European
Southern
Observatory

Preguntas Frecuentes VLT/Paranal

P: ¿Qué tan nítida es la visión de una Unidad de Telescopio del VLT con óptica adaptativa?

R: Al remover el efecto distorsionador de la atmósfera terrestre, el sistema de óptica adaptativa del VLT alcanza una resolución angular de unos 50 milisegundos de arco, lo cual significa que viendo desde la Tierra puede distinguir detalles más pequeños que el tamaño de un DVD en la Estación Espacial Internacional.

P: ¿Qué tan nítida es la visión del VLTI?

R: Cuando dos o más telescopios se combinan en modo interferométrico, la resolución espacial está determinada por la distancia máxima entre ellos. El VLTI, operando con dos Unidades de Telescopio de 8,2 metros, alcanza una resolución espacial equivalente a un telescopio gigante individual de 130 metros, es decir de unos 2 milisegundos de arco. Esto es equivalente a distinguir dos puntos separados por el tamaño de una semilla de sésamo en la Estación Espacial Internacional vista desde la Tierra.

P: ¿Qué tan lisos son los espejos del VLT?

R: Una superficie óptica necesita ser pulida de forma muy minuciosa para que sus imperfecciones sean más pequeñas que la longitud de onda de la luz recolectada. De otra forma, la imagen se verá afectada. En el caso del VLT, si hacemos una escala entre el diámetro de los espejos primarios de 8,2 metros y el tamaño de la Tierra, la mayor imperfección sobre ellos, no sería más grande que una piedra pequeña.

P: ¿Qué tan grandes y pesados son los espejos primarios del VLT?

R: Los espejos del VLT tienen 8,2 metros de diámetro, pero solo 17,5 centímetros de grosor; muy delgados en relación a su tamaño. Si redujéramos el tamaño de un espejo al de un CD, su grosor sería equivalente a dos discos ubicados uno arriba del otro. A pesar de ser muy delgado, el gran diámetro hace que el vidrio pese 23 toneladas.

P: ¿Qué tan pesada es una Unidad de Telescopio del VLT?

R: La estructura móvil de cada Unidad de Telescopio del VLT es la plataforma acimut y pesa 430 toneladas, lo cual es casi lo mismo que un avión jumbo totalmente cargado. Sin embargo, los enormes telescopios pueden moverse a mano, ya que están perfectamente balanceados y descansan sobre cojinetes hidrostáticos con una capa de aceite.

P: Teniendo en cuenta que Paranal es un sitio remoto y seco, ¿cómo se obtienen los productos de primera necesidad?

A: Paranal es un lugar muy árido y aislado, donde no se puede encontrar agua, y el pueblo más cercano está a 100 kilómetros. Por esta razón, todo lo necesario debe ser traído de forma especial. Los 60.000 litros de agua que se usan diariamente son proporcionados por un camión de Antofagasta, la capital de la región, ubicada 120 kilómetros al norte.

P: ¿Por qué necesitamos telescopios terrestres si tenemos telescopios en el espacio libres de los efectos de la atmósfera terrestre?

R: Sobre la tierra podemos construir telescopios más grandes que aquellos que podemos de manera económica colocar en órbita. Las técnicas como la óptica adaptativa nos ayudan a remover el efecto distorsionador de la atmósfera terrestre. El sistema de óptica adaptativa detecta la distorsión introducida por la atmósfera en tiempo real, y usa esta información para actuar sobre un espejo deformable cientos de veces por segundo, con el fin de compensar el efecto provocado por la atmósfera. El resultado final es una imagen corregida casi tan nítida como aquellas que obtenemos desde los telescopios espaciales.

P: ¿Se permite el acceso a las Unidades de Telescopio del VLT durante la noche?

R: Durante las observaciones, ni siquiera los astrónomos y el operador están presentes en el edificio del telescopio. Por razones de seguridad, y con el fin de evitar la contaminación lumínica y térmica, el acceso a los telescopios está restringido solo al personal autorizado, y solo cuando sea absolutamente necesario. Una vez que el telescopio está listo para iniciar las observaciones, el ingeniero se lo entrega al astrónomo y es operado remotamente desde una sala de control en un edificio separado.

P: ¿Cuál es el porcentaje de observaciones realizadas en modo de visitas versus las realizadas en modo de servicio? ¿Cuáles son las principales ventajas y desventajas ofrecidas por cada modo?

