Coordenadas Celestes

1
TÉCNICAS OBSERVACIONALES
Dr. Julio César Saucedo Morales
2
(No Transcript)
3
Los bastones pueden percibir la luz más débil.
Los conos se utilizan para detectar los colores.
4
La fovea es responsable de nuestra visión central
y más aguda
El campo de visión de la fovea tiene sólo cinco
grados de ancho. Si dos objetos llaman la
atención al mismo tiempo, necesitan entrar en ese
estrecho ángulo para ser percibidos.
La fovea es un área de tejido de 1.5 mm de ancho
en donde hay conos muy densamente empacados. Lo
que se ve con la fovea se ve en alta definición.
La fovea es crítica para leer, manejar, ver
televisión. La fovea concentra la atención del
cerebro.
5

• UNIDADES DE MEDICIÓN DE

• DISTANCIA EN ASTRONOMÍA

La UNIDAD ASTRONÓMICA (UA) se define como la
distancia media entre la Tierra y el Sol. 1 U.A.
149,600,000 km En notación científica 1 U.A.
1.496x108 km
6
Definición de Parsec (pc)
1 pc es la distancia a una estrella cuyo
paralaje (ángulo Sol- -Tierra) es igual a 1
segundo de arco (1).
7
El PARSEC Es la distancia de la Tierra a un
objeto, con paralaje de 1 arcseg (es decir
1). Para ángulos pequeños se cumple que S
r?rad. Esto también puede escribirse en segundos
de arco considerando que 1 rad 57.3(60)(60)
2.063x105 , por tanto S r?arcsec/2.063x105. P
ara ? 1 arcseg y dado que S 1 A.U., un parsec
corresponde a una distancia de r (1.496x108
km)(2.063x105) 3.086x1013 km
8
El AÑO LUZ Comúnmente se abrevia ly, por sus
iniciales en inglés. 1 ly es la distancia que
recorre la luz en un año. Por lo tanto 1 ly
(365)(24)(60)(60s)(300,000 km/s) 1 ly 9.46x1012
km 1 pc 3.08x1013 km / 9.46x1012 km 1 pc 3.26
ly
9
Magnitud de las Estrellas
La unidad de magnitud fue introducida por
Hiparco. A Sirio, la estrella más brillante del
cielo, le asignó un valor m1, mientras que a las
más débiles (a simple vista) les asignó m6. Una
estrella que es 100 veces más brillante que otra,
posee una magnitud menor en cinco unidades que la
más débil. Esta relación puede escribirse en
forma más general como
10

• m2-m1 2.5 log10(b1/b2),
• donde m1 y b1 son la magnitud y el brillo de la
  estrella 1.
• Magnitudes aparentes de algunos objetos
• Sirio -1.5
• Venus -4.4
• Luna llena -12.6
• Sol -26.8
• Estrellas más débiles 6 (a simple vista)
• Con gran telescopio terrestre 27
• Con el Telescopio Espacial Hubble 30

11
(No Transcript)
12
m (aparente) y M (absoluta)
La magnitud aparente m es una unidad relativa, ya
que depende de la distancia al objeto. Es el
brillo que se percibe desde la Tierra. La
magnitud absoluta M no depende de la distancia,
sino solo del brillo intrínseco del objeto.
13
Magnitud Absoluta
La magnitud absoluta (M) se define como la
magnitud aparente que tendría un objeto si este
se encontrara a una distancia de 10 pc del Sol.
El propósito de esta definición es poner a todos
los objetos celestes a la misma distancia al
medir su brillo. De acuerdo con ésta, la
relación entre m y M está dada por

m-M 5 log10(r/10)
14

• FOTOMETRÍA ASTRONÓMICA

La técnica astronómica que se utiliza para medir
el brillo de las estrellas es la fotometría. Esto
se hace mediante un telescopio, algún tipo de
fotómetro y un sistema de filtros. El sistema de
filtros más conocido es el de Harold Johnson, que
emplea los filtros U, B, V, R, I (ultravioleta,
azul, visual, rojo y el infrarrojo).
15
Instrumentos astronómicos previos a la invención
del telescopio
16
(No Transcript)
17
(No Transcript)
18
(No Transcript)
19
Merkhet (600 a. C.) Fue inventado por los
egipcios, para medir el tiempo en la noche
utilizando la posición de las estrellas.
20
Manera en que los egipcios usaban el merkhet y la
plomada para marcar la posición de la estrella
polar y definir líneas Norte-Sur en
cimentaciones.
21
(No Transcript)
22

• Gnomo de la Han (147 d. C.)

