INSTRUMENTACI\u00 ASTRON\u00d3MIC
CONCEPTOS B\u00c1SICOS DE ASTRONOM\u00cd OBSERVACIONAL Roberto Bartali
2007
1
INTRODUCCI\u00d3N
2
La Astronom\u00eda es una ciencia que depende de la capacid la luz que emiten o reflejan los objetos que est\u00e1n en el Universo. Analizando esa luz, podemos saber que temperatura tienen, si s mueven y en que direcci\u00f3n, que tipo de fen\u00f3menos f\u00eds dando y en general su historia. La Astronom\u00eda es b\u00e1sicamente una ciencia \u201cA control remoto\u201d porque no podemos ir a una estrella y tomar una muestra de ella para analizarla en los laboratorios.
Para esto, necesitamos de instrumentos \u00f3pticos que deben ser lo grandes posibles para interceptar la mayor cantidad de luz que llega d estrellas. Tambi\u00e9n se requiere de sensores de luz que sean mucho m 3 eficientes ue el ojo humano.
La pupila del ojo humano, perfectamente adaptada a la oscuridad, puede alcanzar un diámetro máximo de 6 a 7 mm (normalmente entre 5 y 6 mm).
Roberto Bartali
El número de estrellas visibles a simple vista es menor a 3000, desde cualquier parte del planeta. Pleiades
4
Los grandes telescopios actuales, tienen un diámetro de 10 y 11 metros.
Telescopio Gemini
El número de estrellas que se pueden ver es de cientos de miles de millones. 5
Es necesario tomar en cuenta todos los conceptos que serán explicad las consideraciones que serán presentadas para poder:
* Determinar que tipo de telescopio utili * Planear una observación.
Refractor
Reflector
http://ccm.mty.itesm.mx/images/pptd01.JPG
http://www.astromia.com/fotohist oria/fotos/fraunhofer.jpg
http://www.ctv.es/USERS/lui siana/Telescopio%20c%FAp ula%203%20copia.jpg
6
* Determinar el sitio de observación.
En un centro habitado
En un lugar con el cielo muy oscuro lejos de las ciudades
http://www.padillas.es/Eq uipo/Telescopio.jpg
http://www.casafree.com/modules/xcgal/albums/userpics/11233/normal_Mo ntagne%20sul%20lago.jpg
7
* Determinar que tipo de objetos se quiere observar. Planetas
Nebulosas
Estrellas
http://www.bo.astro.it/universo/venere/Sol e-Pianeti/planets/gioveim/giove.jpg
http://www.arar.it/astroimm/nebulosa_orione_3.jpg
http://www.bellatrixobservatory.org/n2194.jpg
8
* Analizar y evaluar los resultados de la observación.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c1/ Computer-aj_aj_ashton_01.svg/325px-Computeraj_aj_ashton_01.svg.png http://www.astro.physik.unigoettingen.de/~hessman/ImageJ/Book/An%20Introduction%20to%20A stronomical%20Image%20Processing%20with%20ImageJ/images/Ima geJ_screenshot.jpg
Escribir o utilizar programas especializados en en análisis de imágenes, bases de datos, cómputo de efemérides, etc.9
CONCEPTOS
10
CAPACIDAD COLECTORA
El hecho de ver más estrellas a través del telescopio, que a simple vista, se debe a la enorme diferencia entre las superficies colectoras del ojo y del espejo del telescopio, si tomamos por ejemplo el telescopio Gemini, su capacidad colectora de luz es 2,700,000 veces mayor que la del ojo.
OJO
Espejo del Gemini
11
SENSIBILIDAD ESPECTRAL
La sensibilidad a los diferentes colores (sensibilidad espectral) del ojo reducida a una muy estrecha banda del espectro electromagnético, en las placas fotográficas y los sensores digitales, trabajan en un rango m amplio.
Sensibilidad espectral del ojo
12
SENSIBILIDAD ESPECTRAL
La sensibilidad a los colores de una película fotográfica y de un sensor (CCD), abarcan un mayor rango del espectro electromagnético. Por es capaces de registrar colores que son invisibles al ojo humano.
El ojo tiene su mayor sensibilidad hacia el verde, las películas fotográfi hacia el azul y los detectores electrónicos hacia el rojo.
