monográfico la mirada de galileo

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Fuencisla Francés. Sonido, 2009. Soporte de tela, collage de óleo sobre papel, 75 x 75 cm. mono gr á fi co l a mir a d a d e ga l il e o

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Se ha avanzado mucho desde que Galileo utilizara un telescopio para realizar observaciones astronómicas allá por el año 1609. Si bien sus principios básicos no han cambiado en lo sustancial, los grandes telescopios ópti-cos de hoy en día, a diferencia de los del siglo XVII, son

portentosas máquinas de extraordinaria precisión me-cánica y gran calidad de imagen. Los mayores

telesco-pios ópticos tienen diámetros que superan los 10 metros y pueden detectar objetos cien millones de veces más débiles que el primer telescopio de Galileo. Estos tele-scopios apuntan a cualquier fuente astronómica con un error de posicionamiento inferior a unos pocos segundos de arco y son capaces de realizar el seguimiento de la fuente con una precisión de decenas de milisegundos de arco. Utilizando técnicas de óptica adaptativa que corri-gen el emborronamiento que introducen las fl uctuacio-nes atmosféricas en la propagación de la luz, se pueden obtener imágenes que en el infrarrojo cercano ya logran el límite de difracción (1,22 λ/D donde λ es la longi-tud de onda y D el diámetro del telescopio). En el caso de los telescopios de mayor diámetro, los Keck de 10

metros instalados en Hawai y el Gran Telescopio de Ca-narias (GTC) de 10,4 metros, en La Palma, estas imáge-nes infrarrojas pueden alcanzar una resolución espacial superior a 40 milisegundos de arco. Dotados con una variedad de espectrógrafos ópticos y de infrarrojos con poder resolutivo desde 100 hasta más de 100.0001_{, estos} telescopios facilitan información muy valiosa sobre los procesos físicos que tienen lugar en una enorme varie-dad de fuentes cósmicas y son, en defi nitiva, máquinas muy poderosas de hacer ciencia.1

Desde hace unas cuantas décadas también disponemos de telescopios en el espacio que han extendido el tradicio-nal rango de observación en el visible a otras regiones del espectro electromagnético que no son accesibles desde la Tierra. El más destacado de estos telescopios es el Hubble, un telescopio de 2,4 metros de diámetro construido por la NASA en el que participa la Agencia Espacial Europea (ESA) con una contribución del 15%. Este telescopio que se encuentra en una órbita relativamente baja (593 km so-bre el nivel del mar), accesible para el transbordador espa-cial, ha realizado observaciones en el rango ultravioleta, visible e infrarrojo cercano que constituyen un referente de la astronomía moderna. Las imágenes más profundas del universo se han obtenido con el telescopio Hubble en el rango visible y en ellas se detectan objetos con mag-nitud superior a 27. Los mejores ojos humanos sólo pue-den detectar a simple vista estrellas más brillantes que las 1_{Magnitud que nos da una idea de la diferencia más pequeña en longitudes de}

onda que podemos distinguir en un espectro; cuanto más grande sea, mejor es la resolución y más fi na la observación espectral.

mono gr á fi co l a mir a d a d e ga l il e o Anuario 2010 MÈTODE 213

EL UNIVERSO CON NUEVOS OJOS

LA OBSERVACIÓN ASTRONÓMICA EN LO VISIBLE E INFRAROJO

Rafael Rebolo

Seeing the Universe through New Eyes. Visible and Infrared Astronomical Observation.

The next decade will witness the construction of a new generation of much larger ground and space telescopes: the so-called Extremely Large Telescopes with diameters exceeding 30 m and the

6.5 m James Webb Space Telescope. These will constitute the main devices for optical and infrared astronomy in the near future. These telescopes will feed the most sophisticated set of instruments astronomers have ever built, incorporating state-of-the-art optical components and detectors. These awe-inspiring telescopes and instruments are technically challenging but necessary to satisfy our quest

for greater knowledge of the Universe.