27.4 cm
Desenterrado en 1897
23

• Hiparco

24
El globo sostenido por Atlas tiene grabadas las
posiciones de las estrellas (aparte de las
constelaciones y demás). El catálogo de Hiparco
ha estado perdido por cerca de 2,000 años, pero
acaba de descubrirse que el Atlas Farnese tiene
marcadas las posiciones de estrellas que
corresponden a las del Catálogo de Hiparco.
Atlas Farnese y Catálogo de Hiparco
25
Clepsidras Reloj de agua inventado por Ctesivus,
2 siglo a. C.
Octagonal (3.20 m por cada lado), de mármol. Es
uno de los edificios mejor preservados de la
antigüedad. Tenía relojes solares en su exterior
y un complejo reloj de agua en su interior.
Torre de los Vientos de Andrónicos Kyrrhos,
Macedonia (siglo I a. C.)
http//www.culture.gr/2/21/211/21101n/e211an01.htm
l
26
Reloj movido por agua (1088 d. C.)
http//physics.nist.gov/GenInt/Time/early.html
27
Clepsidras
http//ophelia.4t.com/trabnoc3.html
28
Clepsidra
29
Cuarto solo (Versión inédita) Si te atreves a
sorprender el sentido de esta vieja pared y sus
fisuras, desgarraduras, que forman rostros,
esfinges, manos, clepsidras, seguramente vendrá
una presencia para tu sed probablemente
partirá esta ausencia que te bebe.
http//ophelia.4t.com/trabnoc3.html
30
http//www.nmm.ac.uk/collections/CollectionsDetail
.cfm?IDAST0301
31
Astrolabio el que busca las estrellas. Armillar
anillos.
Esfera armilar o astrolabio esférico Descrito
por Ptolomeo en su libro Sintaxis. Los siete
anillos graduados permiten medir las coordenadas
de los cuerpos celestes de más importancia en la
antigüedad.
32
Libros del Saber de Astronomía del rey D. Alfonso
X de Castilla.
Esfera Armilar
33
Sacrobosco
http//www.hps.cam.ac.uk/starry/sacroarmillmed.jpg
34
Esfera Armilar italiana (1500)
35
Esfera Armilar italiana (1564). Girolamo della
Volpaia.
36
Antonio Santucci, Italia (1588-1593). Tiene tres
metros de diámetro y 7 esferas interiores.
37
Astrolabio
Ptolomeo Regiomontano
38
Astrolabio Marinero
Utilizado para medir la latitud de un barco en el
mar
http//www.astrolabes.org/mariner.htm
39
Philippe Danfrie París, 1600
40

• Astrolabio

• Bessarion

http//www.hps.cam.ac.uk/starry/regioaslabe.html
41
(No Transcript)
42
Compendio con brújula Christophorvs Schissler
Sr. Augsburgo (1588).
Compendio Funciona como reloj solar y da la
posición del Sol (zodiacal). También da los
tiempos de salida y puesta del Sol para ciertas
latitudes. Ulrich Schniep, Munich (1553).
43

• Reloj solar en cuchara

Alemania, siglo XVI, de autor desconocido
44

• En Forma de Copa

Georg Hartmann, Nuremberg, 1539. Fue hecho para
una latitud de 48.
Tiene marcadas las líneas horarias. Italia, siglo
XVI, de autor anónimo.
45
Así se cree que fue el Observatorio de Samarkanda
, Uzbekistán
46
El Observatorio Antiguo en Pekín Dinastía Ming,
1442
http//antoine.frostburg.edu/phys/luzader/cac/beij
ing/beijing.html
47
Observatorio Jantar Mantar, construido en 1734
por el Maharaja Sawai Jai Singh
http//www.architecture.cornell.edu/Faculty/macdou
gall/bonnie/jantarmantar2.htm
48
Observatorio Jantar Mantar en Jaipur, Rajasthan,
India (1734)
Instrumento Cálculo
49

