Sitios de Observación Astronómica

Transcripción

1 Sitios de Observación Astronómica G.L. Baume Sitios de Observación Astronómica Observaciones desde el espacio Observaciones desde el aire Observaciones desde tierra Bibliografía Observational Astrophysics (Chapter 2) P. Léna, D. Rouan, F. Lebrun, F. Mignard & D. Pelat 2

2 Visible, Infrarrojo Ondas Milimétricas, Ondas de Radio 3 IAR (Radio) CASLEO (visible) GEMINI (IR) ESO-APEX (submm-mm) Ultravioleta cercano (λ > 300 nm en un lugar elevado) Visible (extinción en el óptico 10-15%) Infrarrojo cercano (λ < 25 µm) con varias líneas de absorción Ondas milimétricas (λ < 0.35 mm) con absorción no despreciable Ondas centimétricas y mayores 4

3 Visible e infrarrojo (300 nm < λ < 30 µm) A) Ausencia de nubes: Las nubes afectan la fotometría en el visible (fotometría absoluta; fotometría diferencial) Las nubes limitan las observaciones IR ya que incrementan en nivel de fondo ( background ) La nubosidad leve permite la espectroscopía pero disminuye la relación señal a ruido Las nubes dejan de ser un problema serio por encima de la tropopausa (8 km en el ártico; 18 km en los trópicos). Solo permanecen nubes de gran altitud que solo provocan baja extinción 5 Visible e infrarrojo (300 nm < λ < 30 µm) B) Bajas temperaturas En el infrarrojo cercano (NIR) la emisión de la atmósfera y del telescopio domina por sobre la luz dispersada La radiación de fondo decrece exponencialmente con la temperatura C) Baja presión atmosférica: La extinción y la emisividad se hallan determinada por el ensanchamiento de las líneas espectrales atmosféricas Cuanto mayor es la altura, menor es la extinción 6

4 Visible e infrarrojo (300 nm < λ < 30 µm) D) Mínima contaminación lumínica La intensidad de la iluminación artificial varía como una potencia inversa (2.5) con la distancia a la que se encuentra la ciudad La intensidad de la iluminación es proporcional a la población de la ciudad Hay que tratar de evitar sitios poblados y mantener un control estricto en la iluminación en el observatorio propiamente dicho palomar/lp.html 7 Visible e infrarrojo (300 nm < λ < 30 µm) D) Mínima contaminación lumínica La figura indica el incremento de la contaminación lumínica en varios observatorios a lo largo del tiempo. Aparentemente casi no hay lugares libres de este problema IAU: Division XII Commission 50 Se encarga de la protección de sitios de observación astronómica actuales y potenciales (a futuro) Fuente: ASTR 511/O Connell 8

5 Visible, infrarrojo y ondas milimétricas E) Calildad Fotométrica El sitio debe tener Una estabilidad en la transparencia de unas 6 horas (tener variaciones absolutas en las magnitudes estelares m < 0.02 mag) CASLEO (visible) GEMINI (IR) ESO-APEX (submm-mm) En infrarrojo y ondas milimétricas además se debe minimizar el vapor de agua, o sea la columna de agua precipitable. Como la escala de altura del agua es H agua ~ 3 km: Se necesitan sitios secos a gran altitud 9 Visible, infrarrojo y ondas milimétricas F) Calildad de imagen Variaciones aleatorias de presión y temperatura del aire Variaciones en el índice de refracción del aire Perturbación en la fase del frente de onda Perturbación en la calidad de las imágenes (visible, infrarrojo) Perturbación en las mediciones de fase (interferómetros milimétricos) Se debe estudiar la turbulencia del sitio ( seeing ) y determinar sus ciclos temporales Este es un proceso que lleva mucho tiempo 10

6 Visible, infrarrojo y ondas milimétricas G) Otros: Baja humedad relativa: Esto minimiza el riesgo de congelamineto de los elementos ópticos Bajo nivel de radiación en radio y microondas: Esto minimiza la posible interferencia de detectores y equipo electrónico Bajo nivel de polvo: Esto minimiza la contaminación de la óptica Sitio de latitud intermedia: Esto maximiza la cobertura de la esfera celeste Accesibilidad: Esto reduce los costos de operación. Este un factor que va teniendo menos importancia a medida que avanza el manejo remoto Pocos problemas sísmicos: Esto reduce los costos en las construcciones y posibles problemas operacionales 11 capa de inversión Visible, infrarrojo y ondas milimétricas Los mejores lugares son los desiertos o las regiones tropicales Como el calentamiento del Sol provoca la formación de nubes, se necesitan sitios ubicados por encima de una capa de inversión (visible) GEMINI (IR) ESO-APEX (submm-mm) En general: En el hemisferio norte: +10 < ϕ < +30 En el hemisferio sur: 0 ;-10 > ϕ > -35 ;-40 p.e. Canarias, Hawaii, Chile 12

