BTA-6

Durante muchos años, el principal observatorio de renombre mundial en la Unión Soviética fue el Observatorio de Pulkovo, en las afueras de San Petersburgo , construido originalmente en 1839. Al igual que muchos observatorios de su época, se dedicaba principalmente a la medición del tiempo, la meteorología, la navegación y otras tareas prácticas similares, con un papel secundario para la investigación científica. Alrededor de su 50.º aniversario,  se instaló un nuevo telescopio de 76 cm, el más grande del mundo en aquel entonces, para la observación del espacio profundo. Las mejoras posteriores se vieron limitadas por diversos factores, mientras que en las décadas siguientes se construyeron varios instrumentos mucho más grandes en todo el mundo.

En la década de 1950, la Academia de Ciencias Soviética decidió construir un nuevo telescopio que permitiera una observación de primer nivel del espacio profundo. El diseño comenzó en Pulkovo en 1959 bajo la dirección de Bagrat K. Ioannisiani , futuro ganador del Premio Lenin . Con el objetivo de construir el telescopio más grande del mundo, título que ostentaba desde hacía tiempo el Telescopio Hale de 5 metros ( 200 pulgadas) del Observatorio Palomar , el equipo optó por un nuevo diseño de 6 metros (236 pulgadas). Este es aproximadamente el tamaño máximo que puede tener un espejo sólido sin sufrir una distorsión significativa al inclinarlo.    

El edificio del telescopio, con una grúa especial a la derecha utilizada para el mantenimiento. En el edificio de la derecha se encuentra un telescopio Zeiss de 1 metro. En 1994 se añadió un telescopio de 60 cm.

Frente a la entrada principal

El espejo principal del telescopio, de 6 metros de diámetro, es visible en la parte inferior derecha de la imagen.

La resolución angular teórica de un telescopio está definida por su apertura, que en el caso de los 6 m del BTA  conduce a una resolución de aproximadamente 0,021 segundos de arco. Los efectos atmosféricos superan esta resolución, por lo que resulta importante ubicar instrumentos de alta resolución a gran altitud para evitar la mayor cantidad posible de la atmósfera. El sitio de Pulkovo, a 75  m sobre el nivel del mar, simplemente no era adecuado para un instrumento de alta calidad. Mientras se diseñaba el BTA, también se diseñó otro instrumento, el radiotelescopio RATAN-600 . Se decidió que los dos instrumentos debían ubicarse juntos, lo que permitiría la construcción de un único sitio para albergar a los equipos. Para seleccionar el sitio, se enviaron dieciséis expediciones a varias regiones de la URSS, y la selección final fue en las montañas del Cáucaso Norte, cerca de Zelenchukskaya, a una altura de 2070 m. ^{[ 1 ]} En 1966 se formó el Observatorio Astrofísico Especial para albergar el BTA-6 y el RATAN-600. 

El primer intento de fabricar el espejo primario lo realizó la planta de vidrio óptico de Lytkarino , cerca de Moscú. El recocido del vidrio fue demasiado rápido, lo que provocó la formación de grietas y burbujas, dejando el espejo inservible. Un segundo intento tuvo mejor resultado y se instaló en 1975. Las primeras imágenes del BTA se obtuvieron la noche del 28 al 29 de diciembre de 1975. Tras un periodo de puesta en marcha, el BTA fue declarado plenamente operativo en enero de 1977. ^{[ 1 ]}

Sin embargo, era evidente que el segundo espejo era solo ligeramente mejor que el primero y presentaba grandes imperfecciones. Los operarios optaron por cubrir partes del espejo con grandes trozos de tela negra para tapar las zonas más rugosas. ^{[ 2 ]} Según Ioannisiani, el espejo primario dirigía solo el 61 % de la luz incidente hacia un círculo de 0,5 segundos de arco y el 91 % hacia uno con el doble de diámetro. ^{[ 3 ]}

