Vista de la sección transversal del Espectrómetro Óptico de Campo Amplio (WFOS en inglés) del TMT – febrero de 2022 – WFOS sobre una de las plataformas Nasmyth laterales del TMT. La luz del espejo terciario del TMT (M3) entra por la izquierda en el corrector de dispersión atmosférica de, que sirve de ventana de entrada al instrumento – Crédito de la imagen: Observatorio Internacional del TMT
El Espectrómetro Óptico de Campo Amplio (Wide-Field Optical Spectrometer-WFOS en inglés) del TMT, uno de sus tres instrumentos de primera luz, completó con éxito su Revisión de Diseño Conceptual en febrero de 2022. Esta revisión completó la fase de diseño conceptual y llevó al WFOS a su fase de diseño preliminar.
La exitosa Revisión del Diseño Conceptual fue el resultado de una colaboración internacional en la que participaron equipos de Estados Unidos, China, India y Japón dirigidos por Chuck Steidel (PI; Caltech), Reston Nash (jefe de Mecánica; CIT), Jason Fucik (jefe de Óptica; CIT), Eric Peng (PS; PKU) y Davide Lasi (PM; TMT).
El WFOS es el mayor espectrógrafo óptico monolítico de imagen UV/visible jamás diseñado para su construcción en el campo de la astronomía. El WFOS proporcionará capacidades espectroscópicas multiobjeto y de una sola rendija en el ultravioleta cercano, el visible y el infrarrojo cercano, y será el instrumento de trabajo de luz visible limitada disponible durante los primeros años del TMT.
Colaboración internacional del TMT durante la revisión de la fase de diseño conceptual – Febrero de 2022 – El equipo de diseño del en la última fase fue una colaboración del Instituto Tecnológico de California (CIT), el Observatorio Astronómico Nacional de China (NAOC) con el Instituto de Óptica y Tecnología Astronómica de Nanjing (NIAOT), la Universidad de Pekín (PKU), el Instituto de Óptica y Mecánica de Precisión de Xi’an (XIOPM), la Universidad Jiao Tong de Shanghai (SJTU), la Universidad de Ciencia y Tecnología de China (USTC), el Centro de Coordinación del TMT de la India (ITCC), el Instituto de Investigación Aryabhatta para las Ciencias de la Observación (ARIES), los Observatorios Astronómicos Nacionales de Japón (NAOJ) y la oficina del proyecto del TMT – Crédito de la imagen: Observatorio Internacional del TMT
Impacto científico de WFOS
La amplitud y profundidad de los casos científicos de WFOS, su alto rendimiento en todo el espectro óptico (0,31 – 1,0µm), y la amplia gama de resoluciones espectrales y configuraciones de rejilla disponibles harán de WFOS un instrumento muy convincente para TMT.
Entre los principales programas científicos que se llevarán a cabo con WFOS se encuentran el estudio de la formación y evolución de las galaxias, el origen y las propiedades de las poblaciones estelares en las galaxias cercanas y la naturaleza de los fenómenos astrofísicos transitorios. WFOS también ayudará a responder algunas preguntas importantes sobre la estructura y el estado del medio intergaláctico durante las primeras épocas del Universo, las propiedades de las galaxias de alto desplazamiento al rojo durante la época de máxima formación estelar, la naturaleza de la energía oscura y el estudio de las atmósferas de los exoplanetas.
Gracias a su altísimo rendimiento y a su amplia cobertura espectral, junto con un telescopio de 30 metros, WFOS pondrá a disposición de los estudios espectroscópicos de alta sensibilidad fenómenos y objetos hasta ahora inaccesibles, abriendo nuevas ventanas de investigación e impulsando el estudio del universo débil con mayor resolución espacial, espectral y temporal.
Ingeniería del sistema WFOS
Los requisitos del WFOS se consideraron bien definidos, exhaustivos y sin ambigüedades, lo que condujo a un diseño sencillo y potente que no exigirá un amplio desarrollo tecnológico. Los revisores elogiaron el brillante diseño óptico y la impresionante cantidad de trabajo de diseño mecánico, bien desarrollado para un diseño conceptual, por equilibrar la funcionalidad y la complejidad para cumplir los requisitos clave de rendimiento.
Uno de los principales requisitos, que dicta la arquitectura de todo el instrumento, es cubrir un canal espectral completo en una sola exposición con un poder de resolución de 1.500. Resoluciones espectrales más altas, de hasta 15.000, pueden estar disponibles en pases de banda espectral más estrechos. Estos requisitos determinan la longitud focal del colimador, el tamaño del haz y el campo de visión de la cámara. El grupo de expertos consideró que el flujo de los requisitos científicos a la arquitectura del instrumento era excepcional, lo que da al equipo de WFOS la seguridad de que se ha encontrado la dirección correcta para el diseño del instrumento.
