El proyecto RATIR/RATTEL, una colaboración México-EUA, planea la fabricación e instalación de una cámara óptico/infrarroja en el telescopio de 1.5m en el Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir, B.C., así como la robotización de este telescopio para poder dar seguimiento eficiente automatizado a destellos de rayos gamma detectados por el satélite SWIFT a partir de 2010. Las observaciones de las contrapartes a destellos de rayos gamma tomarán una fracción reducida del tiempo disponible (estimado en un 15%). Disponer de un instrumento para fotometría simultanea multi-canal en el óptico/IR en un telescopio robótico abre por lo tanto la posibilidad de realizar programas de observación a largo plazo imposibles de llevar a cabo de otra manera. Bajo este proyecto se equipará al telescopio de equipo y programas necesarios para aprovechar al máximo esta capacidad en beneficio de la comunidad astronómica en México.

3.1 Especificaciones generales del instrumento Como contexto, y aunque la construcción de la cámara no forma estrictamente parte de este proyecto, damos una breve descripción del sitio y el instrumento. La cámara RATIR será instalada en el telescopio existente de 1.5m en el OAN/SPM, a 2800m sobre el nivel del mar. El sitio cuenta con excelente calidad astronómica, tanto espectroscópica como fotométrica, estabilidad de la atmosfera, y baja contaminación lumínica (Tapia 2003). Estimamos que el clima permitirá observar el 80% de los GRBs observables desde SPM. La cámara constara de dos brazos ópticos y dos infrarrojos, con filtros divididos sobre los detectores infrarrojos H2RG, dando 6 colores en total (cuatro IR: J+H, Z+Y) y dos ópticos (r, i). Por delante de uno de los canales ópticos (en r), se instalará una rueda de filtros, que dará versatilidad en el óptico para gran parte de los estudios detallados en la sección de Antecedentes. Mediante el uso de dicroicos, el haz del secundario F/13 del telescopio será separado para llegar a los diversos detectores en cada banda. El campo de visión será de 10’x10’ en el IR, dado el uso de un sistema criogénico con pupila fría, mientras que en el óptico será de 6’x6’, ya que este no contara con de-magnificación. En este momento, existen proyectos similares orientados al estudio multi-canal en el óptico/IR, algunos de ellos dedicados a GRBs: GROND, ANDICAM (www.astro.yale.edu/smarts/ANDICAM), y PAIRITEL. Los dos primeros están en el hemisferio sur, y por tanto no tienen la misma cobertura que un sitio en el norte. El grupo de la Universidad de California con el que colaboramos en RATIR está involucrado en PAIRITEL, y RATIR será un excelente complemento a éste, ya que el sitio es mejor, y está desacoplado en términos meteorológicos. Por otro lado, RATIR tiene cobertura hacia longitudes de onda más cortas, llegando a la banda r, mientras que PAIRITEL puede observar solamente en J,H,K, lo cual no da suficiente cobertura espectral para poder hacer estimaciones fotométricas del corrimiento al rojo. 3.2 Proyectos astronómicos para un telescopio robótico A continuación detallamos proyectos relacionados con distintas clases de fuentes que se podrán realizar a largo plazo, gracias a la capacidad robótica del telescopio durante la mayor parte del tiempo disponible. -Variabilidad rápida en Blázares Proponemos realizar un estudio simultáneo óptico/IR de blázares con RATIR en el telescopio de 1.5m. La muestra consta de 66 fuentes detectadas por FERMI (Abdo et al. 2009) visibles desde el OAN/SPM y por tanto son blázares de rayos gama. El objetivo será determinar sus ciclos de variabilidad, estudiar la variabilidad de color y del índice espectral, y su relación con el estado de actividad de la fuente. Esto se logrará realizando una serie de observaciones simultáneas con RATIR en períodos de 7 noches por mes. Dichas observaciones consistirán en monitorear los objetos en todas las bandas del óptico-IR disponibles en RATIR en escalas de tiempo que van de minutos-horas-semanas, lo cual implica tener una serie de observaciones repetidas por noche de los objetos en cuestión. Estos datos nos permitirán construir una curva de luz y obtener la variabilidad de color e índice espectral en períodos de tiempo de meses. Nos interesa en particular estudiar la variabilidad en plazos cortos en todas las fuentes. Esto se debe a que es frecuente observar variaciones en blázares en escalas de tiempo cortas, que van de minutos a horas en casi todas las bandas del espectro electromagnético. Un resultado muy importante