Casi inmediatamente después de su inauguración, comenzaron a circular rumores en Occidente de que algo andaba muy mal con el telescopio. Pronto muchos lo descartaron como un elefante blanco , hasta el punto de que incluso se habló de él en el libro de James Oberg de 1988, Descubriendo los desastres soviéticos . ^{[ 4 ]}

En 1978 se instaló un tercer espejo, con una forma mejorada y sin grietas. ^{[ 2 ]} Aunque esto mejoró los problemas principales, una serie de problemas no relacionados continuaron degradando seriamente el rendimiento general del telescopio. En particular, el sitio está a sotavento de varios otros picos en el Cáucaso, por lo que la calidad de la visión astronómica del sitio rara vez es mejor que una resolución de un segundo de arco, y cualquier valor inferior a 2 segundos de arco se considera bueno. ^{[ 3 ]} En comparación, la mayoría de los principales sitios astronómicos tienen una calidad de visión promedio inferior a un segundo de arco. ^{[ 2 ]} En condiciones favorables, el ancho del disco de visión ( FWHM ) es de ≈1  segundo de arco para el 20% de las noches de observación. ^{[ 5 ]} El clima es otro factor significativo; en promedio, las observaciones se realizan en menos de la mitad de las noches a lo largo del año. ^{[ 3 ]}

Quizás el problema más molesto sea la enorme masa térmica del espejo primario, del telescopio en su conjunto y de la enorme cúpula. Los efectos térmicos son tan significativos en el primario que este solo puede tolerar una  variación de 2 °C por día y aun así mantener una cifra utilizable. Si las temperaturas del primario y del aire exterior difieren incluso en 10 grados, las observaciones se vuelven imposibles. El gran tamaño de la cúpula en sí implica que existen gradientes térmicos en su interior que agravan estos problemas. La refrigeración dentro de la cúpula compensa algunos de estos inconvenientes. ^{[ 3 ]}

Las técnicas de interferometría de moteado actuales permiten una resolución limitada por difracción de 0,02  segundos de arco para objetos de magnitud 15 en buenas condiciones de visibilidad ( interferómetro de moteado basado en EMCCD – cámara PhotonMAX-512B – en uso activo desde 2007). «A diferencia de la óptica adaptativa, que hoy en día es eficaz principalmente en el infrarrojo, la interferometría de moteado puede utilizarse para observaciones en las bandas visible y ultravioleta cercana. Además, la interferometría de moteado se puede realizar en condiciones atmosféricas deficientes, mientras que la óptica adaptativa siempre requiere las mejores condiciones de visibilidad». ^{[ 6 ]}

Los astrónomos del SAO planearon abordar uno de los principales problemas con un nuevo espejo fabricado con la vitrocerámica de expansión ultrabaja Sitall , pero no consta que esta mejora se haya llevado a cabo. Con un espejo primario de Sitall sería posible reducir el espesor de 65 a 40  cm, disminuyendo así la inercia térmica. ^{[ 7 ]}

Para 2007, el espejo operativo, el tercero en ser producido, se había corroído gravemente debido al uso de ácido nítrico para neutralizar los disolventes alcalinos utilizados para limpiar el vidrio antes de aplicar una nueva capa de aluminio reflectante . Era necesaria una revisión importante para volver a pulir el espejo, pero esto habría afectado el apretado programa de observación. En cambio, el segundo espejo, abandonado debido a imperfecciones pero que permaneció almacenado todo el tiempo, fue devuelto a Lytkarino para su reacondicionamiento. ^{[ 2 ] [ 8 ]} En 2012, una fresadora eliminó 8  mm de vidrio de la superficie superior, eliminando así todas las imperfecciones ópticas. Se suponía que el trabajo estaría terminado en 2013, ^{[ 9 ]} pero se retrasó debido a la falta de fondos. El espejo finalmente se completó en noviembre de 2017, y el reemplazo del espejo tuvo lugar en mayo de 2018. ^{[ 10 ]} Sin embargo, se descubrió que el espejo reacondicionado seguía siendo inadecuado, y después de unos meses de pruebas, se decidió reemplazarlo con el espejo anterior.