«LOS MAYORES TELESCOPIOS ÓPTICOS TIENEN DIÁMETROS QUE SUPERAN LOS 10

METROS Y PUEDEN DETECTAR OBJETOS CIEN MILLONES DE VECES MÁS DÉBILES QUE EL PRIMER TELESCOPIO DE GALILEO»

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de magnitud 6. Más recientemente se han lanzado otros telesco pios espaciales y puesto en órbitas mucho más dis-tantes, concretamente a un millón y medio de kilómetros, en el segundo punto de Lagrange. Es el caso del telesco-pio Herschel de la ESA, dedicado al infrarrojo lejano y submilimétrico, que lleva meses operando en un ambien-te de muy baja ambien-temperatura y extraordinaria estabilidad térmica que permite observaciones de gran sensibilidad a estas longitudes de onda. Los desafíos tecnológicos aso-ciados con estas misiones espaciales, de por sí descomu-nales, posiblemente serán superados en difi cultad por los que tiene que afrontar el futuro telescopio espacial James Webb de 6,5 metros de diámetro. Este nuevo telescopio, de carácter segmentado y desplegable, será lanzado en el año 2014 si todo marcha bien y su órbita será similar a la del satélite Herschel. Contará con instrumentación avan-zada en el infrarrojo cercano y medio, pero también con capacidad de detección en el visible. Como ilustración de la envergadura del proyecto basta mencionar que el escu-do de protección para la radiación solar de este telescopio tiene un área equivalente a la de una pista de tenis.

Las limitaciones de presupuesto difi cultan la cons-trucción de telescopios espaciales de mucho mayor ta-maño. Esto supone una menor capacidad resolutiva en las imágenes que se obtienen en el espacio frente a la de los grandes telescopios terrestres cuando están equipa-dos con sistemas de óptica adaptativa, pero los telesco-pios espaciales pueden alcanzar una mayor sensibilidad en ciertos rangos del espectro gracias a un ambiente muy estable de baja temperatura y a la ausencia de at-mósfera. En el ultravioleta, en parte del rango visible, y en el infrarrojo medio y lejano los futuros telescopios espaciales poseen una sensibilidad difícilmente supera-ble desde tierra.

■ TELESCOPIOS GIGANTES

En Estados Unidos y en Europa se están diseñando ac-tualmente telescopios gigantes segmentados de 30 y 42 metros de diámetro que se confi guran en base a cientos de espejos sobre los que se actúa con sistemas mecánicos de muy alta precisión para que en todo momento defi nan una superfi cie óptica perfecta. Este tipo de tecnologías, que fueron pioneras en los telescopios Keck y luego de-sarrolladas por el GTC, son reconocidas ahora como la clave para los futuros telescopios gigantes y supergigan-tes. No hay a priori una limitación que impida extender esta tecnología a telescopios de mayor diámetro e incluso el organismo internacional ESO (Observatorio Europeo Austral) ha desarrollado un concepto de telescopio de 100 metros que probablemente tendrá que esperar a que los telescopios de 30-40 metros se hagan realidad para

«EN LOS ESTADOS UNIDOS Y EN EUROPA SE DISEÑAN ACTUALMENTE TELESCOPIOS

GIGANTES SEGMENTADOS DE 42 METROS DE DIÁMETRO QUE SE CONFIGURAN

BASÁNDOSE EN CENTENARES DE ESPEJOS» mono gr á fi co l a mir a d a d e ga l il e o

El telescopio espacial infrarrojo de la ESA, Herschel, fue lanzado el pasado 14 de mayo de 2009. Se trata del mayor y más potente tele-scopio infrarrojo lanzado hasta la fecha y permitirá estudiar el origen y la evolución de las estrellas y galaxias.

