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Introducción

El Interferómetro Keck usará la combinación de haces de Michelson entre los dos telescopios Keck, aportando una línea de base de 85 m. El interferómetro utilizará las pupilas en fase que proporcione la óptica adaptativa de los Kecks.

Para posibilitar observaciones científicas de alta calidad la puesta en fase de la instalación será llevada a cabo mediante el seguimiento de la banda de interferencia en una referencia isoplanática. Los componentes clave del sistema de puesta en fase son las líneas de retardo activo en el laboratorio de combinación del haz y los módulos de estrella dual en cada telescopio. Se proporcionarán varios combinadores autónomos del haz, incluyendo combinadores de haz de dos vías a 1,5-2,4 µm para el seguimiento del borde, para la astrometría y para la toma de imágenes; un combinador multi-vía a 1,5-5 µm para las imágenes; y un combinador de anulación para observaciones de alto rango dinámico a 10 µm.

A continuación se detallan las características de cada uno de los subsistemas.

Subsistemas del Interferómetro

El interferómetro Keck integra distintos subsistemas para hacer posibles sus mediciones científicas. El diagrama de bloques (debajo) traza el camino de la luz desde el telescopio a los instrumentos autónomos.

Diagrama de bloques del Interferómetro Keck Ampliar Imagen

Telescopios

El interferómetro usa los 2 telescopios Keck de 10 metros existentes. Las primeras bandas de interferencia que se obtuvieron con el interferómetro usaban siderostatos, similares a los usados en el Banco de Pruebas del Interferómetro de Palomar. Están instalados en el lugar adyacente al Keck 2; las cubiertas de los siderostatos pueden verse al fondo en la imagen de debajo.

Los siderostatos son los diminutos objetos blancos visibles justo bajo el telescopio Keck de la derecha. Simulan telescopios para las pruebas y para la depuración del interferómetro.

Corte transversal de los Telescopios Keck, mostrando las cúpulas de 33 metros y los talleres y el laboratorio de los sótanos. Ampliar Imagen

Corrección del Frente de Onda

El Observatorio Keck desarrolló un sistema de óptica adaptativa para el telescopio Keck 2. Como parte del proyecto del interferómetro, un segundo sistema de óptica adaptativa fue desarrollado para el Keck 1, sistema que proporciona pupilas en fase en las longitudes de onda del Infrarrojo cercano y medio.

Imágenes de prueba tomadas por el Sistema de Óptica Adaptativa del CARA. La imagen de la izquierda es una imagen corregida (óptica adaptativa conectada), la imagen de la derecha está sin corregir (óptica adaptativa apagada). Ampliar Imagen

Módulo de Estrella Dual

Un módulo de estrella dual (dual-star module, DSM) está situado en el foco Nasmyth* de cada telescopio (*N. del T: en los telescopios reflectores, en el foco Nasmyth la posición de la imagen permanece estacionaria, lo que posibilita el empleo de equipamiento pesado sin afectar al telescopio; este foco se encuentra en el eje de declinación, fuera del telescopio) para hacer posible el acoplamiento mediante la producción de dos haces colimados a partir de dos estrellas separadas. La imagen de abajo ilustra el camino del haz del sistema de Óptica Adaptativa del Keck a través del DSM del Keck para la estrella brillante cuando el DSM está configurado para la toma de imágenes.

Camino óptico desde un telescopio Keck a través del sistema de óptica adaptativa y del Módulo de estrella dual. Ampliar Imagen

Tren en Codo y Transporte del Haz

Para propagar la luz desde el módulo de estrella dual que está en la plataforma Nasmyth de cada telescopio Keck, el tren en codo del Keck ha sido acabado con la suma de los espejos en codo desde M4 hasta M7 (M4 es el espejo de salida del módulo de estrella dual, mientras que el M7 es el espejo fijo en la base del telescopio). Ya que se propagan dos haces desde la entrada de estrella dual, cada espejo en codo es realmente un par de espejos. Para la estrella primaria, estos espejos se localizan a lo largo de la línea central del codo; para la estrella secundaria, estos espejos están compensados desde la línea central y se activan para compensar la rotación del acimut. Tras el espejo M7, la luz es dirigida al “laboratorio de combinación de haces” que se encuentra en los sótanos de las instalaciones del Keck.

