Download
1 / 54
540 likes | 763 Views
El telescopi. Galileo va ser el primer en apuntar un telescopi al cel (1609).
E N D
El telescopi Galileo va ser el primer en apuntar un telescopi al cel (1609). Fins al segle XX el mot telescopi estava reservat als telescopis òptics (formats per lents i/o miralls). Actualment aquest mot també s’utilitza per a telescopis en altres rangs d’energia (raigs X, raigs , ...), que no contenen ni lents ni miralls. Funcions d’un telescopi: 1) Convergir la radiació dels astres en un dispositiu de recepció (ull, placa fotogràfica, fotòmetre, CCD, espectrògraf,...). 2) Formar en el seu pla focal la imatge d’una determinada regió del cel. 3) Permetre distingir dos astres separats en el cel a molt curta distància i que, per això, són indistingibles a simple cop d’ull. Instrumentació òptica astronòmica
El telescopi • Telescopis formats per un sistema de lents i/o miralls. Constituents d’un telescopi: • Sistema objectiu Sistema convergent (mirall o lent) que forma una imatge real i invertida en el seu pla focal. • Sistema ocular Sistema divergent que augmenta la mida de la imatge donada per l’objectiu. El conjunt globalment és afocal (raigs surten paral·lels), de manera que es pot acoblar un dispositiu convergent (ull, camera fotogràfica,...) amb la finalitat que es formi una imatge en el seu pla focal. Instrumentació òptica astronòmica
El telescopi Segons si l’objectiu és una lent o un mirall els telescopis es classifiquen en: • Telescopis refractors(objectiu és una lent). • Telescopis reflectors(objectiu és un mirall). Instrumentació òptica astronòmica
El telescopi Instrumentació òptica astronòmica
Lleis de refracció i de reflexió Quan un raig lluminós incideix sobre la superfície de separació de dos medis transparents i en els quals la velocitat de la llum és diferent (i.e. diferents índexs de refracció), el raig lluminós incident es divideix en dos raigs, un que és reflectit en la direcció del primer medi i un altre refractat (i) en la direcció del segon medi, complint-se: • El raig incident, la normal a la superfície en el punt d’incidència i el raig reflectit estan en el mateix pla i l’angle d’incidència és el mateix que l’angle de reflexió. • El raig incident, la normal a la superfície en el punt d’incidència i el raig refractat estan en el mateix pla i la raó del sinus de l’angle d’incidència i el sinus de l’angle de refracció és constant, complint-se: On n1 i n2 són els índexs de refracció del primer i del segon medi respectivament. Quan l’angle d’incidència supera un cert valor anomenat angle límit, llavors no es produeix refracció sinó que tota la llum es reflexa. Aquest angle es calcula per: Instrumentació òptica astronòmica
Lleis de refracció i de reflexió Instrumentació òptica astronòmica
Tipus de telescopis Tipus de reflectors: • Newton Mirall principal esfèric (o parabòlic), la imatge és desviada a l’exterior del tub mitjançant un segon mirall pla (pot utilitzar-se un prisma). La imatge és recollida per l’ocular, que sol anar instal·lat a la part davantera del tub principal de l’instrument. • Cassegrain Mirall principal foradat, amb la finalitat de rebre els raigs procedents del mirall secundari convex. La imatge final és invertida. El mirall principal és parabòlic i és el model que s’ha imposat actualment, per les seves altes relació qualitat-preu i compacticitat. Instrumentació òptica astronòmica
Tipus de telescopis • Nasmyth És com un Cassegrain però sense forat en el mirall principal i amb un tercer mirall pla que treu els feixos de llum cap al lloc on es col·loca l’ocular. • Cambra Schmidt Utilitza una làmina amb radi de curvatura progressiva de perifèria a centre. En realitat es tracta d’una barreja de refractor i reflector. Dóna una imatge molt nítida en el focus, on es col·loca l’emulsió sensible. La cambra Schmidt ha suposat una revolució en l’observació astronòmica, sigui utilitzant-se com a tal cambra, sigui combinada amb el reflector de Cassegrain i altres models que es veuran a continuació. • Schmidt-Cassegrain Combina la cambra Schmidt i el reflector de Cassegrain. Si bé el reflector clàssic de Cassegrain va suposar una millora important sobre el reflector de Newton, presentava l’alt inconvenient que suposava la construcció d’un mirall parabòlic com a mirall principal. Amb aquesta nova fórmula no és necessari el mirall principal parabòlic, ja que l’aberració esfèrica és corregida mitjançant la làmina de curvatura progressiva, i llavors s’utilitza un mirall principal esfèric. Té la mateixa compacticitat que el model Cassegrain. Instrumentació òptica astronòmica
Tipus de telescopis Schmidt-Cassegrain Instrumentació òptica astronòmica
