 l-4 |
Apuntes tomados en clase al profesor doctor don Juan Fabregat durante el curso 2.000/2.001
|
Astronomía observacional |
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.3. ESPECTROSCOPIA ASTRONÓMICA.
(a) Introducción histórica: Los orígenes de la Astrofísica.
(b) Espectrógrafos. Parámetros espectrales.
(c) La clasificación espectral.
(d) El espectro continuo.
i. Calibración en energía: 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) Aspectos 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-positrón.
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. Percusores.
(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.
|
Astronomía observacional |
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 núcleo síntesis.
Los telescopios 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 foto multiplicadores 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. Solamente 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 telescopios capaces de detectar radiación de gravitones de cuerpos
conocidos.
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.
|
l-4 |
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":
¿ Cómo se hace astronomía en estas
ventanas?
(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 brillante.
En el S. XIX, se le dio 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 estándar 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)
|
|
|
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 durante toda 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
|
|
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.
|
|
(límites de difracción) |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
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 también 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" para poder
utilizar los telescopios en sus límites de difracción y vencer así los problemas
del seeing.
LOS GRANDES TELESCOPIOS.
Cuanto más grandes son los telescopios, 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. de diámetro (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. También
se apreció el corrimiento al rojo en el espectro de las galaxias, que
implicaba un universo en expansión.
****************************************************(PARA REVISAR)
Un poco de historia
| 1.303 | Teodorico de Frairer | El Arco Iris |
| 1.766 | Newton | El prisma |
| 1.802 | Frankofer | 300 líneas obscuras |
| 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. 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. |
| 1.860 | Se empiezan a estudiar los espectros de las estrellas, son diferentes entre si, clasificación espectral |
espectrógrafo, sistema óptico, sistema dispersor, colimador y cámara.
Se focaliza cada color en el espacio y se realiza una imagen monocromática.
Resolución espectral, capacidad de discriminación en colores.
Red de difracción, para alta resolución se utilizan sistemas con 2,3,4,5, etc. aperturas hasta llegar a las 300 - 2.400 rendijas por milímetro.
Espectrógrafo ECHELLE orden de difracción muy alto del orden de 50, tiene muy poca iluminación pero mucha resolución. Todos los órdenes se mezclan y se resuelve colocando un dispersor cruzado, que, desvía los diferentes órdenes en la dirección paralela al haz espectral. Hay un espectro correspondiente a cada orden.
Sistema 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 |
En el espectro se diferencian el continuo y las líneas, el continuo, es térmico emitido por la fotosfera estelar. En la atmósfera estelar se produce la absorción selectiva de la radiación, sólo se observan absorciones atómicas de los elementos presentes en la atmósfera estelar.
Dependiendo de la temperatura observamos a los elementos excitados, y por lo tanto en una longitud de onda diferente de su estado normal.
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:
Clases de luminosidad:
La interpretación del diagrama HR ha de hacerse de forma evolutiva, las estrellas de secuencia principal, están en la fase de fusionar Hidrógeno en Helio, la súper gigantes, empiezan a fusionar Helio. Las gigantes consumen Hidrógeno en capas.
¿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:
Espectro calibrado:
El espectro calibrado, aún no se corresponde con la situación real, El enrojecimiento interestelar, la extinción interestelar. La luz que llega a la tierra es absorbida por la materia, es por lo que debemos corregir los datos con la ley de enrojecimiento interestelar.
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 temperatura.
de la densidad de la atmósfera.
Ensanchamiento térmico (poca información), ensanchamiento doppler producido por la agitación de los átomos en la atmósfera de la estrella. Se tiene en cuenta para modelos de líneas.
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.
La definición de los intervalos en el espectro electromagnético en el cual vamos a estudiar -bandas- debemos colocar los filtros adecuados.
Definición de de las magnitudes, colores e índices propios del sistema.
Definición de un conjunto de estrellas estándar del sistema.
Mediante el sistemas de ecuaciones de Johnson (3.1)
gradiente espectral
colores B - V indican la temperatura.
(3.20) U -B indican densidad de la atmósfera Luminosidad.
Se completó con dos filtros más R, I; y después con otros colores J,K,L,M,N,Q; son filtros del infrarrojo cercano (3.2)
(3.3)
Sistema de Strömgren u,v,b,y 1.970, consiste en medir directamente las propiedades físicas de los astros. Para lo cual hacemos los filtros más estrechos en su banda de paso, la información por lo tanto es mucho más específica.
| y | yelou | amarillo |
| b | blue | azul |
| v | violet | violeta |
|
u |
u violet | ultravioleta |
En "b" e "y" hay pocas líneas espectrales.
Color b-y pendiente del espectro, temperatura efectiva
v, gran cantidad de líneas, bloqueo del espectro producido por las líneas.
m1= (v-b)-(b-y)
abundancia de metales en la estrella
El filtro u está sitiuado a la izquierda de la discontinuidad de Balmer.
c1 = (u-v)-(v-b)
mide la profundidad de la discontinuidad de Balmer.
