El futuro se ve brillante para la interferometría

El instrumento PRIMA [1] del Very Large Telescope Interferometer (VLTI) de la ESO recientemente vió "primera luz" en su nueva morada en la cima del Cerro Paranal en Chile. Cuando esté completamente operacional, PRIMA aumentará las capacidades del VLTI para ver fuentes de luz mucho más tenues que las visibles por otros interferómetros, y permitirá hacer astrometría con una precisión inigualada por ninguna instalación astronómica existente. PRIMA será una herramienta única para la detección de exoplanetas.

"PRIMA fue diseñada especialmente para ver si una estrella se 'tambalea' por tener compañeros planetarios no visibles", dice el científico de instrumentos Gerard van Belle. "Esto nos permite no solo detectar exoplanetas, si no también medir su masa. La precisión esperada de la astrométrica del PRIMA de decenas de mirco arco segundos no tiene precedentes en ningún instrumento en tierra o en órbita [2]. Además de tomar medidas astrométricas PRIMA será la clave para conseguir imágenes de fuentes de luz tenues usando los instrumentos científicos AMBER y MIDI del VLTI.

La interferometría combina la luz que recibe de dos o más telescopios, concentrándose en pequeñas diferencias entre las señales para medir ángulos con precisión exquisita. Usando esta técnica, PRIMA puede mostrar detalles tan marcadamente como un solo telescopio con un diámetro equivalente a la mayor distancia entre los telescopios. Para el VLTI, la distancia entre los dos telescopios es de 200 metros.

El insturmento PRIMA es único entre los instrumentos del VLTI, ya que es efectivamente dos interferómetros en uno. PRIMA tomará datos de dos fuentes del cielo al mismo tiempo: la fuente brillante se puede usar para seguimiento, permitiendo al interferómetro mantener la mirada en la fuente débil por más tiempo del que era posible con interferómetros convencionales. Aunque han habido experimentos exploratorios anteriores para probar esta técnica, PRIMA representa el primer instrumento de categoría de instalación para instrumentos de su tipo que está disponible a todos los astrónomos.

Las partes de PRIMA llegaron a la cima de Paranal al final de Julio y fueron integradas y probadas durante el siguiente mes. El 2 de Septiembre de 2008, como primer hito, luz estelar de dos telescopios auxiliares de 1.8 mts. del VLTI fue alimentada al sistema PRIMA, y  and franjas de interferencia fueron detectadas en la Unidad de Sensores de Franjas (Fringe Sensor Unit) del PRIMA. Tres días después el sistema estaba usando rutinariamente seguimiento activo de franjas, compensando por la turbulencia atmosférica.

Primera luz, o en el caso de instrumentos de interferometría, primeras franjas, ocurrieron antes del cronograma ambicioso planeado por el ingeniero Francuise Delplancke: "Había muchas actividades que tenían que salir todas bien simultáneamente para que esto suceda, pero el ensamblaje, integración y verificación pasaron sin problemas - yo estaba complacido por lo fácil y confiable que el sistema de seguimiento de franjas era, para nuestro primer intento".

Todos los subsistemas del PRIMA [3] han sido instalados con éxito para usar con dos Telescopios Auxiliares y ahora serán probados intensivamente antes de ser ofrecido a la comunidad de usuarios para observaciones de rutina [4].

Notas

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[1]: PRIMA significa "Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry". AMBER y MIDI son dos instrumentos del VLTI.

[2]: Cuando un planeta orbita una estrella, su gravedad efectivamente tira de la estrella, haciendo que se "tambalee". Este tambaleo es generalmente medido mirando variaciones en la velocidad radial de una estrella, pero si se puede lograr suficiente precisión en la medición de la posición de la estrella, debería ser posible ver este tambaleo directamente. PRIMA  debería ser suficientemente preciso para hacer estas mediciones en planetas parecidos a Jupiter. PRIMA podrá hacer mediciones de diferencias de ángulos de cerca de 10 micro-arcosegundos - el ángulo que un cabello humano crece en un segundo, visto desde 100 metros de distancia.

[3]: La instalación PRIMA usa un número de componentes a lo largo de la tubería VLTI, incluyendo Separadores de Estrellas (STSs) para los telescopios, Líneas de Retardo Diferencial  (Differential Delay Lines, DDLs), metrología laser y  dos Unidades de Sensores de Franja (Fringe Sensor Units, FSUs). Los Separadores de Estrellas colectan luzde dos estrellas distintas para ser enviada al interferómetro. Los DDLs, construidos por un consorcio (Geneva Observatory, MPIA Heidelberg y Landessternwarte Heidelberg) compensa por pequeñas diferencias en la longitud del camino debido a separación de posición en el cielo de las dos fuentes. Cada FSU recombina la luz de ambos telescopios para las dos fuentes separadamente para formar franjas interferométricas. El sistema de metrología une todo al nivel de 1 nm al mandar luz devuelta del sistema de FSUs al de STSs y de vuelta.

[4]: Cuatro corridas comisionadas están programadas para el PRIMA durante los próximos seis meses y se concentrarán en probar y caracterizar el seguimiento de franjas en una sola estrella. Observaciones de las dos estrellas comenzará el año próximo y extenderán estas pruebas usando dos estrellas. Estas pruebas también resultarán en las primeras mediciones astrométricas del PRIMA. Poco después el PRIMA comenzará a operar seriamente en la búsquedas de planetas.

El proyecto PRIMA es un esfuerzo conjunto dirigido por ESO e incluye contribuciones de Geneva Observatory, MPIA Heidelberg, Landessternwarte Heidelberg, Leiden University, Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, Institute of Microtechnology of Neuchâtel y MPE Garching; socios industriales del proyecto PRIMA incluyen TNO y Thales Alenia Space.