Telescopios ópticos y técnicas de observación Club de Ciencias

Introducción La única forma que podemos obtener información de los objetos astronómicos es a partir de la luz que nos llega de ellos. NECESITAMOS  1 Sistema que colecte luz OJOTELESCOPIO 2 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

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

Funciones: 1.Captar la luz  A mayor diámetro (D), más luz captan y podemos ver objetos más débiles (va con D 2 ) 2. Aumentar la resolución angular. 3. 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 Telescopios : Refractor, 102 cm, Yerkes, Chicago Reflector,1m Tonantzintla

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

DESVENTAJAS 1. La luz que pasa por las lentes sufre dispersión  hay pérdidas adicionales de luz. 2. Los vidrios ordinarios no transmiten la luz Ultravioleta, limitando las observaciones en longitudes de onda cortas. 3. Las dimensiones de los refractores están limitadas por el peso de las lentes, las cuales pueden provocar grandes distorsiones en las imágenes.VENTAJAS No necesita mantenimiento Hay lentes de cualquier focal pero aumenta mucho el tamaño del telescopio Buena respuesta térmica Refractor, 1m, Yerkes, Chicago 25 m

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) Telescopios Reflectores  Hoy en día todos los telescopios son de este tipo. Principal ventaja: disminuyen el tamaño del telescopio Espejo parabólico Con problemas Sin problemas Imagen se forma en un circulo: circulo de mínima confusión Imagen se forma en un punto = Foco

TIPOS DE TELESCOPIOS CATADIÓPTRICOS Foco primario Foco Newton Foco Cassegrain Foco Coude F F F F Espejo parabólicoEspejo parabólico Espejo plano Espejo secundario primario Foco Primario Foco Primario. El foco se encuentra encima del telescopio y es allí donde se coloca el instrumento (caja del primario). Problemas mecánicos y que el instrumento oculta luz Foco Newton 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 Ventajas 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. 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  Hoy en día todos los telescopios son tipo Cassegrain

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) 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. Monturas Declinación PN Polar 2.12m de Cananea horquilla

Nuevas Tecnologías 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

Telescopios en México : 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

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) Primario Secundario Buscador

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

PROYECTOS MEXICANOS 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 GTC, hoy GTM,Junio

CONDICIONES DE UN SITIO PARA SER UN BUEN OBSERVATORIO:  Sin nubes  Latitud entre N y S  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. Estrella sin atmósfera Disco de seeing (estrella con atmósfera)  ) Los mejores seeing : " Hawai (EE.UU.) ~ 0.1” " ESO (Chile) ~ 0.2” " La Palma (España) ~ 0.5” " SPM y Cananea (México) ~ 0.8”

* FOTOMETRÍA La utilizamos cuando 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 Estrella = apertura - cielo UGC 5605M22 5' Posiciones

* ESPECTROSCOPIA. Instrumentos : Espectrógrafos y cámara CCD o placa fotográfica 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 o La utilizamos cuando nos interesa ver la energía que se emite o se absorbe en cada  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)... Espectro de una A0 HH