Tipus de telescopis • Maksutov-Cassegrain Amb la finalitat d’evitar les complicacions tècniques que suposava la construcció de la làmina correctora de la cambra Schmidt, el soviètic D. Maksutov va construir l’any 1941 un corrector consistent en una lent de menisc amb radis de curvatura aproximadament iguals col·locada davant del mirall principal. Aquesta lent divergent fa que els raigs més llunyans a l’eix es desviïn més que els propers i que, en ser reflectits pel mirall principal, es reuneixin en el focus compensant l’aberració esfèrica. Aquest sistema suposa un avantatge respecte la cambra Schmidt i de menor cost en el mercat (la lent és més fàcil de manufacturar). Ajuntant aquest sistema amb el muntatge Cassegrain es té el muntatge Maksutov-Cassegrain. Si bé amb el model Schmidt –Cassegrain s’aconsegueix una eliminació total de les aberracions esfèrica i de coma, amb el model Maksutov-Cassegrain encara s’aprecien uns certs valors residuals. Instrumentació òptica astronòmica
Augments i poder resolutiu Per al cas dels telescopis astronòmics s’utilitzen les següents definicions d’augments: • Augment visual. • Augment resolutiu. • Augment normal o equipupilar. Augment visual Es defineix com la raó entre la tangent de l’angle sota el qual es veu la imatge a través de l’instrument (’) i la tangent de l’angle sota el qual es veu l’objecte a ull nu (). És a dir, que l’augment visual és igual a la raó entre la focal de l’objectiu i la focal de l’ocular i també és igual a la raó entre els diàmetres de les pupil·les d’entrada i de sortida. El signe informa del fet que s’obté del conjunt una imatge invertida. Instrumentació òptica astronòmica
Augments i poder resolutiu Poder separador (resolutiu) d’un instrument La teoria ondulatòria de la llum explica el fet que quan un front d’ona (i.e. la llum) troba un obstacle, llavors de la seva interacció amb els marges de l’obstacle, aquest front d’ona es deforma. En el cas d’una lent o d’un mirall amb apertura circular, la imatge d’un punt no és un punt sinó un cercle envoltat d’uns anells (anells d’interferència, formant l’anomenat disc d’Airy) clars i foscos, col·locats alternativament. Això repercuteix en la qualitat de la imatge dels objectes que s’observen, ja que, per exemple, dos estels separats a molt curta distància, poden no tenir imatges clarament separades, degut a la presència d’aquestes taques circulars envoltades d’anells. El criteri de Rayleigh indica el valor mínim de la separació entre dos estrelles (resolució) per tal que les veiem separades: On = 555 nm com a longitud d’ona mitja en el visible, en segons d’arc i D en mm. El poder separador teòric d’un instrument solament s’aconsegueix si les lents són geomètricament perfectes i si l’augment és igual o superior al dit augment resolutiu. Instrumentació òptica astronòmica
Augments i poder resolutiu Augment resolutiu amb D expressat en mm. Aquest és l’augment mínim que ha de tenir un telescopi per tal d’aprofitar tota la seva resolució. Aquesta expressió també ens diu que, per tal d’aprofitar tots els augments d’un telescopi, és necessari que no se sobrepassi aquesta quantitat. Augments més grans donaran imatges més grans, però seran menys nítides i sense nous detalls. Malgrat això, per a l’observació astronòmica, sovint s’utilitzen el doble i el triple d’aquesta quantitat. Es pot veure que aquest augment es calcula amb independència de l’ocular, per tant és l’objectiu el que limita els augments que es podran obtenir i, en conseqüència, les distàncies focals dels oculars. Augment normal o equipupilar L’augment normal o equipupilar és aquell tal que la imatge de la pupil·la d’entrada, és a dir, la pupil·la de sortida, coincideix amb la mida de la pupil·la ocular. D’aquesta manera, l’ull aprofita la màxima lluminositat de l’instrument. Instrumentació òptica astronòmica
Lluminositat de la imatge La lluminositat d’un telescopi augmenta amb el diàmetre del seu objectiu. Per aquesta raó, s’intenta construir sempre telescopis amb objectius de mida força gran. Com a exemples, hi ha el telescopis de Monte Palomar (EEUU) de 508 cm, el de Calar-Alto (Almeria - Espanya) de 3.5 m,GTC de 10.2m (Canàries),... Telescopi de 3.5 m de Calar Alto Instrumentació òptica astronòmica
