Introducción
El Telescopio Solar MCMath-Pierce fue diseñado y construido entre 1958-59 por el arquitecto Myron Goldsmith del estudio Skidmore, Owings & Merrill, teniendo en cuenta los diseños previos que realizó en 1957, el ingeniero civil William F. Zabrinskie. En el momento de su finalización fue el mayor instrumento construido dedicado a ver y estudiar el sol. Su forma de V invertida se puede ver a kilómetros en lo alto del observatorio nacional de Kitt Peak.
Durante su inauguración en 1962, el presidente John F. Kennedy definió al Telescopio McMath-Pierce como «…audaz en concepto y magnífico en su ejecución…». Además de permitir avanzar en los estudios sobre el “astro rey”, el telescopio se ha convertido en uno de los esculturales monumentos al aire libre más fotografiados del lugar.
Pero con el transcurso de los años y los avances tecnológicos el Observatorio Solar Nacional ha trasladado su sede desde Tucson a Boulder, Colorado. La organización abandonará sus telescopios solares aquí y en Nuevo México por un instrumento más grande en Hawai, el Daniel K.Inouye Solar Telescope en la isla de Maui, que comenzó a funcionar en 1919.
Ubicación
El telescopio se encuentra en el Observatorio Nacional de Kitt Peak, a 2.096 metros de altura en las Montañas Quinlan, en medio del desierto de Sonora, Arizona, Estados Unidos, al oeste de la ciudad de Tucson.
Elección del lugar
En 1955 se comenzaron a buscar posibles ubicaciones para construir el «Telescopio Astronómico Solar más grande del mundo”, limitándose a los estados del sudoeste de los Estados Unidos: California, Arizona, Nuevo México, Nevada, Utah y Texas. Se estudiaron los terrenos por tierra y por aire, reduciendo la lista de posibles candidatos a 150. Nuevamente éstos fueron explorados desde el suelo mediante el uso de jeeps y a pie. Al final de esta fase de la encuesta del sitio, solo quedaron cinco candidatos.
Se erigieron torres de prueba en los cinco sitios con equipos para medir la transparencia del cielo, la humedad, los vientos y las fluctuaciones de temperatura. Dos lugares en Arizona surgieron como los más idóneos: Hualapai Mountain en el sudeste de Kingman y Kitt Pieak a 70km al sudoeste de Tucson. El informe final sobre la selección del sitio se publicó en marzo de 1958. El informe mostró que Kitt Peak era claramente preferido sobre Hualapai. Ambos sitios fueron similares en acumulación de lluvia, transparencia y contaminación lumínica. Hualapai parecía tener una ventaja leve en número de noches despejadas, pero se encontró que Kitt Peak tenía una visión superior, vientos más bajos, mejor estabilidad de temperatura y menos rastros de vapor de los sobrevuelos de las aeronaves.
Concepto
El instrumento principal del edificio es un helióstato, que rastrea al Sol a través del cielo y enfoca su luz hacia abajo a través del eje diagonal. Este eje continúa unos 50 metros verticales bajo tierra hacia un espejo primario de 1,6 metros, formando la mayor apertura sin obstrucciones de cualquier sistema de telescopio óptico. Desde aquí la luz viaja hacia atrás una parte del eje, a un espejo plano, que luego refleja una imagen de 85 centímetros de ancho del Sol hacia abajo hasta un laboratorio subterráneo.
Además de ser el telescopio solar más grande del mundo, el McMath-Pierce también es único porque es lo suficientemente sensible como para observar estrellas brillantes por la noche. El telescopio también cuenta con un sistema de óptica adaptativa de bajo coste. Esta configuración utiliza un espejo rápidamente deformable para corregir las distorsiones introducidas por la atmósfera turbulenta. Usando sensores para medir el grado de distorsión de la imagen, el sistema de óptica adaptativa ajusta la forma del espejo en consecuencia y convierte una imagen borrosa en una clara.