relacionado con variaciones cortas en las bandas de los rayos gama (Aharonian et al. 2007 y Begelman et al. 2008) ha resultado crucial para determinar el tamaño de la región que produce dicha emisión, restringiendo el valor de la masa del agujero negro supermasivo asociado, lo cual ha aportado nuevas restricciones a los modelos teóricos actuales dedicados a explicar el origen de los rayos gama en los blázares. Por tanto, resulta fundamental comprender el origen de dicha emisión y su posible correlación con el estado de actividad observado en otras frecuencias, en particular con la emisión en el óptico-IR. -Monitoreo fotométrico de cuásares lenteados . El estudio de cuásares lenteados con imágenes múltiples es útil en varios aspectos. -La diferencia de tiempo de arribo entre dos imágenes lenteadas es inversamente proporcional a la constante de Hubble, H0, (Refsdal, 1964, 1966). En vista de que prácticamente todos los cuásares son variables, la diferencia se puede obtener a partir de correlaciones entre las curvas de luz. Esto permite hacer determinaciones tanto de H0 como determinar la masa de la galaxia lente (Borgeest 1986). -Los eventos de micro-lentes cruzando una superficie crítica pueden ser usados para estudiar la estructura cromática de los cuásares (Chang & Refsdal 1979, Paczynski 1996). Las microlentes suelen producir eventos cortos, y es necesario realizar monitoreos en escalas del orden de un día. -Monitoreo fotométrico de cuásares tipo II Los cuásares de tipo II son de acuerdo a modelos unificados propuestos para los núcleos activos de galaxias (NAGs), cuásares oscurecidos (Fabian 1999), y ya se conocen algunos candidatos (Zakamska et al. 2003). Las observaciones espectropolarimétricas han mostrado que dentro de los cuásares tipo II hay núcleos tipo I (Tran et al. 2000, Zakamska et al. 2005), lo que concuerda con las expectativas de modelos unificados para NAGs. Con las fracciones relativas de poblaciones de tipo I y II se puede restringir el tamaño de la región que produce el oscurecimiento en NAGs. Para obtener mayor información al respecto, es necesario caracterizar las escalas de tiempo de variación y amplitud de las fuentes tipo II y compararlas con las de tipo I. Esto requiere observar continuamente una muestra bien definida de cuásares de tipo II y una muestra de control de cuásares tipo I, al ritmo de una observación por noche durante un plazo largo. -Variables Miras y la escala de distancia extragaláctica La escala extragaláctica de distancias se obtiene a través del corrimiento al rojo medido a partir de supernovas de tipo Ia, y está anclada en la distancia a galaxias de nuestra vecindad. Algunos indicadores de distancias funcionan a escalas que van desde algunos kpc hasta algunos Mpc, pero los resultados que arrojan los diferentes métodos no siempre son consistentes. Entre los indicadores de distancia de tipo primario se encuentran las estrellas variables Cefeidas, consideradas entre las más confiables dada su cercanía, y que como estándares, permiten obtener distancias de objetos más lejanos. Entre las estrellas variables, sin embargo, es posible que las variables Mira sean aún mejor que las Cefeidas en términos de precisión, y también son más brillantes. Por un lado, es posible que las distancias a las estrellas Miras más brillantes puedan ser determinadas a través de observaciones de máseres en radio con el VLBI. Por otro lado, la relación periodo-luminosidad es menos dependiente de la metalicidad que para las Cefeidas (Whitelock et al. 2008). Es preciso utilizar varios indicadores usando el mismo instrumento para eliminar los sesgos tanto como sea posible para entender mejor estos problemas. RATIR es un instrumento ideal en este sentido, por su capacidad fotométrica en varias bandas. -Estrellas variables y eruptivas Hay una larga historia de observaciones fotométricas en el OAN/SPM sobre estrellas variables, cataclísmicas y eruptivas (e.g., Zharikov et al. 2008), que serán facilitadas con el uso de RATIR y podrán continuar. -Objetos estelares jóvenes El ritmo de rotación de las estrellas jóvenes depende del momento angular que tenían cuando nacieron, y de la interacción de la estrella con el disco de acreción que la rodea. Esta última en particular, puede dar información sobre el proceso de formación de planetas Para estrellas de más de un millón de años, y con masas mayores a 0.4 veces la del Sol, se tiene bastante bien caracterizada su evolución (Herbst et al. 2005). Sin embargo, se sabe poco acerca de sistemas más j