R: En el presente, la mayoría de las observaciones se realizan en modo de servicio, representando un 60-70% del tiempo total, versus un 30-40% en modo de visitas. Aunque el VLT es operado exclusivamente por personal de ESO altamente especializado, el modo de visitas ofrece a los astrónomos la oportunidad de una interacción directa, lo cual es especialmente útil cada vez que se necesite tomar una decisión en tiempo real; sin embargo, cualquier tiempo perdido por razones meteorológicas no puede reasignarse. Por otra parte, el modo de servicio garantiza una total flexibilidad para reagendar las observaciones con el fin de que coincidan con las condiciones atmosféricas más apropiadas.

P: ¿Cuántos telescopios pueden combinarse en el VLTI?

R: Los instrumentos actualmente disponibles en el VLTI pueden combinar un máximo de tres Unidades de Telescopio o tres Telescopios Auxiliares al mismo tiempo. Los Telescopios Auxiliares tienen el 100% de su tiempo de observación con el VLTI, mientras las Unidades de Telescopio están usualmente ocupadas con una gran variedad de observaciones, por lo cual normalmente no gastan más del 20% de su tiempo en el VLTI. Las Unidades de Telescopio se usan generalmente en modo interferométrico en el caso de fuentes más débiles, dado que para estas se necesita un área recolectora más grande.

P: Un rayo láser rojo espectacular aparece en muchas fotografías del Observatorio Paranal ¿Qué tan a menudo se usa esta estrella de guiado láser?

R: La Estrella de guiado láser es parte del sistema de óptica adaptativa del VLT y se proyecta desde Yepun (Unidad de Telescopio 4). Se usa en la óptica adaptativa cuando en el campo de visión no se encuentran estrellas de referencia buenas. Yepun observa normalmente con la estrella de guiado láser alrededor de un 25% del tiempo.

P: ¿Cuántos astrónomos generalmente están en el sitio de Paranal?

R: Comúnmente hay unos diez astrónomos en el sitio durante el mismo turno. Esto representa menos del 10% de la “población” total del observatorio, lo cual, aparte del personal técnico, también incluye al personal de logística, administración y servicios generales. Incluso dentro del personal técnico, los astrónomos no son los más numerosos; normalmente hay cuatro veces más ingenieros y técnicos en el sitio. Este equipo altamente especializado está a cargo de optimizar el rendimiento de las máquinas y de prevenir la pérdida de tiempo por problemas técnicos.

P: ¿Qué tan grandes son los edificios que alojan a los telescopios del VLT?

R: Los recintos de las Unidades de Telescopio del VLT tienen 25 metros de alto, casi lo mismo que un edificio de ocho pisos. Su diseño muy compacto los hace pequeños en relación al tamaño del telescopio. El proyecto explorador para muchas de las tecnologías del VLT fue el NTT de 3,5 metros, el cual ha estado operando en el Observatorio La Silla desde 1989. El tamaño compacto del edificio del NTT puede compararse fácilmente con el tamaño mucho más grande del Telescopio de 3,6 metros de ESO, inaugurado en el mismo observatorio en 1976. Si las Unidades de Telescopio del VLT se hubieran construido para el diseño del edificio de 3,6 metros de ESO, ¡se hubiese necesitado una cúpula de 68 metros de diámetro y un edificio de casi 100 metros de alto! Esto equivaldría aproximadamente al tamaño del recinto del ELT.

P: ¿Los terremotos representan una amenaza para el VLT?

R: El VLT está diseñado con tecnología antisísmica, especialmente elegida para proteger los componentes más delicados de los telescopios. Si ocurre un fuerte terremoto (más de 7 de magnitud) un sistema especial se activa automáticamente, anclando el espejo primario a la celda. Esto evita que se caiga, rompa, o le cause daño a la estructura. Durante su vida, el Observatorio Paranal ha experimentado frecuentes eventos sísmicos menores y unos pocos terremotos importantes, y la tecnología antisísmica ha pasado cada prueba de forma exitosa.

P: ¿De qué están hechos los espejos primarios del VLT?

R: Los espejos primarios del VLT están hechos de un vidrio cerámico especial que no tiene casi dilatación térmica, llamado Zerodur®, el cual tiene un aspecto beige opaco. La superficie reflectante es una capa de aluminio de solo 80 nanómetros de grosor. Si hacemos una escala entre el espejo y el diámetro de la Tierra, la capa de aluminio solo tendría 12 centímetros de grosor.

P: ¿Cómo se mantienen limpios los espejos del VLT?

R: Como los espejos están abiertos hacia el cielo durante toda la noche, los espejos acumulan polvo en su superficie, perdiendo la reflectividad. Por lo tanto, necesitan que se les realice limpieza cada cierto tiempo. La limpieza es una operación muy delicada que ocurre cada 18 meses e involucra remover el aluminio con un lavado químico y luego recubrir el espejo.