Miralls La superfície d’un mirall ha d’ésser òpticament llisa, és a dir, que les seves irregularitats siguin molt petites respecte la longitud d’ona de la llum. Aquesta exigència és primordial, ja que la utilització d’un mirall mal polit faria impossible l’observació, encara que la resta d’instruments funcionessin correctament. Relatiu al material que s’utilitza per emmirallar, s’utilitzen superfícies metàl·liques, per correspondre a aquestes la màxima reflectància (es denomina reflectància d’una superfície a la quantitat de llum que hi és reflectida respecte la que incideix). La reflectància varia en funció de la longitud d’ona i de l’angle d’incidència. La plata i l’alumini tenen la particularitat de tenir una reflectància molt elevada gairebé en tot l’espectre visible. En l’alumini és pràcticament constant des de l’ultraviolat fins a l’infraroig. La plata té un mínim a 320 nm, ascendint fins als 400 nm i mantenint-se amb valors superiors als de l’alumini per sobre dels 420 nm, però presenta l’inconvenient d’entelar-se al cap de poc temps d’utilització. L’alumini roman inalterable per llargs períodes de temps, havent-se imposat en la pràctica totalitat dels instruments òptics astronòmics. El material es diposita sobre el vidre per evaporació amb buit, quedant una pel·lícula metàl·lica per tota la superfície. Instrumentació òptica astronòmica
Miralls Una característica dels miralls esfèricsés que els raigs no paraxials (els que incideixen paral·lels però lluny de l’eix òptic del sistema; eix òptic és l’eix on està centrat el sistema) no convergeixen en el focus del sistema. Llavors es diu que el mirall està afectat d’aberració esfèrica. Una manera eficient de solucionar el problema és mitjançant la utilització de miralls parabòlics. Els miralls parabòlics tenen la forma d’un paraboloide de revolució. Si considerem una secció del mateix, cada punt de la seva superfície equidistarà de la directriu i del focus (condició de la paràbola) i tots els raigs incidents paral·lels a l’eix, incloent els més externs, convergiran en el focus, que coincideix amb el focus geomètric de la paràbola. (potser es massa dur???) Instrumentació òptica astronòmica
Lents Tots els telescopis (excepte si s’acobla una CCD, càmera fotogràfica,...etc) tenen almenys una lent. La majoria de les lents utilitzades en instruments òptics estan formades per un medi transparent limitat per dos superfícies esfèriques (considerem que una superfície plana es pot considerar com una superfície esfèrica de radi infinit). Classificació de les lents en funció del seu gruix: • Lents primes. • Lents gruixudes. Instrumentació òptica astronòmica
Lents Lents primes Són aquelles en les que el seu gruix és menyspreable en relació als seus radis de curvatura (o les seves distàncies focals). Atenent a la curvatura de les seves cares, es poden classificar: • Convergents o positives: biconvexes, pla-convexes i còncau-convexes. • Divergents o negatives: bicòncaves, pla-còncaves i convex-còncaves. Instrumentació òptica astronòmica
Pèrdues per reflexió Va ser Fresnel qui va estudiar la reflexió de la llum en les lents i va trobar una expressió per a les pèrdues de llum degut a la reflexió per a llum incident normal de: També va trobar que el valor de la reflexió en la cara d’una lent és màxim per a incidència rasant, que quan la llum canvia de medi (aire-vidre o vidre-aire) les pèrdues són d’un 4% i que si les lents estan adherides les pèrdues solament tindran lloc a la primera i última superfícies, essent menyspreables a la resta. Instrumentació òptica astronòmica
Pèrdues per reflexió Les lents, en molts dels oculars s’adhereixen amb bàlsam del Canadà i, d’aquesta manera, les pèrdues per reflexió es redueixen. En el cas dels objectius, com que són d’un diàmetre considerable, no s’utilitza el bàlsam ja que existeix el perill que es deteriori i faci malbé a l’observació. Per això, en els objectius, entre cada lent (solen tenir només dos lents) hi ha una cambra estreta d’aire, fet que fa augmentar el fenomen de la reflexió i les pèrdues de llum conseqüents. Aquesta llum reflectida no sols es tradueix en pèrdues de llum per part de l’instrument sinó també en llum paràsita que dificulta l’observació d’objectes febles. Per posar-hi remei, es pinta l’interior del tub de color negre mate i es revesteixen en alguns casos els interiors dels oculars d’una goma negra. També es recobreixen, en molts casos, les lents objectius de pel·lícules de fluorur de calci o fluorur de magnesi, evitant així la reflexió per a certes longituds d’ona. Això últim s’explica perquè la llum incident normal a la superfície i la reflectida interfereixen destructivament per a una certa longitud d’ona (aquella amb longitud quatre vegades el gruix de la pel·lícula), freqüentment en el centre de l’espectre visible i, per això, aquestes lents reflecteixen en llum vermellosa – violeta (colors situats en els extrems de l’espectre visible). Aquestes pel·lícules tenen la característica de tenir un índex de refracció, n’, relacionat amb l’índex de refracció de la lent, n: (sembla molt dur tant rollo seguit...) Instrumentació òptica astronòmica
