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