P: ¿Cuánto aluminio se necesita para cubrir la superficie de los espejos del VLT?

R: La cantidad de aluminio que se necesita para cubrir un espejo primario del VLT es de alrededor de 12 gramos, lo cual es menos que la cantidad de aluminio que tiene una lata de bebida. Aunque la capa cubre todo el espejo de 8,2 metros de diámetro, su extensión es solo de 80 nanómetros de grosor.

P: ¿El VLT podría tomar una fotografía de los sitios de alunizaje?

R: Sí, pero las imágenes no proporcionarían suficiente detalle como para mostrar el equipo dejado atrás por los astronautas. Usando el sistema de óptica adaptativa, el VLT ya ha tomado una de las imágenes más nítidas que se hayan obtenido de la superficie lunar vista desde la Tierra: http://www.eso.org/public/news/eso0222/. Sin embargo, los detalles más pequeños visibles en esta imagen todavía se encuentran a una distancia aproximada de 100 metros sobre la superficie de la Luna, mientras las partes de los módulos lunares que son dejados sobre la Luna tienen un tamaño de menos de 10 metros. Se necesitaría un telescopio de 200 metros de diámetro para mostrarlos. Aunque el VLT, cuando usa un interferómetro (VLTI), alcanza la misma resolución equivalente, no puede ser usado para observar la Luna. Puedes estarte preguntando si el Telescopio Espacial Hubble hubiera tenido mejor suerte. De hecho, aunque un telescopio espacial no se ve afectado por la atmósfera terrestre, no está sustancialmente más cercano a la Luna. También el Hubble es más pequeño que el VLT, así que no es capaz de obtener imágenes que muestren la superficie de la Luna con una resolución mayor. Las imágenes más nítidas de los aterrizajes lunares han sido tomadas por la sonda Lunar Reconnaissance Orbiter: Apollo Landing Sites Revisited.

?P: ¿Por qué el New Technology Telescope (NTT) de 3,58 metros de La Silla se llama New Technology Telescope (Telescopio de Nueva Tecnología)?

R: En 1989 se inauguró el New Technology Telescope (NTT) de 3,58 metros, el cual abrió un nuevo camino en la ingeniería y diseño de telescopios: el montaje altacimutal y el recinto tan compacto dan como resultado un edificio mucho más pequeño y más funcional de lo que se hubiera logrado con el armazón tradicional, para un telescopio del mismo tamaño. El diseño del edificio también incorpora un sistema de ventilación y control térmico innovador, para prevenir la degradación de la imagen debido a la turbulencia local. El NTT fue el primer telescopio en el mundo que tuvo un espejo principal controlado por computador (óptica adaptativa), una tecnología desarrollada por ESO y ahora aplicada en la mayoría de los telescopios actuales más grandes del mundo. El objetivo del sistema de óptica adaptativa es mantener la forma perfecta del espejo principal, compensando la acción de la gravedad sobre este.

P: ¿Qué tipo de planetas puede ver el espectrógrafo HARPS?

A: HARPS no “ve” directamente planetas. Los detecta indirectamente, midiendo la velocidad en la cual una estrella se bambolea debido a la atracción gravitacional ejercida por uno o más planetas en órbita. Al medir y analizar estas variaciones de velocidad, los astrónomos pueden calcular la masa y las órbitas de los planetas alrededor de una estrella. Entre menos masivo es un planeta, más pequeño es el efecto que produce sobre la estrella, y más preciso el instrumento que se necesita para detectarlo. HARPS puede detectar movimientos a velocidades de solo un metro por segundo, la cual es la velocidad de una persona caminando, en una estrella a cientos de años luz. Esto ha permitido que se descubran planetas solo unas pocas veces más masivos que la Tierra. HARPS es actualmente el buscador de exoplanetas más poderoso del mundo.

P: ¿Cómo funciona el Interferómetro del VLT (VLTI)?

