Clase II (parte I)

Efectos de la atmósfera: refracción
Refracción atmosférica (I)
El índice de refracción de la atmósfera (n) es cercano a la unidad,
pero depende de la presión (P) y la temperatura (T)
•  Para λ ~ 5000 Å,
n ≈ 1 + 80 x 10 -6 [ P(mb)/ T (K)]
Observational Astrophysics, P. Léna et al.
•  Supongamos:
•  Objeto astronómico a distancia cenital ≤ 70o
aprox. plano-paralela
•  Radiación es refractada en cada capa de la atmósfera,
por una cantidad que depende del índice de
refracción (i.e. de P y T)
r (rad) = z – za = (no -1 ) tan za
r(“) = 16.5 [Po(mb)/To(K)]o tan za
za
Efectos de la atmósfera: refracción
Refracción atmosférica (II)
Para banda V
• La refracción hace que los objetos aparezcan
más altos de lo que en realidad están
• Achatamiento de objetos extensos cuando se
ponen o salen
•  estrellas ralentizan aparentemente su
movimiento en la puesta o salida por incluso
varios minutos.
• Afecta al apuntado y seguimiento de los objetos
© Harald Edens
(hay que compensar el tracking de los telescopios por
este efecto)
• Aumenta con distancia cenital
• Depende de λ
Efectos de la atmósfera: dispersión
Refracción atmosférica (III) Dispersión
Dispersión variación en la refracción en función de λ
r(”)=Δz (“) = zr – za = 2.063 x 105 (no (λ)-1 ) tan za
Variación del índice de
refracción con longitud
de onda
Separación angular entre imagen roja (o azul)
de una estrella y la posición de referencia en
función de la distancia cenital :
h"p://www.astro.ufl.edu/~oliver/ast3722/ast3722.htm
Efecto muy importante en observaciones espectroscópicas y observaciones
©MarioCogo
con filtros de banda ancha que requieren buena calidad de imagen
Turbulencia
Efectos de la atmósfera: turbulencia
Seeing y centelleo
La atmósfera no sólo no es homogénea; tampoco es estática es un medio en constante movimiento
Sabemos n = n(P,T)
las variaciones de densidad, al implicar cambio en P y T, producen
cambios en n que provocan
•  cambios en el tamaño y posición aparente a la que vemos un objeto
•  cambios de brillo (scattering Rayleigh depende de n también)
seeing
centelleo
(Sin embargo, n es poco sensible a cambios en el contenido de vapor de agua de la atmósfera)
Fluctuaciones de la atmósfera no
pueden describirse con modelo
sencillo:
•  Escalas variación temporales:
desde seculares (cambios climáticos)
a milisegundos
• Escalas variación espacial: miles
de km (ciclones y anticiclones) a
milímetros (viscosidad)
h"p://www.astronomynotes.com,NickStrobel'sAstronomyNotes
Efectos de la atmósfera: turbulencia
Turbulencia atmosférica
Frente de onda emitido por estrella lejana es plano, pero por efecto de la
turbulencia, atmosférica, cuando llega a la Tierra está distorsionado o se dice que es
un frente de onda aberrado (aberrated wavefront) .
El parámetro de Fried o longitud de coherencia (ro)
es una medida de la presencia de turbulencia en la
atmósfera.
Atmósfera
turbulenta
r ∝ λ
6
5
Cuanto mayor es ro, mejor es la calidad de imagen
Significado de ro:
•  Indica el orden de magnitud de los ‘trozos’ en los que se ha partido el frente
de onda. Diámetro que define un área del frente de onda sobre el cual las
variaciones rms de fase debido a la turbulencia atmosférica son iguales a un
radián.
•  La calidad de imagen o resolución espacial con un telescopio desde Tierra
en presencia de atmósfera caracterizada por cierto ro, es la misma que tendría
un telescopio de diámetro ro, en ausencia de turbulencia (en espacio).
Calidad imagen en atmósfera con ro = Calidad de imagen de telescopio en
espacio (sin atmósfera) con diámetro ro
Efectos de la atmósfera: turbulencia
Turbulencia atmosférica
h"p://weatheroffice,ec.gc.ca/astro/seeing_e.html
h"p://www.astro.uvic.ca/~pritchet/Astr200A/Notes/Stoesz_AdapLveOpLcs_2005.pdf
ro
V
IV
III
II
I
Patrón de difracción perfecto, sin movimiento.
Variaciones de luz a través de los anillos de difracción.
Deformaciones en el disco central. Los anillos de difracción están rotos.
Disco central fragmentado. Los anillos de difracción están ausentes total o parcialmente.
No hay rastro de patrón de difracción.
