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Diferencia entre revisiones de «Observatorio W. M. Keck»

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|logo = '''La cumbre del Mauna Kea es considerado uno de los sitios más importantes del mundo para la vista astronómica. Los telescopios gemelos Keck están entre los más grandes instrumentos ópticos / infrarrojos cercanos actualmente en uso en todo el mundo.'''
|logo = '''La cumbre del Mauna Kea es considerado uno de los sitios más importantes del mundo para la vista astronómica. Los telescopios gemelos Keck están entre los más grandes instrumentos ópticos / infrarrojos cercanos actualmente en uso en todo el mundo.'''
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|organización = California Association for Research in Astronomy
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El '''observatorio W. M. Keck''' dispone de los '''telescopios Keck I y Keck II.'''
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El '''observatorio W. M. Keck''' o '''telescopios Keck I y Keck II''' están en el tercer puesto entre los [[telescopio]]s ópticos más grandes del mundo después del [[Gran Telescopio Sudafricano]] y del [[Gran Telescopio Canarias]]{{cita requerida}}. Se encuentra en el [[Observatorio Mauna Kea]], situado cerca de la cima del volcán inactivo de [[Hawái]] del mismo nombre, a 4.205 m, lo que permite una excelente vista nocturna con un mínimo de interferencia de las fuentes de luz artificial o de la niebla atmosférica. Tiene 10 metros de diámetro, de espejo segmentado (36 espejos con un peso de 300 toneladas), instalado en la cima del volcán [[Mauna Kea]], [[Hawái]]. Entró en funcionamiento en 1993. El coste total fue de alrededor de 140 millones de dólares, aportados por la Fundación W. M. Keck.

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Situado cerca de la cima del volcán inactivo de [[Hawái]] del mismo nombre, a 4205 m, lo que permite una excelente vista nocturna con un mínimo de interferencia de las fuentes de luz artificial o de la niebla atmosférica. Tiene 10 metros de diámetro, de espejo segmentado (36 espejos con un peso de 300 toneladas), instalado en la cima del volcán [[Mauna Kea]], [[Hawái]]. Entró en funcionamiento en 1993. El coste total fue de alrededor de 140 millones de dólares, aportados por la Fundación W. M. Keck.

La potente [[óptica adaptativa]] desarrollada en los telescopios Keck I y II permitió analizar con gran detalle las [[S2 (estrella) | órbitas de estrellas]] que giran alrededor del objeto denominado [[Sagitario A*]] ubicado en el centro de nuestra [[Vía Láctea | galaxia]]. De este análisis se dedujo que tal objeto debe ser un [[agujero negro supermasivo]] de 4 millones de masas solares. La constatación de que el objeto Sgr A* es un agujero negro supermasivo condujo a que la astrónoma [[Andrea M. Ghez]], responsable de estas observaciones a través de los telescopios Keck, fuese galardonada con el [[Anexo:Ganadores del Premio Nobel de Física | Premio Nobel de Física de 2020]] que compartió junto a [[Reinhard Genzel]], responsable de un estudio similar realizado desde el [[Very Large Telescope]], y del físico teórico [[Roger Penrose]], "''por el descubrimiento de que la formación de agujeros negros es una predicción robusta de la [[Relatividad general | Teoría General de la Relatividad]] y por el descubrimiento de un objeto compacto supermasivo en el centro de nuestra galaxia''"