Aberracions En els sistemes òptics descrits, tant els formats per lents com per miralls, quan són convergents proporcionen imatges dels objectes situats a una certa distància. Si l’objecte està a l’infinit o a una distància el suficientment gran, la seva imatge estarà en el focus. Això passaria si el sistema fos ideal però, en realitat, els raigs de llum tenen desviacions de les seves trajectòries que originen defectes en la imatge. Aquests defectes són anomenats aberracions. Tipus d’aberracions: • Aberració cromàtica. • Aberració esfèrica. • Distorsió de camp. • Aberració de coma. • Curvatura de camp. • Astigmatisme. Quan es dissenya un telescopi es procura una compensació de les aberracions del sistema objectiu amb el sistema ocular per tal que el conjunt total quedi corregit, ja que és totalment impossible la correcció parcial per a cada sistema de totes les aberracions. Així, a l’ocular es compensen, amb preferència, les aberracions de camp i en l’objectiu les cromàtiques i d’esfericitat. Instrumentació òptica astronòmica
Aberracions • Aberracions esfèrica i de coma Els miralls (la coma també en les lents) donen imatges nítides sempre que els raigs incidents paral·lels estiguin a prop de l’eix o formin un angle petit (i.e. raigs paraxials). Els raigs incidents paral·lels a l’eix que estan lluny de l’eix no convergeixen en el focus sinó que convergeixen més a prop del mirall, formant la dita superfície càustica. En això consisteixen les aberracions esfèrica (per a raigs incidents paral·lels a l’eix) i de coma (per a raigs que formen un determinat angle amb l’eix). Aberració esfèrica Aberració de coma Instrumentació òptica astronòmica
Aberracions L’aberració d’esfericitat es pot solucionar de diferents formes: • Mitjançant la utilització de miralls parabòlics. • Mitjançant el corrector de Schmidt, el Maksutov o el mirall de Mangin. Els tres sistemes consisteixen en produir una desviació cap a l’exterior del feix de raigs incidents, de manera que els més allunyats a l’eix siguin afectats d’una desviació més gran, i així, en reflectir-se al mirall esfèric, produeixin imatges en el focus. Respecte l’aberració de coma, la seva incidència és mínima en els instruments de poca apertura. Es pot corregir mitjançant el mirall de Mangin. Els sistemes corregits d’aberració esfèrica i de coma es diuen isoplanàtics. Instrumentació òptica astronòmica
Aberracions • Aberració cromàtica La potència (i.e. Inversa de la distància focal) d’una lent varia amb l’índex de refracció, i com que l’índex de refracció varia amb la longitud d’ona, hi haurà diferents potències (i.e. distàncies focals) per als diferents colors. Com que l’augment varia també amb la distància focal, (es té) implica que cada imatge d’un color tindrà una mida diferent. A la variació de la distància de la imatge amb l’índex de refracció se li diu aberració cromàtica axial i a la variació de la mida de la imatge se li diu aberració cromàtica lateral. Un sistema es diu que és acromàtic quan la distància focal per a dos colors qualsevol és la mateixa. Un sistema es diu que és apocromàtic quan la distància focal és la mateixa per a tots els colors de l’espectre. Instrumentació òptica astronòmica
Aberracions L’aberració cromàtica es soluciona mitjançant un doblet constituït per una lent convergent, anomenada crown, i una lent divergent, anomenada flint, totes dues en contacte. En els telescopis refractors se sol utilitzar un objectiu acromàtic format per un doblet amb una lent positiva (biconvexa) de crown i una lent negativa (còncau-convexa o còncau-plana) de flint dirigida a l’ocular. Instrumentació òptica astronòmica
Aberracions • Aberració de distorsió L’aberració de distorsió fa que la imatge no sigui igual a l’objecte sinó que estigui deformada. La distorsió es deu sempre a una falta de constància en l’augment lateral i sol notar-se més quan l’objecte és de mida gran. La imatge que la distorsió pot donar de la figura a) pot ser de dos tipus: ser com la de la figura b), afectada de distorsió de corsé, o com la imatge c), afectada de distorsió de barril. Quan un sistema no presenta distorsió es diu que és ortoscòpic. Instrumentació òptica astronòmica
Aberracions • Curvatura de camp La curvatura de camp és una aberració que fa que la imatge dels punts del pla objecte estigui col·locada sobre una superfície corba enlloc d’estar situada sobre el pla imatge. La deformació és de tal manera que es nota més com més lluny són els raigs emergents de l’eix òptic. Aquesta aberració fa molt de mal en fotografia, ja que és impossible que tots els punts de la placa estiguin enfocats. Instrumentació òptica astronòmica
