/5 del diámetro, y una focal de primario más relajada f:2.6. Esto condujo a un notable incremento del peso del primario (1800 kg y 450 kg para el 1.5 m y el 0.9 m, respectivamente) y en consecuencia del sistema de apoyo y células del primario, así como tubo, horquilla y eje. NAIF prefirió abandonar entonces la solución de cojinete para el eje de AR, muy caro para tales pesos, y optó por la esfera flotante en aceite a presión, normalmente reservada para los grandes telescopios. Esta solución, excelente desde el punto de vista de la fricción y precisión del eje polar, volvió a incrementar el peso del eje y por lo tanto de la base y, en definitiva, de todo el conjunto.

Los telescopios resultaron finalmente muy robustos, pero exigieron a cambio reformas en los pilares del OSN y en el caso de la cúpula del 90 cm una reforma total para dar cabida a una cúpula mayor, de 6.5 m, también de Ash Dome.

El montaje de los telescopios en el OSN comenzó el 2 de septiembre de 1991, con la ayuda de doce técnicos de NAIF y seis del IAA. Desde septiembre hasta mediados de noviembre, se montaron los dos telescopios y su óptica. A finales de noviembre y primeros de diciembre se realizaron unas pruebas preliminares con el dispositivo ANTARES cedido por el European Southern Observatory (ESO). Tras el período de actividad lenta impuesto por el invierno, durante el cual se avanzó fundamentalmente en la instalación de la consola de control, se reanudaron los ajustes mecánicos y ópticos en el verano de 1992. Desde julio hasta octubre se alineó y ajustó la óptica de ambos telescopios, con la ayuda del profesor Hu Ninsheng. Se realizaron nuevas pruebas con ANTARES y con un dispositivo del tipo Schack-Hartmann diseñado y fabricado para este fin por el Profesor Hu.

Los resultados fueron expuestos al Claustro Científico del IAA en noviembre de 1992 quien los consideró satisfactorios, y acto seguido se firmó la recepción de los telescopios. El 7 de octubre de 1993 fueron inauguradas las nuevas instalaciones del OSN por el Ministro de Educación y Ciencia.

Nueva etapa: primera generación de instrumentos

Con la instalación de los telescopios comienza una nueva etapa en el OSN. Cuando estuvieron operativos los telescopios se les fue acoplando la instrumentación existente. El fotómetro Strömgren que antes funcionaba en el telescopio Steveanson, se instala en el foco este del telescopio de 90 cm (T90), automatizándolo y dotándolo de varias cámaras de TV tipo CCD. Desde entonces es plenamente operativo, incluso en modo REMOTO y el departamento de Física Estelar ha ido mejorando el proceso de observación automática secuencial para estrellas variables, integrando para ello: fotómetro, cámaras de TV, cúpula, telescopio y programas de prerreducción en un solo controlador. El foco oeste del T90 era utilizado por instrumentos visitantes, y por “OPTEON” que es el sensor de frente de onda del IAA cuyo fin es ajustar las imágenes de los telescopios.

En el foco este del telescopio 1.5 m (T150) se instala una CCD con una rueda de filtros de Wright Instrument. Esta cámara comienza a  trabajar inmediatamente después de la primera luz del telescopio y sirve durante bastante tiempo como sensor de imagen para controlar y ajustar la óptica del telescopio por el equipo de óptica del IAA. Además, se le equipa con una bonette (que contiene la cámara de guiado) que se opera con un control manual a distancia. Más tarde, en 1999 llega una nueva cámara CCD Apogee refrigerada peltier con una rueda de filtros de difícil acceso e intercambio, por lo que se plantea entonces utilizar la rueda de filtros de la cámara Wright que tiene un fácil intercambio de filtros. Durante los tres años siguientes se observa alternativamente con ambas cámaras dependiendo del proyecto de observación. Para que el cambio de instrumento fuera más fácil, se contruyó en el IAA una rueda de filtros genérica compatible con todas las cámaras. Es en este periodo cuando se comienza la construcción de una bonette controlada desde PC, que es instalada en el 2001 junto con un programa de control integrado en el control de las cámaras, pudiéndose observaren el T150 en modo REMOTO. A principios de 2002 se manda la camára a Wright Instrument para actualizar la electrónica para la lectura en PC de 16 bits, ya que el sistema operativo VAX dejaría de funcionar poco después. Debido a la antiguedad de las cámaras en abril de 2003 se instala la nueva cámara Versarray (CCDT150), refrigerada a LN2, “back iluminated” y con bajo ruido. Por el grupo de software del IAA se lleva a cabo el desarrollo del software y drivers de control de telescopio y cúpula.

