El Dr. Perrine, sin descuidar los trabajos astro-métricos, inicia la astrofísica en la Argentina, y propone poco después de su llegada la cons-trucción de un gran telescopio. Por este re-flector de 1,5 metros de diámetro, al que en Estados Unidos llamaban " El monstruo", Perrine luchó durante más de dos décadas. Aunque apoyado inmediatamente por el gobierno na-cional, diversas causas conspiraron contra la pronta terminación de este instrumento. Entre otras, principalmente la primera guerra mundial, la debacle económica, el nacionalismo nor-teamericano y la temeraria decisión del director de tallar el espejo en el mismo Observatorio. Luego de algunas pruebas y una decisiva do-nación de algunas hectáreas de terreno, se decidió instalar el instrumento en la estancia de " Bosque Alegre ", ubicada en las sierras chicas en la provincia de Córdoba a solo 30 kilómetros de la capital.

Figura 1

El edificio pronto quedó terminado, la parte mecánica recién se concluyó en 1922 luego de varias dilaciones por parte de la constructora. El montaje fue realizado por personal argentino, que de hecho no había participado en el diseño del instrumento, y teniendo en cuenta que se trataba de "última tecnología" es realmente meritorio y de destacar, en especial tomando en cuanta que no se contaba con información ni elementos suficientes para hacerlo. Entre otros muchos, tanto en el edifico como en el armado de la montura, el Ing. Weiss (Figura 2), de Arquitectura de la Nación, tuvo un papel importante por su dedicación más halla de su trabajo, evidentemente motivado por su amor a la ciencia y el desafío que se planteaba.

Figura 2

Mientras tanto en la ciudad de Córdoba se tallaba el gran espejo. El primer óptico que lo inicia el Sr. Mulvey muere tempranamente por una enfermedad. Esto retrasa el proyecto. Se logra figurar un espejo de 80 cm de diámetro, un gran logro para la época, el cual dio sus frutos. Perrine realizó con él estudio de objetos nebulosos obteniendo una valiosísima colección de placas fotográficas. Este espejo, reconfigurado, aún sirve hoy en la Estación de Altura del Observatorio Félix Aguilar. A pesar de este logro el espejo de 1,5 m no podía ser terminado. Enfermedades, y una violenta disputa política teñida de xenofobia, ocupó la atención del Dr. Perrine hasta su anticipada jubilación en la década de 1930, sin que este halla logrado poner en funcionamiento al "Monstruo", estando terminado para entonces la mayor parte de la infraestructura de la estación de observación.

Habrá que esperar al primer astrofísico del Observatorio, el Dr. Enrique Gaviola (figura 3), para que se reactiven las obras y se termine la plataforma de observación, fabricada completamente en los talleres mecánicos de la institución, y algunos elementos más en Bosque Alegre.

figura 3

figura 4

El espejo fue enviado a EEUU para su pronta terminación. El tiempo pasaba, y el espejo no era terminado, por lo que Gaviola viaja a EEUU y supervisa personalmente el configurado del mismo. Cansado de la espera indica al afamado óptico la forma de terminarlo, y lo dirige hasta que se logra la forma esperada. ¡ Insólito, la solución estaba en casa ! (figura 4) Este método de control de superficies ópticas se hizo famoso y fue empleado en la construcción de los más grandes telescopios del mundo. Finalmente luego de varias décadas queda inaugurado el gran reflector en 1942. A la ceremonia concurre mucha gente, pero hay un gran ausente, el Dr. Charles D. Perrine. Esta injusticia es aún lamentada cada vez que se recuerda el hecho. Perrine muere casi olvidado en Villa Totoral, en el norte Cordobés. La Estación Astrofísica de Bosque Alegre, cumple un destacado papel por muchos años, de ella nacen grandes catálogos, descubrimientos y contribuciones que forjan la astronomía nacional e internacional. Al finalizar el auge de la fotografía, la estación entra en una etapa de quietud por falta de instrumental adecuado. Esta situación se revierte con la llegada de un CCD de gran tamaño en el año 1993, y un instrumento multifunción que nuevamente lo pone en posibilidades de producir.