• Quadrantes

50
http//www.hps.cam.ac.uk/starry/sacrosundlrg.jpg
51

• Relojes de Anillo

52
http//www.sil.si.edu/DigitalCollections/HST/Brahe
/sil4-3-12a.htm
53
http//www.sil.si.edu/DigitalCollections/HST/Brahe
/sil4-3-12a.htm
54
(No Transcript)
55
(No Transcript)
56
Esferas Armilares de Tycho Brahe
57

• Leonardo da Vinci

• Dibujo de la Luna

58
Basílica de San Petronio Bolonia, Italia
Cassini convenció a sus constructores de hacer un
pequeño orificio en la parte superior del domo.
Debido a la oscuridad, se convirtió en cámara de
pinhole. La imagen del disco solar era proyectada
en una franja de bronce. Cassini pudo probar la
teoría de Kepler. Posteriormente se usó para
investigar al Sol (4,500 observaciones).
59

• La invención del telescopio

En octubre de 1608 se discutieron en La Haya
solicitudes de patente para un instrumento que
permite ver objetos lejanos como si estuvieran
cerca. Primero se discutió la de Hans Lipperhey
y después la de Jacob Metius de Alkmaar. Había
que considerar además a Zacharias Janssen, que
estaba vendiendo este instrumento en una
feria. La decisión del gobierno holandés fue que
no podía otorgarse patente, porque la invención
era demasiado fácil de imitar.
60

• Galileo
• fue el primero en usar el telescopio en
  Astronomía. Él mismo construyó el telescopio que
  utilizó en sus observaciones. Al instrumento que
  diseñó se le conoce como
• Telescopio Refractor Galileano.

61
Hevelius con su telescopio
62
Historia del telescopio

• Holanda Hans Lipperhey y otros, 1608.
• Galileo su primer telescopio, julio de 1609.
• René Descartes describe la aberración esférica en
  Dioptrique, escrito como apéndice de su famoso
  libro El Discurso del Método.
• Christiaan Huygens telescopio de 7 m de largo
  (1656). Inicia la carrera por grandes
  telescopios.
• Johannes Hevelius telescopio abierto de 55 m en
  1670.
• Isaac Newton inventa el reflector, 1671.
• En la segunda mitad del siglo XVIII, Herschell y
  James Short logran desarrollar telescopios
  reflectores de gran calidad. Comienza el reinado
  de este tipo de telescopios.

63
Telescopio reflector de Newton
Issac Newton publica La Luz y sus Colores. Afirma
que la luz blanca es una mezcla de colores.
Discute la aberración cromática y construye el
primer reflector (el telescopio newtoniano). Al
principio es bien recibido por la Royal Society,
pero el espejo resulta difícil de hacer y se
oxida muy rápidamente.
64
Christiaan Huygens 14 abril 1629 - 8 julio 1695
La Haya, Holanda.
Perfeccionó el telescopio y descubrió con él a
Titán en 1655 y los anillos de Saturno (1659).
Primer reloj de péndulo preciso y primer estudio
de un sistema dinámico (péndulo doble). Especuló
acerca de la vida extraterrestre.
65
Systema Saturnium de Christiaan Huygens, 1659
66
http//www.sil.si.edu/DigitalCollections/HST/Huyge
ns/huygens-ill6.htm
67
Quizás la contribución más valiosa de Huygens fue
proponer la Teoría Ondulatoria de la luz.
68
Giovanni Schiaparelli (1835-1910)
69
Schiaparelli fue el primero en hablar de
los canales de Marte. Fue también el primero en
dibujar la superficie de Mercurio.
70
Percival Lowell (1855-1916)
Globo de Marte
Lowell en su observatorio en Flagstaff, AZ.
71
http//www.wanderer.org/references/lowell/Mars/cha
p04.html
Los canales de Marte. Lowell pensaba,
erróneamente, que habían sido construidos para
transportar agua.
72

