Astrium

La cámara digital más grande que se haya construido para una misión espacial cuenta con 106 detectores CCD, cuidadosamente ensamblados. Esta matriz de mil millones de píxeles constituirá el ojo de alta sensibilidad de Gaia, la misión de la Agencia Espacial Europea, ESA, para cartografiar la Vía Láctea.

El ojo humano es capaz de ver, a simple vista, varios miles de estrellas en una noche despejada. Gaia será capaz de estudiar mil millones de estrellas dentro de la Vía Láctea y en las galaxias vecinas, a lo largo de los cinco años que durará su misión. De esta forma, Gaia creará un catálogo sin precedentes en el que se especificará el brillo, las características espectrales y la posición y el desplazamiento tridimensional de cada objeto observado.

Para estudiar las estrellas más lejanas, cuyo brillo es del orden de un millón de veces menor que el que el ojo humano es capaz de detectar, Gaia cuenta con un detector formado por 106 CCDs, una versión avanzada de los sensores que podemos encontrar en las cámaras digitales convencionales.

Estos sensores han sido desarrollados específicamente para esta misión por la compañía e2v Technologies de Chelmsford, Reino Unido. Cada uno de ellos es un poco más pequeño que una tarjeta de crédito (4.7×6 cm) y más fino que un cabello humano.

El plano focal de Gaia está formado por un mosaico de CCDs de 0.5×1.0 m, que acaba de ser ensamblado en las instalaciones del contratista principal de la misión, Astrium France, en Toulouse.

Los técnicos de Astrium llevan desde mayo fijando con sumo cuidado cada uno de los sensores en la estructura de soporte, dejando tan sólo un hueco de 1 mm entre cada bloque. Trabajando en turnos dobles en las estrictas condiciones de la sala limpia, han sido capaces de integrar una media de cuatro CCDs al día, completando la tarea el pasado 1 de junio de 2011.

“El montaje y la alineación de los 106 CCDs es un paso clave en el ensamblaje del plano focal del modelo de vuelo de Gaia”, explica Philippe Garé, responsable de la carga útil de Gaia para la ESA.

El mosaico completo cuenta con siete filas de CCDs. La matriz principal está formada por 102 sensores dedicados a la detección de estrellas. Los otros cuatro sensores sirven para comprobar la calidad de la imagen en cada telescopio y para controlar la estabilidad del ángulo de 106,5° que forman los dos telescopios que utilizará Gaia para obtener imágenes tridimensionales de las estrellas.

Para aumentar la sensibilidad de los sensores, el satélite mantendrá su temperatura a -110°C.

La estructura de soporte de los CCDs, al igual que gran parte del satélite, está hecha de carburo de silicio, un material con propiedades cerámicas, extraordinariamente resistente a las deformaciones por cambios de temperatura.

El carburo de silicio, desarrollado originalmente como un sustituto de los diamantes, tiene como gran ventaja su baja densidad: la estructura de soporte, completa con los detectores, tiene una masa de apenas 20 kg.

Gaia operará desde el punto de Lagrange L2 del sistema Tierra-Sol, a un millón de kilómetros de la Tierra en dirección opuesta al Sol, donde el movimiento orbital de nuestro planeta equilibra las fuerzas gravitatorias, creando un punto estable en el espacio. A medida que los telescopios de Gaia hacen un barrido del cielo, la luz de cada estrella llegará hasta el plano focal, dividido en cuatro secciones dedicadas específicamente a cartografiar su posición y desplazamiento en tres dimensiones, su color e intensidad y su espectro.

El lanzamiento de Gaia está previsto para el año 2013. Esta misión permitirá obtener un mapa tridimensional del 1% de las estrellas de nuestra Galaxia, que ayudará a desvelar la composición, formación y evolución de la Vía Láctea.

Gaia también estudiará un gran número de otros cuerpos celestes, desde pequeños objetos del Sistema Solar a lejanos cuasares y galaxias, cerca de los límites del Universo observable.

Más información en:

http://www.esa.int/esaCP/SEMQ9V6TLPG_index_0.html

ESO/INAF-VST/OmegaCAM. Acknowledgement: OmegaCen/Astro-WISE/Kapteyn Institute

El VLT Survey Telescope (VST), la última incorporación al Observatorio Paranal de la organización Observatorio Europeo Austral, ESO, ha hecho pública sus primeras imágenes impresionantes del cielo austral. El VST es un telescopio de última generación de 2,6 metros, con la cámara gran OmegaCAM de 268 megapíxeles en su corazón, que está diseñada para mapear el cielo de forma rápida y con calidad de imagen muy fina. Es un telescopio de luz visible que es el complemento perfecto del telescopio de ESO de rastreo infrarrojo VISTA. Las nuevas imágenes de la Nebulosa Omega y del cúmulo globular Omega Centauri demuestran el poder del VST.

Un nuevo telescopio y una cámara nueva
El VLT Survey Telescope (VST) es el telescopio más reciente instalado en el Observatorio ESO Paranal, en el desierto de Atacama, en el norte de Chile. Está situado junto a los cuatro telescopios que forman el VLT en la cima del Cerro Paranal, bajo el límpido cielo de uno de los mejores lugares de observación de la Tierra. El telescopio VST tiene un amplio campo de detección, con un campo de visión que duplica el diámetro de la Luna llena. Es el telescopio más grande del mundo diseñado para mapear el cielo en el visible de una manera única. En los próximos años, el VST y la cámara se OmegaCAM realizará varios estudios muy detallados del cielo austral. Todos los datos se harán públicos.

“Estoy encantado de ver estas primeras imágenes tan impresionantes de OmegaCAM y el VST. La combinación única de VST y VISTA, el telescopio de rastreo en el infrarrojo, permite la identificación de muchos objetos interesantes que, a seguir, se pueden observar en detalle con los telescopios de gran alcance que forman el VLT “, dice Tim de Zeeuw, Director General de ESO .

“El proyecto VST superó inmensas dificultades, pero ahora sin duda que se justifica todo este trabajo, con su excelente calidad de imagen, las expectativas de la comunidad astronómica y los esfuerzos de muchas personas en el INAF que participan en su construcción. Estoy muy feliz de ver el VST trabajando “, añade Tommaso Maccacaro, presidente del Instituto Nacional Italiano de Astrofísica (INAF).
El proyecto VST es una colaboración entre INAF, el Observatorio Astronómico di Capodimonte, Nápoles, Italia y ESO. El INAF diseñó y construyó el telescopio en colaboración con la industria italiana y ESO es responsable de la cúpula y las obras de ingeniería civil realizados en el sitio. El OmegaCAM, la cámara VST fue diseñada y construida por un consorcio que incluye a los institutos de Holanda, Alemania e Italia, con importantes contribuciones de ESO. La nueva infraestructura será operada por ESO, que también va a archivar y distribuir los datos obtenidos por el telescopio.

