Los radiotelescopios Leighton son antenas parabólicas de 10,4 metros diseñadas por Robert B. Leighton en la década de 1970, que se fabricaron en el campus de Caltech durante las décadas de 1970 y 1980. Las superficies de los telescopios alcanzaron una precisión de 10 micrones RMS, lo que permitió observaciones en todas las bandas milimétricas y submilimétricas. En total, se fabricaron ocho de estos telescopios. Se utilizaron como los seis elementos del interferómetro milimétrico del Observatorio de Radio del Valle Owens (OVRO) en California , y como telescopios individuales en el Observatorio Submilimétrico de Caltech en Hawái y el Instituto de Investigación Raman (RRI) en Bangalore , India. En la primavera de 2005, los seis telescopios Leighton en Owens Valley se trasladaron [1] a un sitio de alta montaña en las Montañas Blancas para formar el núcleo del conjunto CARMA de 25 telescopios. El conjunto CARMA se desmanteló en 2015, momento en el que los telescopios Leighton se trasladaron nuevamente a OVRO, donde ahora se están reutilizando para diferentes proyectos, incluido el CO Mapping Array Pathfinder (COMAP) [2] (un conjunto de imágenes de 19 píxeles), el Event Horizon Telescope (EHT) y varios proyectos de detección transitoria.
En 1973, Robert Leighton propuso a la NSF construir cuatro antenas de radio parabólicas de 10,4 metros de diámetro. Tres de las antenas se utilizarían como interferómetro de ondas milimétricas que se instalaría en OVRO, y la cuarta se utilizaría como telescopio submilimétrico único en un sitio de alta montaña. La propuesta fue aprobada (AST 73-04908) y la financiación total fue de 477.700 dólares. [3]
Los telescopios tienen una montura de horquilla altacimutal . El eje acimutal es un cono circular invertido, cuyo vértice está soportado por un cojinete de empuje . Los cojinetes de rodillos seguidores de leva montados alrededor de la parte superior de la base empujan contra la parte superior del cono invertido para completar la restricción del eje acimutal. Hay un enrollador de cable para el cableado de señal y alimentación que se coloca sobre el cojinete de empuje acimutal. En la parte superior del cono se encuentra la plataforma acimutal, que soporta dos cojinetes de elevación. La plataforma de inclinación de elevación que soporta el reflector primario se impulsa en elevación mediante un tornillo de bola giratorio.
La plataforma azimutal es lo suficientemente grande como para permitir que varias personas trabajen en ella. También alberga una pequeña sala en la cabina lateral a la derecha del rumbo de elevación derecho, que alberga los receptores de radio de enfoque Nasmyth (normalmente receptores SIS ). La cabina lateral también alberga la electrónica para los codificadores de eje , los sistemas LO e IF y los inclinómetros junto con la computadora de control de antena.
Tres motores impulsan el telescopio, dos en acimut y uno en elevación. Se mantiene un desfase en el voltaje de accionamiento entre los motores de acimut, con el fin de evitar contragolpes al accionar el engranaje de 1,74 metros de diámetro. Los telescopios pueden girar a una velocidad de 40 grados por minuto.
El espejo primario de 10,4 metros tiene una relación focal de 0,4 . El espejo secundario hiperboloide tiene 0,606 metros de diámetro y dirige la luz a un foco Cassegrain o a un foco Nasmyth , dependiendo de si hay o no un espejo terciario. El telescopio tiene una relación focal efectiva de 12,4 en el foco Cassegrain, que se encuentra en el punto de intersección de los ejes de acimut y elevación. [4]
El espejo primario, normalmente llamado plato, está compuesto de 84 paneles que son hexagonales cuando se proyectan sobre el plano de apertura (el plato RRI tenía 81 paneles). Cada panel tiene aproximadamente 1,15 metros de ancho. El panel que habría cubierto el centro del plato está ausente, proporcionando el orificio necesario para los focos Cassegrain y Nasmyth. Los paneles cerca del borde del plato tienen forma irregular, y en algunos casos más grandes que el tamaño nominal, para cubrir la apertura circular sin necesidad de paneles muy pequeños. El espejo es 92% homólogo, manteniendo una forma casi parabólica con solo el punto focal cambiando cuando el espejo se deforma debido a la gravedad a medida que cambia la elevación del telescopio. Las desviaciones de la homología son inferiores a 17 micrones RMS en todo el rango de elevación del telescopio. Estos cambios de enfoque se compensan moviendo el espejo secundario lateralmente y a lo largo del eje óptico.
