Observables e Instrumentación en Astronomía

Transcripción

1 Observables e Instrumentación en Astronomía Información sobre el Universo: Radiación electromagnética, distribución. Otros observables: neutrinos, rayos cósmicos, ondas gravitatorias Efectos de la atmósfera Imagen: filtros. Telescopios: Resolución angular, área efectiva. Telescopios a distintas λ Detectores: Detectores a distintas λ y de otros observables Espectroscopía: Resolución. Continuo y líneas Espectroscopios: Resolución. Tipos

2 Radiación electromagnética Principal fuente de información sobre el Cosmos Onda electromagnética (J.C. Maxwell 1860): Frecuencia ν: número de oscilaciones del campo EM por unidad de tiempo Período P: tiempo que tarda en hacer una oscilación P=1/ν Velocidad c~ km/s Longitud de onda λ: longitud recorrida por la onda en un período ν=c/λ

3 Espectro electromagnético Espectro visible sólo una pequeña parte ~ Å (1 Å~10-10 m) Cada longitud de onda información sobre el proceso que la origina

4 Espectro electromagnético Cada longitud de onda información sobre el proceso que la origina

5 Información en cada λ: Sol Visible Rayos X UV Radio

6 Ventanas espectrales Atmósfera no transparente a todas λ: radio: Tierra infrarrojo (IR): Tierra pero alto visible: Tierra, pero mejor alto UV/rayos X: espacio Incluso cuando ~transparente: dispersión, absorción... mejor cuanto más alto y más seco ionosfera

7 Efectos de la atmósfera Absorción/dispersión: Se pierde flujo Depende de la longitud de onda distorsiona el espectro Dispersión λ-4 causante color azul cielo y rojizo amanecer/atardecer Emisión: El cielo nocturno emite en el óptico (líneas) e IR (continuo) y hay que sustraer esta emisión Refracción: la posición aparente de los astros cambia con la distancia cenital z Distorsión: Seeing: distorsión del frente de ondas al pasar por la atmósfera la imagen de un objeto puntual es una mancha (<~1 ) Titilación: el brillo de las estrellas parece cambiar por el mismo efecto, menos importante para grandes aperturas

8 Neutrinos Partículas sin carga que sólo sufren interacción débil 3 tipos: electrónicos, muónicos y taónicos con masa muy pequeña o sin masa producidos en reacciones nucleares (p n): Sol ~ W Supernovas tipo II ~1045 W Interaccionan poco con la materia: muy difíciles de detectar portan información directa y sin modificar: núcleo del Sol: tasa de reacciones nucleares Supernovas: energía producida y procesos

9 Rayos Cósmicos Partículas subatómicas de todas direcciones con vel. relativistas: 98% iones: 87% p, 12% He++, 1% Z>2 2% e-,e+,pdistribución isotópica~solar: son jóvenes Vienen de la Galaxia (y más allá): Supernovas tipo I y II erupciones estelares, púlsares, binarias de rayos X... No direccionales: trayectorias helicoidales alrededor campo magnético E trayectorias más rectas No se puede exactamente de qué dirección vienen Espectro: desde 106 ev hasta 1022 ev: Intensidad decrece mucho con E Hasta ~1950 mejor fuente partículas elementales 106 kk

10 Ondas Gravitatorias La Teoría de la Relatividad General predice la existencia de ondas gravitatorias con v=c Observado su efecto en binaria púlsarestrella de neutrones: decrecimiento P Emitidas por masas aceleradas: Estrellas binarias Coalescencia de objetos compactos Acreción de materia a objetos compactos Supernovas Interacción muy pequeña con masa: Información directa

11 Imagen Representación bidimensional de la distribución angular de intensidades Utilidades: Morfología Contaje Tamaño angular Imagen nunca en luz blanca, siempre filtros que seleccionan rango de λ limitada resolución espectral (útil si poco brillante) Sistemas de filtros: conjunto calibrado de filtros que cubren una determinada banda espectral (óptico)

12 Sistema de filtros z U g r i

13 Telescopios Cualquier sistema que permite recoger la luz proporcionando información sobre su dirección Área efectiva: área útil para recolectar la luz πd2/4 Resolución: mínima distancia angular entre dos puntos para que aparezcan separados en la imagen Máxima resolución: límite de difracción d ( ) = λ / D (λ,d mismas unidades) Resolución real: limitada por la atmósfera (seeing) Distancia focal f: distancia a la que enfocan un haz que viene del infinito Razón focal o número f: f/ø (p.ej. f/8)

14 Telescopios a distintas λ Radio, IR, óptico, UV: espejos ~parabólicos IR/opt/UV: cubiertos para evitar Sol/clima IR: enfriados para evitar CN telescopio Rayos X: incidencia rasante espejos anidados Seff<< para S>> Rayos γ : máscaras codificadas

15 Interferometría Técnica por la cual se combinan las señales de varios telescopios físicamente separados para reproducir ~ la señal de un solo telescopio mucho más grande d ( ) = λ / D Se combinan las señales de los telescopios en pares (físicamente o, más comúnmente, por ordenador) Franjas de interferencia que dependen: geometría del par de antenas forma e intensidad de la fuente en estudio En uso bastante amplio en radio y mm En desarrollo para óptico e infrarrojo

16 Telescopios refractores y reflectores Refractores: usan lentes Aberración cromática Vidrio de gran pureza Soportes Reflectores: usan espejos Aberraciones Cualquier material Soportes por detrás Dominan reflectores: de muchos tipos dependiendo de necesidades Newton Telescopio espacial Hubble Prácticas

17 Distancia focal

18 Telescopios de Galileo y Kepler

19 Sistemas, monturas

20 Aberraciones

21 Difracción

22 Redes de difracción