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poder ser diseñado en detalle. Estos telescopios de más de 30 metros son conocidos por sus siglas en inglés ELT (Extremely Large Telescopes) y suponen para cada uno inversiones cercanas a los mil millones de euros, suma que no está lejos de los costos de las misiones centrales de ciencia de la ESA.

Concretamente el telescopio europeo de 42 metros, conocido como E-ELT, estará equipado con un sistema de óptica adaptativa que permitirá obtener imágenes de una resolución mejor que 10 milisegundos de arco en el infrarrojo cercano y, caso de ser aprobada su construc-ción el año que viene, podría entrar en funcionamien-to a fi nales de la próxima década. España es un activo miembro del consorcio que impulsa el desarrollo de este telescopio gracias en gran medida a nuestra experiencia con el GTC, que es muy singular en Europa. El obser-vatorio del Roque de los Muchachos compite como una de las posibles ubicaciones para este telescopio. Para los ELT es fundamental situarse en un excelente observa-torio en términos de estabilidad atmosférica (el seeing de los astrónomos) donde además los sistemas de estre-llas láser artifi ciales funcionen de manera efi caz. Estos

sistemas láser permiten crear estrellas de referencia por excitación de los átomos de sodio en altas capas de la at-mósfera terrestre. Con esas estrellas de referencia es po-sible corregir en tiempo real la distorsión introducida en la propagación del frente de onda por las fl uctuaciones atmosféricas. Se resolvería así el problema de la falta de estrellas naturales de sufi ciente brillo, que es un factor limitante en el empleo de la corrección de óptica adapta-tiva en cualquier dirección en que apunte el telescopio.

La instrumentación que se planifi ca para los telesco-pios segmentados gigantes es la más compleja que se haya construido en telescopios terrestres y contempla desde sistemas de imagen con muy alto contraste capa-ces de detectar exoplanetas a separaciones inferiores a un segundo de arco de su estrella (el brillo de los exopla-netas de tipo terrestre puede ser mil millones de veces más débil que el de su estrella), a espectrógrafos ultra-precisos y estables capaces de medir en directo la veloci-dad de expansión del universo, para lo cual se requieren medidas con una precisión cercana a 1 cm/s estables en escalas de años. Esta misma precisión permitiría detec-tar planetas como la Tierra por su efecto gravitatorio

En 2014 se prevé el lanzamiento del telescopio espacial James Webb, cuya simulación podemos ver en la imagen. Con un diámetro de 6,5 metros, el telescopio tendrá una órbita parecida a la del Herschel. Aunque la resolución de las imágenes es menor que la de los grandes telescopios terrestres, los telescopios espaciales pueden obtener mayor sensibilidad a ciertos rangos del espectro gracias a un ambiente de muy baja tem-peratura y a la ausencia de atmósfera.

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D

urante los últimos cien años, el uso del tele-scopio óptico como herramienta fundamen-tal para la exploración del universo se ha visto complementado por una batería de instrumentos que han abierto nuevas vías de exploración astronómica. Desde el punto de vista cualitativo, podemos agrupar estas nuevas herramientas en dos grandes frentes: por una parte, la apertura de todo el espectro electromag-nético (y no sólo la luz visible) para la observación astro-nómica y, por la otra, el uso del espacio como ubicación de nuestros instrumentos de exploración remota o in

situ de los cuerpos astronómicos. Naturalmente, el

do-minio de un montón de tecnologías ha sido la clave para estos progresos; a pesar de todo, han sido a menudo las necesidades cientíﬁ cas las que han promovido también los retos tecnológicos. Ciencia y tecnología han ido de la mano en esta fascinante excursión.

Todo empezó en el primer cuarto del siglo XX y, como

pasa a menudo, por casualidad. Investigando el origen del ruido en las transmisiones telefónicas transoceáni-cas con una antena unidireccional, Karl Jansky concluyó que se debía al paso de nuestra galaxia por el cielo. Con eso se iniciaba la radioastronomía, es decir, la observa-ción del universo en ondas de radio, a longitud de onda de metros, centímetros o incluso milímetros.

