Observatorio del Monte Wilson

El Telescopio Solar Snow fue el primer telescopio instalado en el recién creado Observatorio Solar del Monte Wilson. Fue el primer telescopio solar de instalación permanente del mundo. Anteriormente, los telescopios solares eran portátiles para poder llevarlos a los eclipses solares en todo el mundo. Helen Snow, de Chicago, donó el telescopio al Observatorio Yerkes. George Ellery Hale, entonces director de Yerkes, hizo trasladar el telescopio al Monte Wilson para ponerlo en funcionamiento como un instrumento científico propiamente dicho.

Su espejo primario de 61 cm (24 pulgadas) con una distancia focal de 18 m (60 pies ) , junto con un espectrógrafo, realizó trabajos pioneros sobre los espectros de las manchas solares, el desplazamiento Doppler del disco solar giratorio y las imágenes solares diarias en varias longitudes de onda. Pronto se inició la investigación estelar, ya que se pudieron registrar los espectros de las estrellas más brillantes con exposiciones muy largas en placas de vidrio. ^{[ 4 ]} El telescopio solar Snow es utilizado principalmente por estudiantes de pregrado que reciben formación práctica en física solar y espectroscopia. ^{[ 5 ]}  

También se utilizó públicamente para el tránsito de Mercurio frente al Sol el 9 de mayo de 2016.

La Torre Solar de 18 metros (60 pies ) de altura se construyó poco después, dando continuidad al trabajo iniciado en el telescopio Snow. Tras su finalización en 1908, el diseño vertical de la torre del telescopio solar, con una distancia focal de 18 metros, permitió obtener una resolución mucho mayor de la imagen y el espectro solar que la que podía alcanzar el telescopio Snow. Esta mayor resolución se logró al situar la óptica a mayor altura sobre el suelo, evitando así la distorsión causada por el calentamiento del terreno debido al Sol. 

El 25 de junio de 1908, Hale registró el desdoblamiento de Zeeman en el espectro de una mancha solar, demostrando por primera vez que existían campos magnéticos en algún lugar además de la Tierra. Un descubrimiento posterior fue la polaridad invertida en las manchas solares del nuevo ciclo solar de 1912. El éxito de la Torre de 60 pies impulsó a Hale a construir otro telescopio de torre aún más alto. En la década de 1960, Robert Leighton descubrió que el Sol tenía una oscilación de 5 minutos y nació el campo de la heliosismología. ^{[ 4 ] [ 6 ]} La Torre de 60 pies es operada por el Departamento de Física y Astronomía de la Universidad del Sur de California .

La torre solar de 46 m (150 pies ) de distancia focal amplió el diseño de torre solar con su diseño de torre dentro de otra torre. (La torre tiene en realidad 54 m (176 pies) de altura). Una torre interior sostiene la óptica superior, mientras que una torre exterior, que rodea completamente la torre interior, sostiene la cúpula y los pisos alrededor de la óptica. Este diseño permitió aislar completamente la óptica del efecto del viento que balancea la torre. Dos espejos dirigen la luz solar a una lente de 30 cm (12 pulgadas) que enfoca la luz hacia la planta baja. Se completó por primera vez en 1910, pero la óptica insatisfactoria causó un retraso de dos años antes de que se instalara una lente doblete adecuada. La investigación incluyó la rotación solar, las polaridades de las manchas solares, dibujos diarios de manchas solares y muchos estudios de campos magnéticos. El telescopio solar sería el más grande del mundo durante 50 años, hasta que se completó el telescopio solar McMath-Pierce en Kitt Peak , Arizona, en 1962. En 1985, la UCLA asumió la operación de la torre solar de los Observatorios Carnegie después de que estos decidieran dejar de financiar el observatorio. ^{[ 7 ]}   