Facilidades actuales. Disponibilidad edilicia

figura 5

La Estación Astrofísica de Bosque Alegre (figura 5) emplazada en la sierras de Córdoba,
(W 64° 32´ 58´´, 31° 35´ 53´´ a 1250 m de altura sobre el nivel del mar) está separada de la capital por solo media hora de viaje por bellísimos caminos asfaltados. La cúpula principal (figura 6) que alberga al telescopio de 1,54 m, cuenta con las comodidades necesarias, una sala de observación a un lado del instrumento y talleres para mantenimiento eléctrico y mecánico.

figura 6

figura 7

Además de esta cúpula, se dispone de una menor (figura 7), que protege una tabla ecuatorial en la que se puede montar diversos instrumentos y realizar espléndidas fotografías. Se cuenta además con una casa con cuatro dormitorios con baño privado, cocina, biblioteca y sala de esparcimiento, para el personal científico y de apoyo. Disponibilidad instrumental El telescopio. Se trata de un reflector de 1,54 m de diámetro (figura 8), que posee dos focos, un Newtoniano y un Nasmyth, siendo este último el único actualmente accesible, en el que halla montado el Espectrógrafo Multifunción.

Figura 8

La relación focal en el foco Nasmyth es f/19 y la escala en su plano focal es de 6,7"/mm. Este telescopio desde el año de su inauguración fue reiteradamente modernizado, tanto en la parte mecánica, como eléctrica y electrónica. Posee un seguimiento muy bueno, y coordenadas y foco controlados a distancia. La cámara CCD. La cámara CCD disponible es la CH260 Photometrics, similar a la existente en CASLEO, enfriada por nitrógeno líquido, con temperatura controlada ( -110°C). El CCD es un TH7896 ALI-M grado 1, con recubrimiento Metachrome II que lo sensibiliza en la región azul. Su tamaño es de 1024 x 1025 pixeles, de 19 x 19 micrómetros de tamaño, una eficiencia cuántica máxima del 45%, y un excepcionalmente bajo ruido de lectura. La lectura de los datos de realiza por medio de una PC de última generación, y los mismos pueden ser reducidos y guardados en discos compactos. Espectrógrafo Multifunción (EMF).

El instrumento (figura 9) fue desarrollado por el Observatorio Especial de Astrofísica de la Academia de Ciencia de Rusia.

Figura 9

Se trata de un instrumento de diseño modular que permite acceder en forma relativa-mente sencilla a nueve configuraciones diferentes, que se corresponden con otros tantos modos de utilización y finalidades, también diferenciados. La adaptación del instrumento a los diferentes modos se logra mediante el intercambio de elementos (redes, espejos, etc.) ubicados en ciertas posiciones particulares a lo largo de la trayectoria óptica de la radiación incidente. Estos recambios de partes son en general operaciones en sí muy simples. Las nueve configuraciones posibles han sido clasificadas en tres categorías diferentes, a saber: - modos de imagen directa. - modos espectroscópicos de resolución espectral moderada. - modos espectroscópicos de resolución espectral elevada.