M t. P a lo m a r S k y A tl a s
13
EFICIENCIA CUÁNTICA
El tiempo durante el cual el ojo almacena la luz es de 0.3 segundos, mien que una cámara fotográfica o un sensor digital, pueden estar expuestos luz todo el tiempo que sea necesario.
La capacidad de convertir los fotones en señales útiles para ser procesadas por el cerebro es mínima para el ojo humano, comparado con los sistemas detectores de imagen químicos y electrónicos.
14
MAGNITUD LÍMITE
La diferencia de brillo entre una estrella de magnitud 0 y una de magnitud 6 es de 250 veces.
Swinburne University of Technology
15
MAGNITUD LÍMITE 3.4 0.7
6 2.2 1.8
4
5
0.14 2.1
Ejemplos de estrellas de diferente magnitud en la constelación de 16 Orión.
MAGNITUD LÍMITE
Para observar estrellas débiles el cielo debe estar completamente osc transparencia perfecta. Condiciones extremadamente difíciles de enco hoy en día, debido a la contaminación luminosa y ambiental. El lugar de observación debe tener un clima muy seco y la temperatur 17 ser muy baja.
MAGNITUD LÍMITE
La mínima magnitud visible a simple vista es 6, algunas personas pueden alcanzar hasta 6.5 o 7 (pero depende de la edad, de las condiciones climáticas, de la dilatación de la pupila y de la iluminación).
18
ADAPTACIÓN A LA OSCURIDAD
Cuando pasamos de un lugar oscuro a uno iluminado, la pupila actúa como un diafragma, que se abre y cierr dependiendo de la cantidad de luz entrante. Pero esto no sucede instantáneamente. Para obtener la máxima sensibilidad (la máxima apertura) se requiere de 30 minutos de adaptación.
Para que los bastoncillos tengan la máxima sensibilidad, se req de la generación de una sustancia llamada Rodopsina. Esta se genera durante la oscuridad, y, es destruida inmediatamente cuando por la p entra una luz intensa. Si es necesario tener iluminación, como para ver un mapa, se d 19 utilizar una lámpara de color rojo, lo más débil posible.
EL OJO h tt p :/ /p e rs o n a le s .u p v .e s /g b e n e t/ te o ri a % 2 0 d e l% 2 0 c o lo r/ w a te r_ c o lo r/ IM G /e y e .g if
http://www.infovisual.info/03/img_en/047%20Structure%20of%20the%20posteri or%20part%20of%20the%20eye.jpg
Durante la noche, las células que trabajan son los bastoncillos, porque son mucho más grandes que los conos, por eso son más sensibles. Pero esto disminuye la capacidad de distinguir colores, por eso solo las estrellas más brillantes las vemos con el color que tienen.
20
EL OJO
La poca sensibilidad a los colores y el corto tiempo durante el cual las del ojo almacenan la luz entrante (fotones), hace que, aún con telesco muy grandes, las nebulosas se vean en blanco y negro, y no con los co que se ven en las fotografías publicadas en los libros de Astronomía. Este efecto, a veces decepciona a los observadores inexpertos.
Nebulosa Trifida
21
PODER DE RESOLUCIÓN
La capacidad de distinguir dos objetos puntiformes separados po cierta distancia depende del diámetro de la superficie colector de luz y de la longitud de onda (color) de los objetos.
Pero es muy importante tomar en cuenta el contraste (la difere de brillo) entre los dos puntos. Si uno es mucho más brillante que el otro, su luz ocultará completamente al más débil, por un efecto de difusión.
22
PODER DE RESOLUCIÓN
Ejemplo de la capacidad de resolución. Las estrellas de la figura 1 y 2 están bien separadas, Mientras que las de la figura 3 apenas podemos decir que son dos disti Las estrellas de las figuras 4 y 5 no se puede decir que están separada que el instrumento con el cual las estamos observando no tiene la capa de resolverlas.
Fig. 1
Fig. 2
Fig. 3
Fig. 4
Fig. 5 23
LEY DE LOS CUADRADOS Una estrella tiene forma esférica (aproximadamente), pero la podemos considerar como un punto luminoso que emite la misma cantidad de luz en todas direcciones (emisión isotrópica).