Un área principal de estudio en el observatorio es la estructura de las manchas solares, que son relativamente frías, manchas oscuras en la superficie del Sol creadas por una intensa actividad magnética. Algunos de los descubrimientos más importantes realizados en McMath-Pierce incluyen la detección de vapor de agua en el Sol, la medición de los campos magnéticos kilogauss (miles de veces más fuertes que los de la Tierra) fuera de las manchas solares y la detección de un maser natural (como un láser, pero con microondas en lugar de luz visible) en la atmósfera Marciana.
El ingeniero Zabrinskie, encargado de su diseño original pensó que la forma triangular de la estructura del telescopio hacía que pareciera el índice de un gigantesco reloj de sol. Debido a esto, se refirió al edificio del telescopio como el «Edificio del Índice».
Diseño del edificio
En 1957, el ingeniero civil William F. Zabrinskie recibió el encargo de preparar tres diseños preliminares para el edificio del telescopio solar. Los tres diseños son conceptualmente bastante similares. Todos ellos aparecen como estructuras triangulares derechas muy grandes con el heliostato montado en la parte superior de la sección vertical. El haz del helióstato brilla hacia abajo de la hipotenusa del triángulo, que está alineado a lo largo del eje ecuatorial del telescopio. La imagen, el espejo n° 2, está ubicado en la parte inferior de la hipotenusa, que refleja una copia de seguridad hacia el espejo plano plegable, el n° 3 se ubica justo debajo del helióstato. Este se colocó fuera del camino del rayo que baja del helióstato, formando una ruta óptica sin obstrucciones. El espejo 3 desvía el rayo hacia abajo a una sala de observación con aire acondicionado ubicada justo debajo del nivel del suelo. Los espectrógrafos y otros instrumentos se montaron horizontalmente en el área de observación a lo largo de la base del triángulo.
Las diferencias entre los tres diseños fueron principalmente en el estilo de encuadre que se iba a utilizar. Un diseño requería una estructura hecha de vigas en H y columnas, otro usaba tubos de acero grandes, mientras que el tercero estaba diseñado para ser construido con hormigón reforzado.
Es interesante observar cuántos de los conceptos preliminares de diseño de Zabrinskie sobrevivieron para ser incorporados en la estructura final del telescopio. La estructura final conserva la forma triangular general. Todos los soportes ópticos se colocaron en pistas similares a ferrocarriles para permitir que se muevan para enfocar y facilitar el servicio. El exterior de la estructura debía actuar como un escudo contra el viento y se enfriaba con agua. Todas estas ideas de los diseños de Zabrinskie se pueden ver en la estructura final del telescopio.
Diseño final
Siguiendo el trabajo de diseño preliminar de Zabrinskie, AURA (Asociación de Universidades para la Radioastronomía) contrató a la firma de Chicago Skidmore, Owings y Merrill para estudiar todos los diseños estructurales posibles para el telescopio solar. Sus estudios debían incluir, pero no estar limitados, a los diseños realizados un año antes por Zabrinskie.
Skidmore, Owings y Merrill preparó diez diseños para la construcción del telescopio. De estos diez, recomendaron dos para su consideración final por parte de AURA. Una consistía en una torre en voladizo cónica que se extendía desde el suelo en el ángulo de latitud local de 32 °. Este diseño ha sido descrito como un «caso extremo de la torre inclinada de Pisa» (Kloeppel 1983). El diseño puede haber sido estéticamente bello, pero más costoso y menos estable que la estructura de torre más simple que fue adoptada por AURA en junio de 1959.
Estructura
Torre
La torre del helióstatos es una estructura de 30.5 m de altura, un cilindro vertical de hormigón, con 7.9 metros de diámetro y un espesor de pared de 1.2 metros, desde el cual un eje de 60,96m se inclina hacia el suelo. El eje continúa en la montaña, formando un túnel subterráneo donde se ve el sol en el foco principal.