7 Radio: Los sitios de observación se hallan limitados principalmente por contaminación humana: Señales de satélites Señales de televisión Señales de radares Señales de celulares Interferencias de cables de alta tensión IAR VLA Otro factor a tener en cuenta es el área horizontal libre : Es necesaria para el desarrollo de interferómetros (p.e. VLA) 13 Radio: La IAU establece que para que un sitio de observación sea considerado apto para estudios de radioastronomía debe existir: un conjunto de bandas (en frecuencia) que deben ser protegidas un nivel umbral de intensidad en dichas bandas de 2 x 10-6 W / m 2 G.L. Baume La Unión Internacional de Telecomunicaciones (UIT) provee recomendaciones de protección de bandas de uso en radioastronomía La legislación de cada pais debe seguir dichos lineamientos ITU-R RA.769-2: 14

8 La figura indica los sitios que mejor cumplen las condiciones indicadas anteriormente principalmente para el visible e IR. Esto es debido a la combinación de los siguientes factores: Comportamiento de las corrientes marinas frias Comportamiento de los vientos laminares

9 17 HSH - 0.6m THG 0.4m CASLEO (Burek) ASH 0.45m CASLEO 2500 m JS m SST 1.5m 18

10 NOAO KPNO 2100 m NOAO CTIO 2200 m 1.0m Curtis-Schmidt Blanco 4m 1.5m 0.9m ******* 19 Mauna Kea m 20

11 Cerro Pachon 2680 m Magellan Du Pont Swope LCO 2500 m 21 ENO - Observatorio de Teide (Tenerife) ENO - Observatorio de Roque Los Muchacos (La Palma) 22

12 ESO - La Silla 2400 m ESO - Paranal 2600 m File:Eso-paranal-51.jpg Observaciones desde el Aire Ultravioleta - Altas Energías Infrarrojo 24

13 2. Observaciones desde el Aire SOFIA Ultravioleta - Altas Energias Observaciones con globos (30-40 km): Ultravioleta cercano Rayos X Rayos γ Infrarrojo Kuiper Observaciones con aviones (a mas de 12 km): Infrarrojo y ondas submilimétricas: Kuiper Airborne Observatory (KAO): Diámetro = 0.9m Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA) Diámetro = 2.5m Observaciones desde el Espacio Casi todo el espectro electromagnético se encuentra disponible 26

14 3. Observaciones desde el Espacio Ventajas Cobertura de casi todo el espectro electromagnético Estabilidad mecánica del instrumental Homogeneidad en todo el cielo Desventajas Costos muy elevados La accesibilidad es casi imposible Lista de telescopios espaciales y observatorios: Observaciones desde el Espacio z Las limitaciones en este caso también se puede clasificar como: A) Absorción Se trata de una pérdida de fotones que no llegan al instrumental Las causas son: Las capas atmosféricas que puedan prevalecer por encima del satélite (a z > 300 km la absorción practicamente desaparece) El polvo interplanetario, aunque su influencia es muy baja en este sentido Partícula de polvo interplanetario de 10 micrones recogidos en la estratosfera con un avión U2. Esta partícula es similar en la composición química de los meteoritos primitivos, pero difiere en que tiene más abundancia de carbono y de elementos volátiles. La partícula está compuesta de vidrio, de carbono y muchos tipos de silicatos. 28

15 3. Observaciones desde el Espacio B) Emision Se trata de un nivel de fondo del que hay que extraer las fuentes débiles Posee fluctuaciones espaciales (granulosidad) y fluctuaciones temporales (ruido de cielo) La causas son: La luz zodiacal Los rayos cósmicos Partículas cargadas de la magnetósfera terrestre El fondo galáctico Estrellas débiles de fondo Polvo interestelar (ambos se distribuyen en forma irregular) Observaciones desde el Espacio La distribución del polvo viene dada por: k a 1.3 exp( 2.6 sen ) [ UA] n( r, β, a) = NO β r a = es el radio de la partícula r = la distancia al Sol Luz zodiacal La Nebulosa Zodiacal vista desde Paranal (Wikipedia) La nebulosa Zodiacal esta formada por granos de polvo que orbitan alrededor del Sol G.L. Baume