Hoy en día la radioastronomía a ondas centimétricas ofrece la mejor resolución espacial, mediante técnicas interferométricas. La señal recibida simultáneamente por diferentes antenas con sus receptores se combina, obteniendo la resolución angular equivalente a la de una antena virtual gigante. El VLA (Very Large Array), en Socorro, es el paradigma de interferometría conexa, donde la señal de sus 27 antenas, que se pueden mover hasta una separación de 36 km, se combina en tiempo real. Para alcanzar resoluciones angulares superiores, la interferometría de muy larga base usa antenas de radio localizadas a distancias de miles de km (incluso en di-ferentes continentes), pero allá la señal se guarda y se combina después en los centros de correlación, como

en el JIVE (Joint Institute for VLBI in Europe), en Dwin-geloo, Holanda. La resolución angular que se alcanza es de milésimas de segundo de arco. Incluso se trabaja para hacer interferometría no conexa entre antenas en el suelo y en el espacio.

La observación a ondas de radio milimétricas es no-tablemente más difícil, sobre todo por la inﬂ uencia del vapor de agua atmosférico. Los observatorios de ondas milimétricas, como los del consorcio IRAM en el Plateau de Bure (Alpes franceses) o en el Pico Veleta, están en lu-gares particularmente altos y secos. ALMA es el proyecto global de astronomía milimétrica, actualmente en cons-trucción en el Llano de Chajnantor, cerca de San Pedro de Atacama (Chile) a 5.100 metros de altura. Tendrá 66 antenas que se podrán conﬁ gurar sobre una separación de casi 10 km, en un lugar donde las condiciones atmos-féricas son posiblemente únicas. Eso ha llevado prácti-camente a todos los países a consorciarse alrededor de este proyecto (Europa, EE UU, Canadá, Japón y Taiwan), que esperamos que se acabe de construir hacia el 2012.

La observación de radiación infrarroja y visible ha ganado en sensibilidad y calidad muchos órdenes de magnitud desde los tiempos de Galileo. Parte de este progreso espectacular se ha debido a la construcción de teles copios más grandes, y situados en lugares privile-giados. Hoy en día tenemos telescopios como el Gran Telescopio de Canarias (GTC) de más de 10 metros de diámetro, y también el Very Large Telescope (VLT), con-junto de cuatro telescopios de 8 metros cada uno que, junto a otros cuatro telescopios móviles menores (de 1,8 metros), pueden hacer interferometría con la luz visible e infrarroja y por lo tanto ver el universo con una reso-lución altísima.

A pesar de que la luz visible y parte de la infrarroja se puede observar desde la superﬁ cie de la Tierra, el ac-ceso al espacio ha sido clave también para el progreso en estas bandas. En primer lugar porque la calidad de la imagen que se obtiene en ausencia de atmósfera es su-perior; de aquí que el Telescopio Espacial Hubble (HST)

un universo de instrumentos

para la observación astronómica

mono gr á fi co l a mir a d a d e ga l il e o

«LAS NECESIDADES CIENTÍFICAS HAN SIDO A MENUDO LAS QUE HAN PROMOVIDO

LOS RETOS TECNOLÓGICOS. CIENCIA Y TECNOLOGÍA HAN IDO DE LA MANO

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mono gr á fi co l a mir a d a d e ga l il e o

haya aportado una auténtica revolución a la astronomía tradicional. Cabe decir que hoy en día, y gracias a técni-cas de óptica adaptativa, los efectos nocivos de las tur-bulencias atmosféricas sobre las imágenes astronómicas en la banda óptica se pueden corregir parcialmente; eso, sin embargo, solamente es posible todavía sobre peque-ñas zonas del cielo. Adicionalmente, el acceso a las lon-gitudes de onda infrarrojas más largas se complica inclu-so desde lugares particularmente altos y secos; de aquí que misiones como ISO (Infrared Space Observatory), Spitzer o el más reciente Herschel son prácticamente las únicas opciones que tenemos para observar el in-frarrojo lejano, especialmente importante para estudiar moléculas y la formación de estrellas.

