TELESCOPIOS Técnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM - Telescopios ópticos
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- Juan Rey Henríquez
- hace 7 años
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1 TÉCNICAS EXPERIMENTALES EN ASTROFÍSICA TELESCOPIOS 1 TELESCOPIOS ÓPTICOS Descripción esquemática de un telescopio. Escala de placa. Magnitud límite visual. Telescopios refractores y reflectores. Focos. Monturas y estructuras. Telescopios de gran objetivo. Óptica activa. Óptica adaptativa. Telescopios en el espacio. 2
2 ESQUEMA DE UN TELESCOPIO Telescopio para uso visual objetivo plano focal ocular El objetivo forma la imagen en el plano focal. Allí se observa con detalle con ayuda de un ocular 3 ESCALA DE PLACA objetivo plano focal La escala de placa indica el tamaño lineal que tendrán las imágenes que se forman en el plano focal. (imagen del Sol en cm ~ distancia focal en m) 4
3 MAGNITUD LÍMITE VISUAL Conversión de irradiancias a magnitudes (Pogson) Ganancia en magnitudes ejemplo Magnitud límite visual Límite a simple vista 5 TELESCOPIOS REFRACTORES El objetivo está formado por lentes. Telescopio de Yerkes de 40 (~1 m) PRO: montado en un tubo, bajo mantenimiento. CONTRA: Aberración cromática (tripletes acromáticos). Problemas técnicos para construir y mantener objetivos de gran tamaño. 6
4 TELESCOPIOS REFLECTORES El objetivo es un espejo cóncavo. Telescopio espacial Hubble PRO: No tiene aberración cromática. El objetivo está sujeto por detrás y puede construirse más grande. CONTRA: Problemas de mantenimiento: colimado, limpieza, aluminizado. Inauguración en 1948 del Telescopio Hale (200 ) de Mt. Palomar 7 MONTURAS Permiten a los telescopios apuntar y seguir a los objetos celestes en su movimiento diurno. Coordenadas ecuatoriales: Eje polar y eje de declinación Ecuatoriales Acimutales Coordenadas horizontales: acimut y altura. 8
5 MONTURAS ECUATORIALES Una vez apuntado, el seguimiento se realiza moviendo sólo el eje polar a velocidad cte. Hay que ponerlos en estación: alinear el eje polar. Las tensiones que soportan los ejes varían según dónde apunte. No presentan rotación de campo en el plano focal. 9 MONTURAS ACIMUTALES El seguimiento se realiza moviendo los dos ejes a la vez. Las tensiones que soportan los ejes son ctes. Presentan rotación de campo en el plano focal. Pueden cargar estructuras de telescopios enormes. No necesitan cúpulas tan grandes. 10
6 FOCOS DE TELESCOPIOS (1) Los telescopios profesionales disponen de varios focos donde se sitúan los instrumentos. Foco primario Foco Newton Eje polar Foco Cassegrain Foco Coudé Eje de declinación 11 Foco primario FOCOS DE TELESCOPIOS (2) Es el foco del objetivo. No hay más espejos en el camino En él se suelen colocar cámaras de gran campo. INT 2.5m La Palma Cámara nir CIRSI en el foco primario del WHT 12
7 Foco Cassegrain FOCOS DE TELESCOPIOS (3) Antes del foco primario se sitúa un espejo convexo que alarga la focal. El espejo primario está perforado para permitir el paso de la luz. El foco se sitúa detrás del espejo primario. WHT 4.2m La Palma Espectrógrafo ISIS en el foco cassegrain del WHT 13 Foco Nasmyth FOCOS DE TELESCOPIOS (4) Además del secundario se coloca un terciario en la intersección del eje óptico con el eje de altura (monturas acimutales). Se pueden colocar instrumentos pesados en las plataformas Nasmyth. WHT 4.2m La Palma Utrech Echelle Spectrograph (UES) en una de las plataformas Nasmyth del WHT 14
