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1. INTRODUCCIÓN: La Astronomía como ciencia observacional.2. EL EFECTO DE LA ATMÓSFERA TERRESTRE.
(a) La ventana óptica.
i. Extinción atmosférica.
ii. Distorsión de los frentes de ondas: "seeing" y PSF.
(b) La ventana infrarroja.
(c) La ventana radio.
(d) Altas energías3. ESPECTROSCOPÍA ASTRONÓMICA.
(a) Introducción histórica: Los orígenes de la Astrofísica.
(b) Espectrógrafos. Parámetros espectrales.
(c) La clasificación espectral.
(d) El espectro contínuo.
i. Calibración en energia: estándares espectroscópicas.
ii. Modelos de extinción interestelar.
iii. La temperatura efectiva.
(e) Las líneas espectrales.
i. Medida de las líneas espectrales.
ii. Análisis químico.
iii. Temperatura y gravedad.
iv. Rotación estelar.
v. Velocidades radiales.
vi. Absorción intergaláctica: el bosque "Lyman a".4. FOTOMETRÍA ASTRONÓMICA.
(a) Sistemas fotométricos.
(b) Calibración en energía.
(c) Clasificación fotométrica.
(d) Calibraciones fotométricas.5. ASTROFÍSICA DE ALTAS ENERGÍAS.
(a) Procesos cósmicos de producción de rayos X y g.
(b) Aspaectos instrumentales: focalización, colimación, imágenes.
(c) Características espectrales en la región X - g.
i. Modelos de ley de potencias, cuerpo negro y bremsstahlung. Cortes y colas duras.
ii. Líneas atómicas y nucleares.
iii. Línea de aniquilación electrón-positron.
iv. Líneas sincrotrón: medida de campos magnéticos.
(d) Rayos g en la región de los TeV.
(e) Astrofísica de neutrinos.
(f) Rayos cósmicos.6. TÉCNICAS DE OBTENCIÓN DE IMÁGENES DE RAYOS g.
(a) Astronomía g. I. Precusores.
(b) Astronomía g. II. Instrumentación nuclear estándar: COS-B y CGRO.
(c) Sistemas de apertura codificada.
(d) Detectores de estado sólido.
(e) Reconstrucción de imágenes.
i. Tipos de aperturas codificadas.
ii. Definición de sistema óptico.
(f) Métodos de deconvolución.
i. Correlación.
A. Correlación.
B. Correlación balanceada.
C. d - decodificación.
ii. Maximización.
A. Máxima entropía.
B. Máxima probabilidad.
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ASTRONOMÍA:" Ciencia que estudia el espacio más allá de la tierra y sus contenidos; los fenómenos de la atmósfera superior de la Tierra que tienen su origen en el espacio, como las auroras y los meteoros, también están incluidos."
Para que la ciencia astronómica avance es
necesario recoger el máximo de información a través
de la observación. Sin embargo, la información de que se
dispone en astronomía es escasa.
INFORMACIÓN DISPONIBLE:
Nos informan de lugares del universo donde se produce nucleosíntesis.
Los telescópios de neutrinos poseen detectores muy masivos, normalmente piscinas de agua o agua pesada a gran profundidad (para evitar confundirlos con rayos cósmicos) en las que se colocan unas redes de fotomultiplicadores para detectar la radiación de Cerenkov.
A pesar de ello, la posibilidad de detectar un neutrino es muy baja, hasta la fecha sólo se han detectado neutrinos procedentes de dos objetos: El Sol y la Supernova 1987.
El Sol. Sólamente se detecta 1/3 de lo previsto, lo que supone, o bien desconocimiento del sol, o bien desconocimiento de los neutrinos en su interacción con la materia (que es lo más probable).
La Supernova 1987 cerca de la Nube de Magallanes. Se detectaron 14 neutrinos, cantidad insuficiente para un estudio estadístico fiable.
El futuro de la astronomía de neutrinos pasa
por el desarrollo de detectores mucho más sensibles con materiales
más masivos. Un ejemplo lo tenemos en el proyecto
Antares, que usa como detector el agua del mar en el Golfo de
León. También está en proyecto utilizar como detector
el hielo de la Antártida.
Existen varios telescopios
de gravitones, que todavía no han detectado ondas gravitatorias.