Una característica única de los telescopios Leighton es que el reflector primario está fabricado como una única superficie de precisión de 10,4 m de diámetro, en lugar de paneles mecanizados individualmente. Los paneles del plato están hechos de un material de aluminio ligero (15 kg/m3 ) en forma de panal con canales verticales. Para producir la forma parabólica del reflector, los paneles se ensamblaron sobre el mismo bastidor espacial de tubos de acero que soportará los paneles en el telescopio desplegado. El bastidor espacial se montó sobre un cojinete de aire que rodeaba un mástil central. Un brazo se extendía desde el mástil central, que tenía una pista parabólica en el lado inferior. La pista parabólica se moldeó mediante un sistema de metrología láser que hizo uso del hecho de que una parábola es el lugar geométrico de los puntos equidistantes del punto focal y una línea directriz. La directriz en este caso era el lado superior del brazo. Después de crear la pista parabólica, una herramienta de corte se movió a lo largo de la pista y cortó los paneles en forma de panal mientras el plato giraba sobre el cojinete de aire. Después de que los paneles de nido de abeja se cortaron en la forma parabólica adecuada, se aplicó una capa de aluminio a cada panel para proporcionar la superficie reflectante del plato. [5]
El armazón espacial está fabricado con tubos de acero de menos de 1,5 m de largo que tienen agujeros en cada extremo para insertar pasadores. El espaciado entre los agujeros se logra con una precisión de 10 micrones. Una sola persona puede ensamblar el armazón espacial sobre el cojinete de aire en unos pocos días. Este concepto fue desarrollado como parte de un estudio sobre cómo un telescopio grande podría ser ensamblado por astronautas en el espacio. La unión de pasadores de precisión también hizo posible realizar un análisis de elementos finitos (FEA) preciso utilizando las computadoras disponibles en la década de 1970. Esto permitió la iteración de las secciones transversales del tubo de diseño para mejorar el rendimiento de homología. Durante el mecanizado de la superficie, el armazón espacial se apoyó cinemáticamente en tres puntos principales. El armazón espacial con unión de pasadores se diseñó para permitir que la antena, incluidos los paneles, se desmontara después de la fabricación en secciones grandes (normalmente tres) y se transportara al sitio del observatorio, sin degradar significativamente la calidad óptica de la antena. El reflector primario se coloca en la plataforma basculante apoyado en los mismos tres puntos de apoyo primarios sin introducir nuevas tensiones. Seis puntos más se fijan a la plataforma basculante para transferir la rigidez de esta última al armazón espacial. Se utilizan calzas en los seis puntos de fijación adicionales para garantizar que no estresen el armazón espacial mientras se mira al cenit. Esta es una parte fundamental del éxito del montaje del reflector primario en la plataforma basculante y se ha aprovechado al trasladar los telescopios al sitio de alta montaña de CARMA y de vuelta al valle.
Todas las antenas, excepto la del telescopio RRI, se fabricaron en el edificio Synchrotron, cerca de la esquina sureste del campus de Caltech; el edificio que se construyó para alojar el equipo necesario para pulir el espejo de 200 pulgadas del telescopio Hale casi medio siglo antes. La antena y la montura del telescopio RRI se fabricaron en los Laboratorios Aeroespaciales Nacionales , y el ensamblaje final se realizó en la biblioteca del RRI.
Los tres primeros telescopios se desplegaron en el OVRO para realizar pruebas como interferómetro de ondas milimétricas. Después de que el conjunto inicial de tres elementos se dedicara en 1985, se agregaron tres antenas más al conjunto para producir un interferómetro de seis elementos. La fabricación del segundo conjunto de tres antenas OVRO fue supervisada por David Woody, luego de la jubilación de Robert Leighton. Cinco de las seis antenas OVRO fueron financiadas por la NSF, y la Fundación Kenneth y Eileen Norris pagó por la sexta, que se dedicó en 1996. En 2005, estos seis telescopios se trasladaron a Cedar Flat en las montañas Inyo de California, y se agregaron al conjunto CARMA . El conjunto CARMA dejó de funcionar en 2015, y los seis telescopios Leighton se trasladaron de nuevo a OVRO para su almacenamiento. [6] Una de estas seis antenas se está utilizando ahora como telescopio Pathfinder del conjunto de mapeo de CO.
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El telescopio Leighton con la superficie más precisa (10 micrones RMS) fue enviado a Mauna Kea, Hawái, y se convirtió en el Observatorio Submilimétrico de Caltech . Este telescopio recibió el nombre de "Telescopio Leighton" después de la muerte de Robert Leighton en 1997. Única entre los telescopios Leighton, esta unidad tenía un control activo de la superficie por medio de elementos de calentamiento agregados a los pasadores de separación que sostenían los paneles de la superficie. [7]
Otro telescopio Leighton se encontraba en la India, en el Instituto de Investigación Raman. Aunque seguía bastante de cerca el diseño de Leighton, se diferenciaba de todos los demás porque se fabricaba y ensamblaba completamente en la India. También era el único telescopio Leighton que utilizaba receptores de foco primario (además de receptores en los otros focos). El telescopio se colocó sobre un edificio que albergaba la electrónica del sistema IF y los espectrómetros del banco de filtros. Las operaciones comenzaron en 1988 con observaciones de la emisión de máseres de SiO a 86 GHz de estrellas variables de tipo Mira . [8] En 1993 se informó que la precisión de su superficie era de 120 micrones RMS. [9] Para 2009, la superficie se había degradado; las mediciones holográficas a 12 GHz mostraron que la superficie tenía una precisión de 350 micrones RMS, pero la superficie aún permitía observaciones a frecuencias tan altas como 43 GHz con una eficiencia de apertura del 50%. [10] El telescopio se desmanteló alrededor de 2012.