Efectos de la atmósfera: refracción Refracción atmosférica (I) El índice de refracción de la atmósfera (n) es cercano a la unidad, pero depende de la presión (P) y la temperatura (T) • Para λ ~ 5000 Å, n ≈ 1 + 80 x 10 -6 [ P(mb)/ T (K)] Observational Astrophysics, P. Léna et al. • Supongamos: • Objeto astronómico a distancia cenital ≤ 70o aprox. plano-paralela • Radiación es refractada en cada capa de la atmósfera, por una cantidad que depende del índice de refracción (i.e. de P y T) r (rad) = z – za = (no -1 ) tan za r(“) = 16.5 [Po(mb)/To(K)]o tan za za Efectos de la atmósfera: refracción Refracción atmosférica (II) Para banda V • La refracción hace que los objetos aparezcan más altos de lo que en realidad están • Achatamiento de objetos extensos cuando se ponen o salen • estrellas ralentizan aparentemente su movimiento en la puesta o salida por incluso varios minutos. • Afecta al apuntado y seguimiento de los objetos © Harald Edens (hay que compensar el tracking de los telescopios por este efecto) • Aumenta con distancia cenital • Depende de λ Efectos de la atmósfera: dispersión Refracción atmosférica (III) Dispersión Dispersión variación en la refracción en función de λ r(”)=Δz (“) = zr – za = 2.063 x 105 (no (λ)-1 ) tan za Variación del índice de refracción con longitud de onda Separación angular entre imagen roja (o azul) de una estrella y la posición de referencia en función de la distancia cenital : h"p://www.astro.ufl.edu/~oliver/ast3722/ast3722.htm Efecto muy importante en observaciones espectroscópicas y observaciones ©MarioCogo con filtros de banda ancha que requieren buena calidad de imagen Turbulencia Efectos de la atmósfera: turbulencia Seeing y centelleo La atmósfera no sólo no es homogénea; tampoco es estática es un medio en constante movimiento Sabemos n = n(P,T) las variaciones de densidad, al implicar cambio en P y T, producen cambios en n que provocan • cambios en el tamaño y posición aparente a la que vemos un objeto • cambios de brillo (scattering Rayleigh depende de n también) seeing centelleo (Sin embargo, n es poco sensible a cambios en el contenido de vapor de agua de la atmósfera) Fluctuaciones de la atmósfera no pueden describirse con modelo sencillo: • Escalas variación temporales: desde seculares (cambios climáticos) a milisegundos • Escalas variación espacial: miles de km (ciclones y anticiclones) a milímetros (viscosidad) h"p://www.astronomynotes.com,NickStrobel'sAstronomyNotes Efectos de la atmósfera: turbulencia Turbulencia atmosférica Frente de onda emitido por estrella lejana es plano, pero por efecto de la turbulencia, atmosférica, cuando llega a la Tierra está distorsionado o se dice que es un frente de onda aberrado (aberrated wavefront) . El parámetro de Fried o longitud de coherencia (ro) es una medida de la presencia de turbulencia en la atmósfera. Atmósfera turbulenta r ∝ λ 6 5 Cuanto mayor es ro, mejor es la calidad de imagen Significado de ro: • Indica el orden de magnitud de los ‘trozos’ en los que se ha partido el frente de onda. Diámetro que define un área del frente de onda sobre el cual las variaciones rms de fase debido a la turbulencia atmosférica son iguales a un radián. • La calidad de imagen o resolución espacial con un telescopio desde Tierra en presencia de atmósfera caracterizada por cierto ro, es la misma que tendría un telescopio de diámetro ro, en ausencia de turbulencia (en espacio). Calidad imagen en atmósfera con ro = Calidad de imagen de telescopio en espacio (sin atmósfera) con diámetro ro Efectos de la atmósfera: turbulencia Turbulencia atmosférica h"p://weatheroffice,ec.gc.ca/astro/seeing_e.html h"p://www.astro.uvic.ca/~pritchet/Astr200A/Notes/Stoesz_AdapLveOpLcs_2005.pdf ro V IV III II I Patrón de difracción perfecto, sin movimiento. Variaciones de luz a través de los anillos de difracción. Deformaciones en el disco central. Los anillos de difracción están rotos. Disco central fragmentado. Los anillos de difracción están ausentes total o parcialmente. No hay rastro de patrón