Esto parece no preocupar a la comunidad científica por dos razones
fundamentales:
a) Se tiene evidencia indirecta
de la existencia de radiación gravitacional en la observación
de las órbitas de un pulsar doble (dos estrellas de neutrones),
en el que se observa como predice la visión cuántica, que
las órbitas disminuirán debido a la emisión de ondas
gravitatorias.
b) La intensidad de la radiación
que se espera obtener de acuerdo con los objetos radiantes, se encuentra
muy por debajo de la sensibilidad de los detectores actuales.
De esto surge la pregunta de por qué se construyen
telescopios de gravitones. La respuesta es por si acaso hay objetos de
emisión intensa desconocidos. De todos modos, para la próxima
década está previsto construir telescópios capaces
de detectar radiación de gravitones de cuerpos conocidos.
Extinción Atmosférica.
La radiación que nos llega del espacio debe atravesar la atmósfera, en su paso interacciona y se pierde parte de ella antes de llegar a la superficie terrestre, este fenómeno se conoce como Extinción Atmosférica.
Hay tres procesos de interacción con la atmósfera.
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El cielo se ve azul porque la luz dispersada en su mayor parte es la que corresponde a la longitud de onda del azul, y es rojo al amanecer y al anochecer porque la luz azul se dispersa y nos llega nosotros la roja, que se dispersa menos. Por la misma razón, los objetos bajos en el horizonte (hay más atmósfera) se ven rojos.
Divisiones orientativas del espectro electromagnético
La absorción produce las llamada "ventanas atmosféricas":
(a) LA VENTANA ÓPTICA.
En la ventana óptica no existen absorciones moleculares importantes (algunas de vapor de agua en el rojo).
Es conveniente corregir la extinción atmosférica en lo que se refiere al scattering de Raiyleigh y la absorción por aerosoles.
En el S. III a.c. Hiparcos, dentro del periodo Helenístico, elaboró un catalogo de posiciones de las estrellas, catalogó cerca de 1.200 estrellas y le asignó una escala de brillo: llamo magnitud 1 a la más brillante a simple vista y de magnitud 6 a la menos brillnate.
En el S. XIX, se le dió una estructura menos subjetiva, Pogson supuso que la respuesta del ojo humano es logarítmica con respecto a la intensidad luminosa. Por tanto, el brillo se una estrella de magnitud 1 es 100 veces mayor que una estrella de magnitud 6.
Asumiendo estos factores, a una diferencia de una magnitud corresponde un factor de 2´512 , es decir, el factor para pasar de una magnitud a la siguiente es:
Como referentes estandar en la época de Pogsos
tenían las estrellas Alderaban y Altair, que se asumía tenían
magnitud 1.
Actualmente Vega que es la 5ª estrella más
brillante tiene magnitud 0.
(i) Extinción atmosférica.
Depende del volumen de atmósfera que atraviesa la luz,
Espesor de la atmósfera en la dirección incidente, dx
La luz que se absorbe o dispersa, t dx
Intensidad fuera de la atmósfera, I0
Intensidad en el punto de observación, I
La intensidad absorbida será I t dx
La fracción absorbida dI = - I t dx
Si lo integramos a o largo de la trayectoria x; log I = log I0 - tx
Si lo pasamos a magnitudes tendremos; m0 = m -2'5 tx
Coeficiente de extinción K = 2'5 t
(pendiente de la recta)
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m0 = Magnitud fuera de la atmósfera,
m = magnitud en el suelo
x = espesor de la atmósfera, que tomara el valor 1 en la vertical.
La recta de Buger se obtiene midiendo la magnitud a diferentes elevaciones, posteriormente se realiza un ajuste por mínimos cuadrados y la pendiente es el coeficiente de extinción.
Se supone en la recta de Buger que el coeficiente de extinción es igual o constante durantetoda la noche y en todas direcciones. Si esto se cumple nos encontraremos en una "noche fotométrica".
En buenos lugares de observación aproximadamente
el 50% de las noches son fotométricas.
Se aprecian efectos diferentes dependiendo del modo de observación:
El seeing produce pérdida o degradación de la resolución espacial del telescopio.
La "resolución espacial" es la capacidad de percibir detalles (apreciar objetos pequeños) o apreciar de forma separada dos objetos muy próximos.
Dos objetos están resueltos o separados cuando el máximo de un objeto coincide con el mínimo del otro.
Expresión de la resolución de un telescopio
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q = ángulo de separación entre
dos objetos resueltos (diferenciados).
l= longitud de onda.
D= diámetro del telescopio.
Ejemplo para una longitud de onda l = 550 nm.
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(límites de difracción) |
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Cuando el frente de ondas no es plano, la mancha de Airy aumenta. La distribución es gaussiana y a esto se le denomina "perfil de seeing".