R: El poder del Interferómetro del VLT no proviene de sumar los haces de luz de los telescopios individuales para reunir más luz. En cambio, se producen ondas de luz para que interfieran una con la otra produciendo patrones de luz y franjas oscuras, algo similar a lo que ocurre con las pequeñas olas del mar que se combinan para producir ya sea olas más grandes o pueden anularse y producir un mar tranquilo. Esta técnica se llama interferometría. Las franjas nos dan información sobre la estructura del objeto observado, pero no son una imagen de este. Si se necesita una imagen, debe ser reconstruida matemáticamente combinando la información proveniente de muchos conjuntos de franjas. Sin embargo, varias preguntas científicas importantes pueden ser resueltas sin hacer una imagen del objeto. Para que la interferometría funcione, las ondas de luz se deben combinar de forma muy precisa usando un sistema complejo de espejos en túneles subterráneos. Los caminos por los cuales viaja la luz deben mantenerse precisos a una fracción de la longitud de onda de la luz, para controlar la fase de las ondas. La exactitud requerida al posicionar los espejos es menos de 1/1000 mm en más de cien metros. Gracias a esta proeza tecnológica, el VLTI puede reconstruir imágenes con una resolución angular de 2 milisegundos de arco, y les permite a los astrónomos ver detalles hasta 16 veces más finos que con una Unidad de Telescopio individual del VLT.

P: ¿Cuál es la resolución máxima de un conjunto de telescopios, o interferómetro?

R: Para un conjunto de telescopios, o interferómetro, la resolución (los detalles más finos que puede distinguir) depende de la separación de los elementos individuales del conjunto. La resolución mejora a medida que la separación de los elementos aumenta, por esta razón es muy importante que los conjuntos de telescopios estén ampliamente extendidos para realizar observaciones con una alta resolución. Esto es diferente para un telescopio individual, donde la resolución depende del diámetro del telescopio individual (ver las Preguntas Frecuentes previas).

El tamaño angular θ (medido en radianes) de los detalles más pequeños que el conjunto pueda distinguir está dado por θ≈λ/B, donde λ es la longitud de onda de la luz y B la “base de referencia” máxima, es decir la separación entre un par de elementos del conjunto. Esta expresión puede compararse con la equivalente para un telescopio individual, la cual es θ≈λ/D, donde D es el diámetro del telescopio. En otras palabras, puede considerarse que el interferómetro tiene la resolución de un telescopio individual tan grande como todo el conjunto.

Por ejemplo, el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) tendrá una base de referencia máxima entre sus antenas de unos 16 kilómetros. Al observar longitudes de onda de 1 milímetro, ALMA tendrá una resolución efectiva de alrededor de 13 milisegundos de arco, o menos de cuatro millonésimas de grado.

P: ¿Cuántas personas trabajan en el VLT de Paranal?

R: 242 equivalentes a jornada completa, de estos, 174 ya trabajaban en jornada completa en Paranal el 2011. Estas cifras abarcan todas las actividades relacionadas a las operaciones del VLT; las operaciones de Paranal, las actualizaciones, apoyo científico continuo, software de control y flujo de datos (cifras del 2011).

P: ¿Cuál es el presupuesto anual del VLT (excluyendo al personal)?

R: El presupuesto anual es de 16,9 millones de euros sin contar los costos en personal (cifra del 2011).

P: ¿Cuánto costó construir el VLT?

R: Más de 330 millones de euros gastaron los Estados Miembros de ESO en la construcción del VLT, el cual comenzó sus operaciones en 1999 (UT1). Esto excluye los costos en personal dentro de ESO.

P: ¿Cómo se produce la energía en los Observatorios de ESO?

R: La producción de energía es una de las partes más difíciles que tiene establecer un observatorio en un lugar remoto. Al principio, la energía eléctrica de Paranal se producía en el sitio usando turbinas multicombustible que funcionaban en “modo isla”, es decir, sin conexión a una red. Sin embargo, Paranal se conectó a la red de electricidad chilena en el 2017. Como el sitio es muy remoto, a 130 kilómetros de Antofagasta y en la mitad del desierto de Atacama, la conexión a la red presentó importantes desafíos; pero se completó exitosamente gracias al esfuerzo de más de 300 trabajadores. El proyecto finalizado incluye un sistema de transmisión de 66 kilovoltios de 50 kilómetros de largo y dos nuevas subestaciones. Esta conexión reduce la huella de carbono de los sitios de Paranal y Armazones, dado que ya no usan combustibles fósiles en los generadores para producir energía.

En 2022, ESO y el Grupo Saesa inauguraron la planta fotovoltaica Paranal–Armazones, que suministrará energía renovable al Observatorio Paranal de ESO y, próximamente a la construcción y operación del Extremely Large Telescope (ELT) de ESO, el telescopio óptico más grande del mundo.

La planta fotovoltaica La Silla, inaugurada en 2016, tiene capacidad para producir 1,7 MW de potencia y evita la emisión de hasta 400 tCO₂e/año. Como resultado, toda la electricidad utilizada en el Observatorio La Silla de ESO durante el día es renovable. La planta aprovecha la energía solar mediante el uso de paneles solares que cubren un área de más de 100 000 metros cuadrados en el sitio de La Silla.

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