== Instrumentos ==
== Instrumentos ==
[[Archivo:KeckObservatory20071013.jpg|thumb|left|upright|El Telescopio Keck II mostrando el espejo primario segmentado]]
[[Archivo:KeckObservatory20071013.jpg|thumb|left|upright|El telescopio Keck II mostrando el espejo primario segmentado]]
[[Archivo:KeckObservatory.jpg|thumb|240px|right|Telescopio Keck.]]
[[Archivo:KeckObservatory.jpg|thumb|240px|right|Telescopio Keck]]
[[Archivo:Keck laser at night.png|thumb|240px|right|El cielo nocturno y el láser de Keck para la óptica adaptativa]]
[[Archivo:Keck laser at night.png|thumb|240px|right|El cielo nocturno y el láser de Keck para la óptica adaptativa]]
; DEIMOS : (The Deep Extragalactic Imaging Multi-Object Spectrograph) El espectrógrafo multiobjeto extragaláctico profundo de imágenes es capaz de reunir espectros de 130 galaxias o más en una sola exposición. En el modo 'Mega Máscara', DEIMOS puede tomar espectros de más de 1.200 objetos a la vez, usando un filtro especial de banda estrecha.
;[[Deimos (satélite)|DEIMOS]] : (The Deep Extragalactic Imaging Multi-Object Spectrograph) El espectrógrafo multiobjeto extragaláctico profundo de imágenes es capaz de reunir espectros de 130 galaxias o más en una sola exposición. En el modo 'Mega Máscara', DEIMOS puede tomar espectros de más de 1200 objetos a la vez, usando un filtro especial de banda estrecha.
; HIRES : (High Resolution Echelle Spectrometer) Con la mayor y más compleja mecánica de los instrumentos principales del Keck, el espectrómetro de alta resolución Echelle rompe la luz estelar entrante en sus colores componentes para medir la intensidad exacta de cada uno de los miles de canales de color. Sus capacidades espectrales han dado lugar a muchos descubrimientos revolucionarios, tales como la detección de planetas fuera de nuestro sistema solar y la evidencia directa de un modelo de la teoría del [[Big Bang]]. Este instrumento ha detectado más [[planetas extrasolares]] que cualquier otro en el mundo. La precisión de velocidad radial es de hasta un metro por segundo (1,0 m/s)<ref>{{cita web |url=http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/fop/ |título=Kepler Discoveries - About Follow-up Observations |editorial=NASA|autor=NASA}}</ref>El límite de detección del instrumento a 1 [[Unidad astronómica|AU]] es de 0,2 [[Júpiter (planeta)|''M''<sub>J</sub>]]<ref>{{cita web |url=http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/4-AHoward.ppt |título= The NASA-UC Eta-Earth Survey�At Keck Observatory |fecha=16 de octubre de 2010 |editorial=[[Academia China de las Ciencias]] |fechaacceso=16 de octubre de 2010}}</ref>
; HIRES : (High Resolution Echelle Spectrometer) Con la mayor y más compleja mecánica de los instrumentos principales del Keck, el espectrómetro de alta resolución Echelle rompe la luz estelar entrante en sus colores componentes para medir la intensidad exacta de cada uno de los miles de canales de color. Sus capacidades espectrales han dado lugar a muchos descubrimientos revolucionarios, tales como la detección de planetas fuera de nuestro sistema solar y la evidencia directa de un modelo de la teoría del [[Big Bang]]. Este instrumento ha detectado más [[planetas extrasolares]] que cualquier otro en el mundo. La precisión de velocidad radial es de hasta un metro por segundo (1,0 m/s)<ref>{{cita web|url=http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/fop/|título=Kepler Discoveries - About Follow-up Observations|editorial=NASA|autor=NASA|fechaacceso=9 de septiembre de 2010|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20110721124111/http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/fop/|fechaarchivo=21 de julio de 2011}}</ref> El límite de detección del instrumento a 1 [[Unidad astronómica|AU]] es de 0,2 [[Júpiter (planeta)|''M''<sub>J</sub>]]<ref>{{cita web |url=http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/4-AHoward.ppt |título=The NASA-UC Eta-Earth Survey�At Keck Observatory |fecha=16 de octubre de 2010 |editorial=[[Academia China de las Ciencias]] |fechaacceso=16 de octubre de 2010 |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20110704072607/http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/4-AHoward.ppt |fechaarchivo=4 de julio de 2011 }}</ref>
; LRIS: (The Low Resolution Imaging Spectrograph) El [[espectrógrafo]] de baja resolución de imágenes es un instrumento de luz débil, capaz de tomar espectros e imágenes de los objetos más distantes conocidos en el universo. El instrumento está equipado con un brazo rojo y un brazo azul para explorar las poblaciones estelares de galaxias lejanas, núcleos activos de galaxias, cúmulos galácticos y cuásares.