La resolución espacial del telescopio tambien depende de la turbulencia atmosférica.
Un buen seeing < 1".
El seeing medio está entre 1" y 2".
Mal seein > 2" .
La ventaja del telescopio Hubble radica en que trabaja al límite de difracción.
Actualmente se trabaja en "óptica adaptativa"
pra poder utilizar los telescópios en sus límites de difracción
y vencer así los problemas del seeing.
LOS GRANDES TELESCOPIOS.
Cuanto más grandes son los telescópios, mayor captación de luz y mayor resolución. El límite en su construcción, en lo que a tamaño se refiere, es únicamente de tipo tecnológico.
En el siglo pasado se construyeron algunos telescopios de 1m. dediámetro (lentes en refractores y metal pulido en reflectores).
El primer gran telescopio se construyó en los años 20 y se situó en el Monte Wilson. Este telescopio permitió descubrir galaxias exteriores, lo que supuso un cambio sustancial en la concepción del universo. Tambien se apreció el corrimiento al rojo en el espectro de las galaxias, que implicaba un universo en expansión.
En los años 40 se construyó el telescopio de Monte Palomar con un diámetro de 5 metros
El componente fundamental de estos telescopios es un espejo monolítico no deformable. La precisión de la superficie de la parábola debe ser del orden de la longitud de onda (aprox 0.1 micra). El espejo no debe deformarse al cambiar de posición, siendo esta la principal limitación tecnológica pues se trata de componentes de gran tamaño y peso.
Para solventar esta dificultad aparece un nuevo concepto
tecnológico: La óptica activa y la óptica adaptativa.
ÓPTICA ACTIVA (para colectar luz). Se renuncia a los grandes espejos en dos líneas:
a) Espejos deformables: Se trata de cristales más finos que se deforman, pero se puede controlar esta deformación. Los espejos se situan en una estructura que compensa, mediante presiones aplicadas en diferentes puntos, la deformación producida por la fuerza de gravedad. Para ello se necesita un sistema informático que simule y controle el proceso. Esta tecnología permite que se puedan construir telescopios de unos 8 m. de diámetro. Ejemplos de este tipo son VLT, BLT, GEMINI, SUBARU.
b) Espejos segmentados:
Se abandona el concepto de espejo monolítico, utilizándose
muchos espejos (de forma hexagonal) que se acoplan en una misma superficie.
Cada espejo es diferente y su superficie se adapta a la forma de la parábola.
También se precisa de un sistema informático que mantenga
acoplados los espejos. Actualmente hay dos telescopios de este tipo (10
m. de diámetro) en funcionamiento en la isla de Hawai. En España
se está construyendo para el año 2003 el Gran Telescopio
de Canarias, que será el más grande de este tipo.
ÓPTICA ADAPTATIVA (resolución del telescopio)
Se trata de modificar la forma del espejo en la frcuencia contraria a la que llega elfrente de ondas (aprox. 1000 veces por segundo para el infrarrojo y 10000 veces por segundo para el visible. La deformación se calcula por simulación y se usan sistemas informáticos con capacidad de aprendizaje. Un ejemplo es el telescopio de Calar Alto en Almería.
Conviene señalar que sólo pueden corregirse aquellos campos en los que hay una estrella brillante (una imagen puntual), por lo que su uso en ojetos extenso está limitado a la presencia de una estrella cercana. Sin embargo puede crearse una estrella artificial lanzando paralelamente al eje óptico un rayo laser con longitud de onda igual a la del Sol. El laser excita átomos de Na de la ionosfera que produce fluorescencia y simula una estrella.
Estos sistemas de corrección están en pruebas, pero los resultados parecen prometedores. se puede llegar al límite de difracción de los telescopios ópticos.
Se está planteando la posibilidad de construir
telescopios de 100 m. de diámetro (resolución de 0.0006")
con espejos primarios y secundarios segmentados. Esto supondrá un
gran salto cualitativo ya que podemos alcanzar resoluciones de milésimas
de segundo de arco en el espectro visible ( actualmente se alanzan resoluciones
de segundo de arco).
(b) LA VENTANA INFRARROJA.
El interés del infrarrojo radica en que la radiación que llega de los astros es fundamentalmente térmica (objetos cuya temperatura está entre 100 ºC y 1000 ºC). Se trata de regiones de formación estelar y objetos protoestelares.
La extinción interestelar es menos intensa en el infrarrojo que en el óptico, lo que supone que se puedan observar más detalles en el centro y los brazos de la galaxia.