Aberracions • Astigmatisme L’astigmatisme succeeix quan la imatge d’un punt a través d’un sistema no és un punt sinó que són dos (imatges astigmàtiques). Això succeeix degut a la deformació del front d’ona incident, amb simetria de revolució (esfèric), en passar a través d’un sistema òptic, de manera que perd aquesta simetria de revolució i crea vàries imatges (una per cada centre de curvatura de la superfície emergent). Això fa que sigui impossible enfocar amb nitidesa els objectes verticals i horitzontals. Aquesta aberració succeeix més en els telescopis d’apertura petita. Els telescopis corregits d’aquesta aberració se’n diuen anastigmàtics. Instrumentació òptica astronòmica
Oculars Els telescopis, tant reflectors com refractors, van equipats amb un objectiu (lent o mirall) muntat de tal manera que fa molt difícil la substitució. Amb l’ocular no passa el mateix, en un instrument astronòmic, el més habitual és canviar d’ocular segons les necessitats observacionals que vagin sorgint (que es vulgui més o menys potència, més o menys camp, ...). El més usual és disposar d’un joc d’oculars amb diferents distàncies focals. Tots els oculars estan compostos per almenys dues lents separades i el sistema es corregeix d’aberració de camp (preferentment) i d’aberració cromàtica (és més habitual corregir d’aquesta aberració només els objectius). El motiu perquè es corregeixi preferentment de les aberracions de camp és degut al fet que el feix emergent és poc obert però molt inclinat respecte l’eix. Existeixen una gran varietat d’oculars, el més simple és el primitiu model de Kepler, compost per una sola lent de crown pla-convexa amb la superfície plana orientada cap a l’observador. En l’actualitat, tots els models estan formats per dos o més lents, els més coneguts són: ocular de Huygens, de Ramsden, de Kellner, ortoscòpic, de Erfle i de Plössl (mateix ordre de les Fig.). Instrumentació òptica astronòmica
Oculars Instrumentació òptica astronòmica
Pupil·les de l’instrument En tots els instruments òptics existeix un diafragma que limita el feix de raigs incidents. Es denomina pupil·la d’entrada a la imatge d’aquest diafragma donat per l’objectiu, i pupil·la de sortida a la imatge del mateix diafragma donada per l’ocular. En els telescopis, el diafragma d’apertura sol coincidir amb el mateix diàmetre de l’objectiu que, per tant, coincideix amb la pupil·la d’entrada. Per tant, es parla del mateix quan es diu diafragma d’apertura, diàmetre de l’objectiu o pupil·la d’entrada. Així mateix, la pupil·la de sortida correspon a la imatge de l’objectiu donada per l’ocular. Tant en observació visual com fotogràfica és important conèixer tant la mida com la posició de la pupil·la de sortida. La mida de la pupil·la de sortida ve donada per: On és l’augment lateral del sistema i D és el diàmetre de l’objectiu. Instrumentació òptica astronòmica
Angles de camp Hi ha el camp objecte i el camp imatge. El primer, o angle de camp real, correspon al màxim angle de cel del qual pot donar imatge l’ocular i val 2α, i el segon, l’angle de camp aparent, correspon a l’angle sota el qual es veu el camp 2α a la sortida de l’ocular i val 2β. Instrumentació òptica astronòmica
Angles de camp L’angle de camp objecte és independent de l’apertura de l’objectiu, essent influenciat només per l’apertura de l’ocular i per la suma de les distàncies focals de l’objectiu i de l’ocular. De la figura anterior es pot veure que: on Ao és l’apertura (diàmetre) de l’ocular i d és la distància de l’ocular a la pupil·la de sortida. Instrumentació òptica astronòmica
Raó d’apertura Es defineix com la relació existent entre el diàmetre de l’objectiu i la seva distància focal: És freqüent indicar les característiques d’un instrument indicant el diàmetre de l’objectiu i la raó d’apertura, expressant-la en forma de fracció 1/n. Amb aquests valors es troba fàcilment el valor de la distància focal de l’objectiu. Instrumentació òptica astronòmica
L’ull com a receptor de la imatge Considerant el seu aspecte merament òptic, l’ull és capaç de projectar sobre la retina qualsevol objecte (imatge real i invertida) que es trobi sota el seu angle de visió. Es pot considerar com una esfera amb una part davantera transparent, més prominent i que correspon a la còrnea. Instrumentació òptica astronòmica
L’ull com a receptor de la imatge Al contrari del que se sol dir, el cristal·lí només és una petita part del sistema de lents amb el poder refringent suficient per a projectar la imatge sobre la retina. La potència principal correspon a la còrnea, amb un radi de curvatura mig de 7.70 mm i una focal de 20 mm. El que té d’especial el cristal·lí és la seva capacitat de modificar la seva curvatura, gràcies a l’acció dels músculs ciliars. Aquesta modificació es coneix com a acomodació i permet observar objectes situats a diferents distàncies. L’ull, per tant, pot considerar-se com una lent gruixuda composta, essent també lents gruixudes cadascuna de les seves components, amb índexs de refracció diferents i amb la particularitat que una de les seves lents