El VST es un telescopio líder, con una abertura de 2,6 metros, que tiene un sistema de óptica activa que le permite mantener siempre el espejo colocado de forma perfecta. En el interior, detrás de los lentes enormes que garantizan la mejor calidad de imagen posible, está la OmegaCAM de 770 kg, construida alrededor de 32 detectores CCD , sellados al vacío, que crea imágenes de 268 millones de píxeles.

Las primeras imágenes
Tanto el telescopio como la cámara están diseñadas para aprovechar al máximo la gran calidad de cielo de Paranal.

“Las imágenes espléndidas que nos entregan el VST y la OmegaCAM son un tributo al duro trabajo de muchos grupos en Europa durante muchos años. Ahora estamos con la esperanza de obtener una rica cosecha de ciencia y hacer descubrimientos inesperados a partir de los rastreos del VST “, añade Massimo Capaccioli, investigador principal del proyecto VST.

La primera imagen publicada muestra la región de formación estelar Messier 17, también conocida como la Nebulosa Omega o Nebulosa del Cisne, como nunca antes. Esta región de gas, polvo y estrellas jóvenes y calientes está situada en el corazón de la Vía Láctea, en la constelación de Sagitario. El campo de visión de VST es tan grande que toda la nebulosa, incluyendo su exterior más tenue, fue capturado con excelente claridad en toda la imagen.

La segunda imagen es posiblemente la mejor fotografía del cúmulo globular Omega Centauri que se ha logrado jamás. Es el cúmulo globular más grande en el cielo, pero el gran campo de visión de VST y OmegaCAM puede capturar incluso las regiones externas más tenues de este objeto. Esta imagen, que incluye alrededor de 300.000 estrellas, que demuestra la excelente resolución del VST.

Los rastreos
El VST hará tres rastreos públicos en los próximos cinco años. El rastreo KIDS (niños) maperá la localización de distintas regiones del cielo lejos de la Vía Láctea. Se dedicará al estudio de la materia oscura, la energía oscura y la evolución de las galaxias y a encontrar nuevos cúmulos de galaxias y cuasares en alto corrimiento al rojo. El rastreo VST ATLAS cubrirá un área más amplia del cielo y se focalizará en entender la energía oscura, mientras que apoyará los estudios más detallados con el VLT y otros telescopios. El tercer rastreo, VPHAS +, obtendrá imágenes del plano central de la Vía Láctea con el objetivo de cartografiar la estructura del disco galáctico y su historia de formación estelar. El VPHAS + compilará un catálogo de casi 500 millones de objetos y descubrirá más ejemplos de estrellas inusuales en todas las etapas de su evolución.

El volumen de datos producidos por OmegaCAM será enorme. Se producirán cerca de 30 terabytes de datos en bruto por año, que serán enviados a los diferentes centros de datos en Europa para su tratamiento. Un nuevo y sofisticado sistema de software se ha desarrollado en Groningen y Nápoles para el tratamiento de una gran cantidad de datos. Los productos terminados del procesamiento serán tanto grandes listas de objetos encontrados, como imágenes, que estarán disponibles para los astrónomos de todo el mundo para su análisis científico.

“La combinación del gran campo de visión, la excelente calidad de imagen y modo de operación muy eficiente del VST producirá gran cantidad de información que seguramente producirá un gran avance en muchos campos de la astrofísica”, concluye Konrad Kuijken, líder del consorcio de OmegaCAM.

Más información en:

http://www.eso.org/public/news/eso1119/

Grantecan S.A.

MEGARA y MIRADAS, liderados por miembros de la colaboración Consolider-GTC, han sido los instrumentos seleccionados para mantener al mayor telescopio óptico-infrarrojo del mundo en la vanguardia de la tecnología durante la segunda mitad de esta década.

Recientemente la empresa pública GRANTECAN S.A. elegió los dos instrumentos de tercera generación que se instalarán en el Gran Telescopio CANARIAS (GTC). MEGARA trabajará en el rango óptico y tiene como investigador principal a Armando Gil de Paz; MIRADAS es el instrumento infrarrojo elegido y está liderado por Stephen Eikenberry. Ambos son miembros destacados de la colaboración Consolider-GTC y, junto a ellos, un amplio número de miembros de esta colaboración se ha embarcado en estos dos proyectos de instrumentación científica.

Actualmente el GTC cuenta con dos instrumentos de primera generación, OSIRIS, que trabaja en el rango visible de la luz, y CanariCam, un instrumento infrarrojo que se instalará próximamente en el telescopio.

TERCERA GENERACIÓN: MEGARA Y MIRADAS

Tras OSIRIS y CanariCam, los instrumentos de segunda generación que se están construyendo son EMIR y FRIDA, pero es fundamental preparar con tiempo los instrumentos que estarán a la vanguardia de la tecnología en la segunda mitad de esta década, de ahí la elección de MEGARA y MIRADAS.

MEGARA, cuyo investigador principal es Armando Gil de Paz, miembro Consolider- GTC del equipo GALAXIAS-UCM, será construido por un consorcio de instituciones españolas y mexicanas liderado por investigadores del Departamento de Astrofísica y Ciencias de la Atmósfera de la Universidad Complutense de Madrid (UCM).

MEGARA ofrecerá una gran versatilidad para el estudio de conglomerados de múltiples fuentes, tales como cúmulos de galaxias, cúmulos estelares o, alternativamente, el estudio detallado de grandes objetos, como los discos de las galaxias o la dinámica de los gases de las nebulosas planetarias. También podrá analizar los supervientos en galaxias como M82 para entender los procesos violentos de formación estelar que los originan. La capacidad de estudiar simultáneamente gran número de fuentes, con alta resolución espectral, concede a MEGARA una potencia no desarrollada hasta ahora por ningún otro instrumento.

Para hacer de este proyecto una realidad, además de la Universidad Complutense de Madrid, el consorcio responsable de MEGARA incluye al Instituto de Astrofísica de Andalucía (perteneciente al Consejo Superior de Investigaciones Científicas) y al Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica de México. Está previsto que el instrumento esté instalado en el telescopio, listo para ser usado por la comunidad GTC, en el año 2015.