; LRIS: (The Low Resolution Imaging Spectrograph) El [[espectrógrafo]] de baja resolución de imágenes es un instrumento de luz débil, capaz de tomar espectros e imágenes de los objetos más distantes conocidos en el universo. El instrumento está equipado con un brazo rojo y un brazo azul para explorar las poblaciones estelares de galaxias lejanas, núcleos activos de galaxias, cúmulos galácticos y cuásares.
; NIRC: La cámara infrarroja cercana para el telescopio Keck I es tan sensible que podría detectar el equivalente de una sola llama de vela en la Luna. Esta sensibilidad lo hace ideal para los estudios ultra profundos de la formación y evolución galáctica, la búsqueda de proto-galaxias y las imágenes de los ambientes de un quásar. Ha proporcionado estudios pioneros del centro galáctico, y también se utiliza para estudiar los discos protoplanetarios y regiones de formación estelar de gran masa.
; NIRC: La cámara infrarroja cercana para el telescopio Keck I es tan sensible que podría detectar el equivalente de una sola llama de vela en la Luna. Esta sensibilidad lo hace ideal para los estudios ultra profundos de la formación y evolución galáctica, la búsqueda de protogalaxias y las imágenes de los ambientes de un cuásar. Ha proporcionado estudios pioneros del centro galáctico, y también se utiliza para estudiar los discos protoplanetarios y regiones de formación estelar de gran masa.
; NIRC-2: La segunda generación de la cámara de infrarrojos funciona con el sistema de [[óptica adaptativa]] de Keck para producir imágenes de alta resolución desde tierra y la espectroscopia en el rango de 1-5 micras. Programas típicos incluyen el mapeo de características de la superficie de cuerpos del sistema solar, la búsqueda de planetas alrededor de otras estrellas, y el análisis de la morfología de las galaxias lejanas.
; NIRC-2: La segunda generación de la cámara de infrarrojos funciona con el sistema de [[óptica adaptativa]] de Keck para producir imágenes de alta resolución desde tierra y la espectroscopia en el rango de 1-5 micras. Programas típicos incluyen el mapeo de características de la superficie de cuerpos del sistema solar, la búsqueda de planetas alrededor de otras estrellas, y el análisis de la morfología de las galaxias lejanas.
; NIRSPEC: (Near Infrared Spectrometer) El espectrómetro de infrarrojo cercano estudia el muy alto corrimiento al rojo de galaxias de radio, el movimiento y los tipos de estrellas situado cerca del centro galáctico, la naturaleza de las enanas marrones, las regiones nucleares de las galaxias con polvo y estallido estelar, los núcleos galácticos activos, la química interestelar, la física estelar, y la ciencia del sistema solar.
; NIRSPEC: (Near Infrared Spectrometer) El espectrómetro de infrarrojo cercano estudia el muy alto corrimiento al rojo de galaxias de radio, el movimiento y los tipos de estrellas situado cerca del centro galáctico, la naturaleza de las [[enanas marrones]], las regiones nucleares de las galaxias con polvo y estallido estelar, los núcleos galácticos activos, la química interestelar, la física estelar, y la ciencia del sistema solar.
; OSIRIS: (The OH-Suppressing Infrared Imaging Spectrograph) El [[espectrógrafo]] supresor de [[Grupo hidroxilo|OH]] de imágenes por infrarrojos es un espectrógrafo de [[infrarrojos|infrarrojo cercano]] para el uso con el sistema de óptica adaptativa del Keck II. OSIRIS toma espectros en un pequeño campo de visión para proporcionar una serie de imágenes a diferentes longitudes de onda. El instrumento permite a los astrónomos ignorar [[longitudes de onda]], en la que la atmósfera de la Tierra brilla debido a las emisiones de moléculas de OH ([[Grupo hidroxilo|hydroxl]]) lo que le permite la detección de objetos 10 veces más débiles que lo disponible anteriormente.
; OSIRIS: (The OH-Suppressing Infrared Imaging Spectrograph) El [[espectrógrafo]] supresor de [[Grupo hidroxilo|OH]] de imágenes por infrarrojos es un espectrógrafo de [[infrarrojos|infrarrojo cercano]] para el uso con el sistema de óptica adaptativa del Keck II. OSIRIS toma espectros en un pequeño campo de visión para proporcionar una serie de imágenes a diferentes longitudes de onda. El instrumento permite a los astrónomos ignorar [[longitudes de onda]], en la que la [[atmósfera terrestre|atmósfera de la Tierra]] brilla debido a las emisiones de moléculas de OH ([[Grupo hidroxilo|hydroxl]]) lo que le permite la detección de objetos 10 veces más débiles que lo disponible anteriormente.