16 3. Observaciones desde el Espacio La Nebulosa Zodiacal Mínimo (ε = 180, β ~±60 ) Gegenschein o counterglow (ε = 180, β = 0 ) apod/ap html La intensidad recibida en la Tierra viene dada por: I ( λ, ε, β ) = I disp ( λ, ε, β ) + Iem. ( λ, ε,. β ) λ = longitud de onda de la radiación ε,β: coordenadas eclipticales en relación al Sol (no a γ), o sea ε = λ - λ O Observaciones desde el Espacio La Nebulosa Zodiacal La figura indica la distribución espectral de I para ε= 90 y β= 0 Se distinguen claramente las dos componentes: ( λ~ 3.5 µm) Dispersión: con un espectro similar al solar Emisión térmica: con un espectro similar al de un cuerpo negro a T ~ 235 K 32

17 3. Observaciones desde el Espacio La Nebulosa Zodiacal G.L. Baume Emisión Térmica Las imágenes indican la presencia de la emisión de fondo en diferentes zonas del infrarrojo Se destaca: la emisión térmica de la nebulosa zodiacal la emisión del polvo interestelar IRAS Azul = 12 µm Verde = 60 µm Rojo = 100 µm COBE Azul = 60 µm Verde = 100 µm Rojo = 240 µm Observaciones desde el Espacio Partículas de Alta Energía 1.Constitución: Estas partículas se deben a: El plasma solar (protones y electrones) Los rayos cósmicos (núcleos atómicos, electrones) Las partículas secundarias y Rayos γ Estas partículas, juntamente con los fotones producidos en las interacciones: Afectan las observaciones en altas energías (Rayos X y rayos γ) Perturban, en general, el instrumental electrónico de todos los satélites Protones Electrones 34

18 3. Observaciones desde el Espacio Partículas de Alta Energía 2. Distribución espacial: Todas ellas interactuan en la magnetósfera terrestre, cuya influencia varia entre los km de altura La figura indica la inflencia de la magnetósfera para z = 1000 km Se notan la zonas particulares donde los flujos son mucho más intensos G.L. Baume Auroras boreales Auroras australes Anomalía del Atlántico Sur Energetic Particle Telescope Observaciones desde el Espacio Partículas de Alta Energía 3. Distribución en energía: La figura indica los flujos de partículas más allá de la magnetósfera Los positrones y electrones poseen una distribución de energía como una ley de potencias Φ m 2 particulas α E seg srd GeV 2.56 En general, todo se halla modulado por los ciclos de actividad solar 36

19 3. Observaciones desde el Espacio Brillo del cielo G.L. Baume El límite de las observaciones viene dado por la emisión (brillo del cielo) La figura muestra en forma comparativa la importancia de este brillo en las distintas regiones del espectro incluyendo: airglow (atmósfera) El brillo de cielo cambia con el tiempo y con la dirección Se debe hacer una medida de este en forma conjunta con la del objeto bajo estudio para poder hacer las correcciones adecuadas luz zodiacal fondo galáctico: estrellas débiles, cirrus galácticos fondo cosmológico Observaciones desde el Espacio G.L. Baume Brillo del cielo Airglow Galactic cirrus observados en el IR por el satélite IRAS rojo = 100 micron verde = 60 micron azul = micron COBE (1992) Luz zodiacal WMAP (2003) 38

20 3. Observaciones desde el Espacio Brillo del cielo Nota: S 10 = mag arcsec S 10 = 21.9 mag arcsec Observaciones desde el Espacio Orbitas Los efectos no deseados pueden eliminarse (o al minimizarse) con una elección adecuada de la órbita del satélite. Por ejemplo para el caso de los efectos de la emisión en la magnetósfera se utilizan Orbitas muy elípticas Orbitas muy elevadas o muy bajas 40