Por su parte, MIRADAS (siglas de Mid resolution InfRAreD Astronomical Spectrograph) liderado por Stephen Eikenberry (Universidad de Florida), miembro del Grupo GTC y del equipo GOYA-UCM, será construido por un consorcio que incluye a la Universidad de Florida (Estados Unidos), la Universidad de Barcelona, la Universidad Complutense de Madrid, el Instituto de Astrofísica de Canarias, el Institut de Física d’Altes Energies, el Institut d’Estudis Espacials de Catalunya y la Universidad Nacional Autónoma de México.

Se trata del instrumento astronómico más potente de su clase ideado hasta el momento. La combinación de la capacidad colectora del GTC y de la espectroscopía multiobjeto de resolución media-alta en el infrarrojo cercano de MIRADAS lo hacen único, con una eficiencia observacional de más de un orden de magnitud mayor que las actuales capacidades con las que cuentan los telescopios de clase 10 metros.

El equipo científico de MIRADAS ha identificado cuatro casos clave de estudio, como son las estrellas masivas en la Vía Láctea; el estudio de la dinámica de las reacciones químicas en el interior de la Vía Láctea; los “ladrillos” de la evolución de las galaxias con desplazamiento al rojo intermedio; y la espectropolarimetría infrarroja como una nueva ventana para la astrofísica estelar. El equipo de MIRADAS prevé que el instrumento esté instalado y funcionando en el año 2016.

Más información en:

http://www.iac.es/

BBSO/ Ciel et Espace

Philip R. Goode, distinguido Profesor del Instituto Tecnológico de New Jersey (NJIT) y el equipo del Observatorio Solar Big Bear (BBSO) han logrado la “primera luz” del telescopio que usa un espejo deformable en lo que se conoce como óptica adaptativa, en el BBSO. Una imagen de una mancha solar se publicó el 23 de agosto de 2010 en el sitio web de Ciel et Espace, como imagen del día.

“Esta foto de una mancha solar es ahora la más detallada que se haya obtenido en luz visible”, según Ciel et Espace.  En septiembre, esta popular revista de astronomía de Francia, publicará más imágenes del Sol tomadas con el nuevo sistema de óptica adaptativa del BBSO.

Goode dijo que las imágenes se lograron con el Nuevo Telescopio Solar (NST) de 1,6 metros de apertura libre fuera del eje del BBSO. El telescopio tiene una resolución que cubre unos 80 kilómetros de la superficie del Sol.

El telescopio, el mayor instrumento solar basado en la superficie terrestre, es la joya de la corona del BBSO, la primera instalación de observación solar construida en más de una generación en los Estados Unidos. El instrumento está pasando por su fase de puesta en servicio. Desde 1997, bajo la dirección de Goode, el NJIT es propietario y maneja el BBSO. El observatorio está localizado en un claro lago de montaña, caracterizado por una estabilidad atmosférica sostenida. Esto es esencial para el interés principal del BBSO que es medir y comprender fenómenos solares complejos, utilizando telescopios e instrumentos dedicados.

Las imágenes fueron tomadas el 1 y 2 de julio de 2010 por el NST con corrección de distorsión atmosférica por su espejo deformable de 97 actuadores. Para el verano boreal de 2011, en colaboración con el Observatorio Solar Nacional, el BBSO habrá actualizado el sistema de óptica adaptativa a uno que utiliza un espejo deformable de 349 actuadores.

Con el apoyo de la Fundación Nacional de Ciencia (NSF), la Oficina de Investigación Científica de la Fuerza Aérea, la NASA y el NJIT, el NST comenzó a operar en el verano boreal de 2009. Se recibió  apoyo adicional de la NSF, hace unos meses, para patrocinar más actualizaciones a este nuevo sistema óptico.

El NST será quien marque la senda para un telescopio terrestre aún mayor, el Telescopio Solar de Tecnología Avanzada (ATST), que se construirá la próxima década. El NJIT es investigador co-principal del ATST en este proyecto de la NSF. La nueva beca permitirá a Goode y sus colegas del Observatorio Solar Nacional (NSO) desarrollar un nuevo y más sofisticado tipo de óptica adaptativa, conocido como óptica adaptativa multiconjugada (MCAO). El nuevo sistema óptico permitirá a los investigadores incrementar el campo libre de distorsión para permitir mejores formas de estudiar estas grandes y desconcertantes áreas del Sol. MCAO en el NST será quien marque la senda para el sistema óptico de 4 metros de apertura del ATST del NSO, que llegará en la próxima década.

Los científicos creen que las estructuras magnéticas, como las manchas solares, son una clave importante para la comprensión del clima espacial. El clima espacial que se origina en el Sol, puede tener consecuencias directas en el clima y en el ambiente de la Tierra. Una tormenta fuerte puede interrumpir las redes eléctricas y de comunicaciones, destruir satélites e incluso exponer a pilotos de aviones, tripulación y pasajeros a radiación.

El nuevo telescopio ahora alimenta un sistema de óptica adaptativa de alto orden, que a su vez alimenta a tecnologías de próxima generación para la medición de campos magnéticos y eventos dinámicos usando luz visible e infrarroja. Las imágenes son realzadas por un sistema de computación paralela en tiempo real.

Goode y los científicos del BBSO han estudiado los campos magnéticos solares desde hace muchos años. Son expertos en combinar datos terrestres del BBSO con datos de satélites para determinar las propiedades dinámicas de los campos magnéticos solares.

Más información en:

http://www.njit.edu/

M. Hart

Un avance en la óptica adaptativa permite a los astrónomos obtener imágenes de la calidad del telescopio espacial sobre un amplio campo de visión, pero aquí en la Tierra.

Si usted es como la mayoría de la gente, es probable que disfrute del titilar de las estrellas que cubren el cielo en una noche clara de verano. Pero, si usted es un astrónomo, es probable que le resulte muy molesto.

Un equipo de astrónomos de la Universidad de Arizona, liderado por Michael Hart, ha desarrollado una técnica que le permite eliminar el centelleo en un amplio campo de visión, lo que permite a los telescopios basados en la superficie de la Tierra obtener imágenes tan nítidas como las tomadas por el telescopio espacial Hubble y mucho más rápidamente.

La técnica llamada óptica adaptativa láser, se describe en la edición del 5 de agosto de 2010 de la revista Nature.