Figura 10

El Espectrógrafo (figura 10) consiste esencialmente, en su parte común a todas las
configuraciones, en un colimador "fuera de eje" tipo Maksutov con una distancia focal equivalente de 600 mm y razón focal f/12, y en una cámara apocromática de distancia focal igual a 200 mm y razón focal f/3.5. En las configuraciones no-espectroscópicas, el sistema trabaja simplemente como un reductor focal, generando una demagnificación en un factor 3 y ampliando consecuentemente el campo angular útil cubierto por el detector. El EMF tiene una estructura compacta, con el cuerpo principal construido en chapa de aluminio. El espejo del colimador se ubica en el extremo de una estructura tubular de chapa de alrededor de 60 cm de longitud. La cámara CCD se ubica en la parte superior del instrumento. La radiación es dirigida hacia la cámara mediante el espejo plano 2, ubicado a 45° del eje óptico. Todo el conjunto del EMF puede ser rotado alrededor del eje óptico emergente del telescopio gracias al sistema de sujeción al telescopio diseñado y construido en los talleres del Observatorio de Córdoba. El acceso a los distintos elementos intercambiables y partes internas se realiza a través de puertas situadas en la cara Oeste. Los movimientos de las redes, ranura, obturador, etc. pueden ser controlados en forma remota desde la sala de observación por medio de una manopla de control. El sistema destinado al guiado es el denominado "TV - Guider", que consiste en una cámara CCD. Mediante este sistema, dotado de un periscopio móvil que puede barrer bidimensionalmente el haz de entrada en forma perpendicular al eje óptico, se obtienen imágenes estelares en tiempo real en un monitor a tal fin. La posición del periscopio es permanentemente sensada de forma tal que es posible en todo momento conocer la posición del centro del campo del TV - Guider respecto del centro del campo del CCD (eje óptico). Las lámparas disponibles para los espectros de comparación en el modo espectroscopio es una de He-Ne-Ar y para los flatfield una de tungsteno (continuo). Siguiendo el camino de un haz luminoso proveniente del cielo a través del telescopio, los primeros elementos con que nos encontramos son dos ruedas de filtros consecutivas. La primera tiene montados en forma permanente dos lentes multiplicadoras de distancia focal que se utilizan en los modos multipupilares, y que proporcionan dos escalas diferentes. La interposición de estas lentes divergentes lleva la razón focal del sistema a f/250 o f/400, respectivamente. Otros dos lugares quedan en la primer rueda: uno debe quedar libre para permitir el acceso directo de la luz a la segunda rueda, el otro puede utilizarse para instalar un difusor para emplear en los flatfields y/o comparaciones. La segunda rueda también tiene 4 lugares que se pueden utilizar para instalar filtros coloreados de absorción de 80 mm x 80 mm. Para imagen directa deben interponerse lugares libre de ambas ruedas en la trayectoria óptica. A continuación, y sobre el plano focal, se encuentra el carro porta-ranura, que se monta y desliza sobre colizas que permiten, mediante el movimiento de un tornillo comandado con un motor, desplazar la ranura hasta el eje óptico. En la misma posición (plano focal) y en carros semejantes se montan, en las diferentes configuraciones, el arreglo de microlentes y el interferómetro de Fabry-Pérot para el modo tipo PYTHEAS. Para el modo Echelle la ranura reflectante se monta en la misma posición pero sobre un soporte especial fijo. Inmediatamente a continuación del plano focal se encuentra la lente de campo, que desvía los rayos marginales de la periferia del campo de forma de reenviarlos sobre el colimador y evitar así viñeteos perjudiciales. Esta lente no tiene la simetría usual ya que se trata en realidad de un sector de lente y no de una lente completa. Por su parte el espejo del colimador está construido en material cerámico, y su orientación puede ser regulada por medio de tres tornillos calantes a los que se accede desmontando la cubierta cilíndrica, y por el extremo de la estructura tubular. Siguiendo el camino óptico, se ubica la lente Maksutov (fuera de eje) que integra el conjunto colimador junto al espejo. Tiene una ubicación fija sin regulación. En la trayectoria del haz colimado se encuentran las redes de difracción, alojadas en soportes que se montan sobre una platina que puede girar, sobre un eje perpendicular al plano de incidencia de la radiación, a fin de obtener el ángulo de incidencia (y orden) deseado. El movimiento de giro se controla desde una perilla situada en la cara Este del EMF, o bien remotamente desde la manopla de mando. Del mismo modo su orientación (el ángulo de giro) puede leerse en un goniómetro ubicado sobre la misma cara Este o en los displays en la sala de mando. Continuando a lo largo del camino óptico, los haces colimados difractados (o reflejados en el espejo) se encuentran con un espejo plano, que desvía esos haces hacia la cámara CCD. Este espejo se halla orientado a 45° del eje óptico, de manera de generar un quiebre del eje de 90°. Finalmente los haces inciden sobre la cámara del EMF: la lente de cámara tiene una distancia focal de 200 mm, y una regulación de foco propia, para el ajuste grueso. Además existe la posibilidad de un enfoque fino, por medio de una perilla graduada situada en el cuerpo de la cámara CCD y sobre la lente de cámara. El último elemento en el camino del haz es el chip CCD, contenido en un recinto estanco al vacío y que es refrigerado por el nitrógeno líquido contenido en el interior del termo del cuerpo de la cámara a través de un dedo metálico que hace contacto en su cara posterior. La unidad de control de temperatura se halla montada debajo de la caja del TV-Guider. Este instrumento posee un manual de características y operación realizado por personal del Observatorio. Los modos de más corriente uso son: Imagen directa: El sistema colimador-cámara del EMF produce una demagnificación de 3. El campo abarcado en este modo es de 5.7 x 5.7 minutos de arco, con una escala 0.38" por pixel (con binning 1x1), de manera tal que la distancia focal equivalente del sistema óptico telescopio-reductor focal es de 10.38 m. Se dispone para este modo de filtros B, V, R, I e interferenciales. El FWHM - tamaño de la imagen - medido en imágenes estelares durante 23 noches de observación entre julio y agosto de 1994 en la Estación Astrofísica de Bosque Alegre fue en promedio de 2". Espectroscopio de ranura larga: En este modo de uso se cuenta con un dispositivo de ranura de abertura variable hasta 6" y 3'50" de largo. Se dispone de redes de 300, 600 y 1200 líneas / mm. Si bien el instrumento fue diseñado para la observación de galaxias, se lo puede utilizar con éxito en estrellas. Es posible estudiar objetos cuasiestelares con líneas de emisión, de hasta magnitud 17, con exposiciones típicas de 3x30 minutos y una relación señal/ruido de 10, con la resolución espectral efectiva más baja (red de 300 l/mm en orden uno, 3.2 Å/pixel, intervalo espectral resuelto ~ 8 Å). Para magnitudes 14 a 15 en objetos con líneas de emisión, se puede lograr relación señal-ruido mayor que 10 con exposiciones típicas de 30 minutos, con resolución espectral efectiva R~2500 (red de 1200 l/mm en orden uno, 0.8 Å/pixel, intervalo espectral resuelto ~ 2 Å). En objetos que se encuentran en el cenit o hacia el sur no se han detectado líneas de emisión por la iluminación de las ciudades, ni aún en exposiciones de dos horas. Conclusiones El nuevo instrumental y las mejoras realizadas sobre el telescopio, así como los resultados obtenidos desde 1994, demuestran sus grandes posibilidades observacionales. La gran versatilidad es una ventaja adicional.

