El observatorio consistirá de dos matrices de telescopios: una en el hemisferio sur que cubrirá todo el rango de energías desde decenas de GeV hasta unos TeV, y permitirá una observación profunda de las fuentes galácticas y la parte central de nuestra galaxia, y otra en el hemisferio norte formada por telescopios destinados a las bajas energías (desde 10 GeV hasta 1 TeV) que observarán principalmente objetos extragalácticos. Ambos observatorios serán operados desde un solo consorcio.

El consorcio CTA está llevando a cabo un estudio de diseño (DS) para la optimización en la ejecución de los planes para el observatorio y su implementación. Los objetivos prioritarios de este estudio son:

· Reducir las dimensiones de las opciones de diseño y tecnología, optimizando así la relación entre resultados y coste de la instalación.

· Trazar unas pautas que determinen la construcción y funcionamiento de la instalación.

· Construir y probar prototipos de telescopio candidatos a formar parte de la matriz de telescopios del observatorio.

Se prevé una duración de unos cuatro años para este proceso. Si en 2008 se prestó especial atención a la optimización de posibles diseños y evaluaciones técnicas, en 2009 se pasará a construir y testear los primeros componentes de los prototipos. En los años 2010 y 2011 dichos prototipos serán construidos y testeados desde sus emplazamientos.

El estudio de diseño se ha dividido en once fases de trabajo distintas. Éstas han sido creadas para obtener un mejor enfoque y dedicación en cada una de las subtareas específicas y a la vez evitar el solapamiento entre ellas. La coordinación y supervisión de cada grupo de trabajo la realizan expertos de cada uno de los campos, que son los siguientes:

PHYS Astrofísica y Física de partículas; MC Optimización, estudios de diseño y algoritmos de análisis; SITE Evaluación del emplazamiento e infraestructuras; MIR Diseño del espejo y óptica del telescopio; TEL Estructura del telescopio y sistemas de control; FPI Instrumentación en el plano focal; ELEC Electrónica de lectura; ATAC Ciencia y calibración asociado a procesos atmosféricos; OBS Operación del Observatorio; DATA Manejo y procesado de datos; QA Asesoría de riesgos y calidad.

Debido a la caída del flujo con la energía de los rayos gamma, un telescopio de un cierto tamaño capta fotones en un rango de sólo 2 décadas en energía. Por tanto para cubrir el amplio rango que se pretende, desde unos 50 GeV hasta decenas de TeV, se necesitan al menos tres tipos de telescopio distintos. Los diseños actuales utilizan tres telescopios: en el centro se situarán los telescopios más grandes con un diámetro en torno a 25 metros que captarán los fotones menos energéticos, rodeados por los medianos (diámetro aproximado de 12 metros) y finalmente los más pequeños (de unos 6 metros) dedicados a los fotones de mayor energía.

La montura y sus mecanismos de movimiento son partes críticas en la construcción de un telescopio. El espejo reflector está dividido en losetas que deben mantener su orientación relativa en un margen de un minuto de arco. La estabilidad puede verse afectada por el viento o el peso de la nieve caída, y el telescopio debe hacer frente a estos obstáculos sin la protección de una cúpula. El sistema de apuntado y seguimiento también debe ser preciso y compensar las deformaciones en la antena colectora y el sistema de la cámara.

Este tipo de telescopios utiliza monturas altazimutales de igual forma que cualquier observatorio astronómico moderno. Las monturas de MAGIC y HESS constan de un raíl circular para el movimiento en azimut y sobre él se mueven las dos torres que soportan la antena y la mueven en altitud. El eje de elevación se sitúa de forma que los contrapesos necesarios sean mínimos. Este esquema permite un mejor acceso a los instrumentos del plano focal y una observación fácil de objetos cercanos al zenit. Sin embargo la nivelación del raíl de azimut es crítica y todos los sistemas deben ser montados in-situ. VERITAS utiliza un esquema alternativo utilizado en antenas de radio y radar, que soporta el peso de la antena desde detrás. Los costes son menores, el trabajo in-situ se reduce y los sistemas no están expuestos al aire libre, pero se necesitan grandes contrapesos para su estabilidad mecánica y la potencia requerida para posicionarlo es mucho mayor. En la imagen siguiente se aprecian las diferencias entre ambas monturas.