La turbulencia atmosférica desdibuja la luz de los objetos celestes en el momento en que llega al espejo de un telescopio terrestre. La mayor parte de la distorsión ocurre a menos de dos kilómetros y medio del suelo, donde el calor que va en aumento hacia la superficie alborota el aire.

Se puede pensar la óptica adaptativa láser como los auriculares con cancelación de ruido, sólo que para las ondas de luz en lugar de las ondas de sonido. Un haz de rayos láser y un espejo flexible en la óptica del telescopio forman el corazón del sistema.

Desde su observatorio en el Monte Hopkins, al sur de Tucson, Arizona, Hart y su grupo apuntan un haz de rayos láser verde en el cielo nocturno. Algo de la luz del láser rebota en las moléculas de oxígeno y nitrógeno en  lo alto de la atmósfera, creando cinco estrellas artificiales esparcidas en el campo de visión.

“Observamos lo que les hace la turbulencia atmosférica”, explica Hart, profesor de astronomía en el Observatorio Steward y en el departamento de astronomía de la  Universidad de Arizona. “La luz que se refleja nos dice lo que se necesita saber acerca de la turbulencia”.

Los datos de la turbulencia se incorporan después en una computadora que controla el espejo adaptativo, cuya parte posterior está tachonada de los llamados actuadores, pequeñas agujas magnéticas rodeadas de bobinas.

Cuando la computadora envía corrientes eléctricas a través de las bobinas, mueve los actuadores, algo no muy diferente de como un parlante traduce las señales eléctricas de un amplificador en movimientos de la membrana de sonido. El espejo adaptativo de Hart tiene 336 actuadores pegados en su espalda que hacen que el espejo se deforme lo suficiente como para anular el parpadeo causado por la atmósfera. Los movimientos correctivos son tan pequeños que el ojo humano no los puede ver y ocurren mil veces por segundo.

La diferencia entre un telescopio con óptica adaptativa y uno sin ella es similar a una cámara con estabilizador de imagen comparada con otra sin estabilización.

Según Hart, los astrónomos e ingenieros han realizado avances considerables sobre la óptica adaptativa, en los últimos 15 a 20 años, pero, hasta ahora, la tecnología sufría una limitación fundamental: el borrón atmosférico sólo puede ser eliminado a lo largo de una línea de visión muy estrecha.

“Es como ser capaz de ver con mucha agudeza a través de un agujero, mientras que el resto del campo de visión se parece a un vidrio esmerilado”, dijo Hart. “Nuestra técnica hace que el agujero sea más grande”.

Las leyes de la física imponen un equilibrio entre campo de visión y resolución. El grupo de Hart sacrifica parte de la muy alta resolución para obtener un campo visual más grande, pero para muchos esfuerzos científicos esta solución de compromiso  bien vale la pena, dijo.

Uno de esos esfuerzos es el estudio de galaxias muy antiguas que se formaron hace unos 10 mil millones de años, cuando el Universo tenía menos de un cuarto de su edad actual. Conocidas por los astrónomos como galaxias de alto corrimiento al rojo, estos objetos están a miles de millones de años luz de distancia.

“Para comprender la evolución de esas galaxias antiguas, tenemos que observar miles de ellas y estudiar sus características espectrales y composición química”, dijo Hart, “y obtener un espectro de una galaxia de alto desplazamiento al rojo lleva mucho tiempo porque son muy débiles”.

“Con nuestra nueva técnica de óptica adaptativa, se pueden ahora observar docenas a la vez. Muestrear miles de espectros de galaxias se torna factible”.

Los cúmulos de estrellas supermasivas son otro ejemplo.

“En esos cúmulos, las estrellas están naciendo mientras estamos conversando y es ahí donde tenemos que apuntar nuestros telescopios para aprender sobre los procesos que impulsan la formación de estrellas”.

“Todavía hay mucho que continúa siendo un misterio”, añadió Hart, “sobre todo porque estos cúmulos se extienden sobre varios campos de visión y están repletos de estrellas que parecen estar una dentro de la otra a menos que se pueda obtener una imagen súper-aguda”.

Pero para que los astrónomos puedan empezar a analizar espectros de luz de las estrellas en el cúmulo, como primera medida tienen que separarlas.

“Se necesita saber  cuáles de las estrellas son, en realidad, parte del cúmulo y cuáles están ahí sólo por compartir su línea visual”, explica Hart. “Para hacer eso, es necesario comparar imágenes tomadas con alrededor de un año de diferencia. Si usted encuentra que las estrellas, en el ínterin, se han movido, significa que no están unidas gravitacionalmente al cúmulo. Es mucho más fácil señalar la posición de una estrella si se tiene una imagen aguda que una borrosa”.

Con el nuevo sistema de óptica adaptativa, cúmulos de estrellas completos pueden ser examinados en una sola observación, escriben los autores en su artículo.

El grupo de Hart espera que su técnica se aplique en los grandes telescopios como el Telescopio Gigante Magallanes, que está siendo desarrollado por astrónomos de la Universidad de Arizona y de otros lugares.

“Todavía no hemos alcanzado el límite de nuestro sistema de óptica adaptativa”, dijo Hart. “Ahora podemos cancelar la turbulencia atmosférica en un campo de dos minutos de arco, que es aproximadamente el diámetro de una quinceava parte de la Luna llena”.

A distancias cósmicas del espacio profundo hay una gran cantidad de cúmulos de estrellas y un montón de galaxias de alto corrimiento al rojo.

Los coautores del artículo, junto a Hart, son: Mark Milton, Christoph Baranec (ahora en Observatorios Ópticos del Caltech, en Pasadena, California), Keith Powell, Thomas Stalcup (Observatorio Keck, Hawai), Don McCarthy, Kulesa Craig y Eduardo Bendek.

Más información en:
http://uanews.org/

ESA

Se requiere un software especial para cartografiar el Universo a partir de datos  con ruido. Los científicos del laboratorio Berkeley desarrollaron un código llamado MADmap para hacer justamente eso para el fondo cósmico de microondas, y luego, lo publicaron en la web para otros cartógrafos del cielo que pudiese interesarle. Los científicos que investigan el cielo con el instrumento PACS a bordo del satélite Herschel han adaptado MADmap para crear imágenes espectaculares del Universo infrarrojo.

Para trazar el mapa de nuestro planeta, Google Earth depende mayormente de las imágenes de satélite para las superficies sólidas y de las imágenes del sonar para el mar. Los mapas del Universo, igualmente, dependen de diferentes clases de detectores para diferentes clases de características. Los mapas del fondo cósmico de microondas (CMB), por ejemplo, dependen de mediciones de diferencias minúsculas en la temperatura del cielo.

