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Alta Resolución Angular en Observaciones Astronómicas
Remy Avilahttp://www.astrosmo.unam.mx/~r.avila
Centro de Radioastronomía y AstrofísicaUNAM Morelia
F-Ciencias 22-05-03 2
Para qué la Alta Resolución Angular?
Onda plana
N : Turbulenciaóptica
Onda corrugada
~1 ’ ’
WHT
0.05 ’ ’
SN 1987A
HST
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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
( , ) cos ( )( )E t A t rr
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Resolución de un Telescopio Perfecto
Fuente puntual
En la pupila: Frente de onda plano
En el plano focal: imagen de la fuente
D
Para =0.5 micrasy D=2m=0.05 ’’
Ale
jand
ro M
atía
s
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Poder de Separación
Para resolver dos objetos puntuales, éstos deben estar separados por al menos la resolución del telescopio
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Medio interestelar
Un Telescopio en la Tierra
El sistema óptico de un telescopio debe considerar el medio por donde viaja la radiación.
Atmósfera terrestre
Telescopio
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Qué pasa en la Atmósfera Terrestre ?
Frente de onda es proporcional al índice de refracción del aire:
(r) deja de ser plano si el índice de refracción varía:
n = <n> + n(x,y,z)
Temperatura Humedad
n ~ (n / ) + (n / ) H
Domina en el óptico Domina en Radio
Esquema a retener:
n oH
(( ,) )n rr ( , , )x y zr
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Fluctuaciones Turbulentas de T
Se requiere: Turbulencia dinámica (fluctuación de velocidad) + Gradiente vertical de temperatura
Altitud (km)
6
9
CT2 Ri
SI
Turbulencia dinámica
NO
NO
Temperatura potencial: toma en cuenta la estratificación de la presión
Intensidad de la turbulencia de temperatura
Numero de Richardson: indicador de turbulencia dinámica
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Capas Finas de Turbulencia Óptica
Altitud (km)
0
5
15
20
CN2 ( m-2/3 )
0 6.10-16 10-16
Espesor típico de lascapas: 10 m
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Deformación del Frente de Onda
Frente de onda deformado
Aberraciones de los espejos -> Deformaciones muy lentas (10s)
Turbulencia atmosférica -> Deformaciones aleatorias y rápidas (10ms)
Ale
jand
ro M
atía
s
D
1 ms de exposiciónMotas o “speckles”
Algunos segundos de exposición“seeing”
~ 1’’
Imágenes instantaneas:
Imagen de largo tiempo de exposición:
~ 1’’
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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.
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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.
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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 , más
actuadores y mayor velocidad de ciclo se requieren.
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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 !
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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.
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Ejemplo de Resultados
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Ejemplo de Resultados
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Mejor que el Telescopio Espacial?
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Ejemplos de Resultados Astronómicos
Satélites de Jupiter: Io y Europa
=2.3 micrasTelescopio: CFHT (3.6 m)Intrumento:UH AO
Emisión térmicade volcanes en IO
http://www.ifa.hawaii.edu/ao/
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Ejemplos de Resultados Astronómicos
Neptuno
CON Óptica adaptiva SIN Óptica adaptiva
Banda JTelescopio: Keck (10 m)
Tormentaintensa
1’’
http://www2.keck.hawaii.edu:3636/realpublic/ao/ao.html
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Ejemplos de Resultados Astronómicos
GG Tau : Estella binaria joven, con discos circunestelaresy un disco circunbinario. Primera imagen de este tipo.
Banda JTelescopio: CFHT (3.6m)Intrumento:UH AO
Roddier et al. 1996http://www.ifa.hawaii.edu/ao/
Separación de labinaria: 0.25’’
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Ejemplos de Resultados Astronómicos
Centro Galáctico.
= 2.2 micrasTelescopio: KECK (10 m)
Resolución: 0.06’’
http://www2.keck.hawaii.edu:3636/realpublic/ao/ao.html
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Radiointerferometría
Como un telescopio con pupila en Y.
Resolución dada por la separación máxima. Ejemplo: para =7 mm y B= 36 km,
=0.04 ’’ El plano de la pupila se va
llenando gracias a la rotación de la Tierra.
Hasta 36 km
VLA
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Fluctuaciones de Vapor de Agua
Recordemos: en milimétrica, H N
Tropósfera: < 5 km
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Un método para corregir la fase
HH47
h
h
v El error depende de:h + v t
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Ejemplo de Resultados Astronómicos
L1551 (en Tauro) : Sistema binario de discos protoplanetarios. Primera evidencia directa.
= 7 mm Emisión de polvo.Interferómetro: VLA linea de base mayor: 36 km
Rodríguez et al., Nature 1998http://www.astrosmo.unam.mx/~luisfr/
Resolución: 0.05 ’’Discos resueltos.
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¿Cómo andamos de tiempo?
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Pilón: Espejo de 8m de Diámetro
Telescopio GeminiEspejo delgado.Precisión: 0.01 micras
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Pilón: Interferometría Óptica
Telescopios VLTDiámetro: 8m monolíticoLugar: Paranal (Chile)4 telescopios.Interferometría
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Pilón: Otro Interferómetro
Telescopios KeckDiámetro: 10m segmentadoLugar: Mauna Kea (Hawaii)2 telescopios.
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Pilón: Grandes Telescopios Modernos
Telescopios KeckSegmentos hexagonales
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Pilón: Gran Telescopio Canario
Telescopio GTCDiámetro: 10m segmentadoEn construcciónMéxico participa
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Grandes Telescopios del Futuro
Telescopios en proyecto:OWL: Europeo, 100mGSMT: Americano, 50mCELT: Estadounidense, 30m...Todos segmentados, y Planeados para la 2da décadaDel siglo.
México ya participa en la Selección del sitio.
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Maestría en Ciencias (Astronomía) en el CRyA MORELIA
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