• El Telescopio

73
Leyes de la Óptica
Normal
Ley de Reflexión ?1 ?2
?1
?2
Ley de Refracción (Snell) n1sen?1
n2sen?2 n1C/V1 Índice refracción1
?1
V1 n1 V2 n2
?2
C300,000 km/s
74
Lente Convergente
F
Espejo divergente
Si quiere aprender acerca de lentes de una manera
sencilla, visite la siguiente página http//www.
physics.nwu.edu/ugrad/vpl/optics/lenses.html Un
curso completo de óptica en http//acacia.pntic.m
ec.es/jruiz27/contenidos.htm
F
Applet que simula un telescopio
refractor http//www.walter-fendt.de/ph11e/refrac
tor.htm
75
Óptica Gaussiana
La lente convexa y el espejo cóncavo pueden
usarse por sí mismos para amplificar un objeto.
En ambos casos, su distancia focal (d) es
positiva.
Ecuaciones de lentes delgadas
1 dobjeto
1 dimagen
1 f


dimagen
Magnificación
dobjeto
76
Las cinco aberraciones ópticas de Saidel
Los rayos llegan a diferentes puntos del camino
óptico, porque éstos pasan por diferentes partes
del lente.
Afecta a rayos que no salen del eje óptico. Misma
explicación que para la esférica.
Desde la perspectiva del rayo, la lente se ve
inclinada.
Aun estando bien enfocada una imagen, ésta puede
estar en un campo con curvatura (no plano).
Diferentes puntos del objeto llegan al
plano imagen a diferentes distancias.
77
Un sistema óptico sencillo
http//www.lowy-robles.com/37_12.htm
78
Tipos de Telescopios
79
Propiedades más importantes de un telescopio

• Capacidad para concentrar luz. Depende del área
  esto es, del diámetro (D) del espejo o lente
  primario (objetivo).
• Poder de Resolución (PR) Distancia angular
  mínima a la que dos cuerpos celestes lejanos
  pueden distinguirse uno de otro. Empíricamente,
  PR 120 / D, donde D está en milímetros y PR en
  segundos de arco.
• Aumento máximo 240 / PR. Ejemplo con un
  objetivo de 50mm podemos alcanzar una resolución
  (teórica) de 2.4, y un poder de 100 aumentos.

80
Diseños de telescopios
Cámara Schmidt
81
Telescopios Catadióptricos
Schmidt- Cassegrain
Matsukov-Cassegrain
82
Tipos de Oculares
Los oculares más comunes (y económicos)
son Plössl Campo muy amplio (50º) y muy útil
para observar objetos de cielo
profundo. Ortoscópicos Pueden lograr altas
magnificaciones, por lo que son muy usados para
observaciones de planetas.
83
Montura alt-azimutal
84
Montura alt-azimutal Dobsoniana
PROS Fácil de usar Económica Fácil de preparar
CONS No guía (por lo general) No es útil
para fotografía o CCD (por lo general) La
posición del ocular es a veces incómoda
85
http//www.skywatchertelescope.com/Downloads/Point
ing.pdfsearch'equatorial20mount'
86
Montura Ecuatorial
El eje del telescopio se hace coincidir con el
eje terrestre
87
Orientación de un telescopio Ecuatorial
88

La primera montura ecuatorial Helióscopo de
Sheiner (1638).
89
Tipos de Montura Ecuatorial Alemana
90
Montura Ecuatorial Alemana

• PROS
• Permite seguimiento automático.
• Estable.
• Fácil de apuntar a casi todo el cielo.
• Buena para fotografía y CCD.
• CONTRAS
• Montura muy pesada.
• Toma bastante tiempo de preparación
  
  para
  telescopios grandes.

91
Tipos de Montura Ecuatorial FORK (TENEDOR)
92
Tipos de Montura Ecuatorial FORK (TENEDOR)
93
Montura Ecuatorial FORK (TENEDOR)

• PROS
• Más compacta, ligera y fácil de preparar
• que la alemana.
• Permite seguimiento automático.
• Buena para fotografía y CCD.
• CONTRAS
• Ocular en posición incómoda al apuntar cerca de
  la estrella Polar.

94
Montura Inglesa de Ejes Cruzados
95
Montura Inglesa de Yugo
OACES, San Pedro Mártir, 2.1 m
96
(No Transcript)
97
Montura alt-azimutal
98
Un telescopio pequeño

• Compartimiento interno de pilas para prevenir
  enredos de cable.
• Compatible con programas opcionales para el
  control del telescopio a través de computadora.
• 2 oculares, de 25 mm (40x) y 9 mm (111x)
• 31.75mm Ø.
• Buscador con punto luminoso (LED).
• Montura acimutal con trípode de acero y bandeja
  para accesorios.
• Unidad de control con función GoTo y 4,000
  objetos.
• Programa en disco TheSky, nivel I.
• Programa de control NSOL (requiere cable opcional
  RS-232).