El acceso cientíﬁ co a las radiaciones de longitud de onda más corta que la luz visible ha sido paralelo al de-sarrollo de la tecnología espacial. La atmósfera de la Tierra absorbe eﬁ cientemente (por fortuna) la radiación ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma. Toda esta rama de la astronomía ha crecido durante los últimos cincuenta años, cuando hemos sido capaces de poner en órbita y operar sondas espaciales. En la banda ultravio-leta, el observatorio IUE (International UltraUltraviolet Explorer), en funcionamiento durante diecinueve años, nos aportó la principal herramienta de exploración en esta banda del espectro electromagnético; sólo el tele-scopio espacial Hubble (HST) mantuvo esta ventana al universo parcialmente abierta durante unos años.

La banda de rayos X únicamente se abrió a principios de los años sesenta, y aportó desde el principio impor-tantes sorpresas: estrellas como el Sol emiten poca ra-diación X, pero otras, como las estrellas de neutrones, enanas blancas o agujeros negros, son potentísimos emisores de rayos X. Después de una serie de misiones en órbita, la tecnología ha permitido que hoy en día dispongamos de verdaderos telescopios que focalizan

y detectan rayos X desde el espacio, con unas prestacio-nes muy avanzadas. En combinación, las tres misioprestacio-nes ac-tualmente en funcionamiento, Chandra, XMM-Newton y Suzaku, pueden tomar imágenes de alta resolución y espectros de resolución media y baja.

Los rayos gamma son más escasos y aún más difíciles de focalizar que los rayos X. A pesar de todo, innova-doras técnicas nos han permitido obtener imágenes en baja resolución del universo a estas longitudes de onda. INTEGRAL (International Gamma-Ray Astronomy Labo-ratory), hasta ahora el observatorio de rayos gamma de baja energía más sensible, nos ha dado una visión pano-rámica de nuestra galaxia. La misión Fermi nos dará la pri-mera visión comparable del universo, pero a longitudes de onda del orden de un núcleo atómico, mil veces más pequeñas que INTEGRAL y por lo tanto mil veces más energéticas.

Las radiaciones aún más energéticas, al rango del te-raelectronvoltios (TeV) pueden ser detectadas de ma-nera indirecta desde la superfi cie de la Tierra. Eso es debido a que al desintegrarse en la atmósfera emiten radiación Cherenkov que acaba produciendo fl ashes de luz visible. Estos fl ashes se pueden detectar con tele-scopios especialmente diseñados como MAGIC (Mayor Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov) o HESS (High-Energy Stereoscopic System).

Así pues, la astronomía del siglo XXI goza de una

capa-cidad de exploración del universo sin precedentes; toda la radiación electromagnética se puede usar para estu-diar los procesos físicos que tienen lugar en planetas, estrellas y galaxias de todo tipo. Otras fronteras, como las ondas gravitatorias o los neutrinos, también forma-rán parte de estas herramientas en un futuro y sin duda abrirán nuevas ventanas de observación al universo.

XAVIER BARCONS Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC)

En el último siglo, la astronomía ha visto como una serie de nuevos instrumentos le permitían nuevas vías de exploración e investigación. En la imagen, el Gran Telescopio de Canarias, ubicado a unos 2.400 metros de altitud en el observatorio del Roque de los Muchachos, en la isla de La Palma, que forma parte del grupo de grandes telescopios con más de

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en estrellas similares al Sol. Estos y otros instrumentos propuestos para los futuros telescopios gigantes se basan en la gran experiencia adquirida en el desarrollo de ins-trumentación para telescopios en tierra y en espacio.

