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Alta Resoluci ó n Angular en Observaciones Astronóm icas

Alta Resoluci ó n Angular en Observaciones Astronóm icas. Remy Avila. http://www.astrosmo.unam.mx/~r.avila. Centro de Radioastronomía y Astrofísica UNAM Morelia. 0.05   ’ ’. ~1   ’ ’. Para qué la Alta Resolución Angular?. Onda plana. N : Turbulencia óptica. Onda corrugada. HST.

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Alta Resoluci ó n Angular en Observaciones Astronóm icas

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  1. Alta Resolución Angular en Observaciones Astronómicas Remy Avila http://www.astrosmo.unam.mx/~r.avila Centro de Radioastronomía y Astrofísica UNAM Morelia

  2. 0.05  ’ ’ ~1  ’ ’ Para qué la Alta Resolución Angular? Onda plana N : Turbulencia óptica Onda corrugada HST WHT SN1987A F-Ciencias 22-05-03

  3. Nociones de Frente de Onda Campo eléctrico en 2-D: Frente de onda: superficie de fase constante, a t dado Frente de onda esférico: Fuente puntual, cercana. Rayos divergentes. Frente de onda plano: Fuente puntual, al infinito. Rayos paralelos F-Ciencias 22-05-03

  4. Resolución de un Telescopio Perfecto Fuente puntual Alejandro Matías En la pupila: Frente de onda plano En el plano focal: imagen de la fuente Para l=0.5 micras y D=2m d=0.05 ’’ l d ~ D F-Ciencias 22-05-03

  5. Poder de Separación • Para resolver dos objetos puntuales, éstos deben estar separados por al menos la resolución del telescopio d d F-Ciencias 22-05-03

  6. Medio interestelar Atmósfera terrestre Telescopio Un Telescopio en la Tierra • El sistema óptico de un telescopio debe considerar el medio por donde viaja la radiación. F-Ciencias 22-05-03

  7. DT o DnDf DH Qué pasa en la Atmósfera Terrestre ? Frente de onda es proporcional al índice de refracción del aire: f(r) deja de ser plano si el índice de refracción varía: n = <n> + Dn(x,y,z) TemperaturaHumedad Dn ~ (n / T) DT + (n / H) DH Domina en el óptico Domina en Radio Esquema a retener: F-Ciencias 22-05-03

  8. Fluctuaciones Turbulentas de T Se requiere: Turbulencia dinámica (fluctuación de velocidad) + Gradiente vertical de temperatura Turbulencia dinámica 9 NO Altitud (km) SI NO 6 Ri q CT2 Intensidad de la turbulencia de temperatura Numero de Richardson: indicador de turbulencia dinámica Temperatura potencial: toma en cuenta la estratificación de la presión F-Ciencias 22-05-03

  9. Capas Finas de Turbulencia Óptica 20 15 Espesor típico de las capas: 10 m Altitud (km) 5 0 0 10-16 6.10-16 CN2 ( m-2/3 ) F-Ciencias 22-05-03

  10. Imágenes instantaneas: 1 ms de exposición Motas o “speckles” Imagen de largo tiempo de exposición: e ~ 1’’ Algunos segundos de exposición “seeing” Deformación del Frente de Onda Frente de onda deformado Aberraciones de los espejos -> Deformaciones muy lentas (10s) Turbulencia atmosférica -> Deformaciones aleatorias y rápidas (10ms) Alejandro Matías l D e ~ 1’’ F-Ciencias 22-05-03

  11. Óptica Activa y Óptica Adaptativa • Óptica Activa: • Corrige deformaciones lentas (flexiones de los espejos por gradientes de temperatura y por gravedad). • Actuadores ejercen fuerza sobre el espejo primario. • Ciclos del orden de 10s o más. • Óptica Adaptativa: • Corrige deformaciones rápidas (turbulencia atmosférica) • Actuadores adaptan la forma de un pequeño espejo terciario • Ciclos del orden de 10ms. F-Ciencias 22-05-03

  12. El Sueño de Babcock A finales de los 60´s, Babcock publicó la idea de compensar las deformaciones del frente de onda. Era casi ciencia ficción en aquel tiempo. F-Ciencias 22-05-03

  13. Concepto de Óptica Adaptiva • Entre más actuadores, más frecuencias espaciales altas se logran corregir. • Entre más actuadores, más rápido debe ser el ciclo sensar-corregir, porque las fecuencias espaciales altas varían más rápido que las bajas. • Duración del ciclo: ~ 10 ms • Entre más corta es l, más actuadores y mayor velocidad de ciclo se requieren. F-Ciencias 22-05-03