Ley de los cuadrados
La cantidad de energía es entonces inversamente proporcional a la di desde la cual se observa el objeto. Si dos estrellas son igual de brillantes, pero se encuentran a diferente distancia, la más alejada se verá menos brillante. 24
LEY DE LOS CUADRADOS
520
470
1500 1600 1400
900 2100 Ejemplo de distancias de algunas estrellas de la constelación de25 Orión
ÍNDICE DE REFRACCIÓN
Cuando la luz pasa a través de un med de diferente densidad (como por ejemplo del aire al agua), sufre una desviación (porque se modifica su velocidad). Esta desviación depende del color del rayo (longitud de onda). La moneda no se ve si el vaso está vacío, cuando se llena con agua, la refracción desvía el rayo de luz y la moneda se hace visible.
Mientras menor sea la longitud de onda (luz azul), mayor será la desviación.
26
REFRACCIÓN ATMOSFÉRICA
Las diferentes capas de la atmósfera terrestre tienen diferente temperatu y presión, por lo tanto la luz sufre varias desviaciones.
El efecto de la refracción es que las estrellas no están realmente en la posición en la que las vemos. Este efecto es mínimo en el Cenit y máximo en el horizonte, porque si e objeto esta cerca del horizonte, su luz debe atravesar una capa más gruesa de atmósfera, por lo tanto la desviación de los rayos será mayor.
http://ar.geocities.com/ experimet/exp10.htm
27
REFRACCIÓN ATMOSFÉRICA
Como podemos apreciar en las siguientes imágenes de la Luna, el efecto la refracción es el de la deformación de las figuras cuando estas se acerc al horizonte y su enrojecimiento.
Luna llena desde el Cenit hasta el horizonte
28
REFRACCIÓN ATMOSFÉRICA
Otro fenómeno interesante debido a la refracción es el rayo verde (gre
http://apod.nasa.gov/apod/image/0211/greenflash_parviainen_big.gif http://jef.raskincenter.org/main/pictures/green_flash.html
Cuando el horizonte esta muy plano (en el océano por ejemplo), la luz del limbo superior del Sol es refractada de tal forma que solo la componente verde y amarilla nos llega de manera directa. Pero se necesitan condiciones muy particulares y raras para que esto suceda. 29
REFRACCIÓN ATMOSFÉRICA Otro fenómeno debido a la refracción es el rayo azul, extremadamente raro y difícil de observar.
http://www.allthesky.com/atmosphere/greenflash-e.html
http://www.atacamaphoto.com/paranal/paranal34.htm
30
ABSORCIÓN ATMOSFÉRICA
Debido a que los rayos de luz tienen que atravesar una capa más gru atmósfera, cuando los objetos son más cercanos al horizonte, se ven rojizos, porque la componente roja de su luz nos llega de manera más directa. La componente azul, se dispersa en todas las demás direccio
http://home.clara.net/rfleet/gbh/glows/mon11.jpg
31
ABSORCIÓN INTER ESTELAR
La luz de los objetos que están muy lejos tiene que atravesar grandes distancias, y, a pesar de que el espacio inter-estelar es muy poco dens vacío), después de miles de años-luz, parte de esa luz es absorbida y r emitida a mayor longitud de onda (más roja).
http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/instructor/graphics/ch15/1512.html
Este fenómeno no se debe confundir con el corrimiento Doppler hacia 32
CORRIMIENTO DOPPLER
Supongamos que una estrella emite luz en todas direcciones (emisión isotrópica) de color verde, si la distancia entre el observador y la estrel la estrella se verá verde. Movimiento del objeto
Si la distancia entre el objeto y el observador aumenta, o sea las ondas se alejan del observador, se verán como si se estuviesen expandiendo, o sea más lejos unas de otras, entonces su longitud de onda (la distancia entre ellas) se hace mayor y el color del objeto se hace más rojizo. http://www.luventicus.org/artic ulos/03U006/azulrojo.jpg
Observador fijo
Si la distancia entre el objeto y el observador disminuye, o sea las ondas se acercan al observador, se verán como si se estuviesen comprimiendo, o sea más cercanas unas de otras, entonces su longitud de onda (la distancia entre ellas) se hace menor y el color del objeto se hace más azulado. 33
CORRIMIENTO DOPPLER
El espectro de un objeto en movimiento, presenta un desplazamiento líneas hacia longitudes de onda más cortas (hacia el azul) o más larg (hacia el rojo) dependiendo si se esta acercando o alejado del observ Espectro tomado con el observador fijo y el objeto acercándose.
Espectro tomado con el objeto y el observador fijos.