8 Foco coudé FOCOS DE TELESCOPIOS (5) Además del secundario se coloca un terciario en la intersección del eje óptico con el eje de declina-ción (monturas ecuatoriales) y un cuaternario en la intersección del eje de declinación con el eje polar. Foco coudé El foco está fijo, en la sala coudé, y se colocan en él espectrógrafos de alta resolución. Esquema del 193cm de Haute Provence 15 GRANDES TELESCOPIOS (1) PARÁMETROS: - Tamaño: el área del objetivo del telescopio está directamente relacionado con su capacidad colectora de fotones. - Calidad óptica: no sólo se pretende recolectar fotones. - Monturas: para apuntado y guiado. -Coste TELESCOPIOS CLÁSICOS: - Primario rígido (monolítico). - Pulido convencional. - Monturas y tubos rígidos. (Ecuatoriales, más tarde acimutales). Se pretende que los telescopios profesionales dedicados al estudio de objetos celestes aparentemente débiles sean de gran tamaño y con buena calidad de imagen. 16
9 GRANDES TELESCOPIOS (2) AVANCES EN TAMAÑO: - No se puede hacer un espejo monolítico tan grande como se quiera. 4 m 16 m La masa (el volumen) crece con el cubo del tamaño. A= 16 x Ao M= 64 x Mo El espejo resulta x16 menos rígido y se quiebra de igual manera que una araña gigante no puede sostenerse sobre sus patas. Con detalle en: SOLUCIONES: 1) Panal de abeja 2) Segmentación Indirecta: varios telescopios (VLT) Directa: espejo múltiple (Keck, GTC) 3) Espejos delgados 17 GRANDES TELESCOPIOS (3) Espejo en panal de abeja de 8.4 m del LBT. medusa.as.arizona.edu/lbtwww/ tech/mirror98.htm ESO VLT 4 telescopios de 8m. MMT original con 6 espejos y actual con un solo espejo. 18
10 TELESCOPIOS KECK Esquema del telescopio Keck (I y II) donde se aprecia el espejo segmentado ILLUSTRATION BY TOM CONNELL/WILDLIFE ART LTD. FROM THE READER S DIGEST ATLAS OF THE UNIVERSE 2000 WELDON OWEN INC El primario de 36 segmentos de 1.8 m de diámetro equivale a un objetivo de 10 m de diámetro. 19 Esquema del GTC (10 m) 325 Tm GRAN TELESCOPIO CANARIAS 26m Sensor Positioner 36 segmentos hexagonales de 936 mm de lado y 80 mm de grosor. Webcam 11 feb m 20
11 AREA COLECTORA DE GRANDES TELESCOPIOS GTC 21 TELESCOPIOS ENORMES ESO 100m OWL EURO 50 California Extremely Large Telescope CELT (30 m) 22
12 TELESCOPIOS ESPACIALES PRO: - Fuera de la atmósfera: no hay extinción, no hay turbulencia, X, Gamma, UV, IR accesibles. CONTRA: - Misiones mucho más caras. - Condiciones extremas: se necesitan materiales especiales (tecnología espacial). - Mantenimiento y operación complicada. - Vida útil limitada por los fungibles OPTICA ACTIVA PROBLEMA: SOLUCIÓN: Los espejos delgados necesitan sujección para mantener la forma. Colocar actuadores bajo el espejo. Los actuadores se componen de sensores y motores (piezoeléctricos). Se analiza la imagen cada cierto tiempo (~30 min) y se corrije la forma del primario y el alineamiento del secundario para mejorarla. Ed Janssen, ESO 24
13 OPTICA ADAPTATIVA (1) La turbulencia atmosférica limita la resolución de los telescopios terrestres al valor del seeing. La imagen de un objeto puntual (estrella) formada por un telescopio fuera de la atmósfera (resolución teórica: disco de Airy) Idem telescopio terrestre (resolución real: disco de seeing) La óptica adaptativa pretende medir y compensar los efectos de la turbulencia en tiempo real. La resolución se aproxima a la teórica. 25 OPTICA ADAPTATIVA (2) Se analiza la luz de una estrella brillante cercana o de una estrella artificial (láser) y se corrige en tiempo real (~100 veces/s) Recomendado: Introduction to Adaptive Optics James R. Graham's Imagen de una estrella en el IR próximo sin y con AO 26
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