Camino en codo a través de los espejos M4 hasta el M7 del Keck

Esquema del “laboratorio de combinación de haz” del interferómetro en el sótano del observatorio. Ampliar Imagen

El sistema de transporte del haz emplea superficies muy grandes que dirigen tanto el haz primario como el secundario. El tamaño geométrico del haz comprimido es de 10 cm, mientras que la óptica del transporte permite una apertura no viñetada de 15 cm para que cada haz se acomode a las tolerancias de difracción y alineamiento. El transporte del haz para los Keck es a través del túnel en codo que conecta las dos cúpulas.

El sistema de transporte de haz dirige la luz al “laboratorio de combinación de haz”, que está en el nivel del sótano contiguo al Keck 2. Se ha puesto mucho cuidado en controlar térmicamente el entorno del laboratorio. Como se muestra en el esquema y en la fotografía el sótano se divide mediante habitaciones de entorno limpio en áreas separadas para las líneas de retardo largo, las líneas de retardo rápido, y las instalaciones ópticas de combinación de haz, aportando un segundo nivel de atenuación a las perturbaciones ambientales, además de ayudar a mantener la limpieza del sistema óptico.

Vista en alzada del “laboratorio de combinación de haz” del el observatorio. Ampliar Imagen

Fotografía del laboratorio de combinación del haz. Ampliar Imagen

Líneas de Retardo y Metrología

La luz rebota en los espejos de la izquierda de la pantalla, se dirige a las lineas de retardo largo del medio, y hasta las lineas de retardo rápido de la derecha.

Rich Kendrick, del personal técnico de CARA, trabajando en el alineamiento de una línea de largo retardo en la cima. Ampliar Imagen

La luz del “sistema de transporte del haz” es dirigida a la óptica de inyección e intercambio del haz, que introduce la luz en la línea de retardo largo. El sistema de línea de retardo largo emplea espejos planos montados en trineos que se mueven a lo largo del túnel en codo del sótano. Cada trineo retarda tanto el haz primario como el secundario de un telescopio unos 170 metros; los retardos más largos usan un doble paso a través del sistema de línea de retardo. Estas líneas de retardo aunque son movibles, están fijas durante la observación y sólo se desplazan cuando se cambia de objetivo.

Después de un retardo en bruto por las líneas de retardo largo, la óptica de inyección e intercambio dirige la luz a las líneas de retardo rápido. Estas se mueven a lo largo de raíles en el laboratorio de combinación del haz como se muestra en la vista panorámica de arriba. Cada línea de retardo tiene un recorrido físico de 7,5 m, por lo que para una sola línea de base, hay disponible un rango de retardo de +/-15 m sin mover las líneas de retardo largo. Las líneas de retardo son similares a las unidades cotroladas por láser usadas en el PTI. Emplean un diseño servomotriz de cuatro etapas con un PZT, dos bobinas de voz, y un motor paso a paso de precisión para la tracción, lo que proporciona un control pleno sobre la posición y la velocidad.

Andrew Booth, del JPL, es el ingeniero jefe de software en el Interferómetro del Keck. Ampliar Imagen

Las líneas de retardo emplean metrología láser para un control en tiempo real de los sistemas servomotrices. Este es similar a los usados en el PTI, excepto que las fuentes de láser son controladas por fibra desde la sala de control para minimizar la disipación de calor en el laboratorio de combinación del haz. Además, se ha instalado una metrología láser de principio a fin que controla todo el sistema óptico como se requiere para la astrometría de ángulo estrecho y la puesta en fase. Esta metrología de 'período constante' acaba por los puntos finales de los DSM de cada telescopio. Los cambios en el camino óptico previos al DSM son comunes a la estrella primaria y a la secundaria, y por eso no afectan al acoplamiento. Si fuera necesario, podrían usarse acelerómetros sobre esa óptica no controlada para proporcionar una atenuación de la vibración a través de la realimentación de las líneas de retardo rápido.
Tras la salida de las líneas de retardo rápido, las pupilas geométricas de 10 cm se comprimen hasta 2,5 cm y se dirigen a una estación clasificadora que dirige la luz a los distintos sensores de luz estelar.

