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Técnicas de observación en astronomía óptica. Álvaro López García
Читать онлайн.Название Técnicas de observación en astronomía óptica
Год выпуска 0
isbn 9788491340300
Автор произведения Álvaro López García
Жанр Математика
Серия Educació. Laboratori de Materials
Издательство Bookwire
Figura 1.1.- Telescopio de Galileo
La resolución y la luminosidad del telescopio, muy superiores a las del ojo humano, no han cesado de incrementarse, alcanzando valores sólo limitados por los efectos atmosféricos.
1.3.3 Círculos graduados y micrómetros
Figura 1.2.- Esfera armilar
Introducidos en el siglo XVIII, son elementos indispensables, asociados a los telescopios, para la confección de catálogos de alta precisión y la observación de fenómenos transitorios (movimientos de satélites, pasos de planetas sobre el disco solar, estrellas binarias). Su precisión actual (modernos círculos meridianos e instrumentos geodésicos), supera el segundo de arco (1”).
1.3.4 Los siglos XIX y XX
El siglo XIX aporta dos descubrimientos notables:
A comienzos de siglo se obtienen los primeros espectros del Sol por Fraunhofer y su correspondencia con algunos elementos existentes en la Tierra. Con ello se demuestra que es posible conocer la naturaleza y composición de los astros, en contra de lo que se sostenía desde la Antigüedad. El desarrollo de la Espectroscopía, asociada al registro fotográfico, ha sido permanente a lo largo del s. XX y prosigue en la actualidad con las técnicas CCD.
Figura 1.3.- Esquema del espectroscopio de Fraunhofer
A mediados del siglo XIX se introduce la fotografía en la Astronomía, en un proceso que se ha generalizado y mantenido durante el siglo XX. Los brillos relativos, la magnitudes límite y las posiciones de los astros mejoraron considerablemente, gracias a la capacidad de integración en el tiempo y a la estabilidad de la placa fotográfica, que permite realizar medidas precisas mucho tiempo después del registro de las imágenes.
Aunque esta técnica está siendo reemplazada por las imágenes CCD, los archivos de placas obtenidos desde finales de XIX y durante todo el siglo XX contienen un verdadero tesoro de información (se estima en más de tres millones el número de placas astronómicas almacenadas en todo el mundo), en muchos casos inédita. El proyecto internacional de la Carte du Ciel fue el primero en su género e incluyó a numerosos centros astronómicos de anbos hemisferios.
El siglo XX contempla el desarrollo de la Electrónica en todos sus campos (instrumental, comunicaciones, informática) y de ello se beneficia la Astronomía. Como técnicas de amplia difusión podemos citar la Fotometría y las cámaras CCD, cuyos sensores han sustituido a la fotografía en muchas aplicaciones.
La Astronomía espacial, a partir de 1960, elimina los efectos de la atmósfera y permite el registro de zonas del espectro electromagnético invisibles desde el suelo, con una calidad inalcanzable desde el mismo.
Los resultados han sido espectaculares, tanto para la Astrofísica (Rayos Gamma y Rayos X, UV, IR, etc.) como para la Astronomía (satélites astrométricos) y la Geodesia espacial.
Cada envío de sondas a diversos astros del sistema solar (planetas, asteroides, cometas) aporta oleadas de nueva información, que está transformando nuestro entorno espacial en un lugar complejo pero cada vez mejor conocido.
De hecho, podemos considerar cada vez más la Astronomía como una Ciencia física capaz de experimentar con los objetos propios de su estudio.
1.4 Astronomía Óptica
Revisemos ahora la situación presente de la Astronomía Óptica, en torno a la cual se desarrolla el contenido de este manual.
Su marco de actuación es el llamado espectro visible, que coincide aproximadamente con el conjunto de longitudes de onda a los que es sensible el ojo humano. Corresponde con la llamada ventana óptica de la atmósfera. La ventana radio, parcialmente transparente para un conjunto de ondas largas, es la fuente de datos de la Radioastronomía.
El objetivo de la Astronomía Óptica es la obtención de datos sobre:
• Posiciones; se obtienen mediante la Astronomía Esférica o Astrometría.
• Brillos; dan lugar a las magnitudes y ‘colores’ de las estrellas mediante la Fotometría.
• Composición; según el método de obtención y la resolución, aplicaremos Fotometría o Espectroscopía.
• El proceso de medida incluye los elementos siguientes:
— La captación de luz, que depende de la apertura del telescopio, de su poder resolutivo y del centelleo atmosférico.
— El análisis de la luz, que es muy variado, según el tipo de datos y la forma de registro: filtros o prisma-red de difracción.
— El detector empleado puede ser de muchos tipos, tales como placas fotográficas, tubos fotomultiplicadores, semiconductores, cámaras CCD, alta energía (satélites) o radio (radioastronomía).
— El registro de los datos, tradicionalmente fotográfico o sobre soporte de papel, se realiza hoy casi exclusivamente por medios electrónicos (ordenador).
• La eficiencia del sistema formado por el conjunto
colector + sistema de análisis + registro
viene limitada siempre por el menos eficiente de ellos.
Los resultados globales vienen afectados por una serie de condicionantes ambientales tradicionales: sucesión del dia y la noche, fases lunares, estaciones, rango espectral registrado y efectos atmosféricos (centelleo, extinción).
Los satélites artificiales han logrado superar algunas de estas limitaciones gracias a sofisticadas tecnologías que no están al alcance de todos los observadores.
Los telescopios competitivos, reflectores de más de 1 m. de apertura, suelen instalarse en condiciones apropiadas, con elevación superior a los 2.000 m. y en regiones de baja humedad (sur de Europa, Canarias, Chile, Hawaii) y cielo oscuro. En estas condiciones, el espectro visible se amplia al UV e IR próximos.
Como ejemplo, presentamos algunos aspectos de la observación solar:
Desde fuera de la atmósfera (satélites como SOHO y otros; laboratorios en órbita, futuras bases lunares) podemos observar la superficie solar (fotosfera, manchas solares), las protuberancias y la corona solar sin necesidad de accesorios especiales.
Desde la Tierra, tenemos diferentes situaciones:
A simple vista (a través de un filtro apropiado), apenas podemos observar el Sol y no apreciamos detalles en la superficie.
Con telescopio y un filtro neutro, podemos ver la fotosfera (figura 1.4) (manchas solares, estructura de granos de arroz, fáculas). Si utilizamos filtros de banda estrecha (Hα) se observan las protuberancias solares (figura 1.5).
Figura 1.4.- Manchas solares