El Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano ( LMT ) ( en español : Gran Telescopio Milimétrico o GTM ), oficialmente Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano , es el telescopio de apertura única más grande del mundo en su rango de frecuencia, construido para observar ondas de radio en longitudes de onda de aproximadamente 0,85 a 4 mm. Tiene una superficie activa con un diámetro de 50 metros (160 pies) y 1.960 metros cuadrados (21.100 pies cuadrados) de área colectora. [1]
El telescopio está ubicado a una altitud de 4.850 metros (15.910 pies) en la cima de la Sierra Negra , el quinto pico más alto de México y un compañero volcánico extinto de la montaña más alta de México , el Pico de Orizaba , dentro del Parque Nacional Pico de Orizaba en el estado. de Puebla . Es un proyecto conjunto binacional mexicano (70%) – estadounidense (30%) del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE) y la Universidad de Massachusetts Amherst .
Las observaciones en longitudes de onda milimétricas con el LMT permiten a los astrónomos ver regiones ocultas por el polvo en el medio interestelar , aumentando así nuestro conocimiento sobre la formación de estrellas . El telescopio también es especialmente adecuado para observar planetesimales y planetas del sistema solar, así como discos protoplanetarios extrasolares que son relativamente fríos y emiten la mayor parte de su radiación en longitudes de onda milimétricas. [2]
La misión del LMT es: 1) realizar investigaciones pioneras, 2) formar a futuras generaciones de científicos e ingenieros, y 3) desarrollar nuevas tecnologías para el beneficio de la sociedad. [3] El LMT estudia principalmente objetos térmicamente fríos, la mayoría de los cuales están asociados con grandes cantidades de polvo cósmico y/o gas molecular. Entre los objetos de interés se encuentran cometas , planetas , discos protoplanetarios , estrellas evolucionadas, regiones de formación estelar y galaxias , nubes moleculares , núcleos galácticos activos (AGN), galaxias de alto corrimiento al rojo, cúmulos de galaxias y el fondo cósmico de microondas . [4]
El LMT tiene un sistema óptico Cassegrain curvado con una superficie primaria reflectora (M1) de 50 m de diámetro formada por 180 segmentos distribuidos en cinco anillos concéntricos. El número de segmentos en los anillos, desde el centro del plato hacia el exterior, son: 12, 24 y 48 en los tres anillos más externos. Cada segmento está conectado a la estructura del telescopio a través de cuatro actuadores , lo que permite una superficie primaria reflectora activa . Además, cada segmento está formado por ocho subpaneles de níquel electroformado de precisión . La superficie secundaria reflectora (M2) tiene un diámetro de 2,6 m, también formada por nueve subpaneles de níquel electroformado, y está unida al telescopio con un hexápodo activo que permite un enfoque preciso, desplazamientos laterales e inclinaciones. El hexápodo está unido al telescopio a través de un tetrápodo metálico. Finalmente, la superficie terciaria reflectante (M3) es casi plana, elíptica con un eje mayor de 1,6 m y entrega el haz de luz a los receptores. [5]
El 17 de noviembre de 1994, el INAOE y la UMass-Amherst firmaron el acuerdo para desarrollar el proyecto del Gran Telescopio Milimétrico, pero la construcción del telescopio no comenzó hasta 1998. [6] [7] Las primeras observaciones se realizaron en junio de 2011 a 1,1 y 3 mm utilizando la cámara AzTEC y el receptor de búsqueda Redshift (RSR), respectivamente. [8] En mayo de 2013, comenzó la fase de Ciencia Inicial, con la producción de más de una docena de artículos científicos. El nombre oficial del LMT se cambió a "Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano" el 22 de octubre de 2012 para honrar al iniciador del proyecto, Alfonso Serrano Pérez-Grovas.
El conjunto de instrumentación del LMT está formado por receptores heterodinos y cámaras de continuo de banda ancha, algunos de ellos aún en desarrollo:
TolTEC es un polarímetro de imágenes de tres bandas que completó las pruebas de laboratorio y se instaló en el LMT en diciembre de 2021, para luego pasar a la puesta en servicio en varias fases hasta 2023. [11] TolTEC puede obtener imágenes del cielo en tres bandas (1,1, 1,4 y 2,1 milímetros) simultáneamente utilizando 7000 detectores de inductancia cinética (KID) sensibles a la polarización. Cada observación de TolTEC produce nueve imágenes independientes, que miden la intensidad total (I) y dos parámetros de Stokes (Q y U) en las tres bandas. Debido a la presencia casi omnipresente de polvo en nuestro universo, el alcance científico de TolTEC incluye la cosmología, la física de los cúmulos, la evolución de las galaxias y la formación de estrellas a lo largo de la historia del universo, la relación entre el proceso de formación de estrellas y las nubes moleculares, los cuerpos pequeños del Sistema Solar y mucho más. El instrumento está diseñado para ser capaz de mapear rápidamente el cielo y es capaz de una tasa de mapeo ocho veces mayor que el instrumento AzTEC fuera de servicio. [12] El Proyecto TolTEC está financiado por la Fundación Nacional de Ciencias (NSF) .
SEQUOIA opera en la banda de 85 a 116 GHz utilizando un conjunto de plano focal criogénico de 32 píxeles dispuestos en conjuntos de 4×4 de doble polarización alimentados por bocinas cuadradas separadas por 2 fλ. Los conjuntos se enfrían a 18 K y utilizan preamplificadores de circuito integrado de microondas (MMIC) monolíticos de fosfuro de indio (InP) de bajo ruido diseñados en UMass para proporcionar un ruido de receptor característico de 55 K en el rango de 85 a 107 GHz, que aumenta a 90 K a 116 GHz.
Un novedoso receptor basado en MMIC diseñado para maximizar el ancho de banda instantáneo del receptor para cubrir la ventana atmosférica de 90 GHz desde 75 a 110 GHz en una única sintonización. El receptor tiene cuatro píxeles dispuestos en una configuración de doble haz y doble polarización. Las polarizaciones ortogonales se combinan en transductores ortomodos basados en guías de onda. La conmutación de haces a 1 kHz en el cielo se logra utilizando un interruptor de polarización de rotación rápida de Faraday y una rejilla de alambre para intercambiar los haces reflejados y transmitidos a cada receptor. Este receptor de banda ultra ancha generalmente alcanza temperaturas de ruido < 50K entre 75 y 110 GHz. El receptor de búsqueda de corrimiento al rojo tiene una estabilidad de línea de base excepcional porque no involucra partes mecánicas móviles, por lo que es adecuado para la detección de transiciones desplazadas al rojo de la escalera de CO desde galaxias formadoras de estrellas a distancias cosmológicas. Un innovador sistema autocorrelacionador analógico de banda ancha que cubre los 38 GHz con una resolución de 31 MHz (100 km/s a 90 GHz) sirve como espectrómetro de respaldo.
La cámara milimétrica AzTEC fue desarrollada para operar a 1,1 mm. Está formada por un conjunto de bolómetros de micromalla de nitruro de silicio de 144 mm dispuestos en un encapsulado hexagonal compacto y alimentados por una matriz de bocinas separadas por 1,4 fλ. Los detectores se enfrían a ~250 mK dentro de un criostato de ciclo cerrado de 3He , logrando una sensibilidad de ~3 mJy Hz-1/2 píxel. El campo de visión de AzTEC en el LMT es de 2,4 minutos de arco cuadrados y logra tomar imágenes completamente muestreadas a través del telescopio o reflejando movimientos secundarios de la superficie.
