Información Astrofísica II

Transcripción

1 Información Astrofísica II 1 Información Astrofísica II Obtención y Análisis Bibliografía Observational Astrophysics (Chapter 1) P. Léna, D. Rouan, F. Lebrun, F. Mignard & D. Pelat Electronic Imaging in Astronomy (Chapter 1) I.S. McLean 2

2 Esquema del tratamiento de la Información: Señal Sistema de Observación Datos crudos ( raw data ) Optimización de la observación Revisión Rápida Reducción + Calibración Base de Datos Teoría Análisis Publicación Propuesta de observación 3 Si bien todos los portadores son importantes, la Astrofísica se basa principalmente en la información obtenida de los fotones A.1. Sistema de Observación A.2. Cubo de Datos B.1. Cobertura Espectral B.2. Nivel de sensibilidad C.1. Resolución angular C.2. Resolución temporal C.3. Resolución espectral 4

3 A.1. Sistema de Observación: Definición Se denomina asi a un dispositivo que permite: recolectar, seleccionar, traducir la informacion de un portador determinado en una señal que puede ser analizada y almacenada Constituyentes Un sistema de observación consta, en general, de los elementos indicados en la figura 5 A.2. Cubo de Datos: Definición Es una forma de interpretar como se distribuye la energía recibida en función de las siguientes variables: Las coordenadas de posición (pe: x-y o α-δ) La coordenada espectral (λ o ν). Cada punto del cubo de datos indica un valor vinculado con la energía recibida para una dada posición y longitud de onda The concept of a data cube. Credit: Stephen Todd (ROE) and Douglas Pierce-Price (JAC) 6

4 A.2. Cubo de Datos: Existen dos variables adicionales que son: El tiempo (t) La polarización de la señal (parámetros de Stokes: I,Q, U,V) t I Q U V Nota: En realidad no se observan los parámetros de Stokes en forma independiente, sino que siempre se observan intensidades moduladas por un polarizador a partir de las cuales se deducen los valores de Q, U y V 7 A.2. Cubo de Datos: Existen dos variables adicionales que son: El tiempo (t) La polarización de la señal (parámetros de Stokes: I,Q, U,V) 8

5 B.1. Cobertura espectral Definición Se denomina de esta forma al rango de longitudes de onda en la que es util un determinado sistema de observación 9 B.1. Cobertura espectral La atmósfera terrestre fue decisiva en el desarrollo de las distintas bandas Actualmente, todas las bandas son accesibles desde el espacio con el sistema de observación correspondientes 10

6 B.1. Cobertura espectral Distintas bandas permiten resaltar distintas características de un mismo objeto 11 B.1. Cobertura espectral Para comparar las distintas bandas de la mejor manera, se necesita tener valores semejantes en: el nivel de sensibilidad la resolución angular la resolución temporal la resolución espectral Galaxia Centauri A Óptico: el centro de la galaxia se halla oculto por el polvo IR: se puede obtener información a través del polvo Rayos X radio: se manifiesta la presencia de jets de gas caliente perpendiculares al plano de la galaxia 12

7 B.1. Cobertura espectral Nebulosa del Cangrejo Radio Radiación sincrotrón y radiación bremstrahlung Óptico IR Radiación debida a líneas atómicas Rayos X Radiación sincrotrón 13 B.2. Nivel de sensibilidad Sistema con bajo nivel de sensibilidad Definición 1 Es la capacidad de un sistema de observación para detectar fuentes débiles (por encima del ruido) Definición 2 Es la máxima relación señal a ruido (SNR) que permite obtener un dado sistema de observación. Nota importante: Las dos imágenes poseen el mismo tiempo de exposición, solo varia el sistema de observación Sistema con alto nivel de sensibilidad 14

8 B.2. Nivel de sensibilidad Depende fundamentalmente de: a) El Area colectora b) El Detector c) El Tiempo de integración Entonces: El tamaño de la apertura La eficiencia del detector y El máximo tiempo de integración determinan la sensibilidad del sistema de observación 15 B.2. Nivel de sensibilidad a) Area colectora El tamaño se ve limitado por problemas térmicos y/o mecánicos A pesar de ello se han incrementado de una forma exponencial con el paso del tiempo 16

9 B.2. Nivel de sensibilidad a) Area colectora Debido a limitaciones tecnológicas, el tamaño del área colectora depende de la cobertura espectral del sistema de observación Ley empírica: D α λ 1/3 (para E < 1 MeV) 17 B.2. Nivel de sensibilidad b) Detector La eficiencia del detector depende de:: la tecnología disponible las limitaciones físicas Herschel-S Herschel-I La figura indica el nivel de sensibilidad de diferentes sistemas de observación Se ha considerado: el máximo tiempo de integración los flujos medidos (líneas llenas) o estimados (líneas a trazos) de algunas fuentes típicas 18