En 1990 el IAA adquirió del Observatorio Astronómico de la Universidad de Copenhague un espectrógrafo para objetos débiles y cámara de visión directa, ALFOSC (Alhambra Faint Object Spectrograph and Camera). El ALFOSC posee 10 rendijas de longitud 3.6 minutos de arco y anchura entre 0.5 y 10 segundos de arco. Dispone de una rueda para 11 filtros. El conjunto de prismas disponibles permite cubrir resoluciones entre 850 y 60 Å/mm y un rango espectral entre 3.500 y 10.000 &Aring.;. En el modo de visión directa la cámara está dotada de un sensor CCD de Thomson de 1024×1024 pixeles, con respuesta en la parte azul del espectro.

Una comisión del IAA se encargó de planificar y supervisar la puesta a punto de los telescopios e instrumentos hasta que se procediera a constituir un Comité para la Asignación de Tiempo de Observación.

Estos dos nuevos telescopios están abiertos a toda la comunidad astronómica, basando la selección de propuestas en la calidad científica y viabilidad técnica de las mismas, juzgadas por un comité de astrónomos.

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Características mecánicas

Montura: Ecuatorial (37º 4^m)
Estructura: Acero soldado e hierro fundido
Peso: 48 Tm
Ajuste polar: A tornillo

• En latitud mayor de 1º
• En azimut mayor de 1,5º
• Menor frecuencia de resonancia: > 5Hz

Eje de ascensión recta

El eje de ascensión recta es de tipo horquilla. El eje está montado sobre un cojinete, a bolas pretensable, en parte trasera y suspensión de superficie esférica (anillo esférico) sobre almohadillas de aceite, que mediante la presión de éste se produce la elevación del eje dejándolo libre para su rotación sin apenas fricción.
Peso a rotar: 31 Tm
Inercia: 23100 kgm²
Cojinete: una a bolas pretensable
Esfera: 2 m
Oil-pads: 4
Espesor película aceite: 80 mm ± 10 mm
Fricción: 5,2 kpm
Ángulo de rotación: +170º  / -120º
Tope mecánico: No existe
Tope eléctrico: dos límites de software y dos límites de hardware
Reductoras: dos idénticas diametralmente opuestas
Relación motor: AR 360:1
Frenos: dos a ejes de motores
Motores: dos Inland-T-5745D
Tacogenerador: no tiene
Codificadores angulares:

• 1 relativo 72000CC Heidenhain-ROD230 a eje motor
• 1 absoluto (10 bits-Gray) en reductora con relación 1:1 a eje AR
• 1 relativo Inductosyn de 1″ directo a eje AR

Contrapesos:

• 1 a lo largo de la horquilla para instrumentos regulable con sinfín
• 2 transversales al anterior

Eje de declinación

Está formado por un bloque central en forma de cubo y dos estructuras Serrurier, una grande y otra pequeña para los soportes del secundario y del primario respectivamente. A los lados de este cubo se encuentran dos ejes huecos para la sujeción del tubo a la horquilla mediante cojinetes a bolas pretensables. Estando al final de estos ejes huecos el plano de adaptación de instrumentos.
Inercia: 5100 kgm²
Cojinetes: dos a bolas pretensables
Fricción: 4,6 kpm
Ángulo de rotación: 120^o
Tope mecánico: la horquilla
Tope eléctrico: dos limites de software, dos límites de hardware y un límite de mercurio con simetría de revolución
Reductoras: dos idénticas con ataque a 120º
Relación motor: DE 360:1
Frenos: dos electromagnéticos a ejes de motores
Motores: dos Inland-T-5745D
Tacogenerador: no tiene
Codificadores angulares:

• 1 relativo 72000CC Heidenhain-ROD230 a eje motor
• 1 absoluto (10 bits-Gray) en reductora con relación 1:1 a eje DEC
• 1 relativo Inductosyn de 1″ directo a eje AR

