Astrofísica Avanzada. Máster Fisymat. Almudena Zurita Muñoz. Curso

Transcripción

1 Astrofísica Avanzada Máster Fisymat Curso Almudena Zurita Muñoz

2 Astrofísica Avanzada I. Técnicas observacionales e instrumentación. Almudena Zurita (23 enero - 13 feb) II. Métodos numéricos en Astrofísica. Aplicación al estudio de galaxias. Isabel Pérez (20 feb 13 marzo) III. Preparación de observaciones y tratamiento de datos (reducción y análisis) Almudena Zurita & Isabel Pérez (20 marzo 24 abril) NOTA: Las fechas son aproximadas

3 La Astrofísica es una ciencia cuyo objetivo es describir, entender y predecir los fenómenos físicos que ocurren en el Universo La Astrofísica es una ciencia observacional Nuestro entendimiento de la Física del Cosmos depende en gran medida de nuestras observaciones Recolección de información procedente de los astros, conversión en señales cuantificables y su análisis Emisión electromagnética Partículas (rayos cósmicos, neutrinos), ondas gravitacionales, Objetivos de una observación astronómica: definir una estrategia apropiada de recolección de la información según los objetivos científicos ordenar las variables o parámetros medidos analizar correctamente la información (no sobre-interpretar, no tirar el tiempo)

4 I. Técnicas observacionales e instrumentación 1. Astronomía de posición y efectos de la atmósfera terrestre Introducción Sistemas de coordenadas Efectos atmosféricos Ventanas atmosféricas Extinción atmosférica Emisión y espectro nocturno Refracción y dispersión Turbulencia Elección de sitios de observación 2. Telescopios ópticos Telescopios (descripción, conceptos, monturas, espejos, los grandes telescopios) Óptica Activa y Adaptativa 3. CCDs y técnicas de observación (rango visible e NIR) Detectores CCDs Fotometría Espectroscopía

5 Observación astronómica Astronomía de posición Telescopio Instrumento Detector Astrónomo Apuntado: Localización de objeto en el cielo Recolección: Recolección del mayor número posible de los fotones emitidos por el objeto (necesidad de grandes superficies colectoras) Selección o filtraje: Selección de fotones de cierta energía según cierto tipo de proyecto científico Detección: Hacer interaccionar a los fotones con materiales de forma que generen señales medibles Reducción: Corrección de datos de efectos atmosféricos e instrumentales Análisis e interpretación de los datos

6 Repaso de sistemas de coordenadas (I) Sistemas de coordenadas La esfera celeste: Esfera imaginaria de radio arbitrario (pero grande (*)!) concéntrica con la Tierra. Llamamos polos de la esfera celeste a la intersección de la esfera celeste con los polos de la Tierra Llamamos ecuador celeste a la intersección del plano ecuatorial terrestre con la esfera celeste. Radio grande porque suponemos que las estrellas están todas situadas sobre la superficie de dicha esfera imaginaria ventaja: sólo necesitamos dos coordenadas para determinar la posición de un objeto.

7 Sistemas de coordenadas Repaso de sistemas de coordenadas (II) Distintos sistemas de coordenadas en Astronomía: Todos ellos tienen un plano de fundamental, que contiene al centro y divide la esfera celeste en dos hemisferios. Coordenadas de un astro vienen dadas por: Distancia angular entre dicho astro y plano fundamental (δ) Ángulo (α) entre: - Punto de intersección del círculo máximo que contiene al astro y que es perpendicular al plano fundamental, con dicho plano fundamental. - Y un punto de referencia contenido en plano fundamental definido de manera arbitraria. Coordenadas Plano fundamental Coordenadas Horizontales horizonte del observador acimut A, elevación (a) Ecuatoriales plano Ecuatorial Celeste RA (α), declinación (δ) Galácticas plano de la Vía Láctea longitud (l), latitud (b) Eclípticas plano de la Eclíptica longitud (λ), latitud (β) Punto de referencia α δ Plano fundamental

8 Sistema horizontal: Sistemas de coordenadas Plano de referencia Plano tangente a la superficie de la Tierra que pasa por el observador! Horizonte a, altitud o elevación, distancia angular del horizonte [-90 o,+90 o ] Muy usada la distancia cenital, z =90-a A, acimut, ángulo de la vertical del objeto desde alguna posición de referencia [0,360 o ] (convenio: medido en sentido horario desde el norte) a " Las estrellas salen por el E, se ponen por el W y culminan en el meridiano (círculo máximo que pasa por los polos celestes y cénit del observador) " Direcciones N y S determinadas por intersección de meridiano con horizonte. " Ángulo paraláctico (P): Ángulo entre la vertical de la estrella y la dirección norte (convenio: medido en sentido anti-horario desde el norte) Kaler, the ever-changing sky Las coordenadas horizontales cambian con el tiempo y dependen de la posición del observador