En el mundo hay unos diez telescopios de clase 8-10 metros en funcionamiento, y al menos treinta de clase 2-4 metros. Cada uno está equipado con dos o tres instru-mentos que permiten obtener imagen o espectroscopia. Esto supone alrededor de unos 100 instrumentos astro-nómicos distribuidos y operativos por todo el mundo que son el principal caballo de batalla de los astrónomos que trabajan en el visible y en el infrarrojo. Hay una enorme experiencia en los centros de investigación astronómica y también en empresas privadas en el desarrollo de compo-nentes avanzados que optimizan la transmisión, refl exión y dispersión de luz visible o infrarroja para estos instru-mentos. Con frecuencia, estos componentes (lentes, pris-mas, redes de dispersión) y en general la mayor parte de los detectores que fi nalmente registran la llegada de los fotones tienen que operar dentro de criostatos con alto va-cío y ser enfriados con nitrógeno líquido. Especialmente los detectores precisan trabajar a bajas temperaturas para mantener el ruido de lectura y la corriente de oscuridad dentro de valores aceptables. Criogenia y astronomía es-tán, por tanto, cada vez más unidas.

■ DETECTORES

Cabe remarcar aquí el enorme progreso que se ha reali-zado en la tecnología de CCD (detector de dispositivos de carga acoplada) que en los años ochenta comenzaron a incorporarse en la instrumentación astronómica con formatos relativamente pequeños. Hoy día éstos son los detectores (E2V, Marconi, Texas Instruments) más fre-cuentemente utilizados en astronomía y presentan muy elevadas efi ciencias cuánticas 2_{(> 90%) en todo el} domi-nio visible ofreciendo formatos de tamaño considerable que superan los 4.000 x 4.000 píxels. Es común encon-trar instrumentos cuyo sistema de detección es un mo-saico construido con varios detectores CCD. Un nuevo tipo de detector óptico llamado Low Light Level CCD (o L3CCD) presenta muy bajos ruidos de lectura (<1 e-) a la vez que una rápida velocidad que permite transferir la información de un detector de 512 x 512 píxeles en me-nos de 30 milisegundos. Este tipo de detectores son uti-lizados en los sistemas de óptica adaptativa por su rápida respuesta y por tanto por su capacidad de medida rápida de las propiedades del frente de onda. Pero también se 2_{La efi ciencia cuántica mide la sensibilidad de un dispositivo fotosensible}

como una película fotográfi ca o un CCD.

Figuración del E-ELT (European-Extremely Large Telescope), un proyecto de la Organización Europea para la Investigación Astronómica en el Hemisferio Austral. Se prevé que el E-ELT, que tendrá 42 metros de diámetro, comience su actividad en el 2018.

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empiezan a utilizar en cámaras de imagen ultrarrápidas que permiten medir el impacto de las distorsiones at-mosféricas en cada imagen individual y realizar la se-lección de imágenes que no han sido distorsionadas de manera signifi cativa (lucky imaging), es decir, aquellas que verifi can una excelente calidad. Con exposiciones de 30 milisegundos hemos comprobado que se consi-guen imágenes en el visible con una resolución cercana al límite de difracción de telescopios de clase 2-4 m. Ac-tualmente, nuestro grupo en el Instituto de Astrofísica de Canarias investiga el potencial de estos detectores para obtener imágenes de muy alta resolución en combina-ción con sistemas de óptica adaptativa en telescopios de 4 m. Los primeros resultados muestran imágenes de re-solución mejor que 90 milisegundos de arco a 850 nm.