• Reflector Newton de 114 mm (4.5") .
• Distancia focal de 1,000 mm, f/9.
• Versión acimutal automatizada con
• motorización en ambos ejes.
• Mecanismo de extracción rápida del tubo de la
  montura.
• Puerto auxiliar para accesorios adicionales como
  un GPS.
• Peso 6.8kg.
• Sistema de computación integrado.
• Base de datos con más de 4,000 objetos.
• Función de alineación de gran rapidez y
  precisión.
• Programa actualizable, a través de Internet, de
  la unidad de control y versión de motores.

99
ASTROFOTOGRAFÍA
100
Astrofotografía
Adaptador T.
Fotografía con guía fuera de eje Parte de la luz
es enviada a un ocular, con el propósito de
hacer movimientos finos al telescopio.
101
Dispositivos electrónicos CCD (dispositivo
cargado acoplado)
102
(No Transcript)
103
(No Transcript)
104
Eficiencia cuántica de un CCD
Describe la respuesta de un sensor a la luz de
diferentes longitudes de onda
105
(No Transcript)
106
(No Transcript)
107
Blooming en CCDs
108
Superpixeles
El Binning permite reducir el tiempo de
integración e incrementar la sensibilidad, pero a
costa de reducir la resolución. En la mayoría de
los casos esto no representa un grave problema,
ya que normalmente la resolución está limitada
por la calidad del cielo.
109
Linealidad del CCD
Si una fuente estable produce en 1 segundo de
exposición 1,000 electrones de carga, en 10 seg.
se esperarían detectar 10,000 electrones.
110
GAIN Ganancia del sistema en electrones por
cuenta (e-/ADU). Una ganancia de 2.4, 10,000
cuentas de señal, equivale a 24,000 fotones de
luz. SDEV Desviación estándar, que puede
obtenerse restando 2 Bias (por ej. a -5
C). Noise(e-) Ruido electrónico, el cual se
obtiene Noise(e-) GAIN x SDEV
111
Corriente obscura Es la debida a saltos de e- a
la banda de conducción, que son térmicamente
excitados. Depende de la T y de características
del CCD. Típicamente esta corriente se duplica
con una diferencia de 5-6 C. Para disminuir su
valor, es necesario enfriar el detector (CCD).
112
(No Transcript)
113
Estabilizador de Temperatura
114

• Error de lectura (Readout Noise)
• Se debe a dos causas
• Al digitizar el valor que se mide de la carga.
• Inyección de señales aleatorias por parte del
  detector y resto del equipo electrónico, las
  cuales hacen variar el valor digitizado de la
  carga.

