CARACTERÍSTICAS DEL TELESCOPIO HUBBLE

CARACTERISTICAS DEL TELESCOPIO HUBBLE

 La unidad tiene un peso en torno a 11 toneladas, es de forma cilíndrica y tiene una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 m.

 El coste del telescopio ascendió (en 1990) a 2000 millones de dólares US. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido a aberraciones esféricas.

 El telescopio es un reflector de dos espejos, teniendo el principal 2,4 m de diámetro.

 Para la exploración del cielo incorpora varios espectrómetros y tres cámaras, una de campo estrecho para fotografiar zonas pequeñas del espacio (de brillo débil por su lejanía), otra de campo ancho, para obtener imágenes de planetas, y una tercera, infrarroja.

 Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio y el equipos de refrigeración de la cámara infrarroja y el espectrómetro que trabajan a 93 K (~ -180° C).

GRAN TELESCOPIO MILIMÉTRICO

El Gran Telescopio Milimétrico (GTM) (Inglés: Large Millimeter Telescope, o LMT) es el radiotelescopio más grande del mundo en su rango de frecuencia, y fue construido para observar ondas de radio en la longitud de onda de 1 a 4 milímetros. El diseño contempla una antena de 50 metros de diámetro y una área de recolección de 2000 m². Está localizado en lo alto del volcán Sierra Negra (aproximadamente a 4,600 msnm), que se encuentra junto al Pico de Orizaba, el pico más alto de México ubicado entre los estados de Puebla y Veracruz. El GTM es un proyecto binacional mexicano (80%) - estadounidense (20%) del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE) y la Universidad de Massachusetts en Amherst.

Las observaciones milimétricas a llevarse a cabo con el GTM permitirán a los astrónomos ver regiones del espacio que han sido previamente oscurecidas por polvo interestelar, incrementando nuestro conocimiento de la formación de estrellas, además está particularmente adaptado para observar planetas y planetoides del Sistema Solar y discos protoplanetarios fuera del mismo, los cuales son relativamente fríos y emiten la mayoría de su radiación en forma de ondas milimétricas. Existen también propuestas para observar fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas, así como núcleos de galaxias activas.

Instrumentación

El conjunto de instrumentos del GTM se compone de cámaras bolométricas de banda ancha y arreglos heterodinos, un receptor de un solo elemento de resolución o pixel y un versátil espectrómetro autocorrelador digital multi-propósito.

Instrumentos heterodinos

SEQUOIA

Es un arreglo criogénico de plano focal que cuenta con 32 pixeles de polarización doble, distribuidos en paneles de 4 x 4, alimentados por cornetas cuadradas separadas por 2fλ. El arreglo se ha diseñado para que opere en el intervalo de 85 a 115.6 GHz a 18 K. Los preamplificadores del arreglo son circuitos integrados de microondas monolíticos de fosfato de indio (InP), diseñados en UMass-Amherst, con ruido por debajo de los 55 K en el intervalo de 85 a 107 GHz, alcanzando los 90 K a 116 GHz.

El buscador de corrimientos al rojo

Se trata de un receptor novedoso diseñado para cubrir instantáneamente la banda atmosférica de 90 GHz en una sola sintonización, con tecnología de amplificadores de microondas monolíticos de banda ancha como los que usa SEQUOIA. El receptor cuenta con cuatro pixeles dispuestos en una configuración de doble haz y doble polarización, y alcanza temperaturas de ruido tan bajas como < 50 K en la banda de 75 a 111 GHz. Los haces con polarizaciones ortogonales se combinan en transductores ortomodales basados en guías de onda. El intercambio de haces en el cielo se efectúa gracias a un interruptor polarimétrico de rotación Faraday y una red de alambre frente a las cornetas. Debido a que este intercambiador no tiene componentes mecánicas móviles, el buscador de corrimientos al rojo tendrá una estabilidad excepcional en las líneas de base, apropiada para la detección de la

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