La torre está protegida del viento por paneles de enfriamiento externos que están montados en el marco de la estructura. El encuadre de la estructura externa está acústicamente aislado de la torre. Se calculó que la deflexión de la torre sería inferior a 0,4 mm en un viento de 40 kilómetros por hora, lo que movería la imagen principal del telescopio en menos de 1/3 de segundo de arco.
Una toma aérea de la parte superior del telescopio McMath-Pierce revela el heliostato de 3 espejos que recoge la luz y la dirige por el túnel. A diferencia de otros telescopios solares, el McMath-Pierce es lo suficientemente sensible como para observar estrellas brillantes en la noche. En la base del túnel, un espejo parabólico de 86,36cm captura las imágenes que luego se utilizan para estudiar el sol. La estructura fue diseñada para derrotar las fuerzas del calor y el viento. Tanto la torre como el túnel de luz se colocan libremente dentro de cubiertas de hormigón protegidas con un líquido que resiste la congelación. Una cubierta de acero, independiente de la estructura de hormigón, que la recubre, protege al telescopio de los vientos de la cima de la montaña a medida que emerge, utilizando una forma cuadrada inclinada en un ángulo de 45 grados.
Los instrumentos permanentes incluyen un espectrógrafo de doble rejilla capaz de obtener una cobertura de longitud de onda extendida (0.3-12 micras), un espectrómetro de Fourier transformada de 1 metro para análisis solar y de laboratorio, y un espectrómetro estelar de alta dispersión.
Configuración óptica
El primer paso para diseñar el nuevo telescopio solar fue determinar la escala de imagen óptima. Trabajar en los espectros de los gránulos solares, en la estructura física de las manchas solares y sus campos magnéticos asociados, requiere un tamaño de imagen considerable. La experiencia pasada ha demostrado que la imagen óptima del sol debe ser de aproximadamente 0,91 m»(McMath y Pierce 1960). Se consideraron varios diseños ópticos para el diseño del telescopio solar.
Heliostato
El heliostato es la configuración que finalmente se eligió para el telescopio solar. El heliostato usa solo un espejo para rastrear el sol. El espejo está montado ecuatorialmente y gira con la esfera celestial, una vez por día. El heliostato también puede moverse en declinación. Esta configuración de espejo refleja el haz solar hacia abajo del eje ecuatorial del telescopio a la óptica de imagen del telescopio que es estacionaria y por lo tanto requiere montajes bastante simples.
La desventaja del heliostato es que su imagen gira una vez por día. Para compensar la rotación, los instrumentos deben estar construidos de tal manera que puedan girar a la misma velocidad para compensar. Se consideró que esta complicación era un pequeño precio a pagar por las otras virtudes del helióstato: un único sistema de espejo móvil que no se ensombrecía durante el día de observación.
Materiales
En la construcción de la estructura se ha utilizado principalmente hormigón armado y acero.
En el diseño final de la parte óptica el helióstato se encuentra encima de un cilindro de hormigón macizo de 7,92m de diámetro con paredes de acero reforzado que tienen un grosor de 1,22m.
La estrategia para lidiar con la carga de calor excesiva del telescopio se separó en dos sistemas de enfriamiento independientes, uno para el túnel óptico subterráneo y el otro para la parte de la estructura que está sobre el suelo.
Enfriamiento túnel óptico
Alrededor de dos quintos de la trayectoria del telescopio fue excavada bajo tierra. El túnel óptico se cortó a través del lado sur de la montaña hacia abajo en un ángulo de 32 grados (la latitud local) para que el túnel apunte hacia el polo norte celeste. La parte inferior, extremo sur, se abre a la ladera sur de la montaña. Se instalaron ventiladores en la abertura inferior para permitir que el aire exterior ingrese al telescopio a través de la parte superior y se expulse por la abertura del extremo sur.
La roca que rodea el túnel óptico se mantiene a una temperatura bastante constante de alrededor de 13 ° C durante todo el año. Se descubrió que esta temperatura era lo suficientemente baja para que no se necesitara un enfriamiento adicional para estabilizar la visión en los cálidos veranos de Arizona. Las temperaturas ambientales en invierno pueden caer mucho más bajo que el punto de congelación durante períodos prolongados, por lo que se diseñó e instaló un sistema de refrigeración.