La astronomía infrarroja comenzó en la década de 1970 y actualmente está en pleno desarrollo.
El vapor de agua es el principal el principal agente de absorción, por tanto, la observación debe hacerse desde lugares secos. El observatorio mejor situado se encuentra en la Antártida, realizando observaciones en el infrarrojo lejano y las ondas milimétricas.
El cálculo de la extinción es más
complicado ya que la absorción no depende de toda la atmósfera,
sino de lugares concretos.
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La emisión térmica de la atmósfera
(300 ºK) no favorece la observación desde la superficie de
la tierra.
(c) LA VENTANA RADIO.
Esta ventana cubre longitudes de onda desde alrededor de 1 mm. hasta 30 m., accesibles casi todas ellas desde observatorios situados en la superficie terrestre. Las observaciones en esta ventana se realizan tanto durante el dia como por la noche.
El problema de la radioastronomía está
en las interferencias que producen las emisiones radiofónicas humanas.
Cabe señalar que la banda de 21 cm. (Hidrógeno neutro)
no ha sido asignada a la telefonía móvil y ha quedado reservada
para los astrónomos.
(d) ALTAS ENERGÍAS.
Las observaciones en rayos gamma y rayos x se realizan desde el espacio.
También el espacio presenta problemas para la observación debido fundamentalmente a los cinturones de Van Allen en los que se dan flujos de partículas a muy alta velocidad (protones de alta energía) que producen rayos gamma al chocar con el vehículo espacial que transporta el detector.
Un vehículo espacial no puede situarse en
cualquier órbita. Hay dos tipos de órbitas deseables:
- LEO (Low Earth Orbit): hasta 600 km. Órbitas de 1 hora 30 minutos.
- HEO (High Earth Orbit): más de 600 km.
El problema principal de las órbitas tipo
LEO es la anomalía del Atlántico Sur (bombardeo de protones).
La solución pasa por situar los vehículos en órbitas
tipo HEO, que para los protones es de una distancia aproximada de 3 radios
terrestres (unos 20.000 km).
3. ESPECTROSCOPÍA ASTRONÓMICA.
(a) Introducción histórica: Los orígenes de la Astrofísica.
| 1.303 | Teodorico de Freilag | El Arco Iris |
| 1.766 | Newton | Descomponía y recomponía un rayo de luz haciendolo pasar a través de prismas. |
| 1.814 | Fraunhofer | Cataloga 300 líneas obscuras en el espectro solar. |
| 1.842 | Becquerel | Primera fotografía del espectro solar. |
| 1.852 | Foucault | La luz blanca, cuando pasa por un recipiente lleno de Sodio, produce una línea de absorción igual a la línea "D" en el espectro solar. |
| 1.859 | Kirchoff | La espectroscopia podía revelar el contenido químico de los astros. Se identificaron elementos constituyentes del Sol, además, otros elementos que no existen en La Tierra, como por ejemplo, el Helio. |
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Se comienza a estudiar los espectros de las estrellas, que son diferentes entre si. Clasificación espectral |
(b) Espectrógrafos. Parámetros espectrales.
El espectrógrafo es un dispositivo que dispersa la luz, de modo que un detector pueda registrar la intensidad de cada longitud de onda.
El elemento dispersor puede ser un prisma, que suele
ir acompañado de un colimador y una cámara.
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Para determinar la calidad del instrumento hemos de tener en cuenta el tamaño de las imágenes monocromáticas en el plano focal y la dispersión (rango de longitudes de onda que cubre el detector por el nº de receptores por superficie).
Para eliminar la dispersión que se produce en objetos grandes se utiliza una rendija, si bien esto nos hace perder luz.
La resolución espectral (capacidad de discriminación en colores) es doble que la dispersión.
La capacidad de dispersión depende del ángulo del prisma.
Los prismas se utilizan para espectroscopía de baja resolución.
Para alta resolución se utiliza la "red de
difracción" que supone una generalización de la doble rendija.
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Cuanto mayor sea el nº de rendijas tendremos mayor pureza espectral, es decir, mayor resolución espectral.
Las redes de difracción que se usan habitualmente en alta resolución poseen entre 300 y 2400 rendijas por milímetro.
Existen varis tipos de redes de difracción:
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(c) La clasificación espectral.
¿ Cómo se forma un espectro estelar ?
En un espectro se diferencian dos partes: el continuo y las líneas. El continuo es térmico y emitido por la fotosfera estelar. En la atmósfera estelar se produce la absorción selectiva de la radiación, sólo se observan absorciones de longitudes de onda correspondientes a elementos presentes en la atmósfera estelar.