de difracción. Efectos de la atmósfera: turbulencia Turbulencia • Resolución limitada por difracción: Poder de resolución espacial teórico de telescopio de diámetro D Criterio de Airy: θ(rad) = 1.22 λ / D θ(“) = 1.22 206264.8 λ/D límite de difracción de telescopio de diámetro D • Resolución limitada por seeing: Debido a la turbulencia atmosférica, la resolución angular de imágenes adquiridas en telescopios con tiempos de exposición largos, se degrada, siendo la resolución espacial efectiva: β(rad) = 1.22 λ / ro β(“) = 1.22 206264.8 λ / ro resolución angular para turbulencia ro Ejemplo: Recordar ro(λ) α λ6/5 ! D 0.5 m 2.5 m 5m 8m Factor 100! ro=10cm@5500Å (visible) ro=53cm@2.2µµ (NIR) θ(“) λ=5500Å 0.277 0.055 0.028 0.014 λ=2.2 µm 1.1 0.22 0.11 0.06 β (“) (ro=10 cm @ 5500 Å) λ=5500 Å λ=2.2 µm 1.4 1.05 1.4 1.05 1.4 1.05 1.4 1.05 Factor 20! Efectos de la atmósfera: turbulencia Turbulencia atmosférica • Telescopios pequeños, D ~ ro Se forman imágenes individuales o ‘speckles’, tanto más parecidas a un disco de Airy cuanto mayor sea la relación ro/D. Dichas imágenes se mueven en el plano imagen. h"p://btc.montana.edu/ceres/html/MtnQuest/seeing.htm Mt. Fuji, Japón • Telescopios grandes, D > ro Se forman muchos speckles a la vez, cada uno correspondiente a una parte del frente de onda; mini-imágenes de la estrella El disco de seeing es la envolvente de todos estos speckles . h"p://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr130/lectureindex.html h"p://www.astrosurf.com/cavadore/opLque/turbulence/ Efectos de la atmósfera: turbulencia Turbulencia Seeing - ro • Los astrónomos observacionales, hablamos más del seeing que de ro seeing (”) ~β(”) = 1.22 206264.8 λ / ro • El seeing no es más que la manifestación en las observaciones de los efectos de la turbulencia o de ro. Cuanto más bajo sea ro , peor (i.e. mayor) es el seeing. ro bajo seeing alto malas condiciones observación Emborronamiento que sufre la imagen de una estrella por efecto de la turbulencia en la atmósfera terrestre • ¿ Cómo se produce el emborronamiento ? • Variación de n en atmósfera ocurre en escalas de milisegundos la imagen ‘se mueve’ con dicha escala temporal • Imágenes astronómicas normalmente obtenidas tras tiempos de exposición del orden de segundos a decenas de minutos • La imagen final contiene la suma de todas las imágenes individuales ‘movidas’ y por ello se produce el emborronamiento (veremos que hay matices en esto dependiendo del diámetro del telescopio). Efectos de la atmósfera: turbulencia Turbulencia Seeing En la práctica, para los astrónomos observacionales, la medida más común de seeing: Diámetro del disco de seeing de la imagen de una fuente puntual: full-width at half maximum de la PSF (point spread function) de la estrella en caso de imagen σ fwhm ~2.35 σ Efectos de la atmósfera: turbulencia Turbulencia atmosférica Mediana ro=14.9cm Histograma del valor de ro obtenido con el medidor de seeing del ING en el Roque de los muchachos (233 noches entre 1994-1998) h"p://www.ing.iac.es/Astronomy/development/hap/dimm.html θ=1.22 λ/D θ=1.22 λ/ro El seeing limita la resolución espacial de los telescopios terrestres cuando ro < D Turbulencia atmosférica: seeing Efectos de la atmósfera: turbulencia • A pesar de ser un parámetro de gran importancia en observaciones, es muy difícil predecir el seeing (valor y variabilidad). http://www.ls.eso.org/lasilla/seeing/ Mucha dispersión a lo largo del año. • Gran esfuerzo en los observatorios para medirlo y buscar correlaciones con otros parámetros meteorológicos medibles. La dirección del viento promedio (4h) parece tener un efecto evidente en el seeing observado en el ORM en La Palma M. Azzaro, M, Breare, "New Astronomy Reviews" Vol 42, 1998, Seeing a lo largo del año en La Silla (Chile) Efectos de la atmósfera: turbulencia Turbulencia atmosférica: seeing ¡Muy variable también en escalas de algunos minutos durante una misma noche! Calar Alto ORM, La Palma http://www.caha.es/SEEING/HISTORIC/hseeing.php 19/01/2007 29/11/2006 