Belegui será un sistema de óptica activa y adaptativa para el telescopio de 2.1 metros del Observatorio Astronómico Nacional. Su meta es mejorar la calidad de imagen del telescopio, convertiéndolo de un telescopio limitado por aberraciones en su óptica y el seeing con una resolución de alrededor de 1 segundo de arco en un telescopio limitado por difracción con una resolución de 0.1 segundos de arco (modo adaptativa) o limitado por el buen seeing del sitio de 0.6 segundos de arco (modo activa). Estas resoluciones abrirán nuevas posibilidades para la astronomía observacional. El sistema será el primero construido en México._x000D_ _x000D_ El proyecto ya terminó la fase de laboratorio. Se han adquirido el espejo deformable, la plataforma articulada, el sensor de frente de onda, y el sistema de control. Estas componentes se están caracterizando y probando individualmente y en conjunto. Se ha demostrado corrección al límite de difracción en el laboratorio._x000D_ _x000D_ La próxima etapa es realizar un sistema para el telescopio. Hemos realizado un diseño conceptual, lo cual servirá como base del diseño preliminar y detallado. Se requerirán una estructura mecánica, los elementos ópticos apropiados, los mecanismos, y un sistema de control nuevo. En este proyecto, solicitamos recursos para adquirir estas componentes. Nuestra meta es tener el sistema en el telescopio en 2012.

EL INSTRUMENTO_x000D_ _x000D_ La contribución de este proyecto será realizar "Belegui", un sistema para mejorar la calidad de imagen del telescopio de 2.1 metros del Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra de San Pedro Mártir. Belegui contará con un espejo bimorfo de 19 segmentos montado en una plataforma articulada para corregir el frente de onda y con un sensor de frente de onda de tipo curvatura._x000D_ _x000D_ Belegui tendrá dos modos de operación:_x000D_ _x000D_ (a) Optica activa y guiado rápido. En este modo, se usará el espejo deformable para corregir las aberraciones cuasi-estáticas del telescopio y se usará la plataforma articulada para guiar. Se espera manejar el espejo deformable a alrededor de 1 Hz y la plataforma a alrededor de 100 Hz. Se espera obtener imagenes al límite de seeing atmosférico y hasta un poquito mejor (porque se puede compensar parcialmente para el movimiento de imagen inducido por la atmósfera)._x000D_ _x000D_ (b) Optica adaptativa. En este modo se usará tanto el espejo deformable como su plataforma articulada para compensar aberraciones debido al telescopio y la atmósfera. Se espera manejar el espejo a 500 Hz y la plataforma a 100 Hz. Se espera obtener imagenes al límite de difracción._x000D_ _x000D_ En ambos casos el sensor de onda determinará las correcciones observando una estrella relativamente brillante cercano al objeto científico. La diferencia principal será que para el modo de óptica adaptativa se requiere una estrella bastanta brillante, digamos de magnitud 12, mientras que para el modo de óptica activa basta tener una estrella menos brillante, digamos de magnitud 16. Asimismo, los campos de los modos serán muy distintos, siendo muy estrechos en el modo de óptica adaptativa y grandes en el modo de óptica activa._x000D_ _x000D_ EL MODO DE OPTICA ACTIVA_x000D_ _x000D_ En el mode de óptica activa, Belegui será el primer instrumento capaz de alcanzar imagenes al límite de seeing en SPM de manera rutinaria. En este momento, la calidad de imagen en el telescopio de 2.1 metros es típicamente alrededor de 1 segundo de arco o peor. Este se debe parcialmente al seeing local y parcialmente a imperfecciones en la óptica del telescopio. El Observatorio está realizando un programa de mejoras del seeing local, principalmente aislando la sala de control del telescopio y mejorando la ventilación nocturna del piso de observación donde se encuentra el telescopio. Belegui corregirá las imperfecciones ópticas del telescopio con su espejo deformable y guiaría precisamente y rápidamente con su plataforma articulada. Debe entregar calidad de imagen de 0.7 segundos de arco en R con una estrella de magnitud 16 y 0.5 segundos de arc en R con una estrella de magnitud 14 (Watson et al. 2007). La diferencia se debe a que en el segundo caso se espera poder corregir parcialmente los movimientos de la imagen inducidos por la atmósfera._x000D_ _x000D_ El modo de óptica activa de Belegui se inspira en el instrumento HRCam del telescopio Canadá-Francía-Hawaii, sobre lo cual Jenkins (1998) escribio: “With hindsight, it seems that the considerable success of HRCam was achieved because it improved the tracking of the CFHT to the point where the superb optical seeing on Mauna Kea became apparent for the first time.”