== Véase también ==
== Véase también ==
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== Enlaces externos ==
== Enlaces externos ==
* [http://www.keckobservatory.org/about.php Observatorio y telescopio Keck (en Inglés)]
* [https://web.archive.org/web/20060614083718/http://www.keckobservatory.org/about.php Observatorio y telescopio Keck (en inglés)]

== Referencias ==
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{{Control de autoridades}}
[[Categoría:Telescopios del Observatorio Mauna Kea|Keck]]
[[Categoría:Telescopios del Observatorio Mauna Kea|Keck]]
[[Categoría:Observatorios astronómicos de Hawái]]
[[Categoría:Observatorios astronómicos de Hawái]]

Revisión actual - 03:24 13 abr 2024

Observatorio W. M. Keck
Organización California Association for Research in Astronomy
Ubicación Mauna Kea, Hawái, Estados Unidos
Coordenadas 19°49′35″N 155°28′28″O / 19.8263, -155.47441
Altitud 4145 metros
Longitud de onda Óptico, infrarrojo cercano
Fecha de construcción Keck I 1993, Keck II 1996
Tipo Reflector
Diámetro 10 m, cada uno
Resolución óptica 0,04 a 0,4 arcosegundos de los telescopios individuales, en función de objetivos e instrumentos utilizados
Área 76 m,2[1]​ cada uno
Distancia focal 17,5 m
Tipo de montaje Alt/az
Domo Esférico
Sitio web www.keckobservatory.org
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El observatorio W. M. Keck dispone de los telescopios Keck I y Keck II.

Situado cerca de la cima del volcán inactivo de Hawái del mismo nombre, a 4205 m, lo que permite una excelente vista nocturna con un mínimo de interferencia de las fuentes de luz artificial o de la niebla atmosférica. Tiene 10 metros de diámetro, de espejo segmentado (36 espejos con un peso de 300 toneladas), instalado en la cima del volcán Mauna Kea, Hawái. Entró en funcionamiento en 1993. El coste total fue de alrededor de 140 millones de dólares, aportados por la Fundación W. M. Keck.

La potente óptica adaptativa desarrollada en los telescopios Keck I y II permitió analizar con gran detalle las órbitas de estrellas que giran alrededor del objeto denominado Sagitario A* ubicado en el centro de nuestra galaxia. De este análisis se dedujo que tal objeto debe ser un agujero negro supermasivo de 4 millones de masas solares. La constatación de que el objeto Sgr A* es un agujero negro supermasivo condujo a que la astrónoma Andrea M. Ghez, responsable de estas observaciones a través de los telescopios Keck, fuese galardonada con el Premio Nobel de Física de 2020 que compartió junto a Reinhard Genzel, responsable de un estudio similar realizado desde el Very Large Telescope, y del físico teórico Roger Penrose, "por el descubrimiento de que la formación de agujeros negros es una predicción robusta de la Teoría General de la Relatividad y por el descubrimiento de un objeto compacto supermasivo en el centro de nuestra galaxia"