Con respecto a los detectores de infrarrojos el progre-so ha sido también extraordinario, y en la última década cada vez más instrumentos han incorporado detectores de formato 2.000 x 2.000 píxeles de alta efi ciencia cuán-tica entre 1 y 2 micrones que han supuesto una auténcuán-tica revolución por su potencial científi co. En este tipo de de-tectores hay todavía margen para mejoras signifi cativas especialmente en los ruidos de lectura. La exploración 2MASS de ambos hemisferios en las bandas infrarrojas J, H y Ks supuso un paso extraordinario en nuestra com-prensión del cielo infrarrojo, extendido de manera sen-sacional por el satélite Spitzer y esperamos que en un futuro próximo también por el

tele-scopio de 4 m VISTA que ESO de-dicará exclusivamente a diversas exploraciones del cielo del Hemis-ferio Sur. Igualmente los espectró-grafos de infrarrojos son hoy en día instrumentos cotidianos en los tele-scopios más avanzados. En España se ha construido íntegramente uno de estos instrumentos infrarrojos criogénicos, LIRIS, que lleva en funcionamiento más de cinco años en el telescopio William Herschel de 4,2 m en La Palma con notable éxito.

El futuro seguramente nos pro

-porcionará mejores detecto res de infrarrojos y algunas mejoras en los detectores ópticos, pero cada vez hay me-nos margen porque me-nos acercamos a las máximas efi cien-cias cuánticas posibles. No es previsible que las mejoras en sensibilidad proporcionadas en las últimas décadas por los avances en tecnología de detección se repitan de nuevo. Hay sin embargo espacio para mejorar en la calidad de los componentes ópticos, por ejemplo en las efi ciencias de transmisión de las redes empleadas para

dispersar la luz y en algunos otros componentes, pero parece claro que el camino para conseguir incre-mentar la sensibilidad de nuestras observaciones en el visible e infra-rrojo cercano pasa principalmente por la construcción de telescopios de mayor superfi cie colectora. La nueva generación de telescopios de 30-40 metros presenta un desafío tecnológico de primera magnitud, pero por difícil que resulte es im-prescindible abordarlo si queremos dar respuesta a muchos de los pro-blemas astronómicos que están abiertos.

BIBLIOGRAFÍA

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OPTICON. Optical Infrared Coordination Network for Astronomy [en línea]. Adreça URL: <http://www.astro-opticon.org>

SÁNCHEZ MARTÍNEZ, F.; RODRÍGUEZ ESPINOSA, J. M. y R. REBOLO LÓPEZ (ed.),

2010. Science with the 8-10 m telescopes in the era of the ELTs and the JWST. Instituto de Astrofísica de Canarias. Fundación Ramón Areces. Madrid.

Rafael Rebolo. Investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).

Imagen del sistema múltiple Gliese 569 obtenida en junio de 2009 con FastCam en combinación con el sistema de óptica adaptativa NAOMI del telescopio de 4,2 metros William Herschel en el observa-torio del Roque de los Muchachos. La imagen resulta de la combina-ción de miles de exposiciones tomadas con tiempo de exposicombina-ción de 30 milisegundos utilizando un ﬁ ltro de banda ancha centrado a 850 nm. El sistema doble débil está ligado gravitatoriamente a la estrella brillante. Está formado por dos enanas marrones (objetos del tamaño de Júpiter pero más densos) y se encuentra a unos 5 segundos de arco de la estrella brillante, lo que supone una distancia física un poco ma-yor a la existente entre el Sol y Plutón. En esta imagen se resuelven las dos enanas marrones con una separación angular de 90 milisegundos de arco que corresponde a una separación física entre ellas similar a la que hay entre el Sol y la Tierra.

© I m ag e n co rt e sí a d e l e q u ip o d e Fa st C am ( IA C -U P C T ) mono gr á fi co l a mir a d a d e ga l il e o Anuario 2010 MÈTODE 219 «LOS TELESCOPIOS DE MÁS DE 30 METROS SUPONEN PARA CADA UNO

INVERSIONES CERCANAS A LOS MIL MILLONES DE

EUROS, QUE NO ESTÁN LEJOS DE LOS COSTES DE LAS MISIONES CENTRALES