Efectos de la atmósfera: turbulencia
Turbulencia
•  Resolución limitada por difracción:
Poder de resolución espacial teórico de telescopio de diámetro D
Criterio de Airy:
θ(rad) = 1.22 λ / D
θ(“) = 1.22 206264.8 λ/D
límite de difracción de telescopio de diámetro D
•  Resolución limitada por seeing:
Debido a la turbulencia atmosférica, la resolución angular de imágenes adquiridas en telescopios con
tiempos de exposición largos, se degrada, siendo la resolución espacial efectiva:
β(rad) = 1.22 λ / ro
β(“) = 1.22 206264.8 λ / ro
resolución angular para turbulencia ro
Ejemplo:
Recordar ro(λ) α λ6/5 !
D
0.5 m
2.5 m
5m
8m
Factor 100!
ro=10cm@5500Å (visible)
[email protected]µµ (NIR)
θ(“)
λ=5500Å
0.277
0.055
0.028
0.014
λ=2.2 µm
1.1
0.22
0.11
0.06
β (“) (ro=10 cm @ 5500 Å)
λ=5500 Å
λ=2.2 µm
1.4
1.05
1.4
1.05
1.4
1.05
1.4
1.05
Factor 20!
Efectos de la atmósfera: turbulencia
Turbulencia atmosférica
• Telescopios pequeños, D ~ ro
Se forman imágenes individuales o ‘speckles’, tanto más parecidas a un disco de Airy cuanto
mayor sea la relación ro/D. Dichas imágenes se mueven en el plano imagen.
h"p://btc.montana.edu/ceres/html/MtnQuest/seeing.htm
Mt. Fuji, Japón
• Telescopios grandes, D > ro
Se forman muchos speckles a la vez, cada uno correspondiente a una parte del frente de
onda; mini-imágenes de la estrella
El disco de seeing
es la envolvente de
todos estos
speckles .
h"p://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr130/lectureindex.html
h"p://www.astrosurf.com/cavadore/opLque/turbulence/
Efectos de la atmósfera: turbulencia
Turbulencia
Seeing - ro
•  Los astrónomos observacionales, hablamos más del seeing que de ro
seeing (”) ~β(”) = 1.22 206264.8 λ / ro
•  El seeing no es más que la manifestación en las observaciones de los efectos de la
turbulencia o de ro. Cuanto más bajo sea ro , peor (i.e. mayor) es el seeing.
ro bajo
seeing alto
malas condiciones observación
Emborronamiento que sufre la imagen de una estrella por efecto de la turbulencia en la
atmósfera terrestre
•  ¿ Cómo se produce el emborronamiento ?
• Variación de n en atmósfera ocurre en escalas de milisegundos la imagen ‘se mueve’
con dicha escala temporal
•  Imágenes astronómicas normalmente obtenidas tras tiempos de exposición del orden
de segundos a decenas de minutos
• La imagen final contiene la suma de todas las imágenes individuales ‘movidas’ y por
ello se produce el emborronamiento (veremos que hay matices en esto dependiendo del diámetro del
telescopio).
Efectos de la atmósfera: turbulencia
Turbulencia
Seeing
En la práctica, para los astrónomos observacionales, la medida más común de
seeing:
Diámetro del disco de seeing de la imagen de una fuente puntual: full-width at
half maximum de la PSF (point spread function) de la estrella en caso de imagen
σ
fwhm ~2.35 σ
Efectos de la atmósfera: turbulencia
Turbulencia atmosférica
Mediana ro=14.9cm
Histograma del valor de ro obtenido con el
medidor de seeing del ING en el Roque de los
muchachos (233 noches entre 1994-1998)
h"p://www.ing.iac.es/Astronomy/development/hap/dimm.html
θ=1.22 λ/D
θ=1.22 λ/ro
El seeing limita la resolución espacial de los telescopios terrestres cuando ro < D
Turbulencia atmosférica: seeing
Efectos de la atmósfera: turbulencia
•  A pesar de ser un parámetro de gran importancia en observaciones, es muy difícil predecir el seeing (valor
y variabilidad).
http://www.ls.eso.org/lasilla/seeing/
Mucha dispersión a lo largo del año.
•  Gran esfuerzo en los observatorios para
medirlo y buscar correlaciones con otros
parámetros meteorológicos medibles.
La dirección del viento promedio (4h) parece tener un
efecto evidente en el seeing observado en el ORM en La
Palma
M. Azzaro, M, Breare, "New Astronomy Reviews" Vol 42, 1998,
Seeing a lo largo del año en La Silla (Chile)
Efectos de la atmósfera: turbulencia
Turbulencia atmosférica: seeing
¡Muy variable también en escalas de
algunos minutos durante una misma
noche!
Calar Alto
ORM, La Palma
http://www.caha.es/SEEING/HISTORIC/hseeing.php
19/01/2007
29/11/2006
http://www.ing.iac.es/ds/weather/archive/index.php
Efectos de la atmósfera: turbulencia
Turbulencia atmosférica: seeing
• ¿Por qué nos preocupa tanto el seeing?