21 3. Observaciones desde el Espacio Orbitas: Clases 1. Orbitas bajas (LEO) Son aproximadamente ecuatoriales y corresponden a la mayoría de los satélites astronómicos G.L. Baume Ventajas Requieren el mínimo gasto de energía en el lanzamiento y permiten maximizar la carga util Excelente transparencia y protección de los rayos cósmicos por el campo magnético terrestre Alturas: km Inclinaciones: < 30 (depende del lugar de lanzamiento) Observaciones desde el Espacio Orbitas: Clases 1. Orbitas bajas (LEO) Desventajas Frecuente ocultación del objeto bajo estudio: Por ejemplo: HST: Período = 96 m; Tiempo perdido = 40 m Cambios de temperatura frecuentes y de gran amplitud: Reducen la vida util de los materiales Presencia importante de luz difusa (stray light) de la Tierra 42

22 3. Observaciones desde el Espacio Orbitas: Clases 1. Orbitas bajas (LEO) Observaciones desde el Espacio Orbitas: Clases 2. Otras órbitas Orbitas geosincronicas: Poseen igual período (sidéreo) que la rotación terrestre pero son no circulares y/o no ecuatoriales. Por ejemplo: IUE GEO: Orbitas geoestacionarias: Orbitas geosincrónicas circulares y ecuatoriales (altura = km). Por ej: Satélites de comunicaciones y meteorológicos HEO: Orbitas altas: Circulares ( km) o altamente elípticas (1 000 km x km) Orbitas sincronizadas con el Sol: Orbitas de gran inclinación (cercana a 90 ) que permanecen siempre sobre el terminador de la Tierra (p.e. IRAS). Necesitan un año para cubrir todo el cielo. Punto de Lagrange Tierra-Sol L2: (p.e. GAIA) - El Sol, la Tierra y la Luna estan siempre del mismo lado - Estabilidad térmica e iluminación solar continua para generación de energía 44

23 Sitios de Observación Astronómica 2. Observaciones desde el Aire 3. Observaciones desde el Espacio 4. Tierra vs. Espacio Tierra vs. Espacio Fotometría (banda ancha) Espectroscopía La figura indica las diferentes sensibilidades de fuentes puntuales para diferentes tiempos de integración para observatorios en Tierra y en el espacio en el IR La tabla presenta los valores límites de varios parámetros para observatorios en Tierra y en el espacio 1 Jy = W m -2 Hz -1 46

24 4. Tierra vs. Espacio CASLEO (visible) Observaciones desde Tierra: Ventajas El acceso y la construcción es factible a costos menores El acceso permite: correccion de dificulades iniciales; reparaciones y actualizaciones La óptica adaptiva promete resultados similares a los obtenidos desde el espacio, aunque con campos de visión limitados (FOV ~ 1 arcominuto) El tamaño de los espejos y del instrumental es siempre mayor El tiempo de vida puede ser bastante grande (unos 40 años) GEMINI (IR) Desventajas La calidad se ve limitada por el seeing y las ventanas que permite la atmósfera La gravedad y las condiciones climáticas (vientos) dificultan la construcción de telescopios muy grandes Tierra vs. Espacio Observaciones desde el Espacio: Ventajas La calidad de las imágenes se ve limitada solo por la calidad de la óptica y posee campos de visión (FOV) de varios arcominutos Permite el acceso a regiones del espectro inaccesibles desde Tierra La sensibilidad en el IR se mejora notablemente ya que no existe emisión de fondo ni de la atmósfera ni del telescopio en si (son posibles temperaturas criogénicas) Desventajas El tiempo de vida es corto (unos 10 años) y el instrumental no puede ser actualizado (el HST es una excepción) Los costos son entre 10 y 100 veces mayores que los de un telescopio similar en Tierra 48

25 4. Tierra vs. Espacio Conclusión: La performance de los telescopios de Tierra se aproxima a la de los telescopios espaciales Es necesario adaptar los objetivos científicos y operacionales para minimizar posibles superposiciones Los costos de los observatorios espaciales converge con los costos de los observatorios terrestres más grandes (varios telescopios en un sitio) Las misiones espaciales sólo se justifican si 1. Es esencialmente imposible obtener determinados datos científicos desde Tierra 2. Un observatorio espacial es al menos dos órdenes de magnitud mas potente que su competidor en Tierra (al momento que la misión espacial se propone) 49 Sitios de Observación Astronómica 2. Observaciones desde el Aire 3. Observaciones desde el Espacio 4. Tierra vs. Espacio 50