Una línea indica un elemento concreto y una transición concreta.
Dependiendo de la temperatura observamos a los elementos excitados, y por lo tanto en una longitud de onda diferente de su estado normal.
La estructura de un espectro de líneas depende
en principio de la temperatura y no de la composicón. Esto suposo
revisar la clasificación espectral.
Hacia la década de 1940 se elabora el Sistema MK
(Morgan y Keenan) de clasificación espectral.
| Temperatura | |
| O4-B0 | He I, l4471; He
II, l 4451increasing with type
He I + He II l 4026; He II l 4200 |
| B0-A0 | líneas de H
He líneas llegando a B2 Ca II K convirtiéndose en líneas visibles B8 |
| A0-F5 | Ca II K/H stronger |
| F5-K2 | H líneas descendientes
Metales neutros ascendientes G starting |
| K2-M5 | |
| Luminosidad | |
| O9-A5 | H y He líneas debilitadas con incremento de luminosidad
Fe II A0-A5 |
| F0-K0 | Mezcla de l l
4172-9 (F temprano)
Sr II l 4077 CN l 4200 |
| K0-M6 | CN l 4200
Sr II |
---------------------------------- PARA COMPLETAR Y REVISAR-----------------------------
Si interpretamos la formación de líneas desde la teoría del átomo de Borh, las líneas no deberían de tener anchura; por lo que deben actuar mecanismos de ensanchamiento de líneas:
¿Qué información podemos extraer de los continuos espectrales?
Análisis espectral.
Distinguiremos entre el continuo (distribución general) y las líneas (emisiones y absorciones)
Las técnicas de espectrografía de baja resolución, nos dan información a cerca de la temperatura de la estrella.
Técnicas de obtención de datos del continuo espectral:
Información del espectro calibrado: temperatura.
¿A qué nos referimos cuando hablamos de la temperatura de una estrella? Siempre estamos hablando de la temperatura en la fotosfera, para lo cual definiremos:
Temperatura efectiva como la temperatura de cuerpo negro que obtendríamos a partir de la ley de Stefan-Bolfman
Análisis de líneas.
la información la extraemos de la forma de las líneas, distancia entre líneas, o parámetros de l apropia línea.
¿Cuál es el proceso observacional previo? Espectro observado ð respuesta del detector. Para lo cual, rectificaremos el espectro a nivel de energía = 1, obteniendo el espectro de energía relativo.
*****************************************(scanner)
Las líneas, presentes o ausentes, en el continuo y, la relación entre ellas,; nos da información acerca e la temperatura de la estrella.
Análisis individual de las líneas.
Las interacciones, de naturaleza cuántica (materia y radiación). El intervalo probable de tiempo, para que un electrón excitado salte a un nivel de menor excitación es:
Otros efectos:
Agitación térmica en la atmósfera estelar, el ensanchamiento colisional depende:
de la densidad de la atmósfera.
Abundancia de metales. composición química de la atmósfera estelar, las diferencias de tamaños de líneas indican diferencias reales en la composición química de la estrella
Anchura equivalente 
Parámetros de tipo geométrico.
La anchura de las líneas depende de la velocidad de rotación de la estrella, motivado por el efecto doppler . Ensanchamiento rotacional.
El desplazamiento doppler debido al desplazamiento radial de la estrella (si se aleja o se acerca) afecta a la longitud de onda.
se acerca ® azul se aleja ® rojo Este desplazamiento no afecta al perfil sino sólo su posición dentro de la escala de longitudes.
Algunos objetos no presentan líneas en absorción, sino que las presentan en emisión. Cuando hay líneas en emisión, nos indica la presencia de alguna anomalía. Materia, a la que se comunica energía no térmica.
El Sol presenta líneas de emisión en la alta atmósfera, ya que la alta atmósfera es más caliente que la fotosfera, de origen magnético o mecánico.
Fotometría.
Muestreo de distribución global del flujo de energía en función de la longitud de onda.
Se usan filtros que seleccionan el rango de la longitud de onda, proceso por el cual se llega a este resultado.
extinción atmosférica
calibraciones (espejos, filtros,
aparato)
extinción
interestelar
Método indirecto
Definición de sistemas fotométricos
El de Sf. diferentes observadores, con diferentes sistemas instrumentales que obtengan los mismos resultados cuando observan los mismos astros.
Definición de de las magnitudes, colores e índices propios del sistema.
Definición de un conjunto de estrellas estándar del sistema.