Cuando el astrofísico Julian Borrill llegó al Centro de  Computación Científica de Investigación Nacional de Energía (NERSC) del Laboratorio Berkeley, su primer proyecto fue diseñar herramientas computacionales para futuros experimentos de CMB, una caja de herramientas capaz de manejar un flujo esperado de datos cósmicos. Él y sus colegas, Radek Stompor y Andrew Jaffe, idearon el Paquete de Análisis Computacional de Datos de la Anisotropía en Microondas (MADCAP). Una parte esencial del kit fue un módulo para la elaboración de mapas.

Señal vs. ruido

Trazar el mapa del CMB requiere saber la cantidad exacta de ruido en los datos. Cada píxel comienza con una parte de ruido y una parte de señal. El ruido “blanco” tiene la propiedad que cada medida es independiente de todas las otras y pueden ser precisamente promediadas, por lo que es fácil contar el ruido y estimar la contribución de la señal en la mezcla.

El ruido “coloreado” o correlacionado es más complicado: aquí el ruido del píxel varía en cada punto del cielo, y su valor está interrelacionado de acuerdo a la trayectoria particular que el telescopio haya escaneado durante una exposición.

“No se puede contar el ruido correlacionado sólo por su promedio”, dice Borrill, ahora en el Centro de Cosmológía Computacional (C³) en la División de Investigación Computacional del Laboratorio Berkeley. “Para hacer un mapa se toma un código especial para pesar y contar el ruido, en cada píxel, en cada punto temporal”.

Los detectores usados para medir la temperatura del fondo cósmico de microondas son particularmente susceptibles al ruido coloreado, por lo que el paquete de códigos MADCAP incluyó uno especialmente diseñado para hacer mapas de datos donde el ruido no es blanco. Programado por el miembro de C³ Christopher Cantalupo, el código es denominado MADmap.

Los mejores detectores para medir radiación en longitudes de ondas entre un milímetro y un quinto de milímetro, donde se sitúa mucha de la radiación CMB, son los bolómetros (la radiación CMB en frecuencias más bajas se mide con radiómetros). Un bolómetro indica cuántos fotones entrantes golpean un detector muy frío, cuya temperatura se mantiene en una fracción pequeña de grado Kelvin sobre cero. El ruido coloreado o correlacionado es una característica conocida de los bolómetros.

“Debido a que la temperatura del bolómetro nunca puede estar en el cero absoluto, siempre habrá algo de ruido térmico”, dice Borrill. Este nivel de ruido varía con los cambios de temperatura del bolómetro. “Otra fuente de ruido es cuando un fotón golpea el bolómetro, éste “suena” un rato”.

En cuanto a la primera clase de ruido, dice Cantalupo, “debido a que el refrigerante no es perfecto hay desviaciones de temperatura a largo plazo; el ruido cambia lentamente con el tiempo”.

Él compara el problema del ruido coloreado con la situación de un agente de policía caminera usando una pistola de radar para determinar la velocidad esperada de los autos que pasan. “Si hay muy poco tráfico, la velocidad de un auto será, en gran parte, independiente de la velocidad de los otros. Pero si el tráfico se hace más denso, los autos viajarán cerca unos de otros como si viajaran a velocidades similares”, explicó. “Aún habrá algo de variación en la velocidad, y esta dispersión en las mediciones es el ruido coloreado”.

Para determinar la velocidad esperada de un auto que pasa basado en las velocidades de los autos previamente medidas, la correlación entre los autos cuando el tráfico es denso debe tomarse en cuenta – especialmente el ruido de la dispersión de las mediciones en el tráfico pesado – por lo que estas mediciones no serán significativas en la estimación final.

“Si damos más significación a las mediciones tomadas más lejos en el tiempo, podemos hacer una mejor estimación de la señal fundamental”, dice Cantalupo.

Cantalupo describe el proceso MADmap como primero coleccionando datos básicos, una curva extensamente variable con una fina estructura impuesta sobre grandes excursiones, incluyendo información sobré a qué lugar del cielo está apuntando el instrumento y el tiempo durante el cual los datos fueron recogidos. Los datos se filtran para remover el ruido “promedio” – “pero por supuesto no hemos sólo filtrado ruido sino también señal”, dice Cantalupo.

Las matemáticas que determinan cómo está relacionado el ruido en cada instante dentro de cada píxel se realiza sobre datos filtrados y alisados. Luego se deshace el filtrado para restaurar la señal – la cual para los datos del CMB es la temperatura del cielo para cada píxel del mapa.

MADmap despliega sus alas

Borrill dice que aunque MADmap fue diseñado con los datos del CMB en mente, “estuvo siempre destinado a ser independiente de las especificaciones de cualquier experimento”.

MADmap ha sido usado para experimentos del CMB desde los portados por globos como el MAXIMA, el cual trazó el mapa de una porción del cielo septentrional, en 1998, y el BOOMERANG, que sobrevoló el Polo Sur en 1999, hasta para el satélite Planck de la Agencia Espacial Europea, lanzado por un cohete Ariane desde la Guyana Francesa, en mayo 2009; todos estos experimentos y otros registraron datos en diferentes formatos, por lo que la flexibilidad de MADmap es esencial.

MADmap es tan flexible que, de hecho, es aplicable a cualquier clase de experimento cuyos datos sean similares a los del modelo para el cual fue construido. Desde el comienzo, ha sido puesto en Internet como un software de código abierto.

Entra en escena Herschel, un satélite que por coincidencia fue lanzado en el mismo cohete Ariane que Planck. A diferencia de Planck, Herschel es un observatorio infrarrojo. Lleva un telescopio de 3,5 metros, el más poderoso telescopio infrarrojo que jamás haya volado al espacio. El detector principal de uno de sus tres instrumentos, la Cámara y Espectrómetro de Conjunto de Fotoconductores (PACS), son dos conjuntos de bolómetros de alta sensibilidad. En 2007, mucho antes que Herschell y Planck fueran lanzados, Cantalupo recibió un llamado de Pierre Chanial, un científico de PACS que estuvo desarrollando el software para trazar mapas del instrumento.

“Él quiso saber si era satisfactorio para nosotros si él usaba MADmap como el núcleo del software de trazado de mapas de PACS”, dice Cantalupo. “Dijo que le fue sugerido por Andrew Jaffe, quien había diseñado el MADmap original con Julian”.