té un radi de curvatura variable. El focus total del sistema es troba situat a la cara exterior de l’última lent, l’humor vitri, i desviat de l’eix òptic del sistema. La retina és la part sensible de l’ull i recobreix la major part del globus ocular. A la retina es troben els fotoreceptors, cons i bastons, els primers sensibles als colors i els segons sensibles a la llum blanca. Els cons es troben situats a la fòvea i a partir d’ella i progressivament es va reduint el seu número i augmenta el de bastons. Els receptors més sensibles són els cons i tenint en compte que en la visió nocturna (en condicions d’obscuritat) només es poden utilitzar els receptors sensibles a la llum blanca (bastons), que solament són capaços de detectar en blanc i negre i que, a més, solament estan col·locats a la perifèria de la fòvea, l’agudesa visual utilitzant els bastons serà sempre molt inferior a l’agudesa utilitzant els cons. Instrumentació òptica astronòmica
L’ull com a receptor de la imatge L’ull descrit correspon al denominat ull emètrop, o sigui, sense defectes d’enfocament i amb capacitat d’acomodació. Quan un ull presenta alguna anomalia de visió (descartats els processos d’enfermetat), es denomina ull amètrop. Hi ha els següents casos: • Miopia: excessiu poder refringent en els medis, formant-se la imatge davant de la retina. Per a la seva correcció s’utilitza una lent divergent calculada de manera que la imatge quedi projectada sobre de la retina. • Hipermetropia: cas contrari a l’anterior. Es corregeix amb l’ús d’una lent convergent. • Astigmatisme: les diferents seccions meridianes de la còrnea (o del cristal·lí) presenten diferents radis de curvatura. Es corregeix amb una lent cilíndrica. • Presbícia: pèrdua de la capacitat d’acomodació. Es corregeix mitjançant una lent convergent en el moment que sigui necessària la visió a curta distància. Instrumentació òptica astronòmica
L’ull com a receptor de la imatge Ull normal. Ull miop i ull miop corregit. Ull hipermètrop i ull hipermètrop corregit. Instrumentació òptica astronòmica
L’ull com a receptor de la imatge Poder resolutiu de l’ull Si s’admet, com en els instruments òptics perfectes, que solament la difracció limita el poder de separació de l’ull, l’angle mínim sota el qual han de veure’s dos punts perquè produeixin imatges resoltes és, admetent el criteri de Rayleigh: essent n l’índex mitjà de l’ull (n=1.33) i D el diàmetre de la pupil·la (D=2 mm). Per a =555 nm, resulta = 52 “. Instrumentació òptica astronòmica
Prismàtics Els prismàtics són una bona alternativa als telescopis en l’observació astronòmica per als que s’inicien. Són més barats, més lleugers, més fàcils d’utilitzar que els telescopis, tenen l’avantatge de la visió binocular, donen una imatge directa i, sobretot, tenen un gran camp, ja que tenen pocs augments. Degut al fet que tenen un gran camp, és fàcil trobar objectes celests amb ells, es poden visualitzar senceres les grans nebuloses i alguns cometes, es fàcil voltar per la via làctia i voltants i són força convenients per al seguiment dels estels variables més brillants. Instrumentació òptica astronòmica
Prismàtics Tenen dos lents acromàtiques convergents, tractades per tal que les pèrdues per reflexió siguin mínimes (multicoated) (per això, quan s’hi incideix llum blanca, reflecteixen en un sol color, blau, verd, violeta,...). També tenen dos oculars de gran camp i un conjunt de quatre prismes que serveixen per girar la imatge. En el pont que uneix els dos tubs, hi ha una roda que s’utilitza per a enfocar i, a més, es pot graduar la separació entre els tubs segons com li sigui més còmode a la persona que està observant. Les dues dades que caracteritzen uns prismàtics són el diàmetre dels objectius i els seus augments, representats de la manera “augment x diàmetre (mm)”. Els més freqüents són els 7x50, pel seu cost moderat i les altes prestacions i, degut al seu baix pes, poden ser sostinguts a mà sense que calgui cap suport (trípode,...etc.). Prismàtics amb augments superiors a 7 o diàmetres a partir de 60 mm ja calen d’un sistema de suport per tal de poder observar sense que els astres es moguin en el camp visual. Els augments més adequats són els equipupilars, és a dir, els que donen un diàmetre de la pupil·la de sortida igual a la pupil·la de l’ull. D’aquesta manera, l’observació serà òptima i no es desaprofitaran els augments. El diàmetre de la pupil·la de sortida es calcula com: on D és el diàmetre de l’objectiu. Instrumentació òptica astronòmica