Instrumentos

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El telescopio Keck II mostrando el espejo primario segmentado
Telescopio Keck
El cielo nocturno y el láser de Keck para la óptica adaptativa
DEIMOS
(The Deep Extragalactic Imaging Multi-Object Spectrograph) El espectrógrafo multiobjeto extragaláctico profundo de imágenes es capaz de reunir espectros de 130 galaxias o más en una sola exposición. En el modo 'Mega Máscara', DEIMOS puede tomar espectros de más de 1200 objetos a la vez, usando un filtro especial de banda estrecha.
HIRES
(High Resolution Echelle Spectrometer) Con la mayor y más compleja mecánica de los instrumentos principales del Keck, el espectrómetro de alta resolución Echelle rompe la luz estelar entrante en sus colores componentes para medir la intensidad exacta de cada uno de los miles de canales de color. Sus capacidades espectrales han dado lugar a muchos descubrimientos revolucionarios, tales como la detección de planetas fuera de nuestro sistema solar y la evidencia directa de un modelo de la teoría del Big Bang. Este instrumento ha detectado más planetas extrasolares que cualquier otro en el mundo. La precisión de velocidad radial es de hasta un metro por segundo (1,0 m/s)[2]​ El límite de detección del instrumento a 1 AU es de 0,2 MJ[3]​
LRIS
(The Low Resolution Imaging Spectrograph) El espectrógrafo de baja resolución de imágenes es un instrumento de luz débil, capaz de tomar espectros e imágenes de los objetos más distantes conocidos en el universo. El instrumento está equipado con un brazo rojo y un brazo azul para explorar las poblaciones estelares de galaxias lejanas, núcleos activos de galaxias, cúmulos galácticos y cuásares.
NIRC
La cámara infrarroja cercana para el telescopio Keck I es tan sensible que podría detectar el equivalente de una sola llama de vela en la Luna. Esta sensibilidad lo hace ideal para los estudios ultra profundos de la formación y evolución galáctica, la búsqueda de protogalaxias y las imágenes de los ambientes de un cuásar. Ha proporcionado estudios pioneros del centro galáctico, y también se utiliza para estudiar los discos protoplanetarios y regiones de formación estelar de gran masa.
NIRC-2
La segunda generación de la cámara de infrarrojos funciona con el sistema de óptica adaptativa de Keck para producir imágenes de alta resolución desde tierra y la espectroscopia en el rango de 1-5 micras. Programas típicos incluyen el mapeo de características de la superficie de cuerpos del sistema solar, la búsqueda de planetas alrededor de otras estrellas, y el análisis de la morfología de las galaxias lejanas.
NIRSPEC
(Near Infrared Spectrometer) El espectrómetro de infrarrojo cercano estudia el muy alto corrimiento al rojo de galaxias de radio, el movimiento y los tipos de estrellas situado cerca del centro galáctico, la naturaleza de las enanas marrones, las regiones nucleares de las galaxias con polvo y estallido estelar, los núcleos galácticos activos, la química interestelar, la física estelar, y la ciencia del sistema solar.
OSIRIS
(The OH-Suppressing Infrared Imaging Spectrograph) El espectrógrafo supresor de OH de imágenes por infrarrojos es un espectrógrafo de infrarrojo cercano para el uso con el sistema de óptica adaptativa del Keck II. OSIRIS toma espectros en un pequeño campo de visión para proporcionar una serie de imágenes a diferentes longitudes de onda. El instrumento permite a los astrónomos ignorar longitudes de onda, en la que la atmósfera de la Tierra brilla debido a las emisiones de moléculas de OH (hydroxl) lo que le permite la detección de objetos 10 veces más débiles que lo disponible anteriormente.

Véase también

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Enlaces externos

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Referencias

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  1. ↑ http://spacecraftkits.com/KFacts.html
  2. ↑ NASA. «Kepler Discoveries - About Follow-up Observations». NASA. Archivado desde el original el 21 de julio de 2011. Consultado el 9 de septiembre de 2010. 
  3. ↑ [https://web.archive.org/web/20110704072607/http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/4-AHoward.ppt «The NASA-UC Eta-Earth Survey�At Keck Observatory»]. Academia China de las Ciencias. 16 de octubre de 2010. Archivado desde el original el 4 de julio de 2011. Consultado el 16 de octubre de 2010. 
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