Célula del espejo primario

El espejo primario se sustenta sobre la célula a través de una serie de soportes fijos y contrapesos en sentido axial y radial. Centrado por un tetón rectificado al diámetro interior del espejo. De forma que las fuerzas ejercidas por los contrapesos radiales sobre la superficie lateral del espejo evitan que éste se apoye en exceso sobre el tetón. Los soportes fijos son tres para poder ajustar la inclinación del mismo.
Peso: 2,7 Tm
Soportes axiales fijos: 3 (tornillos)
Contrapesos axiales: 15
Contrapesos radiales: 12
Topes de seguridad: 4

Célula del espejo secundario (Foco)

El foco está suspendido de la célula del secundario por conjunto de cuatro arañas de hierro con ajustes a tornillo de centrado e inclinación. Permitiendo el desplazamiento del secundario a lo largo de su eje axial.
Peso: 210 kg
Recorrido: 19 mm
Motor: motor paso a paso HY-200-2220-100-A8 con reductora 40:1
Codificador lineal: tipo LVDT Schaevitz-500-DC-D
Mínimo paso medible: 12mm±3@120mm en el plano focal

Célula del espejo terciario

Está suspendida por arañas al cubo, con ajustes a tornillo de altura e inclinación permitiendo el ajuste para el alineamiento del espejo terciario. En la célula está sujeto el soporte del espejo terciario que mediante un mecanismo de báscula permite dirigir el haz óptico hacia ambos focos. Existen dos topes mecánicos a tornillo para delimitar el final de recorrido, dándole la precisión necesaria para la repetibilidad de la posición.
Peso: 180 kg
Recorrido: ± 47º
Fin recorrido: mecánico y eléctrico
Tracción: cable y muelle para tensado
Motor: paso a paso HY-200-2220-100-A8 con reductora

Plano de adaptación de instrumentos (P.A.I.)

Existen dos planos de adaptación de instrumentos, uno situado al este y el otro al oeste. Consistentes en dos platos de 500 mm de diámetro y seis agujeros roscados a 60^o de M10 en un diámetro de 350 mm.
Diámetro máximo: 500 mm
Diámetro interior: 300 mm
Diámetro agujero óptico: 125 mm
Sujeción: M10 x 6 a Æ F 350 mm
Buscador:

• Tipo: Cassegrain
• Apertura: 120 mm
• Relación focal: f/12,5
• Campo: 50´
• Cámara Intensificada: EEV
• Campo de la cámara: 18´x 13´

Características ópticas

Características generales

Espejo primario

Espejo secundario

Espejo terciario

Reflectividad

El observatorio cuenta con un reflectómetro operativo desde Enero de 2010. En Reflectividad T150 se puede ver de forma gráfica un registro de las medidas de reflectividad así como de luz difusa (scattering) para cada uno de los espejos del telescopio T150. 

Otras características

Seguimiento: Mejor que 1″ de arco en 1^m

Apuntado sin correcciones: Mejor que 20″

Velocidades: 1.5°/ss, 20´/ss, 2´/ss

Cámara autoguiado:

• Lhesa para los dos adaptadores de instrumento E y W
• CCD SONY ICX024 con entrada de fibras ópticas de 756 x 576 pixeles de 11 x 11
• El campo que ve en plano focal es de 3´x 2.5´ a través del frame-grabber

BOOTES-IR (Burst and Optical Transient Exploring Systemin the near-InfraRed) es la extensión del proyecto BOOTES hacia longitudes de onda de IR cercano gracias a una cámara NIR (infrarroja) desarrollada gracias al proyecto español del Programa Nacional de Astronomía y Astrofíısica AyA 2002-0802 .

El edificio para la instalación de BOOTES-IR se construyó  en el verano de 2003. El telescopio fue instalado al final de 2004 y su primera luz (óptico) se obtuvo en febrero de 2005. Desde entonces, el telescopio opera con una cámara óptica, y la respuesta a algunas alertas dentro de 20-30 segundos después de la ocurrencia. La cámara NIR tuvo su primera luz en el verano de 2006.

BOOTES-IR es el tercer observatorio astronómico NIR info de este tipo, después de REM (óptico y NIR) en ESO en el Observatorio La Silla Chile y PAIRITEL (NIR) en el monte Hopkins, en Arizona, USA 3, pero ampliando su cobertura de longitud de onda en el rango óptico azul. 