Òptica activa i adaptativa El poder resolutiu teòric dels telescopis, donat per la difracció, gairebé mai és assolible a la pràctica. El telescopi de Monte Palomar, amb un poder resolutiu teòric de 0.02“, a la pràctica només pot arribar a 0.8”, és a dir 40 vegades menys resolució. Això succeeix amb tots els grans telescopis i s’accentua com més gran és el diàmetre del telescopi. Aquest fet succeeix per diverses causes, com són, els defectes inevitables en la fabricació dels telescopis (mai un sistema és perfecte), les deformacions que pateixen els telescopis degut al seu propi pes i la deformació del front d’ona pla procedent de l’astre per part de l’atmosfera (seeing). Aquests fets fan que la imatge sigui molt diferent del disc d’Airy teòric. Mitjançant l’òptica activa es corregeixen aberracions i deformacions permanents o molt lentament variables. Les deformacions gravitatòries produïdes del sistema de suport del mirall primari o del tub del telescopi causen aberracions (coma i astigmatisme), ja que provoquen desalineaments entre els seus components òptics. Per altra banda, l’òptica adaptativa corregeix de variacions ràpides de la imatge com les produïdes per l’agitació atmosfèrica o vibracions mecàniques del telescopi en temps de fins a 10-3s. Perquè l’ús de les òptiques activa i adaptativa sigui efectiu, el poder resolutiu (seeing) ha de ser millor que 0.75”, perquè del contrari aquestes tècniques no servirien per tal de millorar les imatges en un grau significatiu. Instrumentació òptica astronòmica
Òptica activa i adaptativa Òptica activa Es tracta de compensar les deformacions produïdes per desalineaments del sistema a través d’uns pistons, que modifiquen la curvatura del mirall principal, i uns sensors, que mesuren contínuament la distància focal del sistema. D’aquesta manera, mitjançant la intercomunicació entre aquests dos sistemes, la imatge es corregeix automàticament (veure Fig. següent). Instrumentació òptica astronòmica
Òptica activa i adaptativa Instrumentació òptica astronòmica
Òptica activa i adaptativa Òptica adaptativa Aquest sistema utilitza un estel de referència, suficientment brillant, a prop de l’objecte d’interès per a l’observació. Aquest estel serveix com a font d’informació sobre la forma del front d’ona de llum en aquella direcció del cel. Aquesta informació es transmet a un ordinador de control que és el que actua sobre els pistons que deformaran els sistemes òptics a fi de compensar el defecte de la imatge causat per la deformació del front d’ona inicial. Aquesta correcció (es fa)s’intenta fertan ràpid com vagi canviant l’atmosfera. El funcionament de l’òptica adaptativa requereix de l’existència en el camp d’observació d’una estrella molt brillant que caigui a prop de l’eix del telescopi, de manera que la seva imatge caigui dins de la zona isoplanàtica central i que serveixi de referència perquè actuï el corrector. Però no sempre en el camp hi ha estrelles que acompleixin aquestes condicions. La solució és utilitzar un làser potent de colorants que enviï un feix de llum per l’eix del telescopi de mode que l’estrat del sodi en l’alta atmosfera (a aprox. 100 km d’alçada) es produeixi una intensa fluorescència ressonant que serveixi de font auxiliar. Amb aquest sistema s’ha aconseguit arribar pràcticament a tots els límits resolutius teòrics. Actualment, els grans telescopis com el VLT (Very Large Telescope) de l’ESO (European Southern Observatory) i el futur GTC (Gran Telescopio de Canarias) utilitzen aquestes tècniques. Instrumentació òptica astronòmica
Història dels telescopis La resposta a la pregunta de qui va construir el primer telescopi encara avui no és coneguda, uns ho atribueixen a Zacarias Janssen l’any (1950) 1590 i altres a Hans Lippershey l’any 1608, ambdós eren artesans sense cap formació científica. Aquests primers telescopis eren semblants als que s’utilitzen en els teatres i tenien de 3x a 6x. Telescopi de Lippershey Instrumentació òptica astronòmica
Història dels telescopis Va ser l’any 1609 quan Galileo va conèixer el telescopi de Lippershey, el va analitzar i ràpidament es va adonar de les seves grans prestacions en l’observació astronòmica. El mèrit de Galileo es manifesta tant en les innovacions que va introduir a l’instrument com per la utilització que va fer d’aquest. Va ser l’inventor del telescopi que porta el seu nom. En el Museu de Florència es conserven uns quants dels seus models (de 5x i 20x) encara que va ser capaç de construir un de 60 cm de longitud i 30x. Amb aquest instrument, Galileo va fer la primera carta lunar, detectant les seves formacions muntanyoses, a les que va considerar similars a les terrestres, va descobrir les taques solars, va observar les fases de Venus i les va interpretar adequadament, va descobrir els satèl·lits de Júpiter i l’anell de Saturn i va veure que la Via Làctia estava formada per multitud d’estels. Tots aquests descobriments, fets durant un any, van ser publicats l’any 1610 en el seu llibre “SIDEREVS NVNCIVS”. Instrumentació òptica astronòmica
