03 instrumentacion
TRANSCRIPT
Tema 3. Instrumentación Astronómica
Ventanas de observación terrestre
• La atmósfera de la tierra evita que gran parte de la radiación electromagnética llegue a la superficie.
• Una de las principales fuentes de opacidad atmosférica es el agua, cuya presencia es muy variable espacial y temporalmente.
• Otras especies importantes son el N2, O2, CO2, etcétera.
• Los observatorios astronómicos buscan ubicaciones con condiciones óptimas de observación.
Monturas de telescopio
Altazimuthal Ecuatorial
• Las monturas altazimuthales sólo permiten movimientos en altura y azimuth.
• Las monturas ecuatoriales permiten movimientos en ascensión recta y declinación (y usualmente también en altura y azimuth).
• El seguimiento de un astro es mucho más sencillo con una montura ecuatorial (imprescindible para astrofotografía).
• El equilibrado es más complicado con montura ecuatorial.
• Los telescopios con montura ecuatorial deben ser puestos en estación antes de su uso.
• Otros factores a tener en cuenta son el peso y estabilidad de las monturas.
• La montura es una pieza fundamental del telescopio.
Monturas altacimutales
• Similar a la de un trípode fotográfico.
• Típica en telescopio de pequeño diámetro.
• Normalmente incluye mandos de ajuste fino.
• Difícil de motorizar.
• Muy adecuada para telescopios reflectores de tamaño medio.
• Movimiento manual.
• Fácil de fabricar, compacta y portable.
• Contrapesado innecesario.
Monturas ecuatoriales
• Requiere un importante contrapesado.
• Presenta varios problemas de estabilidad.
• Es muy fácilmente motorizable, alcanzando gran precisión.
• Es el tipo de montura ecuatorial más frecuente.
• También existe en versión altacimutal.
• El contrapesado es más sencillo.
• La construcción es más complicada y debe ser precisa.
• Habitual en equipos catadióptricos pesados.
Telescopios ópticos e infrarrojos
• Básicamente existen dos tipos de telescopios: refractores y reflectores.
• En los telescopios refractores el principal elemento óptico es una lente.
• En los reflectores se trata de un espejo.
• Existe una categoría de telescopios mixtos que reciben el nombre de telescopios catadióptricos.
D
fob
Espejo secundario
Espejo primario
Ocular
Características de los telescopios
• Colectar luz: deben ser capaces de reunir la mayor cantidad posible de energía, esto depende del diámetro del objetivo (espejo primario o lente).
• La cantidad de energía en el foco es proporcional a la relación focal, el cociente entre el diámetro del objetivo y su focal. Un telescopio f/4 se dice que es más luminoso que un f/20. El número F se define como
F = (focal objetivo) / (diámetro).
• El campo visual depende también del diámetro y del objetivo.
• La capacidad amplificadora o aumentos, depende del cociente entre la focal del objetivo y la del ocular (X=(focal objetivo)/(focal ocular)). Sin embargo, la amplificación máxima está limitada por la difracción y la turbulencia atmosférica (seeing). Aproximadamente, el máximo de amplificación en el visible (en aumentos) es de unas 2.3 veces la apertura del objetivo en milímetros.
• La precisión de un telescopio para medir posiciones depende de todo lo anterior (focales del objetivo, especialmente) pero también, y muy fuertemente, de la montura empleada.
El problema de la difracción
• Observando a través de una apertura circular la difracción nos produce una serie de círculos en lugar de una imagen puntual.
• El disco central (disco de Airy) contiene el 87% de la energía pero tiene un determinado radio.
• Sólo podremos resolver detalles situados a una determinada distancia:
sinθ = 1.22 λ/D
• El límite real lo impone la atmósfera (seeing).
Telescopios refractores
• El principal problema de los telescopios refractores es la lente del objetivo.
• Las lentes son caras, pesadas y complicadas de producir.
• Su diámetro máximo es aproximadamente un metro.
• Precisan de tratamientos apocromáticos para evitar aberraciones cromáticas.
• Aún se utilizan para algunos propósitos, especialmente para estudios que precisan gran calidad óptica con poca luminosidad (astrometría, estudios de planetas, …)
Telescopios reflectores
• También llamados a veces telescopios newtonianos.
• Los espejos son más baratos, ligeros y fáciles de producir que las lentes.
• Son los más extendidos a nivel profesional y amateur.
• Permiten diversas configuraciones (newtoniano, cassegrain, ritchey-cretien, herscheliano, …)
• Se pueden usar diversos planos focales para colocar distintos instrumentos ópticos a partir de la misma instalación óptica.
Cassegrain
Gregoriano
Telescopios catadióptricos
• En términos generales son telescopios que combinan tanto lentes como espejos.
• Suelen tener tamaños compactos, menores que la propia focal.
• El modelo más extendido entre los aficionados es el Schmidt-Cassegrain.
• Existen muchas otras configuraciones, como la Maksutov-Cassegrain.
Telescopios multiespejo
• Los telescopios han ido creciendo en tamaño a lo largo del tiempo.
• Actualmente existen varios de 10m de diámetro (Keck, Grantecan) y proyectos en activo de 40m (E-ELT) y 100m (OWL).
• Esto propició el desarrollo de la tecnología multiespejo.
• Varias secciones se coordinan de forma que se puedan compensar las flexiones y deformaciones.
• Todo esto a su vez permitió el desarrollo de la óptica adaptativa para compensar la turbulencia atmosférica y mejorar las observaciones.
• También existen espejos monolíticos flexibles.