Figura 11

Ejemplo de esto fue la observación realizada el 6 de marzo de 1996 (figura 11), de la ocultación de 35 Sag por Júpiter, ocurrida ¡a las 10 h de la mañana! En esa oportunidad se hizo trabajar el CCD en modo de adquisición rápida, lográndose ¡ 2 imágenes por segundo y 10700 a lo largo de los 270 minutos de integración! No debe dejarse de lado además, las interesantes posibilidades de la tabla ecuatorial.

Figura 12

Ejemplo de sus posibles usos fue la búsqueda de novas en las Nubes de Magallanes por medio de patrullaje fotográfico (figura 12), programa realizado por ATel y cuya descripción detalla en este mismo medio E. Minniti, y que debemos a la disposición y gentileza del director del Observatorio, Dr. G. Carranza.

Los cielos de la legendaria Estación de Bosque Alegre aún son oscuros y prometedores, y esperan a los entusiastas observadores, para hacer honor a la memoria de Perrine, Gaviola y de tantos otros que la hicieron grande.

Referencias

1. La historia y fotografías fueron obtenidas a partir de documentación original existente en la biblioteca del Observatorio Astronómico Córdoba.
2. S. Paolantonio, R. Díaz, G. Goldes y G. Carranza, "Espectrógrafo Multifunción", Trabajos de Astronomía, N°1/97 Facultad de Matemática, Astronomía y Física.
3. S. Paolantonio, R. Duffard, Seminario IV, " Ocultación de 35 Sag ", Observatorio Astronómico Córdoba.