Telescopio y cámara NIR

El telescopio fue diseñado por ASTELCO GmBH (Múnich, Alemania) y entregado en noviembre de 2004. Es una montura de tipo Ritchey-Chrètien en f/8 que puede moverse a una velocidad de 10° por segundo, siendo capaz de señalar cualquier parte del cielo en 20 segundos. Tiene dos focos Nasmyth, uno de las cuales está ocupado por la cámara NIR y en el otro puede ubicarse otro tipo de cámara. Inicialmente el segundo Nasmyth va a estar inactivo, aunque se prevé instrumentación en el futuro.

La cámara BOOTES-IR, BIRCAM, fue diseñada por LT Calcoli SAS (Merate, Italia), en colaboración con los diseñadores ópticos del Observatorio Astronómico de Brera (Merate, Italia), siguiendo los requisitos del equipo BOOTES-IR, bajo una colaboración muy fructífera. BIRCAM se coloca en la estación focal Nasmyth del telescopio 60 cm. Cuenta con sistemas ópticos de alta transmisión y que está equipado con un controlador de velocidad alta de lectura. La filosofía de diseño es compacto y peso ligero. El campo de visión es de 12″.7 × 12″.7 con una escala de 0,74 «/ pix. La rueda de filtros tiene 8 posiciones de 25 mm. El conjunto de filtro contiene cinco filtros anchos de banda (zYJHK_s), además de dos filtros de banda estrecha (H₂ y Brλ). Los filtros JHK_s son similares a los que se operan en REM.

Las cámaras CCD Andor ikon-L (modelo DZ936N-BEX2-DD) están disponibles en  focos Nasmyth Este del telescopio T150 y Oeste del telescopio T90 desde Julio de 2018 y Octubre de 2021, respectivamente. Ambas cámaras son idénticas. Se trata de cámaras CCD deep-depletion con chip del tipo iluminado por detrás (back-illuminated), de alta eficiencia cuántica (> 90%) en el intervalo espectral desde 400nm hasta 850nm y están libres de efecto de franjas o fringing. Además las cámaras incluyen la refrigeración termoeléctrica hasta los -80ºC, tan solo con aire, minimizando la corriente oscura sin necesidad de LN2. Para llegar a temperaturas más bajas, disponemos de sendos chiller o dispensadores de líquido refrigerante, que permiten alcanzar -100ºC.

Características generales

(*) Configuración actual de las cámaras: velocidad de lectura 1MHz, ganacia x1 y modo ‘High Sensibility’.

Para ver otras configuraciones ver ganancias y ruidos de lectura. Más informaciónespecífica sobre la cámara en características detalladas y manual técnico.

Como muestra la gráfica, a 50KHz y ganancia x1 el ruido en los bias es de 1.35 cuentas y con 1MHz de 2.50 cuentas, tanto con binning 2×2 como sin binning. En los darks con un tiempo de integración de 900s y una temperatura de -85º tenemos:

– 2.50 cuentas con 1MHz y binning 1×1 (igual que en los bias)

– 2.80 cuentas con 1MHz y binning 2×2 (solo 0.3 cuentas mas que en los bias)

-1.37 cuentas con 1MHz y binning 1×1 (igual que en los bias)

-1.66 cuentas con 1MHz y binning 2×2 (solo 0.3 cuentas mas que en los bias)

Conclusión: A -85º, el ruido térmico es mucho menor que el ruido de lectura y en la práctica despreciable.

Como norma general, en la mayor parte de los programas se pueden tomar las imágenes con 1MHz, ganancia x1 y binning 2×2 con un tiempo de lectura de 1s. Para objetos muy débiles que requieran tiempos de exposición altos (300s o más), se pueden tomar imágenes con 50KHz, ganancia x1 y binning 2×2 en el que los tiempos de lectura son de 25s.

El modo de High Capacity equivale a dividir por 5 el número de cuentas en cada ganancia, así que se puede usar para observar objetos muy brillantes sin llegar a la saturación. En el caso de objetos muy brillantes, la mejor configuración será 1MHz, ganancia x1, y binning 2×2, o binning 1×1 en el caso de los objetos más brillantes.