9 Sistema ecuatorial: Plano de referencia Plano Ecuatorial Sistemas de coordenadas δ, declinación (Dec), distancia angular del plano ecuatorial [-90 o,+90 o ] δ α α, ascensión recta (RA), ángulo entre equinoccio vernal y la intersección de la vertical del objeto con el plano ecuatorial [0h,24h] (convenio: medido en sentido anti-horario desde punto vernal. RA aumenta hacia el E) α y δ son constantes; no dependen del tiempo ni de la posición del observador catálogos Fundamental astronomy, Karttunen et al. " Ángulo horario (h): " Àngulo medido sobre Ecuador Celeste entre el meridiano y la proyección vertical de la estrella (en sentido horario). " No es constante, va cambiando al mismo ritmo en que rota la Tierra. " El ángulo horario del equinoccio vernal es el tiempo sidéreo (Θ o ST) Θ=h + α Cuanto menor es el ángulo horario de un objeto, más cerca está de su culminación h>0, ya ha culminado, h<0, no ha culminado aún

10 Sistema Galáctico: Sistemas de coordenadas Plano de referencia Plano de la Vía Láctea, (pero centro en el Sol!) b, latitud galáctica, distancia angular del plano de la Galaxia [-90 o,+90 o ] Fundamental astronomy, Karttunen et al. l, longitud galáctica, medida en sentido antihorario desde la dirección del centro de la Vía Láctea, [0,360 o ] Sistema Eclíptico: Plano de referencia Plano orbital de la Tierra (plano de la Eclíptica) β, latitud eclíptica, distancia angular del plano de la eclíptica [-90 o,+90 o ] λ, longitud eclíptica, medida en sentido antihorario desde el equinoccio [0,360 o ] Fundamental astronomy, Karttunen et al.

11 Sistemas de coordenadas Observador en Ecuador Observador a latitud 40 o Observador en Polo Norte

12 Efectos de la atmósfera terrestre Efectos de la atmósfera terrestre La mayoría de las observaciones astronómicas son realizadas desde la Tierra, ello conlleva el paso obligado de la radiación emitida por los objetos a través de la atmósfera, que produce cambios en la dirección e intensidad de la radiación emitida: Extinción Centelleo Emisión Refracción Turbulencia (seeing) Cambios en la intensidad emitida Cambios en la dirección y forma

13 Efectos de la atmósfera: Ventanas atmosféricas Efectos de la atmósfera terrestre Debido a la presencia de la atmósfera y a su composición, sólo la radiación con ciertas longitudes de onda puede atravesarla y alcanzar la superficie terrestre, definiendo las ventanas atmosféricas Absorción por O2 y N2 Absorción por O3 Absorción por vapor agua Ionosfera refleja toda la radiación

14 Efectos de la atmósfera terrestre Transmisión atmosférica Ventanas dominantes: Visible Radio frecuencias Visible UV Rayos X Rayos γ IR Radio Altura sobre superficie terrestre a partir de la cual el 50% de la radiación emitida se recibe Observational Astrophysics, P. Léna et al.

15 Efectos de la atmósfera terrestre Transmisión atmosférica Dominio espectral de observatorios astronómicos terrestres y espaciales Desde Tierra: Visible nm NIR-MIR 700nm-25 µm (*) Milimétricas λ>0.35 mm (*) Radio λ> cms UV Visible Rayos X Rayos γ Desde espacio: Rayos γ λ< nm Rayos X nm-100 nm UV nm MIR-FIR µm Desde sondas a km altitud, X-R, γ-r, NUV Radio IR (*) aunque muchas bandas de absorción en MIR y en milimétricas

16 Ventanas en el Infrarrojo cercano (NIR) Efectos de la atmósfera terrestre J H K Las bandas de observación en NIR, han sido definidas de acuerdo con las ventanas de la atmósfera en el IR L M Domina la absorción por moléculas de la atmósfera, principalmente vapor de agua.

17 Extinción atmosférica: Atenuación de radiación electromagnética emitida por los astros durante su paso a través de la atmósfera La extinción atmosférica se debe principalmente al scattering y absorción de fotones por moléculas y partículas presentes en la atmósfera: scattering Rayleigh (elástico), σ R α λ -4, producido principalmente por moléculas del aire (cuya densidad decrece con altitud, y con tamaños típicos <<λ) scattering por aerosoles y polvo (elástico), tamaño de aerosoles (a) mayor que el de las moléculas de aire. σ α λ -1 (para a >λ) o σ σ(λ) (para a >> λ) distribución de aerosoles depende de clima, actividad volcánica, contaminación, absorción: Principalmente O2,N2 y átomos libres, absorben radiación con λ< 100 Å (R-X,R-γ) Ozono (capa a km altura), corta radiación UV (λ< 300o Å) O 2 y H 2 O bandas de absorción en IR (λ> 7000Å) vapor de H 2 O absorbe completamente radiación entre 20µm y 1mm Para λ< 5000 Å domina el scattering Rayleigh Para λ mayores domina el scattering por polvo o aerosoles, que es muy gris (i.e. depende poco de la longitud de onda) Efectos de la atmósfera terrestre