http://www.ing.iac.es/ds/weather/archive/index.php Efectos de la atmósfera: turbulencia Turbulencia atmosférica: seeing • ¿Por qué nos preocupa tanto el seeing? Banda R Banda R NGC 6946 WHT seeing 0.7” • Capacidad de resolución espacial • Profundidad de las imágenes DSS seeing 3” Elección de lugares de observación Elección de sitios de observación • La construcción de un telescopio es costosa, y resulta fundamental elegir cuidadosamente un buen sitio de observación. • La elección del sitio normalmente requiere años de ‘site testing’ o medida de los parámetros fundamentales para la elección. • Los criterios para la selección de un sitio de observación (visible, IR y milimétricas fundamentalmente): Mar de nubes en La Palma • ausencia de nubes: Regiones tropicales y desérticas suelen ser favorables. Especialmente aquellas en que existe una capa de inversión que no permite que las nubes la sobrepasen. Observatorio encima de capa de inversión (p.e. Islas Canarias y Mauna Kea, Hawaii). • calidad fotométrica: estabilidad en la transparencia de la atmósfera. En el rango visible, se alcanza cuando hay al menos 6 horas consecutivas de cielo despejado (implica ~2% de fluctuación en transmisión). En IR, transparencia no depende tanto de nubes, sino de concentración de vapor de agua. • calidad en IR y milimétricas: sitios que minimicen la cantidad de vapor de agua precipitable. Preferibles círculos polares, lugares con condiciones anticiclónicas estacionalmente, lugares altos (escala de altura del agua es 2 o 3 km en la baja troposfera). • calidad de imagen: sitios en que efecto de la turbulencia sean mínimos. Importante analizar histogramas de intensidad de turbulencia vs. tiempo, pues no estacionaria. Al depender fuertemente de efectos muy locales (orografía del terreno) cada posible sitio incluso en mismo observatorio es analizado independientemente. Las campañas de medida de seeing durante el site testing son de gran importancia. Elección de sitios de observación • Oscuridad del cielo: Necesidad de lugares con cielos oscuros, lejos de grandes ciudades. • Evitar lugares con interferencias en radiofrecuencias, importante para radioastronomía con λ > centímetros. • Latitud: Elección de lugares que permitan cubrir al máximo los dos hemisferios celestes. • Ausencia de movimientos sísmicos • Accesibilidad, lugares relativamente accesibles, aunque de menor importancia dada la progresiva implementación de control remoto en telescopios. CSO, 10.4m, submm, U. Caltetch Mauna Kea, Hawaii, 4205m JCMT, 15m, submm, UK,NL,Canada Subaru, 8.3m, visible/IR, Japan UKIRT, 3.8m, IR, UK UH, 2.2m, visible/IR, U. Hawaii 8 antenas, 6m, submm, USA, Taiwan Keck, 10m, visible/IR NASA, 3m, IR, UH for NASA Gemini North, 8.1m, visible/IR, 8 paises (no ESO, no España) Canada-France-Hawaii, 3.6m, visible Elección de sitios de observación La Silla, Chile, 2400m Cerro Paranal, Desierto de Atacama,Chile, 2600m 3,6 m, visible/IR, ESO NTT, 3,6 m, visible/IR, ESO VLT, 4x8.2m, visible/IR, ESO ALMA, Desierto de Atacama, Llano de Chajnantor, 5000m ©ESOEduca*on&PublicRela*onsDepartment Latitude 29º 15' south& Longitude 70º 44' west Array de 80 antenas 12 m, submm, ESO ©ESOEduca*on&PublicRela*onsDepartment Cerro Pachón, Chile, 2740m SOAR 4.1 m, visible/IR, Brazil, USA Gemini South, 8.1m, visible/IR Además, Latitude 30° 14' 16.8" S & Longitude 70° 44' 01.4" W • Las Campanas (Magellan, 2 x 6m, USA) • Cerro Tololo (CTIO) Elección de sitios de observación Roque de los Muchachos, La Palma, 2400m TNG, 3,9m, visible/IR Italia Además: GTC, 10m, visible/IR España+México+U. Florida WHT, 4.2 m, visible/IR, UK,NL,España NOT, 2.5 m, visible/IR, Nórdico • MAGIC, 2 x 17m Cherenkov telescope • Torre solar sueca + Torre Holandesa • experimento SUPERWASP • Mercator telescope, 1.2m,Bélgica • Liverpool robotic telescope, 2m • The Carlsberg Meridian Telescope Calar Alto, Almería, 2170m 2.2 m, visible/IR, Alemania+España 1.23 m, visible/IR, Alemania+España 3.5 m, visible/IR, Alemania+España INT, 2.5 m, visible/IR, UK,NL,España