Eficiencia de Transferencia de Carga (CTE) CTE
1 ( e- no transferidos / total de e-)
115
Rango Dinámico Se representa como la razón
logarítmica, de la profundidad del pozo de
potencial, al error de lectura en decibeles. Por
ejemplo, un sistema con un pozo de 85,000
electrones y error de lectura de 12 electrones
tiene un rango dinámico 20 log (85,000/12)
77dB.
116
(No Transcript)
117
Muestreo
Submuestreo disponer de pocos pixeles para
capturar la imagen. Apariencia de la estrella en
forma de cuadrados
Sobremuestreo
Submuestreo
118
Reductores Focales
Concentran la luz del telescopio en un área más
pequeña, lo cual permite obtener imágenes con un
mayor campo en menos tiempo de integración.
Razón focal del MEAD LX200 es F/10. Como el
telescopio es de 8, la distancia focal es de
80203mm.
La distancia focal que se obtiene con el
reductor de F/6.3, es de 8x6.350.4128mm.
Reduce el tiempo de exposición a la mitad.
Distancia focal 8x3.326.467mm.
1) Reductor focal 2) Retícula iluminada
119
Astrofotografía con montura ecuatorial
Enfoque
Rotador de campo
120
Toma de imágenes con CCD
Consideremos el caso del telescopio NextStar 11,
que es f/10. Lo cual quiere decir que su
distancia focal es de 2800 mm. Para detector,
consideremos el CCD Ap47p 1024x1024 pixeles con
tamaño de 13 micrómetros. Tamaño de
pixel()(206.265) Tamaño de pixel(µm)/longitud
focal(mm). Para el caso de esta combinación de
telescopio y CCD, el tamaño del pixel es de
206.265x13/28000.95. El campo de vista es
1024x0.9516.3 minutos de arco. C(º) T x
57.2958/F, donde T es el tamaño del CCD y F es la
distancia focal.
Recuerde que para ángulos pequeños ? S/r, donde
? se mide en radianes. O bien, S/r ?/57.29, si ?
se mide en grados. En nuestro caso, ST y rF.
r
S
121
Toma de imágenes con CCD
Consideremos el caso del telescopio Mead 16
LX200 GPS, que es f/10. Lo cual quiere decir que
su distancia focal es de 4,064 mm. Como
detector, consideremos el CCD Ap47p de
1,024x1,024 pixeles de 13 micrómetros
(µm). Tamaño de pixel (pulgadas) 206.265 x
Tamaño de pixel(µm) / Distancia focal(mm) Para
el caso de esta combinación de telescopio y CCD,
el tamaño del pixel es de 206.265 x 13 / 4,064
0.66 El campo de vista es 1,024 x 0.66
675.8 11.26 minutos de arco C(º) T x 57.2958
/ F, donde T es el tamaño del CCD y F es la
distancia focal.
Recuerde que para ángulos pequeños ? S/r, donde
? se mide en radianes. O bien, S/r ?/57.29, si ?
se mide en grados. En nuestro caso, ST y rF.
r
S
122
Características de diferentes CCDs
123
Características del CCD Apogee AP47p
124
ST-7XME Incluye dos detectores CCD en una
cabeza. Uno de ellos se utiliza para guiar y el
otro para la toma de imágenes. El detector de
guiado es el TC-237, que cuenta con 657 x 495
pixeles de 7.4 micras. El detector para imágenes
es un KAF-0402E/ME CCD con 765 x 510 pixeles de 9
micras.
125
Imágenes de referencia fotométrica en campos de
galaxias (Búsqueda de SNs) http//www.rochesteras
tronomy.org/snimages/
SN 2003 gd en M74
Imagen de referencia en M74 http//www.rochestera
stronomy.org/snimages/reference/n628.jpg
126
SN 2001du en NGC 1365
Imagen de referencia de NGC 1305 en
http//www.rochesterastronomy.org/snimages/refere
nce/n1365.jpg
127
SN 2001 cm en NGC 5965
Imagen de referencia
128
Newton (1666) mostrando el espectro de la luz
solar Descomposición de la luz en colores
129
Explicación del Espectro por Newton en Opticks
130
Dispersión de la luz
131
Naturaleza Ondulatoria de la Luz
? f c
h f E
? longitud de onda f frecuencia c velocidad de la
luz E energía de un fotón h constante de Planck
132
(No Transcript)
133
Nanómetros
134
Análisis químico mediante la observación del
Espectro GUSTAV KIRCHHOFF y ROBERT BUNSEN
Annalen der Physik und der Chemie (Poggendorff),
Vol. 110 (1860), pp. 161-189 (dated Heidelberg,
1860)
135
Identificación de las líneas del Espectro de
Fraunhofer por Edmund Beckerel en1843
O2
O2
Fe
Ha
Na
Hß
Fe Ca
Ca
Mg
136
(No Transcript)
137
H
He
Ne
138
(No Transcript)
139
Tan solo 20 Å del espectro solar. I denota
átomos neutros, II denota que los átomos están
ionizados una sola vez.
140
(No Transcript)
141
(No Transcript)
142
(No Transcript)
143
Espectroscopía astronómica
Espectrógrafo con autoguiado de SBIG
144
(No Transcript)
145
Espectrómetro SBIG con ST7E
146
Tipo espectral y temperaturade estrellas
147
(No Transcript)
148
O (Superior a 31,000 K) B 9,750 - 31,000
K A 7,100 - 9,750 K F 5,950 - 7,100
K G 5,250 - 5,950 K K 3,950 - 5,250
K M 2,000 - 3,950 K Se han añadido dos
nuevos tipos para estrellas rojas débiles,
descubiertos gracias a nuevas técnicas de
observación L 1,500 - 2,000 K T 1,000
K El conjunto completo OBAFGKMLT.
149
Tipo espectral
150
(No Transcript)
151
(No Transcript)
152
(No Transcript)
153
(No Transcript)
154