Disposición de la trayectoria óptica y diseño mecánico del instrumento WFOS- WFOS tiene un diseño de espectrómetro de dos canales y será el espectrógrafo de rendijas múltiples más grande y sensible jamás construido. El trazado óptico parte del Corrector de Dispersión Atmosférica (CDA) lineal montado en la estructura estática y termina en el conjunto de detectores – Crédito de la imagen: Observatorio Internacional del TMT.
Diseño mecánico de WFOS
WFOS es un gran instrumento de 8,3 m de altura, 5,5 m de ancho y 7,5 m de largo, con un eje de rotación vertical invariable por gravedad. Está compuesto por 16 subconjuntos principales, incluidos unos 50 motores, y casi todas las estructuras, mecanismos y soportes son de acero. El instrumento pesa 42 toneladas y funcionará a temperatura ambiente.
Visión general de la evolución del diseño mecánico del instrumento WFOS desde la revisión intermedia de 2020 – Crédito de la imagen: Observatorio Internacional del TMT.
Los subsistemas clave del WFOS son:
– La Estructura Estática (SSTR) y la Estructura Rotatoria (RSTR) que conforman la estructura del instrumento;
– El Corrector de Dispersión Atmosférica (CDA) y el Espejo Plegable (M4) que dirigen el haz del telescopio verticalmente, haciendo así que el instrumento sea invariable por gravedad con respecto a la desrotación del campo;
– El intercambiador de máscaras de rendijas (IMR) y la instalación de fabricación de máscaras de rendijas;
– Los Sensores de Adquisición, Guiado, y de Fuente de Onda (SAGFO);
– El colimador (COL), que incluye una dicroica y pliegues estáticos que dividen el haz en un canal azul y otro rojo (BCHAN y RCHAN) y presentan una pupila clara en los dispersores de los canales del espectrógrafo;
– Rejillas de transmisión, un cañón de cámara y un criostato detector CCD, así como mecanismos para el intercambio de rejillas y filtros y la rotación de las cámaras dentro de cada canal del espectrógrafo; y
– Un Sistema de Calibración (CAL) dedicado que proporciona una funcionalidad adicional al núcleo del espectrógrafo.
Vista en sección del WFOS desde la parte trasera del instrumento – La imagen muestra detalles de la estructura (diseñada por Caltech, EE.UU. y analizada por SJTU, China), el sensor de adquisición, guiado y frente de onda (USTC, China), el intercambiador de máscaras de (NAOJ, Japón) y el sistema de calibración (ITCC, India) – Crédito de la imagen: Observatorio Internacional del TMT
Los principales avances desde la revisión intermedia de 2020 incluyen:
– Un diseño mecánico mejorado de la estructura estática, que incluye una envoltura de cable integrada, informada por el análisis mecánico preliminar;
– Un nuevo diseño mecánico del CDA, que le permite mover independientemente ambos prismas y retraer el prisma frontal durante el mantenimiento del espejo primario del TMT;
– Un nuevo concepto de mecanismo para inclinar el M4 para el centrado de la pupila, y voltearlo para la calibración diurna;
– Un nuevo y más sencillo diseño del sistema de intercambio de máscaras de rendijas que optimiza el tiempo de sustitución de las mismas, y un primer concepto para la instalación de fabricación de máscaras y su concepto de funcionamiento;
– Un concepto de las cámaras azul y roja y del criostato detector, así como el detalle del diseño de todos los mecanismos del espectrógrafo; y
– Un estudio comercial detallado para identificar opciones futuras viables para los detectores científicos CCD;
– Un diseño óptico más sencillo del sistema de calibración, ahora situado en la parte trasera del instrumento.
Diseño óptico del WFOS
El front-end del WFOS incorpora un Corrector de Dispersión Atmosférica (ADC) lineal y un espejo de plegado controlado (M4) que dirigen el haz a la máscara de rendija y al sistema de guiado. El CDA está compuesto por dos prismas de ~1,4 m de diámetro con un ángulo de vértice de 7,6° montados en un mecanismo de traslación y rotación. Los prismas tienen una separación máxima de 2 m donde el espaciado de los prismas se establece por el ángulo de elevación del telescopio. El CDA gira en función de la posición acimutal del telescopio.
El diseño óptico también incluye un colimador de dos espejos en el eje, y canales espectrógrafos de imágenes azules y rojas casi idénticos que permiten la cobertura simultánea de longitudes de onda desde los extremos más azules hasta los más rojos del espectro óptico. Para la calibración diurna, la salida de una esfera integradora puede dirigirse al instrumento inclinando el M4.
El equipo del WFOS también presentó mejoras en el diseño óptico, incluyendo prescripciones ópticas actualizadas para el CDA, presupuestos detallados de rendimiento y tolerancia, nuevos diseños de las cámaras azul y roja con menos elementos y optimizados para su fabricación, y un nuevo diseño óptico del sistema de calibración con una sola lente y sin partes móviles. También se ha llevado a cabo la creación de prototipos a pequeña escala de redes binarias de volumen y de revestimientos dieléctricos multicapa para los grandes prismas del CDA.
