Clase II

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I. Técnicas observacionales e
instrumentación
1.  Astronomía de posición y efectos de la atmósfera terrestre
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Introducción
Sistemas de coordenadas
Efectos atmosféricos
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Ventanas atmosféricas
Extinción atmosférica
Emisión y espectro nocturno
Refracción y dispersión
Turbulencia
Elección de sitios de observación
2.  Telescopios ópticos
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Telescopios (descripción, conceptos, monturas, espejos, los
grandes telescopios)
Óptica Activa y Adaptativa
3.  CCDs y técnicas de observación (rango visible e NIR)
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Detectores CCD
Fotometría
Espectroscopía
Telescopios
Telescopios
Pieza clave en el proceso de observación
●  Función del telescopio:
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Recolección de radiación emitida por los astros
(cuanta más mejor)
●  Aumentar el tamaño angular de los objetos observados
●  Mejorar resolución angular
● 
Elementosbásicos:
• Obje%vooelementoóp,coprimarioformaimagenenunfoco
(ahípuedeverseaojo,impresionarpelícula,alimentarinstrumentos
uotroselementosóp;cos)
F
• Segúnelobje,vo:
• telescopiorefractor,siesunalente
• telescopioreflector,siesunespejo
Lostelescopiosastronómicosprofesionalesson
reflectores.
F
Telescopios
Parámetros fundamentales de telescopios (I)
• Aumentos de un telescopio(telescopioparausovisual)
Sólo,enesen,dohablardelosaumentosdeuntelescopiocuandocolocamosunocular
I=f1xα = f2x β
Aumentoangular(ω):
ω=β/α=f1/ f2
Mayor aumento cuánto mayor sea la focal del objetivo y menor la del ocular
• PrimertelescopioparausoastronómicoGalileo(1608)
Telescopiorefractordehasta30aumentos
Parámetros fundamentales de telescopios (II)
Telescopios
• Tamaño de placa (plate scale)
•  Importante cuando recogemos la imagen directamente del plano focal de elemento óptico
primario (foco primario)
•  Relación entre el tamaño físico del objeto o separación de dos objetos (Δs) en el plano focal y su
tamaño o separación angular (Δθ)
f
Δθ
Δθ~Δs/f
Δθ
Obje;vo
oelemento
óp;coprimario
Escaladeplaca(”/mm)=(Δθ/ Δs)=206264.8/f(mm)
Δs
Planofocal
Válidoparatelescopioreflectororefractor
EltamañoHsicodeobjetoextensoenplanofocalsólodependedef(amásf,másgrandeeselobjeto)
• Ejemplo,
• DistanciafocaldelespejoprimariodelWHT,f=11739mmescalaplaca=206.26/11.739=17.57” /mm
• SicolocoCCDde2cmx2cm,eltamañodelcampo(f.o.v.)será:17.57”/mmx20mm=351”=5.85‘ 5.85’x5.85’
• Sieltamañodelospíxelesesde13micrascadaunocorresponderáa:13x10-3mmx17.57”/mm=0.23”/pixel
Parámetros fundamentales de telescopios (III)
Telescopios
• Razón o relación focal (focal ratio)
Razón entre la focal (f) del objetivo (o elemento primario) y su diámetro (D)
F-ratio = f / D
•  También representado con f/# (número f) , donde
•  1/F-ratio se denomina también abertura relativa
•  Utilidades:
•  Tamaño físico de imagen en plano focal ∝ f
•  Luminosidad recibida por primario del objeto
# = F-ratio = f/D
⇒ área ∝ f 2
∝ D2
densidad de flujo (luminosidad/área) en el plano imagen (D/f)2 = (1/F-ratio)2
a)
•  Cuanto menor sea la razón focal (f/#), tanto más luminosa es la imagen
•  Cuanto más bajo es f/#, tanto más “rápido” es el telescopio (concentra más luz por unidad de área)
(fast beam)
f1=2f2
• Telescopioa)es4vecesmenosluminosoqueb)
D
f2
b)
D
• Escaladeplacadea)esdosvecesmenorqueenb).
Pararecogerunamismaimagendetamañoangulardado,
laplacaoCCDdea)debeserdosvecesmayorqueenb)
• ParauntamañodeCCDfijo,eltelescopiob)veráuncampodos
vecesmayor(área4vecesmayor).
Distintos diseños de telescopios reflectores
Telescopios
•  Objetivo, trasladar el plano focal fuera del telescopio
hPp://www.astro.ufl.edu/~oliver/ast3722
•  La forma de la sección de los espejos, determina la presencia de aberraciones:
• Esféricos
•  Cóncavos, con sección esférica
•  Los más fáciles de hacer
•  Rayos fuera de eje óptico progresivamente más
afectados de aberración esférica
•  Parabólicos
•  Cóncavo, con sección parabólica
•  Corrigen la aberración esférica
•  Introducen otras aberraciones: coma, astigmatismo, distorsión de campo, etc
Los telescopios modernos tienen superficies más complejas para minimizar aberraciones específicas
Telescopios
Distintos diseños de telescopios reflectores
Telescopio tipo Cassegrain
Sistema Cassegrain clásico (Cassegrain 1672)
Primario parabólico
Secundario hiperbólico
•  libre de aberración esférica
•  tiene aberración de coma
- afecta más gradualmente hacia fuera del eje óptico
- limita en campo de visión útil del telescopio
Algunas variaciones del Cassegrain clásico
•  Ritchey-Chrétien (191o) M1: hiperbólico M2: + hiperbólico
•  libre de coma y aberración esférica en un plano focal
•  el más usado en grandes telescopios profesionales
•  Dall-Kirham (1930)
M1: elíptico
M2: esférico
www.ucm.es/info/Astrof/users/jaz/IA/IA_02.pdf
•  M1 de fácil pulido
•  pero no libre de coma y plano focal es curvo
•  Schmidt-Cassegrain
M1: esférico
M2: esférico
•  M1 de fácil pulido
•  Incorpora lente correctora que compensa la aberración esférica
•  Son cámaras muy luminosas de gran campo, útiles para cartografiados
del cielo.
•  Plano focal es curvo y lente puede introducir aberración cromática
Cámara Schmidt
Tipos de monturas de telescopios
Telescopios
Objetivo: permitir el apuntado y seguimiento de los objetos en su movimiento aparente en el cielo
Montura altacimutal
Montura ecuatorial
Eje acimutal
Eje de declinación
Eje de elevación
Eje polar
h^p://www.ing.iac.es/PR
• Una vez hecho el apuntado, el seguimiento
se realiza moviendo sólo en eje polar.
•  Según posición los ejes soportan distintas
tensiones
•  No hay rotación del campo en el plano focal.
•  El seguimiento se realiza moviendo ambos ejes
•  Pueden soportar estructuras muy pesadas
•  Necesitan derrotadores: hay rotación del campo
en el plano focal
•  Necesitan cúpulas menos grandes
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