Las paredes del túnel óptico subterráneo están revestidas con paneles de aluminio, aproximadamente 18.000 m2, que están conectados a una red de más de 7500 metros de tubería de agua de 2,5 cm de diámetro. Se instaló un aislamiento de 7,6 cm de espesor entre los tubos de enfriamiento y la pared de roca del túnel. Las tuberías de agua hacen circular una solución refrigerada de 42% de glicol y 58% de agua enfriada por un compresor de 3 cilindros. La solución de glicol/agua ingresa a la grilla de tuberías en el fondo del túnel óptico y sale por la parte superior. La temperatura del líquido se calentará constantemente a medida que asciende por la trayectoria óptica del telescopio, absorbiendo el calor de la roca circundante. Este aumento constante de la temperatura es exactamente lo que se desea para crear la masa de aire estable en la ruta óptica. El sistema de enfriamiento se deja apagado durante los meses de verano. Durante el invierno, hay indicadores de temperatura internos y externos que regulan el compresor para mantener las paredes del túnel a la temperatura adecuada.
Refrigeración estructura sobre el suelo
La estructura sobre el suelo está cubierta por aproximadamente 2.787 m2 de paneles. Varios materiales y pinturas fueron evaluados para probar su absorción del calor de la luz solar. Se descubrió que una superficie pintada con pintura pigmentada con dióxido de titanio blanco se calentaba solo entre 5,6 a 8,3 ° C a pleno sol (McMath y Pierce 1960). El cobre fue elegido como material para los paneles debido a su muy alta conductividad térmica. Aún así, se calculó que durante el mediodía, el Sol calentaría los paneles de la piel con aproximadamente 23.45 kilovatios-hora en el invierno y se acercaría a los 41 kilovatios-hora durante los meses de verano (Donovan & Bliss 1962).
Los paneles de cobre utilizados para cubrir el telescopio incluyen líneas de agua incorporadas de 1,27 cm de diámetro conocidas como «Tube-in-Strip». Los paneles exteriores «Tube-in-Strip» se cubrieron con pintura blanca de pigmento de dióxido de titanio para minimizar la absorción del calentamiento solar. Una mezcla de glicol y agua circula continuamente a través de los paneles Tube-in-Strip. La mezcla de enfriamiento de glicol se bombea a un tanque de retención de 60,566 litros. Este gran tanque de retención actúa como una masa de calor para el telescopio. El líquido tibio que regresa de la piel del telescopio se mezcla con el agua y el glicol en el tanque y lentamente calienta el líquido del tanque a lo largo del día. La temperatura del refrigerante de glicol que fluye desde el tanque se retrasa unos pocos grados durante la mayor parte del día. La mezcla fría de glicol ingresa al telescopio a nivel del suelo y se calienta a medida que avanza hacia arriba a través de la piel y regresa al tanque unos pocos grados por encima de la temperatura ambiente. Esto continúa el ascenso constante de la temperatura dentro del telescopio todo el camino hasta la parte superior donde el aire del telescopio se mezcla con el aire exterior con un diferencial de temperatura muy pequeño. La velocidad a la que el líquido refrigerante fluye a través de los paneles Tube-in-Strip está regulada por medidores de temperatura que leen la diferencia de temperatura entre el líquido que fluye hacia y desde el telescopio.
El sistema de circulación continúa funcionando toda la noche. Esto permite que el líquido refrigerante que se calienta durante el día irradie de nuevo su exceso de calor al frio cielo nocturno. Por la mañana, la temperatura en el tanque vuelve a la temperatura ambiente y el proceso está listo para comenzar una vez más. Si la temperatura exterior sube inesperadamente los ventiladores en el fondo del túnel se pueden encender para atraer aire exterior al telescopio a través de la abertura en la parte superior.
