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Telescopios ópticos y técnicas de observación. Cúpula del 2.12m y el MEADE en OAGH, Sierra Mariquita,Canaea, Sonora. Fotometría. Astrofotografía. Taller de Ciencia para Jóvenes 30 de julio del 2002. Espectroscopía. Introducción. - PowerPoint PPT Presentation
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Telescopios ópticos y técnicas Telescopios ópticos y técnicas de observaciónde observación
Taller de Ciencia para Jóvenes
30 de julio del 2002
Fotometría
Astrofotografía
Espectroscopía
Cúpula del 2.12m y el MEADE en OAGH, Sierra Mariquita,Canaea, Sonora
IntroducciónIntroducciónLa única forma que podemos obtener información de los
objetos astronómicos es a partir de la luz que nos llega de ellos.
NECESITAMOS
1 Sistema que colecte luz
OJO
TELESCOPIOTELESCOPIO
2 Sistema que tome la información de la forma que queramos dispositivo para medir la “luz” (flujo).
INSTRUMENTOINSTRUMENTO ++ DETECTORDETECTOR
PLACA FOTOGRÁFICAFILTROFOTÓMETROCÁMARA CCDESPECTRÓGRAFO
Telescopio + instrumento + detector = SISTEMA ÓPTICO
TÉCNICAS DE OBSERVACIÓNTÉCNICAS DE OBSERVACIÓN : 4 tipos
La ELECCIÓN de un INSTRUMENTO depende del tipo de observación y de ciencia que queramos hacer
FotometríaFotometría
EspectroscopíaEspectroscopía
Polarimetría y espectropolarimetría Sirve para medir componentes polarizadas de los objetos, en un rango de (polarimetría) o en una determinada (espectropolarimetría)
Interferometría Sirve para mejorar la resolución angular de los objetos
las más importantes
Funciones:
1. Captar la luz A mayor diámetro (D), más luz captan y podemos ver objetos más débiles (va con D2)
2. Aumentar la resolución angular.
3. Medir la posición de los objetos celestes
Tipos:
Refractores. Utilizan lentes y funcionan bajo el principio de refracción de la luz.
Reflectores. Utilizan espejos y funcionan bajo el principio de reflexión de la luz.
Catadióptricos . Utilizan lentes y espejos
Telescopios :Telescopios :
Refractor, 102 cm, Yerkes, Chicago
Reflector,1m Tonantzintla
Refractores:
Utilizan dos lentes para formar la imagen de los objetos celestes: lente objetivo y ocular. Se denomina apertura (D) al diámetro del objetivo.
Basan su funcionamiento en el principio de refracción de la luz.
Atmósfera
lente
i
i’
Distancia focal : f
Punto focal: F
Lente objetivo
Lente ocular
Eje óptico
DESVENTAJASDESVENTAJAS
1. La luz que pasa por las lentes sufre dispersión hay pérdidas adicionales de luz.
2. Los vidrios ordinarios no transmiten la luz Ultravioleta, limitando las observaciones en longitudes de onda cortas.
3. Las dimensiones de los refractores están limitadas por el peso de las lentes, las cuales pueden provocar grandes distorsiones en las imágenes.
VENTAJASVENTAJAS
No necesita mantenimiento
Hay lentes de cualquier focal pero aumenta mucho el tamaño del telescopio
Buena respuesta térmica Refractor, 1m , Yerkes, Chicago
25 m
Se basan en el principio de reflexión de la luz
Utilizan espejos, recubiertos por una delgada capa de aluminio
Normalmente los espejos son parabólicos cualquier rayo que llega a la superficie del espejo se refleja al mismo punto (F).