• Radiación infrarroja

Fue el primer tipo de radiación invisible en ser
descubierto. En 1800, el astrónomo William
Herschel notó que al dispersar luz solar con un
prisma, sentía una radiación que calentaba la
región de longitud de onda más pequeña que la del
visible. A este tipo de radiación se le conoce
como luz infrarroja, y es sumamente útil en el
mundo moderno, y no solo para la Astronomía.
155

• Experimento de Herschel

156
Algunas imágenes de seres vivos en luz infrarroja
Cebra
Pierna lesionada
Gato
Iguana
Mano de un niño
No se ve mejor en infrarrojo?
157
Más ejemplos de IR en la vida cotidiana
El señor Mr. Cool
158
La Tierra en IR, vista desde el espacio
Huracán
Transbordador Espacial
159
(No Transcript)
160
Johann Wilhelm Ritter (1776-1810)
161
Galaxias en el visible y en el UV
162
A la Astronomía le interesa todo el espectro.
Cada región del mismo ofrece información valiosa
sobre el Universo y sus componentes. Para
poder adquirirla se requiere de una gran
diversidad de instrumentos.
163
Una de las antenas del Very Large Array (VLA),
localizado en Socorro, Nuevo México
164

• Vista aérea del Gran Arreglo
• (VLA Very Large Array)

http//www.aoc.nrao.edu/intro/vlapix/vlaviews.inde
x.html
165
(No Transcript)
166
(No Transcript)
167
(No Transcript)
168

• Astronomía en muchas longitudes de onda

Rayos Gamma. Se emiten a temperaturas superiores
a los 100 millones de grados en las regiones más
energéticas del universo explosiones de rayos
gamma discos de acreción alrededor de estrellas
neutrónicas y hoyos negros y en regiones donde
chocan rayos cósmicos con núcleos de H (nubes
moleculares).
169
Wilhelm Conrad Röntgen (1845-1923)

• Descubridor de los Rayos X

En 1895, al estudiar el flujo de corriente en un
tubo parcialmente al vacío, observó que una pieza
de platinocianuro de bario brillaba intensamente.
Su explicación fue, que al chocar los rayos
catódicos (electrones) en la pared de metal,
surgía una intensa radiación, que llegaba sin
dificultad hasta la pieza, provocando
fluorescencia. Después descubrió que muchas
substancias eran transparentes a este tipo de
radiación.
170
Rayos X. Se observan en regiones de gas (plasma)
que se encuentran a muy altas temperaturas
(entre 1 millón y 100 millones de grados) gas en
cúmulos de galaxias, remanentes de supernova
(gas chocado, alrededor de estrellas neutrónicas
y hoyos negros.
Telescopio Espacial Chandrasekhar

• Primer placa de Rayos X

Cúmulo de Galaxias
Sra. Röntgen

• Supernova 1987A

171
Estrella siendo devorada por un super hoyo negro
172
(No Transcript)
173
Astronomía infrarroja
174
Luz visible
Infrarrojo

175
(No Transcript)
176
(No Transcript)
177
Radiación de fondo en el Universo
Imagen del satélite COBE (Explorador del Fondo
Cósmico), que muestra las pequeñas anisotropías
en la radiación de fondo. Estas pequeñas
fluctuaciones dieron origen a la formación de las
estructuras de materia cúmulos de galaxias,
galaxias, vacíos.
178
(No Transcript)
179
(No Transcript)
180
(No Transcript)
181
Detector de planetas COROT
182

• Monte Palomar (5 m)

183

• Gémini Sur
• Cerro Pachón, Chile

184
(No Transcript)
185

• Transporte del espejo del Gémini Sur

186
(No Transcript)
187
(No Transcript)
188
(No Transcript)
189
(No Transcript)
190
LA SILLA, CHILE
191

• VLT PARANAL (2,635 m)