Cantalupo, Borrill y sus colegas estaban encantados que MADmap prometiera ser usado en formas inesperadas. Los bolómetros de PACS son fotómetros diseñados para recoger luz en el infrarrojo lejano, mapeando galaxias y otros objetos cuyas estructuras internas están obstruidas, como las nubes de gas y polvo donde nuevas estrellas están naciendo o los discos en los cuales sistemas planetarios pueden estar formándose. Pero la novedosa aplicación de MADmap a los datos infrarrojos introdujo algunos desafíos.

“La tubería de transferencia de datos de PACS necesita usar Java, lo cual no había sido contemplado cuando MADmap fue escrito”, dice Cantalupo.

Diferentes cuestiones se levantaron cuando Herschel comenzó a elaborar imágenes, en julio, luego de alcanzar la órbita en el Punto 2 de Lagrange, donde la gravedad combinada de la Tierra y el Sol mantienen al satélite la mayor parte del tiempo en la sombra de la Tierra – un excelente lugar para un observatorio. Theodore Kisner, del C³, se encontró involucrado en el esfuerzo por ayudar al equipo del PACS a hacer el mejor MADmap.

“Hubo algunos problemas con los datos reales relacionados con la naturaleza del ruido”, dice Kisner. “Dado que estuvimos trabajando con la estimación del ruido, fui capaz de contribuir en este aspecto”.

La manera en que PACS hace una imagen es diferente a cómo un instrumento de CMB traza un mapa del cielo: un experimento CMB esencialmente escanea el cielo en una carrera lisa, una tras otra, mientras que, dice Kisner, Herschel, como que da vueltas por todos lados, mirando a la misma región como si estuviera mirando a través del agujero de una cerca”.

En cierto modo, la estimación de ruido es más fácil para Herschel, no sólo porque sus bolómetros son muy estables sino también porque ellos trazan mapas de regiones específicas; a diferencia de la ubicuidad del fondo cósmico de microondas, “partes del cielo en una imagen de Herschel son en realidad oscuras”, dice Kisner. “Nada de señal es una perfecta base para contabilizar el ruido”.

Sin embargo, lo que las dos clases de observaciones tienen en común es que ambas dependen del tiempo que los datos tardan en fluir, lo cual está relacionado con el lugar donde reside el ruido.

“Nuestra mayor esperanza ahora es que podamos persuadir a la gente de PACS a que en lugar de Java usen nuestra última versión de MADmap”, dice Cantalupo. “Algunas de sus observaciones requieren exposiciones muy largas, donde nuestra nueva Versión 2 será de mucha ayuda. Para las observaciones más cortas, la versión Java está bien”.

El equipo C3 ha inventado un nuevo formato secundario para Herschel que será capaz de manejar varias clases de datos. MADmap 2 lee fácilmente datos en diferentes formatos y sería más fácil de usar y más flexible que la presente versión.

“Es absolutamente su decisión”, dice Cantalupo. “Nosotros estamos felices de usarlo”. Él y Kisner han participado en talleres de procesamiento de datos en el Centro de Ciencias de Herschel, de la NASA, para mostrar a los científicos que están usando Herschel formas útiles de usar MADmap.

Por su parte, Julian Borrill está encantado que un programa inicialmente desarrollado con el soporte del programa Investigación en Sistemas de Informática Aplicada, de la NASA, y el programa Desarrollo e Investigación Dirigidos al Laboratorio, del Laboratorio Berkeley, haya desplegado sus alas y ya probado sus méritos  para analizar clases muy diferentes de datos astronómicos.

Más información en:

http://newscenter.lbl.gov/

ESO

España presentará “una candidatura competitiva” para alojar el Telescopio Europeo Extremadamente Grande (E-ELT, por sus siglas en inglés) en la isla canaria de La Palma, según informa el Ministerio de Ciencia e Innovación (MICINN) en un comunicado. El ministerio completará la inversión que corresponda y no pueda asumir el Gobierno de Canarias, para este proyecto.

La Administración General del Estado y el Gobierno de Canarias presentarán conjuntamente la candidatura española con una “oferta económica competitiva” para albergar en la isla de La Palma el E-ELT, según informa el MICINN. El ministerio ultimará en los próximos días los detalles de la candidatura definitiva y su financiación, antes que finalice el plazo a principios de marzo.

El modelo general de inversión establecido para grandes infraestructuras científicas como ésta es la aportación al 50% entre la Administración General del Estado y la CCAA en la que se ubique. Así se ha acordado, por ejemplo, en los casos del Sincrotrón ALBA en Cataluña, la Fuente Europea de Neutrones por Dispersión (ESS) en el País Vasco, o el Centro Nacional de Investigación sobre la Evolución Humana (CENIEH) en Castilla y León.

Pero en el caso de Canarias, las dificultades que atraviesan su economía y la situación insular y ultraperiférica de la isla de La Palma, han dificultado que el Gobierno insular pueda asumir la mitad de los costos del gigantesco telescopio. Por este motivo, así como por la singularidad del proyecto, el MICINN ha decidido intervenir.

Una vez conocida la decisión última del Gobierno Canario respecto a su aportación en especie -carretera de acceso, suministro eléctrico, gestión de aguas, almacenes y residencia-, y a pesar de ser ésta muy inferior a la mitad de la inversión que se requiere habitualmente, el ministerio ha decidido cubrir el resto del presupuesto hasta lograr la propuesta económica competitiva.

Los miembros de la Organización Observatorio Europeo Austral (ESO) son los encargados de decidir entre las ofertas presentadas, y lo harán una vez que se conozca el dictamen de la comisión técnica que está evaluando desde un punto de vista científico las dos candidaturas finalistas.

Además de la propuesta española del Observatorio del Roque de los Muchachos en La Palma, Chile opta por albergar el E-ELT en el cerro Armazones, un enclave del desierto de Atacama. El enorme telescopio contará con un espejo de cerca de 42 metros de diámetro, entre cuatro y cinco veces más grande que los actuales, y será el más grande del mundo que observe en luz visible.

Más información en:

http://www.plataformasinc.es/

Nexvolve

El panel protector solar de cinco capas y del tamaño de una cancha de tenis del telescopio espacial James Webb ha pasado su examen crítico de diseño, certificando que éste es completo y satisface los requerimientos de la misión. Por haber logrado los objetivos térmicos, de despliegue y de desvío de luz, el protector solar está ahora listo para su fabricación.