Longitud de onda (λ) Espectro tomado con el observador fijo y el objeto alejándose. http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/14/Redshift.png/200px-Redshift.png
34
TURBULENCIA
Las temperaturas y las presiones de las diferentes capas de la atmósf variables, así que el rayo de luz que tendrá que atravesar cada una de será desviado constantemente y de forma casi impredecible. Debido a este fenómeno, las estrellas a simple vista parecen titilar y vibrar.
A través del telescopio en vez que verse como puntos, se ven como manchas.
35
TURBULENCIA
Para lograr imágenes casi perfectas, como si no existiera la turbulenc dos técnicas: la óptica activa y la óptica adaptiva. De estas se hablará detenidamente en el capítulo dedicado a los telescopios.
Óptica activa Consiste en analizar la imagen de las estrellas y deformar, casi en tiempo el espejo primario del telescopio utilizando una serie de pistones colocado su parte posterior, para crear una distorsión de la imagen igual y contrari producida por la turbulencia.
Imagen sin el sistema activado (izquierda)36 y con el
TURBULENCIA
Estrella artificial Óptica adaptiva Consiste en analizar la imagen que llega La estrella artificial se genera proyectando un las de una estrella creada artificialmenteamarillo hacia el espacio. Cuando el haz llega a la altura de 90 km, reacciona con los átomos de sod por un laser y deformar, en tiempo real, estos emiten luz. el espejo secundario creando una distorsión igual y contraria a la generada por la turbulencia.
http://www.astro.caltech.edu/palomar/AO/laserdome2.jp
http://exoplanet.as.arizona.edu/~lclose/talks/ins/secondary_photo.jpeg
Espejo secudario del MMT, con los actuadores que
http://www.astro.caltech.edu/palomar/images/aooffon.jpg
Imagen tomada sin el auxilio de la óptica adaptiva 37 )izquierda) y con la óptica adaptiva trabajando
DIFRACCIÓN
La imagen de una estrella debe ser un punto, con varios círculos con La presencia de los discos se debe al fenómeno de la difracción, o sea la desviación de los rayos de luz cuando encuentran un obstáculo como el perímetro de los lentes.
Discos de Airy
En condiciones de visibilidad perfecta una estrella a través del telescopio se debe ver como un disco lleno de color uniforme (el diámetro del disco es inversamente proporcional al diámetro del telescopio) con uno o dos discos concéntricos, el primero brillante y el segundo muy tenue. http://www.cida.ve/~briceno/cursos/astrof_observ/clase4/pag1_1.html 38
SEEING
El Seeing es una medida de la calidad o de la degradación de las imág según como lo queramos ver.
A nivel no profesional es una medición sujetiva que se vuelve relativam precisa con el tiempo y la experiencia.
A nivel profesional se mide directamente sobre las imágenes de las es analizando la forma y el tamaño de los discos de Airy.
La degradación de la imagen (forma de los discos de Airy) es producid
- Corrientes de aire entre los 7 y los 13 km de altura. - Calor emitido por el terreno alrededor del telescopio. - Corrientes de aire en el interior del observatorio. - Diferencia de temperatura entre las ópticas del telescopio o en el int
tubo óptico. - Calentamiento de los espejos.
39
SEEING Escala de Pickering
En esta escala, el 1 indica que la imagen esta completamente distorsio el 10 indica que la imagen es perfecta. Esta escala y la de Antoniadi so más utilizadas.
http://www.invlumer.e.telefonica.net/Planificando/SEEING/Escala_SEEING.htm
Observando las imágenes anteriores, podemos deducir que el Seein muy malo de 1 a 3 pobre de 4 a 5 bueno de 6 a 8 excelente de 9 a 10 40
Escala de Pickering
SEEING
1- MUY POBRE: La imagen de la estrella es generalmente del doble del diámetro del tercer anillo de difracción si este puede verse; imagen estelar de 13" de diámetro.
2- POBRE: La imagen ocasionalmente es del doble del diámetro del tercer anillo (13"). 3- TIENDE A POBRE: La imagen es de cerca del diámetro del tercer anillo (6.7") y más brillante en el centro.
4- POBRE A JUSTO: El disco central de difracción de Airy es a menudo visible; A menudo se ven en las estrellas brillantes arcos de anillos de difracción.
5- JUSTO: El disco de Airy es siempre visible; en las estrellas brillantes se ven frecuentemente arcos. 6- JUSTO A BUENO: El disco de Airy es visible siempre; constantemente se ven arcos cortos. 7- BUENO: Disco nítido definido algunas veces; anillos de difracción vistos como arcos largos o círculos completos.