Óptica adaptativa
• La óptica adaptativa consiste en obtener información sobre el estado de la turbulencia atmosférica para posteriormente poder corregir la información recogida.
• La óptica activa es similar pero deforma en tiempo real el espejo para compensar la turbulencia.
Cúpulas
• Los telescopios se suelen ubicar en lugares altos y con baja humedad para evitar en la medida de lo posibles las perturbaciones atmosféricas.
• Los objetivos de las cúpulas son varios:
• Protegen al telescopio del viento y las inclemencias atmosféricas.
• Mantienen la temperatura estable.
• Evitan la luz difusa.
Técnicas de observación astronómica: imagen
• Hasta tiempos relativamente recientes se han venido empleando técnicas fotográficas para la observación astronómica.
• Sin embargo, presenta diversos inconvenientes, principalmente la falta de linealidad en la respuesta del detector.
• Se han utilizado además otros sistemas de imagen, como el vidicon.
• El desarrollo de la tecnología de semiconductores permitió la aparición de las cámaras CCD.
• Las cámaras CCD han supuesto una revolución astronómica a todos los niveles.
• La popularización de las webcam también ha contribuido a la astronomía amateur.
• Normalmente las observaciones se realizan utilizando filtros que aislan unas longitudes de onda para estudiar diferentes fenómenos.
• Los filtros pueden ser anchos (UBVIR de Johnson) o casi monocromáticos.
• Estos sistemas están disponibles incluso a nivel aficionado.
Procesado webcam
Lucky Imaging
Técnicas de observación astronómica: espectroscopía
• Esta técnica se basa en la descomposición de la radiación incidente en la contribución de las diferentes longitudes de onda.
• La espectroscopía ha permitido determinar la composición de muchos cuerpos del Universo, así como la velocidad de expansión del mismo, entre otros aspectos.
Espectroscopía en Astronomía
• Cada imagen astronómica en luz “blanca” contiene mucha información codificada en la composición de esa luz.
• El estudio y comparación de los espectros nos permite establecer muchos parámetros físicos que caracterizan los cuerpos que estamos estudiando.
• El trabajo en laboratorio en las condiciones más variadas de presión y temperatura con gran variedad de compuestos es fundamental para el desarrollo de las técnicas espectroscópicas en astrofísica.
Espectroscopía amateur
• Inicialmente las técnicas espectroscópicas eran demasiado complicadas o caras para poder ser utilizadas por los astrónomos aficionados.
• La gran sensibilidad de las cámaras CCD revolucionó también el desarrollo de la espectroscopía amateur.
• Actualmente existe equipamiento en el mercado accesible a los aficionados y con una enorme funcionalidad.
Radioastronomía
• Las ondas de radio permiten un estudio astronómico completamente diferente en regiones del espectro con longitudes de onda del orden de un millón de veces más largas.
• En este caso se utilizan superficies metálicas (antenas), no espejos o lentes.
• En ondas milimétricas pueden utilizarse telescopios de 30-40m y en ondas superiores a las centimétricas podemos llegar a los 300m de Arecibo.
• Las antenas funcionan esencialmente como telescopios reflectores, reflejando las ondas de radio sobre el foco de la antena.
• Los receptores y analizadores de las ondas pueden ser enormemente complicados.
• Las ondas de radio permiten aplicar técnicas interferométricas para acoplar diversos telescopios y mejorar las observaciones.
• También se utiliza la síntesis de apertura para combinar la señal recibida por radiotelescopios separados por miles de kilómetros y así conseguir una superficie colectora mucho más grande.
• La radioastronomía abrió una nueva ventana al universo que permitió conocer aspectos de la astrofísica que habían pasado desapercibidos.
Astronomía espacial
• Para evitar las absorciones de la atmósfera y la turbulencia la única solución es observar desde el espacio.
• En el visible esto mejora la calidad de observación pero en otras longitudes de onda es la única forma posible de obtener datos. (HST)
• En el infrarrojo submilimétrico se utilizan bolómetros (10 µm – 1mm) sensibles a la temperatura enfriados a 4 K. Son telescopios pequeños (D ~ 40 – 60 cm).
• IRAS, ISO, etc…
• Los detectores ultravioleta son prácticamente telescopios clásicos de pequeño diámetro con detectores CCD (IUE).
• Los detectores de rayos X (0.1 – 10 nm) son telescopios metálicos con forma de hiperboloide para que la radiación llegue rasante. Los detectores son contadores de rayos X.
• La radiación γ se observa con “detectores de centelleo”. Es la radiación más energética.
Astronomía de partículas
• Los rayos cósmicos están formados por electrones, protones y núcleos de He.
• Pueden detectarse directamente desde fuera de la atmósfera.
• En Tierra se puede observar la radiación Cerenkov que desencadenan.
• Los neutrinos son partículas de muy baja masa y débilmente interactuantes.
• Su detección requiere normalmente enormes depósitos de agua pesada enterrados en antiguas minas.
• El Superkamiokande contaba con 50000 Tm de agua pesada y 11000 detectores de luz en una estructura de 35 x 35 x 40 m.
• IceCube es un detector de neutrinos ubicado en la Antártida.
• IceCube está enterrado bajo 2.000 metros de hielo “azul”, o extremadamente puro.
• La interacción de los neutrinos con las partículas de hielo genera muones que irradian luz azul que es la que detecta el experimento.
• IceCube comenzó a funcionar en diciembre de 2010 y está costeada en su mayor parte por la NSF y también por Alemania, Suecia y Bélgica.