Clase II
Anuncio
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 CCD Fotometría Espectroscopía Telescopios Telescopios Pieza clave en el proceso de observación ● Función del telescopio: ● Recolección de radiación emitida por los astros (cuanta más mejor) ● Aumentar el tamaño angular de los objetos observados ● Mejorar resolución angular ● Elementosbásicos: • Obje%vooelementoóp,coprimarioformaimagenenunfoco (ahípuedeverseaojo,impresionarpelícula,alimentarinstrumentos uotroselementosóp;cos) F • Segúnelobje,vo: • telescopiorefractor,siesunalente • telescopioreflector,siesunespejo Lostelescopiosastronómicosprofesionalesson reflectores. F Telescopios Parámetros fundamentales de telescopios (I) • Aumentos de un telescopio(telescopioparausovisual) Sólo,enesen,dohablardelosaumentosdeuntelescopiocuandocolocamosunocular I=f1xα = f2x β Aumentoangular(ω): ω=β/α=f1/ f2 Mayor aumento cuánto mayor sea la focal del objetivo y menor la del ocular • PrimertelescopioparausoastronómicoGalileo(1608) Telescopiorefractordehasta30aumentos Parámetros fundamentales de telescopios (II) Telescopios • Tamaño de placa (plate scale) • Importante cuando recogemos la imagen directamente del plano focal de elemento óptico primario (foco primario) • Relación entre el tamaño físico del objeto o separación de dos objetos (Δs) en el plano focal y su tamaño o separación angular (Δθ) f Δθ Δθ~Δs/f Δθ Obje;vo oelemento óp;coprimario Escaladeplaca(”/mm)=(Δθ/ Δs)=206264.8/f(mm) Δs Planofocal Válidoparatelescopioreflectororefractor EltamañoHsicodeobjetoextensoenplanofocalsólodependedef(amásf,másgrandeeselobjeto) • Ejemplo, • DistanciafocaldelespejoprimariodelWHT,f=11739mmescalaplaca=206.26/11.739=17.57” /mm • SicolocoCCDde2cmx2cm,eltamañodelcampo(f.o.v.)será:17.57”/mmx20mm=351”=5.85‘ 5.85’x5.85’ • Sieltamañodelospíxelesesde13micrascadaunocorresponderáa:13x10-3mmx17.57”/mm=0.23”/pixel Parámetros fundamentales de telescopios (III) Telescopios • Razón o relación focal (focal ratio) Razón entre la focal (f) del objetivo (o elemento primario) y su diámetro (D) F-ratio = f / D • También representado con f/# (número f) , donde • 1/F-ratio se denomina también abertura relativa • Utilidades: • Tamaño físico de imagen en plano focal ∝ f • Luminosidad recibida por primario del objeto # = F-ratio = f/D ⇒ área ∝ f 2 ∝ D2 densidad de flujo (luminosidad/área) en el plano imagen (D/f)2 = (1/F-ratio)2 a) • Cuanto menor sea la razón focal (f/#), tanto más luminosa es la imagen • Cuanto más bajo es f/#, tanto más “rápido” es el telescopio (concentra más luz por unidad de área) (fast beam) f1=2f2 • Telescopioa)es4vecesmenosluminosoqueb) D f2 b) D • Escaladeplacadea)esdosvecesmenorqueenb). Pararecogerunamismaimagendetamañoangulardado, laplacaoCCDdea)debeserdosvecesmayorqueenb) • ParauntamañodeCCDfijo,eltelescopiob)veráuncampodos vecesmayor(área4vecesmayor). Distintos diseños de telescopios reflectores Telescopios • Objetivo, trasladar el plano focal fuera del telescopio hPp://www.astro.ufl.edu/~oliver/ast3722 • La forma de la sección de los espejos, determina la presencia de aberraciones: • Esféricos • Cóncavos, con sección esférica • Los más fáciles de hacer • Rayos fuera de eje óptico progresivamente más afectados de aberración esférica • Parabólicos • Cóncavo, con sección parabólica • Corrigen la aberración esférica • Introducen otras aberraciones: coma, astigmatismo, distorsión de campo, etc Los telescopios modernos tienen superficies más complejas para minimizar aberraciones específicas Telescopios Distintos diseños de telescopios reflectores Telescopio tipo Cassegrain Sistema Cassegrain clásico (Cassegrain 1672) Primario parabólico Secundario hiperbólico • libre de aberración esférica • tiene aberración de coma - afecta más gradualmente hacia fuera del eje óptico - limita en campo de visión útil del telescopio Algunas variaciones del Cassegrain clásico • Ritchey-Chrétien (191o) M1: hiperbólico M2: + hiperbólico • libre de coma y aberración esférica en un plano focal • el más usado en grandes telescopios profesionales • Dall-Kirham (1930) M1: elíptico M2: esférico www.ucm.es/info/Astrof/users/jaz/IA/IA_02.pdf • M1 de fácil pulido • pero no libre de coma y plano focal es curvo • Schmidt-Cassegrain M1: esférico M2: esférico • M1 de fácil pulido • Incorpora lente correctora que compensa la aberración esférica • Son cámaras muy luminosas de gran campo, útiles para cartografiados del cielo. • Plano focal es curvo y lente puede introducir aberración cromática Cámara Schmidt Tipos de monturas de telescopios Telescopios Objetivo: permitir el apuntado y seguimiento de los objetos en su movimiento aparente en el cielo Montura altacimutal Montura ecuatorial Eje acimutal Eje de declinación Eje de elevación Eje polar h^p://www.ing.iac.es/PR • Una vez hecho el apuntado, el seguimiento se realiza moviendo sólo en eje polar. • Según posición los ejes soportan distintas tensiones • No hay rotación del campo en el plano focal. • El seguimiento se realiza moviendo ambos ejes • Pueden soportar estructuras muy pesadas • Necesitan derrotadores: hay rotación del campo en el plano focal • Necesitan cúpulas menos grandes