Banda R
Banda R
NGC 6946
WHT seeing 0.7”
•  Capacidad de resolución espacial
•  Profundidad de las imágenes
DSS seeing 3”
Elección de lugares de observación
Elección de sitios de observación
•  La construcción de un telescopio es costosa, y resulta fundamental elegir cuidadosamente
un buen sitio de observación.
•  La elección del sitio normalmente requiere años de ‘site testing’ o medida de los
parámetros fundamentales para la elección.
• Los criterios para la selección de un sitio de observación (visible, IR y milimétricas
fundamentalmente):
Mar de nubes en La Palma
• ausencia de nubes: Regiones tropicales y desérticas suelen
ser favorables. Especialmente aquellas en que existe una capa
de inversión que no permite que las nubes la sobrepasen.
Observatorio encima de capa de inversión (p.e. Islas Canarias y
Mauna Kea, Hawaii).
• calidad fotométrica: estabilidad en la transparencia de la
atmósfera. En el rango visible, se alcanza cuando hay al menos 6 horas
consecutivas de cielo despejado (implica ~2% de fluctuación en
transmisión). En IR, transparencia no depende tanto de nubes, sino
de concentración de vapor de agua.
•  calidad en IR y milimétricas: sitios que minimicen la cantidad de vapor de agua precipitable.
Preferibles círculos polares, lugares con condiciones anticiclónicas estacionalmente, lugares altos (escala
de altura del agua es 2 o 3 km en la baja troposfera).
• calidad de imagen: sitios en que efecto de la turbulencia sean mínimos. Importante analizar
histogramas de intensidad de turbulencia vs. tiempo, pues no estacionaria. Al depender fuertemente de
efectos muy locales (orografía del terreno) cada posible sitio incluso en mismo observatorio es analizado
independientemente. Las campañas de medida de seeing durante el site testing son de gran
importancia.
Elección de sitios de observación
• Oscuridad del cielo: Necesidad de lugares con cielos oscuros, lejos de grandes ciudades.
•  Evitar lugares con interferencias en radiofrecuencias, importante para radioastronomía
con λ > centímetros.
• Latitud: Elección de lugares que permitan cubrir al máximo los dos hemisferios celestes.
• Ausencia de movimientos sísmicos
• Accesibilidad, lugares relativamente accesibles, aunque de menor importancia dada la progresiva
implementación de control remoto en telescopios.
CSO, 10.4m, submm, U. Caltetch
Mauna Kea, Hawaii, 4205m
JCMT, 15m, submm, UK,NL,Canada
Subaru, 8.3m, visible/IR, Japan
UKIRT, 3.8m, IR, UK
UH, 2.2m, visible/IR, U. Hawaii
8 antenas, 6m, submm,
USA, Taiwan
Keck, 10m, visible/IR
NASA, 3m, IR, UH for NASA
Gemini North, 8.1m, visible/IR, 8 paises
(no ESO, no España)
Canada-France-Hawaii, 3.6m, visible
Elección de sitios de observación
La Silla, Chile, 2400m
Cerro Paranal, Desierto de Atacama,Chile, 2600m
3,6 m, visible/IR, ESO
NTT, 3,6 m, visible/IR, ESO
VLT, 4x8.2m, visible/IR, ESO
ALMA, Desierto de Atacama,
Llano de Chajnantor, 5000m
©ESOEduca*on&PublicRela*onsDepartment
Latitude 29º 15' south& Longitude 70º 44' west
Array de 80 antenas 12 m, submm, ESO
©ESOEduca*on&PublicRela*onsDepartment
Cerro Pachón, Chile, 2740m
SOAR 4.1 m, visible/IR, Brazil, USA
Gemini South, 8.1m, visible/IR
Además,
Latitude 30° 14' 16.8" S & Longitude 70° 44' 01.4" W
• Las Campanas (Magellan, 2 x 6m, USA)
• Cerro Tololo (CTIO)
Elección de sitios de observación
Roque de los Muchachos, La Palma, 2400m
TNG, 3,9m, visible/IR
Italia
Además:
GTC, 10m, visible/IR
España+México+U. Florida
WHT, 4.2 m, visible/IR,
UK,NL,España
NOT, 2.5 m, visible/IR,
Nórdico
•  MAGIC, 2 x 17m Cherenkov telescope
•  Torre solar sueca + Torre Holandesa
•  experimento SUPERWASP
•  Mercator telescope, 1.2m,Bélgica
•  Liverpool robotic telescope, 2m
•  The Carlsberg Meridian Telescope
Calar Alto, Almería, 2170m
2.2 m, visible/IR,
Alemania+España
1.23 m, visible/IR, Alemania+España
3.5 m, visible/IR, Alemania+España
INT, 2.5 m, visible/IR,
UK,NL,España