Diferentes mecánicas utilizadas en MAGIC y VERITAS

Actualmente existen varios diseños para los telescopios pequeños y medianos, pero sólo se ha propuesto uno para los telescopios grandes. En estos telescopios, un diseño del tipo Davies-Cotton proporcionaría una buena imagen pero la diferencia de camino entre distintos fotones es significativa y disminuye el pulso de luz. Por ello se prefiere una estructura parabólica para estos telescopios.

Entre los materiales utilizados, el acero es el más barato pero supone estructuras muy pesadas. El aluminio por su parte es más ligero y tiene un módulo de Young mayor, pero el inconveniente es que tiene un coeficiente de expansión térmica alto. Un tercer material llamado CFRP (Carbon Fibre Reinforced Plastic) es el más fuerte, el más ligero y tiene una buena expansión térmica. Pero es muy caro y presenta problemas a la hora de unir los elementos. Se usa en MAGIC para reducir los momentos de inercia y maximizar la velocidad de posicionamiento.

En cuanto a la óptica, estos telescopios están formados por losetas que reflejan la luz Cherenkov a los píxeles del detector. Aparte del área total reflectora hay dos parámetros importantes:

· La función de dispersión PSF (Point Spread Function), que determina cuánto se dispersa la luz procedente de una fuente puntual.

· La dispersión temporal entre dos sucesos Cherenkov, que no debería exceder los 3 nanosegundos de una cascada.

Cada loseta tendrá un área entre 1 y 2 m2 cubriendo con todos los telescopios un total de unos 10000 m2, un orden de magnitud mayor que los instrumentos actuales. El peso de cada una es un factor importante y no debería superarse los 20 kg por m2, aunque esta reducción nunca debe hacerse a costa de la calidad óptica. Deben ser rígidas como para no deformarse por gravedad, durar unos 10 años y no vibrar al menos con velocidades moderadas del viento (típicamente 40 km/h). Debido a la altitud del observatorio soportarán temperaturas entre -15º y 60º, debiendo mantenerse estables en un rango entre -10º y +30º.

Los espejos supondrán una gran parte de los costes. A unos 1000€ por metro cuadrado la suma asciende a 10 millones de euros. Además, los espejos actuales con capa de aluminio se degradan en un 3-5% al año, con lo cual hacer un recubrimiento a los 10000 m2 cada 5 años implica algo menos de 10m2 al día.

Varios institutos investigan en técnicas para mejorar reflectividad, durabilidad,…etc y se prevé que cada telescopio tenga el diseño de sus losetas para comienzos de 2011.

Finalmente, el desarrollo de la electrónica supone un reto enorme, ya que habrá que combinar las señales recogidas por telescopios separados espacialmente por distancias de hasta 1km y además desechar la señal procedente del background producido por cascadas hadrónicas, muones o coincidencias accidentales. Hacer un trigger combinado para todos los telescopios ayuda a mejorar la sensibilidad y disminuir el umbral de energía detectable. El sistema debe compensar la diferencia en el tiempo de llegada para una cascada, estimar el lapso de coincidencia según el campo de visión y la distancia entre telescopios y hacer una reconstrucción y sincronización del suceso. Además debe tener un timing absoluto para el estudio en otras longitudes de onda.

La corta duración de los sucesos Cherenkov requiere una frecuencia de lectura del orden del MHz aunque MAGIC y HESS usan frecuencias de GHz actualmente. La cámara es también uno de los elementos más caros. Está formada por unos 1500 píxeles y debe ser lo más ligera posible.