Defectos en su superficie causan aberración esférica (Hubble)
Telescopios ReflectoresTelescopios Reflectores
Hoy en día todos los telescopios son de este tipo. Principal ventaja: disminuyen el tamaño del telescopio
Espejo parabólico
Con problemas
Sin problemas
Imagen se forma en un circulo: circulo de mínima confusión
Imagen se forma en un punto = Foco
TIPOS DE TELESCOPIOS REFLECTORES: TIPOS DE TELESCOPIOS REFLECTORES:
Foco primario
Foco Newton
Foco Cassegrain
Foco Coude
F
F
F
F
Espejo parabólico
Espejo plano
Espejo secundario
primario
Foco PrimarioFoco Primario. El foco se encuentra encima del telescopio y es allí donde se coloca el instrumento (caja del primario) . Problemas mecánicos y que el instrumento oculta luz
Foco NewtonFoco Newton. Utiliza un espejo plano para sacar el haz de luz del telescopio. Problemas: el telescopio no se puede mover mucho porque se desbalancea.
Foco CassegrainFoco Cassegrain. Se utiliza un espejo secundario parabólico para desviar el haz de luz hacia la parte posterior el espejo primario (F). Debido al hoyo central se pierde el 15%. VentajasVentajas: como se corta el haz de luz el tamaño del telescopio disminuye, el telescopio esta balanceado, tienen alta resolución.
Foco Coudé.Foco Coudé. Usa espejos planos para desviar la luz hacia un foco lejano y fijo donde se ponen instrumentos pesados para hacer espectroscopia de alta precisión
Hoy en día todos los telescopios son Hoy en día todos los telescopios son tipo Cassegraintipo Cassegrain
ECUATORIAL. Un eje apunta hacia el PN (eje
polar). El segundo es perpendicular al primero (eje de declinación). VENTAJA: el movimiento aparente de la esfera celeste se puede compensar con un movimiento constante del telescopio alrededor del eje polar. DESVENTAJA: Son poco estables si aumenta el peso (sólo telescopios viejos)
HORIZONTAL O AZIMUTAL o de Horquilla. Un eje es horizontal (DEC) y el segundo es vertical (AR). VENTAJA: fácil de construir y más estable (telescopios grandes). DESVENTAJA:Para compensar el movimiento aparente de la esfera celeste el telescopio debe moverse con velocidad variable alrededor de los dos ejes.
MonturasMonturas
DeclinaciónPN
Polar
2.12m de Cananea
horquilla
Nuevas TecnologíasNuevas Tecnologías:
Al aumentar el diámetro de los espejos aumenta mucho el peso de los mismo y aparecen problemas mecánicos y técnicos; posibles soluciones han sido:
Dividir el área del espejo: Un telescopio grande se puede dividir en telescopios más pequeños ( es más barato y sencillo), xEj MMT (Multi Mirror Telescope) Telescopio formado por 6 espejos pequeños de foco común.
Espejos sementados en paneles, como el GTC (10.4m) y con óptica Activa.
Óptica ADAPTATIVA: Se hace un único espejo delgado (menisco delgado) con un sistema que mantiene la curvatura con un error mínimo. Se debe ir checando la curvatura y corrigiendo la forma para que el error sea < 0.05mm. SUBARU, 8m
Óptica ACTIVA: Se consigue mejorar la imagen del telescopio midiendo a tiempo real el frente de onda y corrigiendo la forma del espejo con suspensores automatizados. Diseño del espejo primario del GTC
Telescopios en México :Telescopios en México : tres grandes observatorios
Tonantzintla:1m de Tonantzintla (OAN)
Montura de horquilla
Foco Cassegrain
Apertura de 1 m
Instrumentos: espectrógrafo, CCD-mil, fotómetro
Cámara Schmidt (INAOE)
1m de apertura (efectivo, 80 cm)
Montura ecuatorial
Espejo primario esférico
Campos de 5grados
Placas fotográficas ( ver el acerbo de Tonantzintla)
Carta del cielo (OAN)
Refractor de 33 cm
Cámara CCD en el foco Cassegrain, 1m de Tonantzintla