10 C.1. Resolución Angular: Definición Es la capacidad que tiene un sistema de observación para discriminar la información que proviene de diferentes direcciones NGC C.1. Resolución Angular: El estudio de un mismo objeto con diferentes coberturas espectrales es más adecuado cuando las resoluciones angulares son comparables Rayos X Optico Microondas (1.6 GHz) 20

11 C.1. Resolución Angular: Límite Teórico La resolución angular de un sistema de observación se halla determinada por el límite de difracción impuesto por: El tamaño de la apertura La longitud de onda de funcionamiento Límite Práctico En la práctica, la resolución angular se ve limitada por: La calidad del sistema de observación La turbulencia de la atmósfera terrestre λ θ =1. 22 D 21 C.1. Resolución Angular: La figura indica la evolución de la resolución angular a lo largo del tiempo a traves de diferentes sistemas de observación Resolución angular teórica Peor resolución Mejor resolución 22

12 C.1. Resolución Angular: La figura representa evolución de la resolución angular para diferentes coberturas espectrales Gris oscuro: hasta 1960 Gris claro: hasta 1990 Línea a trazos: hasta 2000 Hay baja resolución en altas energias (rayos X y rayos γ) La mejor resolución es en radio (limitada por el tamaño de la Tierra; interferómetros) Ley empírica: D α λ 1/3 Calidad del Sistema de Observación λ θ =1. 22 D 23 C.1. Resolución Angular: Optico En esta banda el límite lo provee: el procesamiento de imágenes la óptica adaptiva para eliminar la turbulencia atmosférica (principalmente utilizada en el IR). 24

13 G.L. Baume C.1. Resolución Angular: En el espacio: Teóricamente el límite viene dado por la difracción En la práctica el límite lo impone la precisión de la óptica (y guiado) del telescopio / instrumento Desde tierra HST (pre 1994) HST procesada HST (post 1994) 25 C.1. Resolución Angular: Ondas de Radio Imagen procesada También en radio se puede combinar la alta resolución angular con el procesamiento de imágenes El límite final vendría impuesto por las inhomogeneidades en el medio interestelar Ellas producirían distorsiones de fase (similares a las producidas por la ionósfera terrestre) Imagen original SNR 1987A 12mm Australia Compact Array 26

14 C.2. Resolución Temporal: Definición Es la capacidad que tiene un sistema de observación para discriminar la información que proviene en dos instantes de tiempo diferentes SN 1987A 27 C.2. Resolución Temporal: Se torna importante en fenómenos variables cuando se intenta discriminar entre diferentes eventos separados en el tiempo Fenómeno lento 28

15 C.2. Resolución Temporal: La facilidad de mejorar la resolución temporal esta directamente relacionada con el nivel de sensibilidad del sistema de observación utilizado Fenómenos rápidos Pulsar de la Nebulosa del Cangrejo (~30 pulsos por segundo) 29 C.2. Resolución Temporal: La resolución temporal depende de también de la cobertura espectral y de las posibilidades tecnológicas 10-3 s 10-3 s s 10-3 s s s 10 s 3 yr 1 m 10 d 1 m 3 m 1 d 300 yr 10 d Evolución de la resolución temporal Gris muy oscuro: hasta 1940 Gris oscuro: hasta 1960 Gris: hasta 1980 Gris claro: hasta 1990 Línea a trazos: hasta

16 C.3. Resolución Espectral: Definición Es la capacidad que tiene un sistema de observación para discriminar entre la información correspondiente a diferentes longitudes de onda Atmósfera de Titán La resolución espectral (R λ ) depende: Del sistema de observación utilizado. Por ejemplo: - nivel de sensibilidad - el espectrografo De la cantidad del fotones disponibles, o sea de la intensidad de la fuente 31 C.3. Resolución Espectral: La resolución espectral alcanzada actualmente es aceptable en gran parte del espectro, salvo para altas energias

17 D. Relación entre los diferentes conceptos La Información (energía) recibida es limitada y se relaciona directamente con la cantidad de fotones recidos. En general, se puede expresar como una función de varios parámetros: Nivel de sensibilidad Resolución angular Resolución temporal Resolución espectral relación DIRECTA con el número de fotones relación INVERSA con el número de fotones relación INVERSA con el número de fotones relación INVERSA con el número de fotones 33 Información Astrofísica II Obtención y Análisis 34

