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Telescopios ópticos y técnicas de observación

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Telescopios ópticos y técnicas de observación

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  1. Telescopios ópticos y técnicas de observación Cúpula del 2.12m y el MEADE en OAGH, Sierra Mariquita,Canaea, Sonora Fotometría Astrofotografía Taller de Ciencia para Jóvenes 30 de julio del 2002 Espectroscopía

  2. Introducción La única forma que podemos obtener información de los objetos astronómicos es a partir de la luz que nos llega de ellos. NECESITAMOS  OJO TELESCOPIO Sistema que colecte luz Sistema que tome la información de la forma que queramos dispositivo para medir la “luz” (flujo). INSTRUMENTO+DETECTOR  PLACA FOTOGRÁFICA FILTRO FOTÓMETRO CÁMARA CCD ESPECTRÓGRAFO Telescopio + instrumento + detector = SISTEMA ÓPTICO

  3. La ELECCIÓN de un INSTRUMENTO depende del tipo de observación y de ciencia que queramos hacer  TÉCNICAS DE OBSERVACIÓN : 4 tipos Fotometría  las más importantes Espectroscopía Polarimetría y espectropolarimetríaSirve para medir componentes polarizadas de los objetos, en un rango de l (polarimetría) o en una l determinada (espectropolarimetría) Interferometría Sirve para mejorar la resolución angular de los objetos

  4. Reflector,1m Tonantzintla Telescopios : Funciones: • Captar la luz  A mayor diámetro (D), más luz captan y podemos ver objetos más débiles (va con D2) • Aumentar la resolución angular. • Medir la posición de los objetos celestes Tipos: • Refractores. Utilizan lentes y funcionan bajo el principio de refracción de la luz. • Reflectores. Utilizan espejos y funcionan bajo el principio de reflexión de la luz. • Catadióptricos . Utilizan lentes y espejos Refractor, 102 cm,Yerkes, Chicago

  5. Atmósfera i lente Refractores: • Basan su funcionamiento en el principio de refracción de la luz. i’ • Utilizan dos lentes para formar la imagen de los objetos celestes: lente objetivo y ocular. Se denomina apertura (D) al diámetro del objetivo. Lente objetivo Lente ocular Punto focal: F  Eje óptico Distancia focal : f

  6. VENTAJAS • No necesita mantenimiento • Hay lentes de cualquier focal pero aumenta mucho el tamaño del telescopio • Buena respuesta térmica 25 m Refractor, 1m ,Yerkes, Chicago DESVENTAJAS La luz que pasa por las lentes sufre dispersión  hay pérdidas adicionales de luz. Los vidrios ordinarios no transmiten la luz Ultravioleta, limitando las observaciones en longitudes de onda cortas. Las dimensiones de los refractores están limitadas por el peso de las lentes, las cuales pueden provocar grandes distorsiones en las imágenes.

  7. Imagen se forma en un circulo: circulo de mínima confusión Imagen se forma en un punto = Foco Telescopios Reflectores Espejo parabólico • Se basan en el principio de reflexión de la luz • Utilizan espejos, recubiertos por una delgada capa de aluminio • Normalmente los espejos son parabólicos cualquier rayo que llega a la superficie del espejo se refleja al mismo punto (F). • Defectos en su superficie causan aberración esférica (Hubble) Con problemas  Hoy en día todos los telescopios son de este tipo. Principal ventaja: disminuyen el tamaño del telescopio Sin problemas

  8. TIPOS DE TELESCOPIOS REFLECTORES: Foco primario Foco Primario. El foco se encuentra encima del telescopio y es allí donde se coloca el instrumento (caja del primario) . Problemasmecánicos y que el instrumento oculta luz Foco Newton. Utiliza un espejo plano para sacar el haz de luz del telescopio. Problemas: el telescopio no se puede mover mucho porque se desbalancea. Foco Cassegrain. Se utiliza un espejo secundario parabólico para desviar el haz de luz hacia la parte posterior el espejo primario (F). Debido al hoyo central se pierde el 15%.Ventajas: como se corta el haz de luz el tamaño del telescopio disminuye,el telescopio esta balanceado, tienen alta resolución. Foco Coudé.Usa espejos planos para desviar la luz hacia un foco lejano y fijo donde se ponen instrumentos pesados para hacer espectroscopia de alta precisión Espejo parabólico F Foco Newton Espejo plano F Foco Cassegrain Espejo secundario F primario Foco Coude  Hoy en día todos los telescopios son tipo Cassegrain F

  9. PN Declinación horquilla Polar Monturas HORIZONTAL O AZIMUTAL o de Horquilla. Un eje es horizontal (DEC) y el segundo es vertical (AR). VENTAJA: fácil de construir y más estable (telescopios grandes). DESVENTAJA:Para compensar el movimiento aparente de la esfera celeste el telescopio debe moverse con velocidad variable alrededor de los dos ejes. ECUATORIAL. Un eje apunta hacia el PN (eje polar). El segundo es perpendicular al primero (eje de declinación). VENTAJA: el movimiento aparente de la esfera celeste se puede compensar con un movimiento constante del telescopio alrededor del eje polar. DESVENTAJA: Son poco estables si aumenta el peso (sólo telescopios viejos) 2.12m de Cananea