Sistema Hb
centrado en una línea espectral, la línea Hb de hidrógeno consta de dos filtros Hbancho (150 Å) Hbestrecho (30 Å) están los dos situados en el mismo sitio.
b = Hbe - Hba
constituye la medida de la anchura equivalente de la línea
Luminosidad estrellas calientes
b
Temperatura efectiva estrellas frías.
No está afectado por extinción atmosférica ni interestelar.
Técnica de corrección del enrojecimiento interestelar
Aproximación directa (3.15)
Sistema de Strömgren
(gráficas)
El sistema de jhonson, no precisa una técnica, es una técnica estadística con indices libres de enrojecimiento. (3.10)
(3.21)
Calibración en energía con significado físicos, m = -2'5 log F -c
Calibración fotométrica, índices fotométricos y parámetros físicos.
Técnicas de calibración para parámetros físicos determinados
Calibraciones empíricas:
Comparación de un índice relacionado con un parámetro físico, con medidas de ese parámetro independientes de la fotometría. (Pag 44 y 45)
Calibraciones teóricas
Parte de modelos teóricos de atmósferas estelares.
Se genera un espectro sintético, se convoluciona con las bandas del sistema fotométrico y se obtienen índices fotométricos sintéticos, que se comparan con los observados. Se determina que conjunto de índices coincide con los observados y se determina una asociación con los reales.
(b-y); m1c1
5.- Astrofísica de altas energías.
Astrofísica de rayos x (0'1 - 100 KeV) y ¡ (> 100 KeV), se limita a la observación fuera de la atmósfera.
a) la producción de rayos x y ¡ procesos cósmicos, objetos peculiares, hay procesos como: emisión térmica, Ley de Wien, para temperaturas superiores a 1.000.000º K el pico de emisión se encuentra en la región de los rayos x. Hay muchos lugares con temperaturas superiores a 106 ºK
Emisión coronal de estrellas activas, por ejemplo la corona del Sol está a 107 ºK.
Perfil de la temperatura del Sol (Skaner)
Hay dos mecanismos de producción
La presencia de un campo magnético.
Ondas acústicas por el efecto de la convección.
Las estrellas más jóvenes emiten más en rayos x pro que giran más deprisa.
Las estrellas más masivas emiten en rayos x en proporción constante
Lx » 10-7 Lb Luminosida bolométrica en todas las longitudes de onda
Colisión de vientos en estrellas masivas, región intermedia, emisión de rayos x
Restos de supernova, la atmósfera que sale fuera de la explosión calienta la materia interestelar y emite en rayos x.
Cúmulos de galaxias, emiten en rayos x térmicos, hay un gas de bajísima densidad, que es calentado por la radiación ultravioleta de las estrellas más masivas, y se calienta hasta 107 º K
Acrección Acrecimiento de materia sobre objetos compactos
Energía superior a la que se produce en la fusión del H para transformarse en He
R » 10 Km
M » 1 MQ
Hay casos, cuando en un sistema de estrellas doble, una es normal y la otra es una estrella de neutrones (agujero negro). Y, la normal pasa materia a la estrella de neutrones, la emisión de rayos x, es más energética.
Hay varios tipos de binarias de rayos x
Alta masa, viento estelar, la estrella de neutrones gravita en torno a la grande y acreta gran cantidad de materia.
Estrella compañera BE líneas de emisión. Cuando la estrella de neutrones pasa cerca acreta materia de la línea de emisión. La materia, entra por los polos magnéticos, calentandolos hasta 106 ó 107 ºK y emite en rayos x.
Producción.
Radiación x de tipo no térmico y radiación ¡
Radiación sincrotrón
Radiación de partículas, cando son aceleradas en un campo magnético.
Intensidad macroscópica
I = Intensidad, B = Campo magnético, E = Energía, A = constante
a = índice espectral de la radiación
Tiene un espectro muy amplio, regulado por la ley de potencia, y pertenece al dominio de la radioastronomia.
Para que se produzca la emisión en rayos x, hacen falta campos magnéticos del orden de 1012 Gaus.
Hay muchas fuentes que emiten en este rango que evidencia que hay campos magnéticos de ese orden y superiores, Estrellas de neutrones jóvenes.
Fenómenos de radioactividad
Núcleos atómicos inestables se desintegran y en ese cambio emiten partículas de rayos ¡. Se crean en las reacciones nucleares. Los que nos llegan están producidos en las explosiones de supernova.
Las líneas que se ha observado son:
t 1/2 = 0'3 años
Enriquecimiento químico del Universo.
Sólo evoluciona químicamente el Universo en la explosión de supernova, la línea del 26Al, evidencia la historia reciente de la formación estelar.
Dispersión o Scatering de Compton
Efecto mecánico que sufren los fotones cuando interactúan con partículas masivas.
*******************************************scanner
Conservación del momento lineal
Conservación de la energía