18 En astronomía se pueden distinguir las siguientes técnicas: 2.1. Análisis de la Posición 2.2. Análisis del Flujo 2.3. Análisis Espectal 2.4. Análisis Polarimétrico 2.5. Técnicas particulares Análisis de la Posición Se refiere a localización de un cuerpo celeste respecto a un determinado sistema de coordenadas Normalmente se denomina Astrometría Existen varias aplicaciones en Astrofísica 36

19 2.1. Análisis de la Posición Ejemplo: Miembros de un cúmulo estelar DSS El cambio de posición de los objetos (moviemientos propios) permiten discriminar estrellas miembros (cúmulo) y estrellas no miembros (campo) en la dirección de un determinado cúmulo estelar El método es aplicable cuando los errores en los movimientos propios son muy bajos. Cúmulo Campo Discriminación de miembros en NGC 6397 a partir de los movimientos propios a partir de datos del HST en 1994 y 1997 (King et al. 1998) Análisis del Flujo Fotometría de imagen Se refiere a la medida del número de fotones por unidad de tiempo En el óptico se denomina Fotometría Es la técnica más antigua de la astronomía Generalmente, ésta es la clase de información que se obtiene de los objetos más débiles Es la técnica que permite llegar a mayores distancias con un dado sistema de observación Fotometría de objeto 38

20 2.2. Análisis del Flujo Es la técnica que permite llegar a mayores distancias con un dado sistema de observación Ejemplo 1: CL J : Este es el cúmulo de galaxias más distante (z = 2.07). Localizado a aproximadamente 3000 millones de años luego del Big Bang. (Diciembe 2010) Instrumento: VIMOS y FORS2 del VLT ESO xias_maduro_mas_distante/ Análisis del Flujo Ejemplo 2: UDFj Este es el objeto más distante detectado. Se trata de una galaxia compacta de estrellas azules presente 480 millones de años luego del Big Bang (Enero de 2011) Distancia: 13.2 millones de años luz 40

21 2.3. Análisis Espectral Se refiere a la separación de los fotones con diferente longitud de onda Usualmente se denomina Espectroscopía De acuerdo a los objetos que se estudian en cada observacion se tiene: Espectroscopía mono-objeto Espectroscopía multi-objeto Espectroscopía de ranura Espectroscopía de campo De acuerdo a la dispersión utilizada se tiene: Espectroscopía de baja dispersión Espectroscopía de alta dispersión La astrofísica esta basada casi totalmente en los logros de la espectroscopía Composición química Campos de velocidad Turbulencias Temperatura, presión, gravedad Campos magnéticos Análisis Polarimétrico Medida del porcentaje de polarización de la radiación recibida y del ángulo de la misma Usualmente se denomina Polarimetría Polarimetría de objeto Polarimetría de imagen o de ranura La polarización provee información acerca: De regiones de emisión particulares Del camino recorrido por la luz Campos magnéticos Scattering Estructuras de granos de polvo, etc La polarización presenta problemas de detección en el caso de muy bajas o en altas energias Polarimetría de imagen de V838 Mon 42

22 2.4. Análisis Polarimétrico Tr 27 Polarimetría de objeto en cúmulos abiertos NGC Análisis Polarimétrico Ejemplo: Resultado del estudio polarimétrico en microondas de la radiación cósmica de fondo (Marzo 2014) 44

23 2.5. Técnicas particulares Fotometría Rápida: Obtención de sucesivas imágenes o medidas de intensidad a intervalos de tiempo muy cortos (p.e.: variables rápidas; speckle imaging ) Espectroscopía Rápida: Obtención de sucesivos espectros a intervalos de tiempo muy cortos (p.e.: flares solares, variables eruptivas, fenómenos de acreción, fuentes de rayos X) Espectroscopía e Imagen: Obtención de imágenes simultaneas en diferentes longitudes de onda (p.e.:electroheliogramas de actividad solar, mapeo de la corona solar en diferentes líneas de emisión en rayos X, mapeo de la velocidad de HI en la Galaxia) Espectrofotometría: Obtención del comportamiento absoluto de la intensidad en función de la longitud de onda Espectropolarimetría: Obtención tanto del comportamiento relativo de la intensidad como de la polarización en función de la longitud de onda Interferometría: Obtención y combinación de la radiación electromagntética proveniente de una dada fuente por diferentes caminos para mejorar las mediciones (usualmente la posición o la resolución angular) 45 Información Astrofísica II Obtención y Análisis Sistema de Observación Cubo de Datos Cobertura Espectral Nivel de Sensibilidad Resoluciones espacial, temporal y espectral Análisis de Posición Análisis de Flujo Análisis Espectral Análisis Polarimétrico Técnicas Particulares 46