192

• VLT en Paranal, Chile

193
Interferometría con el VLT
194
Sofía
195
(No Transcript)
196

• Óptica Activa

• en el VLT

197

• Mauna Kea

198
(No Transcript)
199

• Mauna Kea

Subaru
Keck
UH 0.6 m
JCM
SMA
CSO
UKIRT
Telescopio IR de NASA
Gémini Norte
CFH
200

• Telescopios Keck

201
Telescopio McDonald HET HobbyEberly
202
(No Transcript)
203
Mt. Hopkins
204
MMT en Mt. Hopkins
205
Sloan Digital Sky Survey
Apache Point Observatory, NM.
206

• SDSS

207

• KAIT

Katzman Automatic Imaging Telescope (Lick
Observatory en Mt. Hamilton, CA). Telescopio
dedicado a la búsqueda de supernovas (SN) y al
monitoreo de objetos celestes. En 2001
descubrió 68 SN y 3 novas.
208
Observatorio Solar Estelar Carl Sagan
209
Telescopio Solar Ha
210
(No Transcript)
211

• Cerro Azul

212

• Filtros en Astronomía

Hay de muy diversos tipos. Algunos ayudan a ver
mejor ciertos objetos otros son indispensables
para realizar fotometría astronómica. El
objetivo de un filtro es bloquear parte del
espectro de luz proveniente de un objeto celeste.
Al hacerlo, se logra poner énfasis en la luz que
no ha sido filtrada.
213
(No Transcript)
214
(No Transcript)
215

• Teoría del Color

Los filtros de colores siguen el sistema de
Wratten desarrollado por KODAK en 1909. Algunos
de los más conocidos son el R, V y A.
Rojo Wratten 25 deja pasar luz 600nm a
700nm Verde Wratten 58 deja pasar luz 500nm
a 600nm Azul Wratten 47B deja pasar luz
400nm a 500nm
216
(No Transcript)
217

• Adición de colores

Rojo Verde Amarillo Rojo Azul
Magenta Verde Azul Cian
218
http//idea2002.tuportal.com/teoria1.htm
219
(No Transcript)
220
58 Verde
Los filtros de colores ayudan a distinguir
rasgos en objetos del Sistema Solar (Júpiter,
Marte, etc.)
15 Amarillo profundo
25 Rojo
http//sciastro.net/portia/advice/filters.htm
221
El color se percibe de manera distinta de acuerdo
con el fondo en que se encuentre.
222
Algunos de los filtros más comunes en Astronomía
Banda Ancha Fotometría. Banda Angosta. Muchos
usos (ej. medición de velocidades). Líneas H?,
H?, OIII, etc. Muy útiles para observar nebulosas
de emisión, pero también tienen muchos otros
usos. Densidad neutra. Se utilizan para reducir
el brillo del objeto que se observa. La luna es
el más común de los objetos con el que se usa
este filtro. Polarizadores. Filtros solares.
223
Filtros neutros de distinta densidad (D)
T es la transmitancia
224
(No Transcript)
225
(No Transcript)
226
(No Transcript)
227
(No Transcript)
228
Adecuados para observación con fotomultiplicador
229
Más convenientes para fotografía con CCD
230
Filtro de emisión (O-III) de banda angosta
231

• Rueda de filtros

232
(No Transcript)
233
(No Transcript)
234
(No Transcript)
235
El CCD fue inventado por W. Boyle y G. Smith en
la compañía Bell en 1970. Originalmente pensaba
emplearse como memoria. 1973 JPL. 1974
Fairchild 100x100 produce la primer imagen
astronómica.
W. Boyle and G. Smith, Charge Coupled
Semiconductor Devices, Bell Systems Technical
Journal, vol 49 pp. 587 --gt April 1970.
236
George Smith y Willard Boyle Inventores del CCD
en 1970
237
(No Transcript)
238
(No Transcript)
239
Ventajas del CCD sobre la fotografía química

• Más sensible a la luz débil (alta EQ)
• Mejor respuesta espectral
• Mejor resolución
• Más lineal
• Más alta respuesta dinámica
• Digital
• Más fácil de guardar y transportar
• Más fácil de analizar

240
Primera imagen tomada con un CCD Se utilizó un
telescopio de 8 pulgadas