Esquema del laboratorio de combinación de haz y del túnel de codo con algunos de los haces de luz estelar que proceden de los telescopios Keck 1 y Keck 2. Ampliar Imagen

El Rastreador de la Banda de Interferencia

Varios combinadores de haz Michelson de doble vía en banda H- y K- soportan los distintos modos de observación del interferómetro. La óptica frontal para cada combinador está instalada sobre un soporte óptico. Los haces de salida de los dos soportes son introducidos por fibra óptica de fluoruro a una cámara de infrarrojo cercano de 4 entradas. La cámara usa un cuadrante de la “matriz de infrarrojos HAWAII” con una lectura parcial de la misma que proporciona tiempos de imagen rápidos. Debajo se muestran un esquema del tanque de vacío y una fotografía del primer tanque durante su ensamblaje. La cadena de la señal de la matriz emplea vídeo comercial y electrónica de almacenamiento (“buffer”) de reloj con un generador de pulso personalizado de segunda generación, y una tarjeta de interconexión para proporcionar un acceso rápido para su uso en tiempo real. Se ha obtenido un buen rendimiento de la matriz con tasas de toma de imagen del interferómetro de hasta 500 Hz. El uso de fibras de modo simple para la post-combinación mejora la calibración de la visibilidad, e incluso permite a la “metrología láser de punta a punta” usar el mismo bifurcador de haz mientras es usado por la luz de la estrella.

Rob Ligon y el dr. Gautam Vasisht ensamblando el “árbol” FATCAT, que es el soporte de los componentes ópticos dentro del tanque de vacío. Ampliar Imagen

Esquema del detector de la banda de interferencia en su tanque de vacío y una fotografía tomada durante el ensamblaje. Ampliar Imagen

Rastreador de Ángulo

El rastreador de ángulo también usa una matriz de infrarrojos HAWAII en modo de lectura rápida; las imágenes de los telescopios son ordenadas en un solo cuadrante. El seguimiento de ángulo se suministra en J y H. Para los Kecks, en los que el sistema de OA ya aporta seguimiento de ángulo de alta velocidad, los desajustes de este sensor de ángulo se usan para corregir las derivas lentas. Para su aplicación a la observación coordinada, incluyendo la astrometría, se instalará un segundo rastreador de ángulo para proporcionar un guiado lento sobre las estrellas débiles de ciencia.

El rastreador de ángulo durante su integración en el laboratorio y la prueba en el JPL antes de ser embarcado hasta Havwai. Ampliar Imagen

Sam Crawford, del personal técnico del JPL technical staff, ensamblando el rastreador de ángulo. Ampliar Imagen

Combinador de Anulación
El combinador de anulación será el instrumento principal para la detección de discos de polvo exozodiacales. Utiliza un interferómetro de anulación acromático para anular la luz de la estrella central en dos líneas de base paralelas de 85 metros, que alimentan después un combinador de haz de escaneado de la banda de interferencia. La salida de este combinador es filtrada espacialmente y dirigida a una matriz de cámaras de baja resolución a 10 µm. El diseño del anulador se basa bastante en el trabajo del JPL sobre la anulación profunda de la luz visible.

Experimento de anulación en el laboratorio de luz visible en el JPL. Ampliar Imagen

Resultados del experimento de anulación en el laboratorio de luz visible: se obtuvo una anulación estabilizada con una profundidad de anulación superior a 10 000 a 1 para una fuente de luz blanca con un ancho de banda del 18% y una sola polarización. Ampliar Imagen

Sistema de Control

El control de un instrumento de esta complejidad es un trabajo importante; lo que sigue es tan sólo un pequeño resumen. La mayor parte del control en tiempo real se lleva a cabo usando sistemas basados en VME con procesadores Power-PC ejecutando VxWorks. Las líneas de retardo y los sistemas detectores de luz estelar emplean un software orientado al objeto (RTC20) que se ejecuta sobre el VxWorks, y que fue desarrollado en el JPL para aplicaciones de interferometría. El control de movimiento y la alineación automática utilizan EPICS, que es un estándar del Keck, empleado ampliamente en el observatorio para los interfaces de telescopios e instrumentos. Los interfaces CORBA para los subsistemas RTC y EPICS permiten uniformizar el acceso por el secuenciador del interferómetro para la automatización de la observación, labor realizada por los ingenieros y los operadores GUIs, así como por el archivador de datos.

Equipo del sistema de control en la cima (de adelante a atrás): Sam Crawford, Andrew Booth, Erik Hovland, Mark Colavita, y Mark Swain. Ampliar Imagen