La fabricación del panel protector solar y los planes de prueba fueron también evaluados y aprobados como parte de la revisión, la cual tuvo lugar el 14 de enero de 2010, en las instalaciones para la fabricación de sistemas espaciales de la empresa, en Redondo Beach, California. El observatorio está siendo diseñado y desarrollado por Northrop Grumman bajo contrato del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA, Greenbelt, Maryland.

“Pasar esta revisión es la culminación de años de intensos esfuerzos  para encontrar desafíos únicos que han definido a esta misión”, dijo Scott Willoughby, director del programa del telescopio Webb para Sistemas Aeroespaciales Northrop Grumman. “Ésta es la primera vez que un escudo solar de este tamaño y complejidad volará en un telescopio espacial”, dijo Willoughby. “Hemos logrado un hito muy importante en una crítica misión con esta importante validación de nuestro diseño del escudo solar”.

Como preparación de la revisión de diseño, 18 montajes previos separados de auditorías de diseño fueron presentados sobre el extremadamente complejo sistema de pestillos, tensores, barras extensoras y ensamblajes telescópicos de despliegue.

“No hay libros de texto o pautas sobre cómo diseñar y construir un escudo protector solar desplegable de este tamaño”, dijo Keith Parrish, Director del Panel Protector Solar del telescopio Webb en el Centro Goddard. Cerca de una década atrás, la NASA y Northrop Grumman habían comenzado a garabatear y literalmente inventar las técnicas, materiales, y mecanismos necesarios para hacer el trabajo. Tenemos el desafío frente a nosotros ahora que comenzamos la fase de fabricación y pruebas, pero éste también es un momento que mucho entusiasma”.

El panel protector solar del telescopio Webb es una estructura de cinco capas del tamaño de una cancha de tenis. Cada una de las cinco capas de membranas es casi tan gruesa como un cabello humano (medio o un milímetro de espesor) y está hecha de una película con base de un polímero llamado Kapton. Las capas están separadas unas de otras y sostenidas por barras extensoras y jirafas desplegables. El panel protector solar absorberá y desviará la luz solar para permitir la operatividad del telescopio a temperaturas criogénicas y así los sensores infrarrojos podrán ver las galaxias más distantes.

El telescopio Webb es el primer observatorio espacial de próxima generación de la NASA, que explorará fenómenos del espacio profundo desde las galaxias distantes hasta los planetas y estrellas cercanas. El telescopio Webb dará a los científicos pistas acerca de la formación del Universo y de la evolución del Sistema Solar, desde la primera luz luego del Big Bang hasta la formación de sistemas estelares capaces de soportar vida en planetas como la Tierra. Esperado su lanzamiento para 2014, el telescopio es un proyecto conjunto de la NASA, la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Canadiense.

Más información en:
http://www.nasa.gov/

ESO/ Y. Beletsky

VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy o Telescopio de Relevamiento en el Visible y en el Infrarrojo para la Astronomía) es el nuevo telescopio que acaba de comenzar a operar en el Observatorio de Cerro Paranal, de la organización Observatorio Europeo Austral (ESO), dando a conocer las primeras imágenes obtenidas. VISTA es un telescopio de relevamientos que trabaja en longitudes de onda infrarrojas y constituye el telescopio más grande del mundo dedicado a cartografiar el cielo. Su gran espejo, su amplio campo de visión y sus sensibles detectores revelarán una vista completamente nueva del cielo austral. Las nuevas y espectaculares imágenes de la Nebulosa de La Llama, del centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y del cúmulo de Galaxias de Fornax, demuestran que está trabajando extremadamente bien.

VISTA es el más reciente telescopio en ser incorporado al complejo astronómico que posee ESO en Paranal, en el desierto de Atacama, norte de Chile. Está ubicado en la cumbre adyacente a la que alberga al Very Large Telescope (VLT) de ESO y comparte las mismas condiciones de observación excepcionales. El espejo principal de VISTA tiene 4,1 metros de diámetro, es el más curvo de su tamaño y posee una calidad inigualable, al punto que sus imperfecciones son menores a unas pocas milésimas del grosor de un cabello humano. Sin duda que su construcción y pulido presentó desafíos formidables.

VISTA fue concebido y desarrollado por un consorcio de 18 universidades del Reino Unido lideradas por Queen Mary, Universidad de Londres, y se convirtió en una contribución a ESO como parte del acuerdo de ingreso del Reino Unido a esta institución. El diseño y construcción del telescopio estuvo a cargo del Centro de Tecnología y Astronomía del Consejo de Instalaciones de Ciencia y Tecnología (ATC/STFC, UK). La aceptación provisoria de VISTA fue otorgada formalmente por ESO en una ceremonia realizada en la sede principal de ESO, en Garching, Alemania, el 10 de diciembre de 2009 a la que asistieron los representantes de Queen Mary, Universidad de Londres y de STFC, con lo cual el telescopio ahora será operado por ESO.

“VISTA es una incorporación única al Observatorio de ESO en el Cerro Paranal. Cumplirá un papel pionero en la exploración del cielo austral en longitudes de onda del infrarrojo y descubrirá muchos objetivos interesantes para ser posteriormente estudiados con el telescopio VLT, con ALMA y con el futuro European Extremely Large Telescope, EELT”, dice Tim de Zeeuw, Director General de ESO.

En el corazón de VISTA hay una cámara de 3 toneladas que contiene 16 detectores especiales sensibles a la luz infrarroja, con una combinación total de 67 millones de píxeles. La observación en longitudes de onda mayores que aquellas visibles por el ojo humano, permite a VISTA estudiar objetos que de otro modo serían imposibles de ver en la luz visible, ya sea porque son muy fríos, están oscurecidos por nubes de polvo o porque están tan alejados que su luz se ve estirada por efecto de la expansión del Universo. Para evitar interferir la débil radiación infrarroja proveniente del espacio, la cámara debe ser congelada a 200 Celsius bajo cero y sellada con la mayor ventana transparente al infrarrojo que jamás se haya construido. La cámara de VISTA fue diseñada y construida por un consorcio que incluyó al Laboratorio Rutherford Appleton, de ATC, y a la Universidad de Durham, en el Reino Unido.