  10. Nuevas Tecnologías: Al aumentar el diámetro de los espejos aumenta mucho el peso de los mismo y aparecen problemas mecánicos y técnicos; posibles soluciones han sido: • Dividir el área del espejo: Un telescopio grande se puede dividir en telescopios más pequeños ( es más barato y sencillo), xEj MMT (Multi Mirror Telescope) Telescopio formado por 6 espejos pequeños de foco común. • Espejos sementados en paneles, como el GTC (10.4m) y con óptica Activa. • Óptica ADAPTATIVA: Se hace un único espejo delgado (menisco delgado) con un sistema que mantiene la curvatura con un error mínimo. Se debe ir checando la curvatura y corrigiendo la forma para que el error sea < 0.05mm. SUBARU, 8m • Óptica ACTIVA: Se consigue mejorar la imagen del telescopio midiendo a tiempo real el frente de onda y corrigiendo la forma del espejo con suspensores automatizados. Diseño del espejo primario del GTC

  11. Telescopios en México : tres grandes observatorios Tonantzintla: • 1m de Tonantzintla (OAN) • Montura de horquilla • Foco Cassegrain • Apertura de 1 m • Instrumentos: espectrógrafo, CCD-mil, fotómetro • Cámara Schmidt (INAOE) • 1m de apertura (efectivo, 80 cm) • Montura ecuatorial • Espejo primario esférico • Campos de 5grados • Placas fotográficas ( ver el acerbo de Tonantzintla) • Carta del cielo(OAN) • Refractor de 33 cm Cámara CCD en el foco Cassegrain, 1m de Tonantzintla

  12. OAGH, Cananea, Sonora (INAOE) • Telescopio de 2.12 m: • Montura Horizontal • Foco R-C ~ Cassegrain • Diámetro 2.12m • Instrumentos: Espectrógrafo, Cámara CCD, LFOSC (objetos débiles), cámara infrarroja, CANICA, y en proyecto , espectrógrafo de multifibras y espectrógrafo de alta resolución • MEADE: Medidor de la extinción de la atmósfera (16 pulgadas) Secundario Buscador Primario

  13. OAN de San Pedro Mártir, Baja California (UNAM) El observatorio óptico más importante de México • 2.12 m: Casi gemelo del 2.12m de Cananea • Montura de Horquilla pero con tope • Foco R-Ch ~ Cassegrain • Instrumentos: Echelle, Fabry-Perot, Espectrógrafos de alta y resolución intermedia y varias cámaras CCD. Infrarrojo: Camila, y Camaleón (Espectrógrafo) • 1.5 m • Instrumentos: Espectrógrafo, cámara CCD y fotómetro • 84 cm • Instrumentos: Espectrógrafo, cámara CCD y fotómetro

  14. PROYECTOS MEXICANOS GTC, hoy • OPTICO: • GTC (Observatorio del Roque de los Muchachos, Canarias, España): mayor telescopio óptico del mundo, 10.4m • GTB (La Negra, México), 2 de 8m • INFRAROJO: • TIM, (OAN, México): 6.4 m • MILIMETRICO: • GTM (La Negra, México): Mayor telescopio milimétrico del mundo : 50 m GTM,Junio

  15. a () Estrella sin atmósfera Disco de seeing (estrella con atmósfera) CONDICIONES DE UN SITIO PARA SER UN BUEN OBSERVATORIO: • Sin nubes • Latitud entre 10-300 N y 0-400S • Sin humedad (sobre todo en IR y mm) Zonas altas y desérticas • Lejos de ciudades (evitar contaminación lumínica) • Buen seeing (turbulencia atmosférica, tiene el efecto de aumentar el tamaño imagen y de diluir la energía Buen seeing ~ 1”. El seeing mejora con la altura  sobre 2 Km.) • Zona sin montañas cercanas que produzcan turbulencias • Sin árboles cercanos • Sin viento • Dentro de la cúpula cuidar que este bien ventilado y que no haya maquinas que produzcan calor. Los mejores seeing : • Hawai (EE.UU.) ~ 0.1” • ESO (Chile) ~ 0.2” • La Palma (España) ~ 0.5” • SPM y Cananea (México) ~ 0.8”

  16. * FOTOMETRÍA La utilizamoscuando nos interesa medir los flujos (energías ) de objetos puntuales (estrellas) o el brillo superficial de objetos extendidos (xEj. galaxias). Otra posible aplicación es calcular posiciones de astros. Instrumentos:Fotómetros, filtros + CCD y placas fotográficas Técnicas • Fotometría de apertura  para objetos puntuales • Ajuste a PSF (Point Spread Function)  para objetos extendidos o en campos con muchos objetos y/o muy cercanos UGC 5605 M22 Posiciones 5' Estrella = apertura -cielo 5'

  17. * ESPECTROSCOPIA. Mediante el uso de prismas o rejillas de difracción conseguimos descomponer la luz que recibimos en las distintas  que la componen = Espectro = distribución de intensidad en l o n Espectro de una A0 Ha La utilizamos cuando nos interesa ver la energía que se emite o se absorbe en cada l. Esta distribución se relaciona con diferentes procesos. Quiero determinar composición, abundancias químicas, condiciones físicas de las regiones que emiten, tipo de objeto, corrimiento al rojo, velocidades (anchuras de líneas)... Instrumentos : Espectrógrafos y cámara CCD o placa fotográfica

  18. Proceso de reducción: Imagen sin corregir Imagen reducida Una vez tomamos la imagen en una cámara CCD y antes de empezar a trabajar con ella, debe limpiarse de todos los efectos que introducen los detectores  REDUCCIÓN Corregir de: • BIAS • DARK • FLAT-FIELD • Rayos Cósmicos Proceso de Análisis :Tratamiento de los datos de forma científica  IRAF 