Una vez que el proyecto del telescopio de sesenta pulgadas estaba en marcha, Hale se dispuso inmediatamente a crear un telescopio más grande. John D. Hooker proporcionó una financiación crucial de 45 000 dólares ^{[ 13 ]} para la compra y el pulido del espejo, mientras que Andrew Carnegie ^{[ 14 ]} aportó fondos para completar el telescopio y la cúpula. La fábrica Saint-Gobain fue elegida de nuevo para fundir un bloque en bruto en 1906, que completó en 1908. Tras considerables problemas con el bloque en bruto (y posibles reemplazos), el telescopio Hooker se completó y vio su "primera luz" el 2 de noviembre de 1917. Al igual que con el telescopio de sesenta pulgadas, los cojinetes están asistidos por el uso de flotadores de mercurio para soportar el peso de 100 toneladas del telescopio.

La cúpula que alberga el telescopio fue diseñada por DH Burnham & Company de Chicago y fabricada por Morava Construction Company, también de Chicago, fundada por el ingeniero de origen bohemio Wensel Morava. El hemisferio de acero de 30 metros (100 pies ) de diámetro se preensambló completamente en un solar vacío de Chicago para realizar pruebas, luego se desmontó y se envió a California para su reensamblaje en la montaña. ^{[ 15 ] [ 16 ]} 

En 1919, el telescopio Hooker fue equipado con un accesorio especial: un interferómetro astronómico óptico de 6 metros desarrollado por Albert A. Michelson , mucho más grande que el que había utilizado para medir los satélites de Júpiter. Michelson pudo usar este equipo para determinar el diámetro preciso de estrellas como Betelgeuse , siendo la primera vez que se medía el tamaño de una estrella. Henry Norris Russell desarrolló su sistema de clasificación estelar basándose en observaciones realizadas con el telescopio Hooker.

En 1935, el recubrimiento de plata utilizado desde 1917 en el espejo Hooker fue reemplazado por un recubrimiento de aluminio más moderno y duradero que reflejaba un 50 % más de luz. El nuevo método de recubrimiento para los espejos del telescopio se probó primero en el espejo antiguo de 1,5 metros. ^{[ 17 ]}

Edwin Hubble realizó numerosos cálculos cruciales a partir de su trabajo con el telescopio Hooker. En 1923, Hubble descubrió la primera variable Cefeida en la nebulosa espiral de Andrómeda utilizando el telescopio de 2,5 metros. Este descubrimiento le permitió calcular la distancia a la nebulosa espiral de Andrómeda y demostrar que, en realidad, se trataba de una galaxia fuera de la Vía Láctea . Hubble, con la ayuda de Milton L. Humason , observó la magnitud del corrimiento al rojo en muchas galaxias y publicó un artículo en 1929 que demostraba la expansión del universo.

El reinado de tres décadas del telescopio Hooker como el más grande llegó a su fin cuando el consorcio Caltech -Carnegie completó su telescopio Hale de 200 pulgadas (5,1 m) en el Observatorio Palomar , 144 km al sur, en el condado de San Diego, California . El telescopio Hale vio luz por primera vez en enero de 1949. ^{[ 18 ]}  

En la década de 1980, el enfoque de la investigación astronómica se había desplazado hacia la observación del espacio profundo, lo que requería cielos más oscuros que los que se podían encontrar en el área de Los Ángeles, debido al creciente problema de la contaminación lumínica . En 1989, la Institución Carnegie , que administraba el observatorio, lo cedió al Instituto Mount Wilson, una organización sin fines de lucro. En ese momento, el telescopio de 2,5 metros fue desactivado, pero se reinició en 1992 y en 1995 se le instaló un sistema de óptica adaptativa de luz visible y, posteriormente, en 1997, albergó el sistema de óptica adaptativa de estrella guía láser UnISIS. ^{[ 19 ] [ 20 ]}

Al disminuir nuevamente el uso del telescopio para trabajos científicos, se decidió convertirlo para observación visual. Debido a la elevada posición del foco Cassegrain sobre la plataforma de observación, se desarrolló un sistema de espejos y lentes que permitía la observación desde la parte inferior del tubo del telescopio. Una vez completada la conversión en 2014, el telescopio de 2,5 metros comenzó su nueva vida como el telescopio más grande del mundo dedicado al uso público. Las observaciones programadas regularmente comenzaron con la temporada de observación de 2015. ^{[ 21 ]}

El telescopio tiene un poder de resolución de 0,05 segundos de arco .