_x000D_ _x000D_ El campo en el modo de óptica activa será alrededor de 1 minuto de arco (con compensación de movimiento atmosferica) o limitado por el instrumento (sin compensación de movimiento atmosférica). Esperamos tener una cobertura en el cielo (es decir, tener una estrella adecuadamente brillante adecuadamente cercana) de 100% en el plano de la galaxia y 30% en el polo (Watson et al. 2007)._x000D_ _x000D_ La ciencia que se puede hacer con el modo de óptica activa incluye estudios de regiones de formación estelar, nebulosas planetarias, cúmulos abiertos y globulares, y poblaciones estelares resueltas en nuestra galaxia y otros._x000D_ _x000D_ EL MODO DE OPTICA ADAPTATIVA_x000D_ _x000D_ En el modo de óptica adaptativa, intentaremos usar Belegui para compensar completamente el seeing atmosferica e imperfecciones en la óptica del telescopio, alcanzando al límite de difracción. Medir las aberraciones más rápidamente require una estrella más brillante. Estimamos que en la banda z se requiere una estrella de magnitude 12. Los campos también son más restringidos, siendo de 5 segundos de arco o menos._x000D_ _x000D_ Belegui tendrá dos desventajas y dos ventajas cuando se le compara con los sistemas de óptica adaptativa de los los sistemas más avanzados en los telescopios gigantes como el Keck, VLT, y Gemini. Las desventajas son:_x000D_ _x000D_ (a) No tiene laser. Por eso, se requiere una estrella de guia relativamente cercana al objeto de estudio._x000D_ _x000D_ (b) La resolución angular de un telescopio con imágenes bien corregidas es proporcional al inverso del diámetro. Por lo tanto, aunque Belegui alcanzará la resolución del Telescopio Espacial, no podrá competir en términos de resolución angular con los telescopios más grandes._x000D_ _x000D_ Por otro lado, las ventajas son:_x000D_ _x000D_ (c) Belegui tiene una densidad de actuadores relativamente alta, lo cual quiere decir que podría trabajar en el óptico. Por ejemplo, su densidad de actuadores es mayor que la densidad del sistema de óptica de Gran Telescopio de Canarias (GTC), y por eso Belegui podrá trabajar en longitudes de onda óptica, hasta la banda R, mientras el sistema de GTC será limitado a la banda Z y arriba._x000D_ _x000D_ (d) Un buen proyecto de observación puede lograr obtener temporadas de muchas noches de observación en el telescopio de 2.1 metros._x000D_ _x000D_ Estas características sugieren que el nicho científico de Belegui serían programas para estudiar objetos galácticos que requieren buena calidad de imagen y mucho tiempo de observación. Por ejemplo, estudios de variabilidad o con grandes muestras de objetos. _x000D_ _x000D_ Un ejemplo de un programa científica para el modo de óptica adaptativa será medir variabilidad en discos protoplanetarios. En general, obtener imágenes directas de los discos protoplanetarios alrededor de estrellas tipo T Tauri es imposible con telescopios terrestres debido al gran contraste entre el disco y la estrella. La óptica adaptativa normalmente no ayuda mucho, porque típicamente el disco es similar en tamaño al seeing y la luz no corregida de la estrella domina el disco. Uno tiene que usar telescopios espaciales o técnicas indirectas, por ejemplo, imagenes diferenciales en luz polarizada (Apai et al. 2004)._x000D_ _x000D_ Aunque el caso general es difícil, el caso específico de discos visto de canto es más factible porque el disco actua como un coronógrafo natural y tapa la luz de la estrella (Burrows et al. 1996). Los discos vistos de canto típicamente tienen z = 17, pero son difusos con tamaños del orden de 1 segundo de arco. Estudiarlos requiere alta resolución angular._x000D_ _x000D_ Normalmente se considera que los discos circunestelares son aproximadamente simétricos. Sin embargo, observaciones del disco HH 30 con el telescopio espacial muestran cambios entre el brillo de la parte de arriba y de abajo del disco y de la parte de la derecha y de la izquierda (Stapelfeldt et al. 1999, ApJ, 516, L95; Watson et al. 2005, ApJ, enviado). Las escalas de tiempo (menos de un año y tal vez del orden de unos días) sugiere que estos cambios son el resultado de eventos muy cercanos a la estrella, posiblemente debidos a iluminación por acreción asimétrica o a sombras por perturbaciones asimétricas en la parte interna del disco. Se espera distinguir entre los mecanismos por su periodo: eventos cercanos a la estrella deben tener periodos cortos de unos días mientras eventos más lejos deben tener periodos de meses. Sin embargo la cobertura temporal de las observaciones no es adecuada para determinar el periodo. Además, HH 30 es nada más un ejemplo, y no se sabe si este fenomeno es algo particular a él o es algo más común._x000D_ _x000D_ Se conoce aproximadamente media docena de discos en sistemas binarios. En estos casos, la estrella primaria tiene magnitudes ópticas de alrededor de 10 y puede servir como la estrella de guía. Proponemos un programa de monitoreo temporal para determinar si estos discos muestran asimétricas similares a la de HH 30 e investigar las propiedades de las asimetrías, en particular el periodo. El resultado será un mejor entendimiento de los procesos en discos protopl