18 Extinción atmosférica Curva de extinción promedio Efectos de la atmósfera terrestre: extinción La cantidad de extinción y la dependencia con λ depende del lugar de observación y de las condiciones atmosféricas, así como la contribución de cada componente. Cada observatorio mide su curva de extinción promedio periódicamente, pero es peligroso usar dicha curva; conviene medirla la extinción en las bandas de interés durante las observaciones para corregir los datos. Extinción promedio en San Pedro Mártir, México Aumento de scattering debido a aerosoles volcánicos, 19/20 junio 1982, Volcán Chichón Extinción debida a nubes o calima es gris, i.e. no depende de longitud de onda; se mantiene la forma de la curva de extinción atmosférica Schuster & Parrao, 2001,RMAA,37

19 Extinción atmosférica Efectos de la atmósfera terrestre: extinción Curva de extinción en Calar Alto Contribución de cada componente a la curva de extinción promedio (sin y con inclusión de Ozono) Medidas de extinción y mejor ajuste de los datos. U. Hopp & M. Fernández, Calar Alto Newsletter, 4 April 2002

20 Emisión de la atmósfera Además de extinguir la radiación emitida por los astros, la atmósfera también emite fotones. Necesidad de discriminar qué radiación ha sido emitida por un objeto y cuál por la atmósfera. Fluorescencias o airglow, Debido a desexcitaciones de átomos o moléculas que han sido excitados o disociados durante el día por la radiación UV. Probabilidad de desexcitación baja; puede ocurrir varias horas después de la excitación. Emisión en forma de líneas de emisión y emisión continua. Depende de la actividad solar. Durante la noche varía mucho (incluso factor 2 ó 3) y en escalas de pocos minutos. Intensidad del airglow no depende de la latitud (salvo por auroras) Principales fuentes: OI, NaI, O 2, H y OH (importante en IR). Emisión ocurre principalmente en UV, visible y NIR. Ocurre principalmente en capa fina de 30km espesor a km altura. OI 5577/6300/6363Å NaD 5890/6 Å OH bandas vibrorotacionales de Meinel R,I, NIR O2 7619A, 8645 Å bandas Efectos de la atmósfera terrestre: emisión Aurora roja, vista desde el espacio 6300 Å OI, origen a km altitud Airglow, visto desde el espacio, predomina OI 5577 Å (verde), y Na I 5890 Å (anaranjado) La Tierra, vista desde el espacio NASA,

21 Emisión de la atmósfera Efectos de la atmósfera terrestre: emisión Reid Wiseman, NASA

22 Emisión de la atmósfera Emisión térmica Efectos de la atmósfera terrestre: emisión Observational Astrophysics, P. Léna et al. emisión de la atmósfera debido a su temperatura hasta 40-60km se puede considerar en equilibrio termodinámico y por tanto emite como cuerpo negro con T~230 K la emisión térmica fluctúa con el tiempo debido a movimientos turbulentos de la atmósfera. fluctuación también con la línea de visión, pues cambia la masa de aire sobre la que se integra la emisión. Muy importante para observaciones en IR y milimétricas Límite superior de la emisión por OH en bandas del NIR (J,H,K) Emisión térmica de cuerpo negro para T=228K, Mauna Kea (4200 m altura)

23 Emisión de la atmósfera y espectro del cielo nocturno Espectro del cielo del Roque de los Muchachos (La Palma) en noche sin luna Origen no atmosférico La Palma night-sky brightness, Benn & Ellison, 1998, ING Technical Note 115

24 Emisión de la atmósfera y espectro del cielo nocturno Otros contribuyentes al espectro del cielo nocturno Luna (refleja espectro solar) Luz zodiacal, luz solar dispersada por polvo interplanetario Radiación estelar dispersada por polvo interestelar Auroras (solo importantes a latitudes > 40 o ) Contaminación lumínica La Palma night-sky brightness, Benn & Ellison, 1998, ING Technical Note 115

25 Espectro del cielo nocturno Contaminación lumínica Algunos tipos de lámparas Espectro del cielo en lugar con contaminación lumínica mag /arcsec 2 La menos dañina, deja limpio gran parte del espectro, y bajo consumo Líneas de emisión de lámparas de alumbrado h"p://

26 Contaminación lumínica Espectro del cielo nocturno Contaminación lumínica en el Observatorio de Sierra Nevada (J.L. Ortíz, IAA)

27 Contribución de la Luna Espectro del cielo nocturno Espectro del cielo desde observatorio de San Pedro Mártir en noche con luna nueva (noche oscura) y con luna llena (noche brillante) Ian Skillen, Days from new moon U B V R I z Gunn 3600Å 4400Å 5500Å 6400Å 8000Å 8900Å 0 (oscura) (brillante) Aprox. λ central El brillo del cielo debido a la luna depende de la fase y de la distancia a ella. Full moon