Debido a que VISTA es un telescopio grande que tiene a su vez un gran campo de visión, puede detectar las fuentes débiles como también cubrir amplias áreas de cielo rápidamente. Cada imagen de VISTA captura una sección del cielo que cubre cerca de diez veces el área de la Luna llena y será capaz de detectar y catalogar objetos de todo el cielo austral con una sensibilidad cuarenta veces mayor a la alcanzada con anteriores rastreadores del cielo, como el exitoso Two Micron All-Sky Survey (2-MASS). Este salto en cuanto a poder de observación –comparable en sensibilidad con el paso desde el ojo descubierto al primer telescopio de Galileo– revelará un vasto número de nuevos objetos y permitirá la creación de inventarios de objetos exóticos mucho más completos, en el cielo austral.

“Estamos muy contentos de haber sido capaces de proporcionar a la comunidad astronómica el telescopio VISTA. La excepcional calidad de la información científica es un tributo a todos los científicos e ingenieros que estuvieron involucrados en este apasionante y desafiante proyecto”, agrega Ian Robson, Jefe de ATC UK.

La primera imagen publicada muestra a la Nebulosa de la Llama (NGC 2024), una espectacular nube de formación estelar compuesta de gas y polvo en la constelación familiar de Orion (el Cazador) y sus alrededores. En luz visible, el centro del objeto está escondido tras densas nubes de polvo, pero la imagen de VISTA, tomada a longitudes de onda infrarrojas, puede penetrar la oscuridad y revelar el cúmulo de jóvenes estrellas ardientes que se esconden en su interior. El amplio campo de visión de la cámara de VISTA captura también el brillo de NGC 2023 y la fantasmagórica forma de la conocida Nebulosa Cabeza de Caballo.

La segunda imagen es un mosaico de dos perspectivas de VISTA hacia el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, en la constelación de Sagitario (el Arquero). Un vasto número de estrellas fueron develadas –esta sola fotografía muestra un millón de estrellas– y la mayoría está normalmente escondida tras densas nubes de polvo y sólo se vuelve visible en longitudes de onda infrarrojas.

Para la imagen final, VISTA fue mucho más allá de nuestra galaxia para tomar una fotografía familiar de un cúmulo de galaxias en la constelación de Fornax. El amplio campo permite capturar muchas galaxias en una sola imagen incluyendo a la impresionante espiral barrada NGC 1365 y la gran galaxia elíptica NGC 1399.

VISTA ocupará la mayor parte de su tiempo cartografiando el cielo austral de un modo sistemático. El telescopio está embarcado en seis importantes rastreos del cielo con diferentes objetivos científicos durante sus primeros cinco años. Una búsqueda cubrirá todo el cielo austral y las otras estarán dedicadas al estudio de zonas más pequeñas en gran detalle. Los rastreos de VISTA contribuirán a nuestro conocimiento sobre la naturaleza, distribución y origen de conocidos tipos de estrellas y galaxias, cartografiar la estructura tridimensional de nuestra galaxia y las vecinas Nubes Magallánicas, y ayudarán a determinar la relación entre la estructura del Universo y la misteriosa energía oscura y la materia negra.

Los enormes volúmenes de información –normalmente 300 gigabytes por noche o más de 100 terabytes al año– llegarán al archivo digital de ESO transformados en imágenes y catálogos en los centros de información en las Universidades de Cambridge y Edinburgo en el Reino Unido. Toda la información será pública y estará disponible para los astrónomos alrededor del globo.

Jim Emerson de Queen Mary, la Universidad de Londres y líder del consorcio VISTA espera obtener una rica cosecha de ciencia del nuevo telescopio: “La historia nos ha mostrado que algunos de los resultados más emocionantes provenientes de proyectos como VISTA son los menos esperados, y, personalmente, ¡estoy muy entusiasmado por ver cuáles serán!”

Más información en:

http://www.eso.org/

nobelprize.org

El científico chino-británico Charles K. Kao, pionero en el uso de la fibra óptica en telecomunicaciones, y los científicos estadounidenses William S. Boyle y Georges E. Smith, inventores del chip CCD utilizado en las cámaras fotográficas, ‘los maestros de la luz’, han recibido el Premio Nobel de Física 2009, según anunció la Real Academia de Ciencias de Suecia.

“El Premio Nobel de Física de este año reconoce dos logros científicos que han ayudado a establecer los fundamentos de la sociedad en red actual, así como a crear muchas innovaciones prácticas para la vida diaria y nuevas herramientas para la exploración científica”. Así lo señala la Real Academia de Ciencias de Suecia, en el comunicado de prensa en el cual anuncia a los tres científicos galardonados con el Premio Nobel de Física 2009, a los que califica como “los maestros de la luz”.

Al ingeniero Charles K. Kao, nacido en Shangai, China, en 1933 y ciudadano británico y de los Estados Unidos, se le concede el Nobel “por sus logros novedosos relativos a la transmisión de la luz en fibras para la comunicación óptica”. Kao se doctoró en 1965 en Ingeniería Eléctrica en el Imperial College de Londres. Al año siguiente comenzó sus trabajos pioneros para aplicar la fibra óptica de vidrio en las telecomunicaciones, lo que permitió que la señal se transmitiera más rápido y a mayores distancias, algo esencial en las grandes redes de comunicación actual, como Internet.

Kao es Director de Ingeniería en los Laboratorios de Telecomunicaciones Estándar, del Reino Unido, y trabajó en la Universidad China de Hong Kong, de la que se jubiló en 1996. Los físicos William S. Boyle, nacido en Amherst, Canadá, en 1924, de nacionalidad canadiense y estadounidense, y Georges E. Smith, nacido éste en White Plains, Estados Unidos, en 1930, se jubilaron de los Laboratorios Bell, en 1979 y 1986, respectivamente.

Boyle y Smith desarrollaron, en los Laboratorios Bell de los Estados Unidos, el circuito semiconductor CCD (Charged Coupled Device), sensor que incorporan muchas de las cámaras fotográficas y de vídeo digitales. Los CCD se basan en el efecto fotoeléctrico, mediante el que la luz se transforma en señales eléctricas y según teorizó Albert Einstein (que también fue galardonado en 1921 con el Premio Nobel por ello). Algunos de los instrumentos científicos más avanzados, como el telescopio espacial Hubble, llevan este tipo de dispositivos.

El premio de Física ofrece 10 millones de coronas suecas (unos 980.000 euros), de las que Kao recibirá la mitad, y Boyle y Smith el resto en partes iguales. La entrega del galardón se realizará, como cada año, el 10 de diciembre, en Estocolmo, coincidiendo con el aniversario de la muerte de Alfred Nobel.

Más información en:

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