OAGH, Cananea, Sonora (INAOE)OAGH, Cananea, Sonora (INAOE)
•Telescopio de 2.12 m:
•Montura Horizontal
•Foco R-C ~ Cassegrain
• Diámetro 2.12m
•Instrumentos: Espectrógrafo, Cámara CCD, LFOSC (objetos débiles), cámara infrarroja, CANICA, y en proyecto , espectrógrafo de multifibras y espectrógrafo de alta resolución
• MEADE: Medidor de la extinción de la atmósfera (16 pulgadas)
Primario
Secundario
Buscador
OAN de San Pedro Mártir, Baja California OAN de San Pedro Mártir, Baja California (UNAM)(UNAM)
El observatorio óptico más importante de México
•2.12 m: Casi gemelo del 2.12m de Cananea
•Montura de Horquilla pero con tope
•Foco R-Ch ~ Cassegrain
•Instrumentos: Echelle, Fabry-Perot, Espectrógrafos de alta y resolución intermedia y varias cámaras CCD. Infrarrojo: Camila, y Camaleón (Espectrógrafo)
•1.5 m
•Instrumentos: Espectrógrafo, cámara CCD y fotómetro
•84 cm
•Instrumentos: Espectrógrafo, cámara CCD y fotómetro
PROYECTOS MEXICANOSPROYECTOS MEXICANOS
• OPTICO:
•GTC (Observatorio del Roque de los Muchachos, Canarias, España): mayor telescopio óptico del mundo, 10.4m
•GTB (La Negra, México), 2 de 8m
•INFRAROJO:
•TIM, (OAN, México): 6.4 m
•MILIMETRICO:
•GTM (La Negra, México): Mayor telescopio milimétrico del mundo : 50 m
GTC, hoy
GTM,Junio
CONDICIONES DE UN SITIO PARA SER UN BUEN OBSERVATORIO:CONDICIONES DE UN SITIO PARA SER UN BUEN OBSERVATORIO:
Sin nubes
Latitud entre 10-300 N y 0-400S
Sin humedad (sobre todo en IR y mm) Zonas altas y desérticas
Lejos de ciudades (evitar contaminación lumínica)
Buen seeing (turbulencia atmosférica, tiene el efecto de aumentar el tamaño imagen y de diluir la energía Buen seeing ~ 1”. El seeing mejora con la altura sobre 2 Km.)
Zona sin montañas cercanas que produzcan turbulenciasSin árboles cercanosSin vientoDentro de la cúpula cuidar que este bien ventilado y que no haya maquinas que produzcan calor.Estrella sin
atmósferaDisco de seeing
(estrella con atmósfera)
)
Los mejores seeing :
Hawai (EE.UU.) ~ 0.1” ESO (Chile) ~ 0.2” La Palma (España) ~ 0.5”SPM y Cananea (México) ~ 0.8”
* FOTOMETRÍA La utilizamos cuando nos interesa medir los flujos (energías ) de objetos puntuales (estrellas) o el brillo superficial de objetos extendidos (xEj. galaxias). Otra posible aplicación es calcular posiciones de astros.
Instrumentos: Fotómetros, filtros + CCD y placas fotográficas
TécnicasFotometría de apertura para objetos puntualesAjuste a PSF (Point Spread Function) para objetos extendidos o en campos con muchos objetos y/o muy cercanos
Estrella = apertura - cielo
UGC 5605 M22
5'
Posiciones
* ESPECTROSCOPIA.
Instrumentos : Espectrógrafos y cámara CCD o placa fotográfica
Mediante el uso de prismas o rejillas de difracción conseguimos descomponer la luz que recibimos en las distintas que la componen = Espectro = distribución de intensidad en o
La utilizamos cuando nos interesa ver la energía que se emite o se absorbe en cada Esta distribución se relaciona con diferentes procesos. Quiero determinar composición, abundancias químicas, condiciones físicas de las regiones que emiten, tipo de objeto, corrimiento al rojo, velocidades (anchuras de líneas)...
Espectro de una A0
H
Proceso de reducción:Proceso de reducción:
Una vez tomamos la imagen en una cámara CCD y antes de empezar a trabajar con ella, debe limpiarse de todos los efectos que introducen los detectores REDUCCIÓN
Imagen sin corregir
Corregir de:
BIAS DARK FLAT-FIELD Rayos Cósmicos
IRAF Proceso de Análisis : Tratamiento de los datos de forma científica
Imagen reducida
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