Nota importante

En la actualidad, al menos en el T150, existe un viñeteo de menos de un 10% en cuentas en dos de las esquinas del chip, debido muy probablemente a un tamaño insuficiente de los orificios de la rueda de filtros. Este viñeteo es poco importante y se compensa bien con los flatfields. Por tanto, sólo implica una pérdida de señal del orden del 10-20% en una extensión del orden de 1 minuto de arco.

Filtros

Filtros disponibles

La rueda de filtros posee seis posiciones para filtros cuadrados de 50mm.

• La longitud de onda central (λc) así como la anchura a mitad de altura (FWHM o Δλ) han sido medidos en el laboratorio de óptica del IAA.
• La mayoría de los filtros son cuadrados y sus dimensiones (lado, lado, espesor) se dan en milímetros al igual que los filtros circulares (diámetro, espesor) para los que se dispone de adaptador.
• Para cada filtro se proporciona la Transmitancia y Absorbancia en forma de gráfica y de datos.

Nota: Aquellos filtros que presentan diferentes zonas de transmitancia, éstas están bien especificadas en el gráfico como en los datos, siendo Z1, Z2, etc,… las diferentes zonas en las que está divida el filtro. Los valores de λc y Δλ que se muestran en la tabla corresponden a la zona de mayor tamaño (Z1) donde la transmitancia es mayor.

Petición de filtros: Contactar con los operadores del OSN antes de cada campaña indicándoles qué filtros se van a utilizar. Recordar que la rueda de filtros tiene seis posiciones.

• Johnson-Cousin
• Strömgren
• Gunn
• Moleculares
• Hα Redshifts
• Líneas de emisión
• Cometarios

Desde el 15 de  noviembre de 2009 el Observatorio de Sierra Nevada (OSN) cuenta con una estación de detección de meteoros formada por cinco cámaras CCD de alta sensibilidad. Estos dispositivos monitorizan durante la noche toda la bóveda celeste y permiten identificar de forma automática la entrada de meteoroides en la atmósfera terrestre en un radio de unos 500 a 600 kilómetros. Estos meteoroides son fragmentos de materiales desprendidos de asteroides, cometas o incluso otros planetas. Los equipos instalados en el OSN con el fin de analizar estas partículas de materia interplanetaria forman parte del proyecto SMART, que se desarrolla bajo la dirección científica del profesor José María Madiedo (Universidad de Huelva) con la colaboración del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC).

La Tierra en su movimiento alrededor del Sol intercepta cada año entre 40.000 y 80.000 toneladas de meteoroides, aunque nuestra atmósfera no permite que la mayoría de ellos lleguen a la superficie terrestre. Esto se debe a que los meteoroides impactan contra la atmósfera a grandes velocidades (aproximadamente, entre 11 y 73 kilómetros por segundo). Este brusco choque contra las moléculas del aire calienta la superficie del meteoroide haciendo que en pocas décimas de segundo alcance una temperatura de varios miles de grados centígrados, por lo que éste pierde masa en forma de fragmentos sólidos, materia fluida o gas caliente. Durante este proceso se genera luz y calor, produciéndose el fenómeno luminoso conocido como meteoro. Los meteoros más brillantes (con un brillo superior a una magnitud estelar de -4) los producen  los meteoroides de mayor tamaño y reciben el nombre de bólidos. Cuando un parte del material que forma el meteoroide consigue sobrevivir a su brusco paso a través de la atmósfera y alcanza el suelo, el fragmento que sobrevive se denomina meteorito.

La estación de meteoros del OSN trabaja de manera conjunta con las otras siete estaciones que forman parte del proyecto SMART en Andalucía y Castilla-La Mancha, y con el resto de estaciones de meteoros que la Red Española de Investigación sobre Bólidos y Meteoritos tiene instaladas en otros puntos del país.

Gracias a los equipos instalados en Sierra Nevada se puede calcular la órbita que siguen los meteoroides antes de impactar contra la Tierra, de manera que puede determinarse de qué objetos del Sistema Solar proceden estas partículas. En caso de que se estos materiales impacten contra el suelo se podrá determinar en qué lugar han caído los meteoritos, de manera que se podrá recuperar y analizar estas rocas. Estos sistemas de detección permiten, además,  obtener el espectro de emisión de los bólidos que se registran, pues gracias al uso de redes de difracción permiten descomponer la luz que emiten los meteoroides al desintegrarse en la atmósfera. De esta manera se puede determinar la composición química de estas partículas de materia interplanetaria.