  14. Sensor de Frente de Onda • Cada lentecita esta asociada a una pequeña porción del frente de onda que llega al telescopio • Se mide la posición de la imagen dada por cada lentecita. Esto indica la pendiente local del frente de onda. • El tiempo de exposición para sensar el frente de onda es del orden de 1 ms ! F-Ciencias 22-05-03

  15. Cómo se Observa con Óptica Adaptiva • Estrella de referencia: Se mide el frente de onda con una estrella puntual, brillante. • La estrella de referencia debe estar dentro del ángulo isoplanatico. • Esto condiciona las zonas del cielo obervable. • El tiempo de exposición del sensor de frente de onda impone una magnitud limite. F-Ciencias 22-05-03

  16. Ejemplo de Resultados F-Ciencias 22-05-03

  17. Ejemplo de Resultados F-Ciencias 22-05-03

  18. Mejor que el Telescopio Espacial? F-Ciencias 22-05-03

  19. Ejemplos de Resultados Astronómicos Satélites de Jupiter: Io y Europa l=2.3 micras Telescopio: CFHT (3.6 m) Intrumento:UH AO Emisión térmica de volcanes en IO http://www.ifa.hawaii.edu/ao/ F-Ciencias 22-05-03

  20. Ejemplos de Resultados Astronómicos Neptuno CON Óptica adaptiva SIN Óptica adaptiva Banda J Telescopio: Keck (10 m) 1’’ Tormenta intensa http://www2.keck.hawaii.edu:3636/realpublic/ao/ao.html F-Ciencias 22-05-03

  21. Ejemplos de Resultados Astronómicos GG Tau : Estella binaria joven, con discos circunestelares y un disco circunbinario. Primera imagen de este tipo. Banda J Telescopio: CFHT (3.6m) Intrumento:UH AO Separación de la binaria: 0.25’’ Roddier et al. 1996 http://www.ifa.hawaii.edu/ao/ F-Ciencias 22-05-03

  22. Ejemplos de Resultados Astronómicos Centro Galáctico. l = 2.2 micras Telescopio: KECK (10 m) Resolución: 0.06’’ F-Ciencias 22-05-03 http://www2.keck.hawaii.edu:3636/realpublic/ao/ao.html

  23. Radiointerferometría • Como un telescopio con pupila en Y. • Resolución dada por la separación máxima. Ejemplo: para l=7 mm y B= 36 km, e=0.04 ’’ • El plano de la pupila se va llenando gracias a la rotación de la Tierra. VLA Hasta 36 km F-Ciencias 22-05-03

  24. Fluctuaciones de Vapor de Agua • Recordemos: en l milimétrica, DHDN  Df Tropósfera: < 5 km F-Ciencias 22-05-03

  25. q qh v El error depende de: qh + v Dt h Un método para corregir la fase HH47 F-Ciencias 22-05-03

  26. Ejemplo de Resultados Astronómicos L1551 (en Tauro) : Sistema binario de discos protoplanetarios. Primera evidencia directa. l = 7 mm Emisión de polvo. Interferómetro: VLA linea de base mayor: 36 km Resolución: 0.05 ’’ Discos resueltos. Rodríguez et al., Nature 1998 http://www.astrosmo.unam.mx/~luisfr/ F-Ciencias 22-05-03

  27. ¿Cómo andamos de tiempo? F-Ciencias 22-05-03

  28. Pilón: Espejo de 8m de Diámetro Telescopio Gemini Espejo delgado. Precisión: 0.01 micras F-Ciencias 22-05-03

  29. Pilón: Interferometría Óptica Telescopios VLT Diámetro: 8m monolítico Lugar: Paranal (Chile) 4 telescopios. Interferometría F-Ciencias 22-05-03

  30. Pilón: Otro Interferómetro Telescopios Keck Diámetro: 10m segmentado Lugar: Mauna Kea (Hawaii) 2 telescopios. F-Ciencias 22-05-03

  31. Pilón: Grandes Telescopios Modernos Telescopios Keck Segmentos hexagonales F-Ciencias 22-05-03

  32. Pilón: Gran Telescopio Canario Telescopio GTC Diámetro: 10m segmentado En construcción México participa F-Ciencias 22-05-03

  33. Grandes Telescopios del Futuro Telescopios en proyecto: OWL: Europeo, 100m GSMT: Americano, 50m CELT: Estadounidense, 30m ... Todos segmentados, y Planeados para la 2da década Del siglo. México ya participa en la Selección del sitio. F-Ciencias 22-05-03

  34. Anuncios • Tesis (Lic., Maestría, Doctorado) en el CRyA MORELIA: • Turbulencia atmosférica • Formacion Estelar: • Radioastronomía • Astrofísica observacional • Astrofisica Teórica • Maestría en Ciencias (Astronomía) en el CRyA MORELIA F-Ciencias 22-05-03

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