Además, se ha hecho un gran esfuerzo para maximizar el rendimiento del WFOS y los avances tecnológicos en los vidrios, revestimientos y rejillas disponibles se han combinado para obtener un instrumento con un rendimiento total del sistema superior al 50% en la mayor parte del paso de banda.
Conceptos operativos del WFOS
Los conceptos operativos del WFOS se desarrollaron de forma transparente y demostraron una gran cantidad de investigación. Los conceptos operativos de WFOS admiten tres modos principales de funcionamiento: imagen directa, espectroscopia de rendijas largas (un solo objeto) y espectroscopia de rendijas múltiples. El instrumento admite una amplia gama de resoluciones espectrales que van de 1.000 a 15.000 mediante diferentes combinaciones de rejillas y anchuras de rendija.
El modo de imagen directa no utiliza máscara de rendija ni elemento de dispersión y el instrumento reimagina el FOV de 8,3′ x 3,0′ en un conjunto de detectores con una escala de placa de 52 más por píxel. La imagen directa puede utilizarse con filtros de banda ancha (> 1000 Å) o de banda estrecha (< 100 Å).
La espectroscopia de rendijas largas se utilizará para observaciones de objetivos individuales, mientras que la espectroscopia de rendijas múltiples puede adquirir hasta ~60 objetivos en una sola exposición, suponiendo rendijas de 8″ de largo y espacios de 0,3″ entre rendijas en la dirección espacial. La disposición del plano focal deja espacio para las cámaras de guiado, las cámaras de adquisición, los sensores de frente de onda y, algún día, posiblemente, los sensores de frente de onda de la estrella guía láser para la corrección de la óptica adaptativa de la capa terrestre. Las cámaras de guiado son necesarias para la adquisición y el guiado de objetivos, pero también se utilizan para la alineación fina de las máscaras de múltiples rendijas y de los objetivos de una sola rendija.
La revisión también incluyó el diseño conceptual del software de WFOS, que permitirá el control remoto de todas las funciones del instrumento, los sensores y los detectores, y proporcionará acceso al estado y rendimiento de todos los subsistemas y componentes. El software de control del instrumento WFOS se ajusta a la arquitectura general del software del TMT, y el equipo recibió comentarios constructivos de los revisores para mejorar la definición de las interfaces entre el software WFOS y otros subsistemas del telescopio.
Modelo CAD preliminar del mecanismo del CDA (izquierda) y del M4 (derecha) del WFOS- Los dos prismas del CDA están montados en celdas de acero capaces de trasladarse y moverse de forma independiente a lo largo de rodamientos de anillo accionados por motores (XIOPM, China). El espejo M4 puede inclinarse para centrar la pupila y voltearse para dirigir la luz del sistema de calibración hacia el espectrógrafo para la calibración diurna (Caltech, EE.UU.) – Crédito de la imagen: Observatorio Internacional del TMT
Modelo CAD preliminar del canal azul del WFOS- Los subsistemas del canal azul y del espectrógrafo rojo están montados en un banco óptico, que también soporta el colimador, el dicroico y los espejos plegables. La imagen muestra el intercambiador de rejillas (ITCC, India) y el barril de la cámara azul (Caltech, EE.UU.), el intercambiador de filtros (ITCC, India) y el criostato del detector científico azul (Caltech, EE.UU.) en la placa rotadora de la cámara (ITCC, India). Se han implementado diseños casi idénticos para los mecanismos de ambos canales del espectrógrafo. El funcionamiento de todos los mecanismos es invariable en función de la gravedad – Crédito de la imagen: Observatorio Internacional del TMT.
Comentarios de los participantes en la revisión del WFOS
El comité de revisión felicitó y reconoció al equipo del WFOS por la calidad de las presentaciones y la documentación entregada, reconociendo el excelente trabajo realizado por el equipo del instrumento para completar la fase de diseño conceptual: “La documentación y el material de revisión eran de la máxima calidad. El equipo del WFOS ha realizado un trabajo sobresaliente y nos ha demostrado que están trabajando muy bien juntos para superar el hito del diseño conceptual. El esfuerzo desplegado en este diseño nos pareció muy inspirador y todo el equipo merece un gran aplauso”.
“Agradecemos el compromiso y el esfuerzo de los revisores para apoyar al TMT. Sus recomendaciones harán sin duda que WFOS sea un instrumento más exitoso”, dijo Davide Lasi, director del proyecto del instrumento WFOS.
“Este es un gran logro para los instrumentos del TMT”, dijo Dave Andersen, que recientemente asumió el cargo de jefe del Grupo de Instrumentos Científicos del TMT. “Ha sido un gran placer comenzar mi trabajo con el TMT participando en esta revisión y escuchando todo el fantástico trabajo realizado por los equipos”.