El primero de estos interferómetros fue el Interferómetro Estelar de 20 pies. En 1919, el telescopio Hooker de 100 pulgadas fue equipado con un accesorio especial: un interferómetro astronómico óptico de 20 pies desarrollado por Albert A. Michelson y Francis G. Pease. Este se acopló al extremo del telescopio de 100 pulgadas y lo utilizó como plataforma de guiado para mantener la alineación con las estrellas estudiadas. En diciembre de 1920, Michelson y Pease lograron utilizar el equipo para determinar el diámetro preciso de una estrella, la gigante roja Betelgeuse, siendo esta la primera vez que se medía el tamaño angular de una estrella. Al año siguiente, Michelson y Pease midieron los diámetros de otras seis gigantes rojas antes de alcanzar el límite de resolución del interferómetro de haz de 20 pies. ^{[ 22 ]}

Para ampliar el trabajo del interferómetro de 20 pies, Pease, Michelson y George E. Hale diseñaron un interferómetro de 50 pies que se instaló en el Observatorio Mount Wilson en 1929. Logró medir el diámetro de Betelgeuse, pero, aparte de Beta Andromedae, no pudo medir ninguna estrella que no hubiera sido medida previamente por el interferómetro de 20 pies. ^{[ 23 ]}

La interferometría óptica alcanzó el límite de la tecnología disponible y transcurrieron unos treinta años hasta que la mayor velocidad de procesamiento, los detectores electrónicos y los láseres permitieron de nuevo la construcción de interferómetros de mayor tamaño.

El Interferómetro Espacial Infrarrojo (ISI), operado por una división de la Universidad de California, Berkeley , es un conjunto de tres telescopios de 1,65 metros que operan en el infrarrojo medio. Los telescopios son totalmente móviles y su ubicación actual en el Monte Wilson permite colocarlos a una distancia de hasta 70 metros, lo que proporciona la resolución de un telescopio de ese diámetro. Las señales se convierten a radiofrecuencias mediante circuitos heterodinos y luego se combinan electrónicamente utilizando técnicas copiadas de la radioastronomía . ^{[ 24 ]} La línea de base más larga, de 70 metros, proporciona una resolución de 0,003 segundos de arco a una longitud de onda de 11 micrómetros. El 9 de julio de 2003, el ISI registró las primeras mediciones de síntesis de apertura de fase de cierre en el infrarrojo medio. ^{[ 25 ]}

El Centro de Astronomía de Alta Resolución Angular (CHARA), construido y operado por la Universidad Estatal de Georgia , es un interferómetro formado por seis telescopios de 1 metro dispuestos a lo largo de tres ejes con una separación máxima de 330 m. Los haces de luz viajan a través de tubos de vacío y se retrasan y combinan ópticamente, lo que requiere un edificio de 100 metros de longitud con espejos móviles sobre carros para mantener la luz en fase a medida que la Tierra rota. CHARA comenzó su uso científico en 2002 y sus "operaciones rutinarias" a principios de 2004. En el infrarrojo, la imagen integrada puede resolver hasta 0,0005 segundos de arco. Seis telescopios se utilizan regularmente para observaciones científicas y, desde finales de 2005, se obtienen resultados de imágenes de forma rutinaria. El conjunto capturó la primera imagen de la superficie de una estrella de la secuencia principal distinta del Sol, publicada a principios de 2007. ^{[ 26 ]}