Història dels telescopis Galileo va morir l’any 1642, el mateix en que va nèixer Isaac Newton, qui va aportar un altre camí en el disseny dels telescopis. Mentrestant, els savis de tota Europa imitaven a Galileo i l’any 1611 Keppler publica el seu “DIOPTRIQUE” en el que dóna a conèixer un nou model de telescopi on se substitueix l’ocular divergent per un de convergent, que constitueix avui en dia l’essència dels refractors, encara que hi eren presents llavors totes les aberracions. A partir de llavors la finalitat era la creació d’un refractor que no tingués cap de les aberracions. Galileo va ser el primer en plantejar la idea que amb la construcció d’un mirall còncau com a objectiu l’aberració cromàtica desapareixia, però la impossibilitat tècnica aleshores de construir tal mirall còncau va fer que Galileo no pogués posar en pràctica la seva idea. Una aportació important la va fer Huygens creant l’ocular acromàtic (de Huygens), que valdria tant pels telescopis refractors com reflectors. Va haver-hi molts dissenys de telescopis durant aquesta època però va ser Gregory, famós professor de matemàtiques de la Universitat d’Edimburg, qui va dissenyar un telescopi reflector amb la particularitat que, a l’igual que el refractor, l’observador es podia col·locar darrere de l’instrument i hi havia imatge directa. Però, una vegada més, la falta de mitjans tècnics no va permetre fer en realitat la seva idea. Existia la dificultat de la construcció dels miralls i en això s’hi dedicaven els millors òptics anglesos, encara que sense arribar a resultats acceptables. La tècnica del segle XVII no estava el suficientment desenvolupada com per a metal·litzar superfícies de vidre, els miralls es construïen de coure, amb un polit de baixa precisió i un poder reflectant molt baix, no superant el 50%. Tot plegat feia que la imatge final no fos identificable. Instrumentació òptica astronòmica
Història dels telescopis L’any 1670 Newton dissenya un nou telescopi reflector amb un mirall secundari pla. Per a poder portar-lo a la pràctica es van haver de superar força dificultats i no va ser fins l’any 1671 quan es van aconseguir resultats satisfactoris. Aquest instrument va ser construït per Newton mateix, amb un mirall principal esfèric de 37 mm, una distància focal de 160 mm i amb 38x. L’any 1672 va ser presentat a la Royal Society de Londres. L’any 1672 Cassegrain va dissenyar el telescopi que porta el seu nom i no va poder ser construït per impossibilitat pràctica. Tot i les crítiques de Newton, aquest model és el que s’ha imposat actualment en els telescopis de gran apertura, mentre que el model de Schmidt-Cassegrain és el que s’ha imposat en els d’ apertura mitjana. Malgrat que Newton va aportar la idea de construir un objectiu compost per vàries lents de diferents índexs de refracció per tal d’acabar amb l’aberració cromàtica, la construcció de nous dissenys de refractors es va abandonar, donat l’èxit del reflector de Newton. La situació va canviar quan el 1733 George Bass va ajustar dos lents, una còncava i una altra convexa, creant l’objectiu acromàtic. Amb els objectius de Dolland-Bass i, gràcies a les seves propietats acromàtiques, la construcció de refractors va agafar un nou impuls. Encara més quan Fraunhöfer va aconseguir construir un objectiu acromàtic corregit, a més, de les aberracions esfèrica i de coma. Instrumentació òptica astronòmica
Història dels telescopis Pocs anys després de finalitzar el segle XVIII va aparèixer el disseny i l’execució d’un nou model de reflector: el reflector de Herschell (reflector semblant al de Newton però sense mirall secundari i amb un mirall primari inclinat de manera que desviava els raigs cap a l’observador). Amb aquest instrument, Herschell va descobrir el planeta Urà el 1781, va localitzar més de dos mil (conglomerats) agrupacions d’estels, va realitzar un catàleg de totes les estrelles visibles de l’hemisferi boreal, que seria continuat pel seu fill en l’hemisferi austral, finalitzant-lo el 1838. També va estudiar i mesurar les posicions relatives de les estrelles i va distingir les nebuloses de pols de la Via Làctia de les galàxies compostes per estels. Herschell va construir varis reflectors, essent el més gran de 120 cm d’apertura. L’obra mestra de Fraunhöfer va ser un objectiu acromàtic, corregit de les aberracions esfèrica i de coma amb una apertura de 250 mm (equivalent llavors a un reflector amb un mirall de 500 mm, degut a la baixa reflectància del coure). Fraunhöfer va dissenyar i construir un nou reflector, el Dorpat, equipat amb aquest objectiu i muntura equatorial, pràcticament com les que s’utilitzen avui dia, amb motor de seguiment accionat per pesos. Instrumentació òptica astronòmica
