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El Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano (GTM) (en inglés: Large Millimeter Telescope, o LMT) es un radiotelescopio de 50 m de antena simple y movible, optimizado para realizar observaciones astronómicas en longitudes de onda entre 0.85 mm y 4 mm, siendo el más grande del mundo en su tipo.1
El GTM es un proyecto binacional mexicano (80 %) - estadounidense (20 %) liderado por el Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE) y la Universidad de Massachusetts en Amherst (UMass-Amherst), y se encuentra localizado en la cima del volcán extinto Sierra Negra o Tliltépetl a una latitud de 18°59'06" Norte y longitud 97° 18' 53" Oeste y una altura de 4580 m, dentro del Parque Nacional Pico de Orizaba en el estado de Puebla (México). La misión del GTM es: 1) realizar investigación pionera, 2) entrenar a las futuras generaciones de científicos e ingenieros y 3) desarrollar nueva tecnología para el beneficio de la sociedad. Su objetivo científico principal es estudiar la formación y evolución de estructuras en el Universo a lo largo de su historia. El GTM observa principalmente objetos térmicamente fríos, la mayoría de ellos con altas cantidades de polvo estelar y/o gas molecular. Entre los objetos de estudio se encuentran: cometas, planetas, discos protoplanetarios, estrellas en formación, estrellas evolucionadas, nubes moleculares, galaxias con formación estelar, núcleos activos de galaxias, galaxias con alto corrimiento al rojo, cúmulos de galaxias y la radiación del fondo cósmico de microondas.
El diseño del GTM contempla sistema óptico Cassegrain con una superficie reflectora primaria parabólica de 50 m de diámetro (M1) integrada por 180 segmentos distribuidos en cinco anillos concéntricos. El número de segmentos por anillo es: 12 en el más interno, 24 en el segundo y 48 en los tres anillos más externos.2 A su vez, cada segmento está constituido por 8 subpáneles de níquel electroformado montados sobre una estructura de soporte. Los segmentos se conectan a la estructura del telescopio a través de actuadores, permitiendo tener una superficie reflectora primaria activa. La superficie reflectora secundaria (M2) tiene un diámetro de 2.6 m y está integrado por 9 subpáneles de níquel electroformado. Esta superficie está sujeta a un hexápodo activo cuya movilidad permite optimizar el foco del telescopio y el cual está unido a la estructura del telescopio a través de un tetrápodo de metal. Finalmente la superficie reflectora terciaria (M3) plana de 1.6 m que refleja el haz de luz hacia los instrumentos instalados en el telescopio.23
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