8- BUENO A EXCELENTE: Disco siempre nítidamente definido; anillos vistos como arcos largos o círculos completos, pero siempre en movimiento.
9- EXCELENTE: El anillo interno de difracción es estacionario. Anillo exteriores momentáneamente estacionarios.
10- EXCELENTE A PERFECTO: El patrón de difracción completo es estacionario.
41
SEEING Escala de Danjon
Otro método para la estimación del Seeing es la Escala de Danjon, la cual V representa condiciones de visibilidad perfecta y I las peo Esta escala es poco utilizada, por lo menos en Europa y América.
42
SEEING Escala de Antoniadi
La escala de Antoniadi se basa en la apariencia del objeto observado tiene 5 valores que se anotan con numeros romanos. El 1 representa mejores imágenes y el 5 las peores.
I - Visibilidad perfecta, con muy pocas ondulaciones de la imagen. II - Pequeñas ondulaciones, con momentos de calma que se extiende varios segundos. III - Visibilidad moderada, con mayores ondulaciones. IV - Pobre visibilidad, con ondulaciones constantes y perturbadoras. V - Muy pobre visibilidad, apenas permitiendo observar lo suficiente para hacer un dibujo. Resumiendo, la apariencia de la imagen nos indica, según la escala de Antoniadi, las condiciones del cielo. I – Excelente II – Bueno III – Promedio IV – Malo 43 V - Pésimo
SEEING
Un seeing malo reduce la resolución y el contraste de las imágenes tanto reduce la magnitud límite alcanzable) porque la luz es esparcid sobre una superficie mayor.
Las tres imágenes son del mismo grupo de objetos: • la de la izquierda tomada con seeing muy malo, • la del centro con un seeing pobre, • y la de la derecha con un seeing excelente.
44
TRANSPARENCIA
La transparencia del cielo es muy importante y está relacionada con e
Un cielo muy transparente nos permite ver estrellas de menor magnit nubes altas como los Cirrus, absorben parte de la luz que llega de las estrellas, impidiendo ver las estrellas débiles, actúan como un velo.
Un cielo parcialmente nublado, con nubes de baja altura, tipo Cúmulo permiten buenas observaciones, naturalmente en las áreas despejada porque en esas áreas el cielo es muy transparente, a menos que en la alta de la atmósfera, existan Cumulo-Cirrus o Cirrus (foto del centro).
Cirrus http://orange.math.buffalo.edu/455/patterns/w eb/slides/slide_Cirrus.jpg
Cumulos con Cirrus muy tenues http://pegasus.ouvaton.org/IMG/jpg/cu
Cúmulos http://www.globalmeteo.altervista.org/IMM AGINI/F3.jpg 45
TRANSPARENCIA
Una forma de medir la transparencia es la de determinar la mínima m visible a simple vista. Mínima Transparencia Magnitud Visible Excelente Buena Mala
5y6 4 3
Naturalmente la mínima magnitud visible depende de la contaminación luminosa y atmosférica del lugar de observación. El cielo de la ciudad
y
el cielo del campo
46
TRANSPARENCIA
Para determinar cual es la mínima magnitud visible, es necesario compa que se esta observando con un mapa que tenga indicadas las magnitudes las estrellas. Otros mapas indican cada magnitud Algunos las marcan con círculos de con diferente símbolo. diferente diámetro.
S ta r a n d P la n e t S p o tt in g . P . L a n c a s te r B ro w n
47
ILUSIONES ÓPTICAS
Desde una ciudad la Luna, el Sol y las constelaciones, aparecen exageradamente amplificadas y distorsionadas, como si las viéramos proyectadas sobre una pantalla que no estuviera perpendicular al proy
Esto es solo una ilusión óptica, debido a que el cerebro compara los obje cercanos que son relativamente grandes con los lejanos que son pequeñ 48 haciendo una especie de compensación.
ILUSIONES ÓPTICAS
Las constelaciones, vistas desde los centros urbanos, también se ven mu distorsionadas cerca del horizonte, como se puede ver en las fotografías Escorpión. Cercana al horizonte, deformada
Altura > 45º, tamaño real
http://www.astrofilivicentini.it/web/fogfilter/s
Adaptada de:
49
MUCHAS GRACIAS
POR SU ATENCIÓN
50
