Telescopios (Cap. 6)

Transcrição

1 Telescopios (Cap. 6) AGA215 Astronomy: A Beginner s Guide to the Universe, E. Chaisson & S. McMillan (Cap. 3) Introductory Astronomy & Astrophysics, M. Zeilek, S. A. Gregory & E. v. P. Smith (Cap. 9) Apostila, J. Gregorio-Hetem, V. Jatenco-Pereira, C. Mendes de Oliveira ( dalpino/aga215 Agradecimentos Jane Gregorio-Hetem

2 TELESCÓPIOS & INSTRUMENTOS Telescópios Ópticos Conceitos Básicos Refratores e Refletores Novas Gerações Detetores Rádio-telescópios Astronomia Espacial

3 O que define a qualidade das observações? Objetos distantes e pouco luminosos requerem: poder de resolução (melhor nível de detalhamento) Telescopios: grandes áreas coletoras sensibilidade (maior quantidade de radiação coletada num menor tempo de exposição)

4 Definição de ganho de um telescópio com relação a outro O brilho observado: diretamente proporcional à área da superfície coletora D 2 (diâmetro do espelho do telescópio) Diâmetro Ganho B B A B D D A B 2 = G Diâmetro t exposição t t A B D D B A 2 Ex.: telescopio A: D = 4 m telescopio B: D = 1 m em t A = 3,75 m A produz imagem = B em t B = 1 h (t de exposicao 16 x >)

5 Fatores limitantes da qualidade das observacoes Efeitos da atmosfera terrestre difração (seeing) absorção (Janelas atmosféricas)

6 Difração Quando feixe incide no D coletor do telescopio: luz é dispersa diminuindo concentracao do feixe perda de resoluçao da imagem Separaçao angular minima que pode ser distinguida por telescopio (vimos no Cap.4.!): Para diâmetro D =1m = 400 nm (otico) min = 0.1 = 10 m (IV) min = 2.0 onde: 1 rad = RESOLUCAO ANGULAR do telescopio: λ θ em [ ] D

7 Difraçao Duas fontes de brilho comparável são observadas com mais clareza à medida que a resolução angular melhora. As fontes podem ser discernidas somente com um telescópio de poder de resolução adequado.

8 Difraçao Galaxia de Andromeda obs. com diferentes resolucoes angulares: (a) 10, (b) 1, (c ) 5 e (d) 12

9 Resoluçao angular é diminuida ainda + por turbulencia atmosferica luz sofre refraçao na atmosfera: que altera direcao do feixe Seeing (medida da turbulencia atmosferica): é o termo que se usa para expressar o efeito da atmosfera na desfocalização de imagens. Para melhorar o seeing: > Altitude Clima seco Seeing Afastado de cidades (< poluicao e < luz) Seeing muito bom ( ~ 1 ) ESO - La Silla (Andes Chilenos)

10 Absorção causada pela atmosfera terrestre Janelas na Atmosfera Terrestre: na superfície - somente pode ser detectada radiação das janelas no óptico, em partes do infravermelho e em rádio Astronomia Espacial: para os casos em que atmosfera é opaca (raiosgama, raios-x e UV): detectados com equipamentos em avioes, baloes e satelites.

11 HST (Hubble Space Telescope) D = 2,4m Colocado em orbita em 1990: min = 0.05 (no optico) Visao do Universo: 20 x > que qualquer telescopio grande no solo!

12 HST (Hubble Space Telescope) Imagem de um aglomerado de estrelas na NM: (a) com 1 telescopio na superficie; (b) com HST antes do reparo; (c) com processamento de computador; (d) após reparo de defeito no espelho em 1994.

13 visível infravermelho ultravioleta Observando a radiação do Sol em muitas freqüências notamos que o pico se encontra na parte visível do espectro e que ele emite muito mais no infravermelho do que no ultravioleta.

14 TELESCÓPIOS ÓPTICOS Função: coletar e concentrar a radiação proveniente de um astro feixe localizado. Telescopios opticos: desenhados para coletar luz visivel A concentração de luz em um foco pode ser obtida por um: espelho = telescópio refletor ou por uma lente = telescópio refrator

15 Refração e Reflexão da Luz Telescopio refletor: usa um espelho curvo para concentrar o feixe de luz no foco Telescopio refrator: usa lente para focalizar imagem do feixe

16 Conceitos Básicos Razão Focal: f = F / D comprimento focal /diâmetro do espelho F Ex. 1: F=1m; D=20cm F D 1 0,2 Notação R f = f/5 5 Ex. 2: 1 telescopio com R f = 13 e D = 60 cm: Distancia Focal: F= 13x 60 cm = 780 cm

17 Conceitos Básicos Escala de Placa: determina tamanho linear de imagens de objetos extensos: 1 rad (em graus) / comprimento focal Ex: f/13; D=60cm F D 13 F 13x60 780cm Escala = 57,29 o / 780 cm = 0,07 o /cm 1 rad

18 Tipos de Telescópios Os de maiores espelhos têm diâmetros da ordem de 10 metros. Os de maiores lentes têm 1 metro de diâmetro.

19 Maior telescopio refrator (D ~ 1m) Obs. Yerkes (desde 1897), enquanto que maior telescopio refletor: D = 10 m Refletor x Refrator Os refletores são os mais usados: mais praticos e economicos pois + facil produzir e lidar com espelhos grandes que lentes grandes Desvantagens das lentes: peso aberração cromática: lente decompoe a luz como num prisma e focaliza diferentes λs em pontos diferentes causando defeito na imagem Polimento: duas faces, enquanto espelho somente em uma face

20 Telescópios Refletores Principais tipos de focos utilizados na construção de telescópios refletores.

21 Telescópios Refletores (b) Newtoniano: luz interceptada por espelho secundario antes de atingir foco primario defetida de 90 para ocular na lateral (comum em telescopios pequenos) (c) Cassegrain: quando se faz necessario acoplar outros instrumentos ao telescopio (detetores de grande porte) : montagem no foco Cassegrain espelho secundario reflete a luz para tubo abaixo atraves de pequeno buraco na lente primaria (d) Coudé (cotovelo em frances): luz refletida pelo espelho secundario è interceptada por 3 espelho que a desvia para uma sala com varios equipamentos + pesados (que nao poderiam ser colocados num foco Cassegrain)

22 Telescópio SOAR: Coudé

23 Novas Gerações de Telescópios Grandes espelhos monoliticos: estrutura muito fina: em colméia Múltiplos pontos monitorados para manter a forma do espelho: óptica ativa Ex. Telescopio Gemini

24 Telescópio Gemini Gemini Sul Cerro Pachon (Chile) D = 8m, espessura = 20 cm

25 Novas Gerações de Telescópios Espelho em mosaico: segmentado Ex: Keck de 10 m de diâmetro mosaico formado por 36 telescópios de 1,8m de diâmetro cada (hexagonais)

26 Observatório Mauna Kea (a) Observatório localizado no Havaí (4 km altitude). Os domos abrigam telescópios diferentes. (b) Destaque para o telescópio Keck de 10 m de diâmetro: composto de um mosaico de espelhos hexagonais (Note o técnico no centro)

27 novas técnicas óptica ativa: são efetuados contínuos ajustes para evitar deformidades Com optica ativa: Keck = 0,25 óptica adaptativa: deforma a forma da superficie do espelho (por computador) para anular os efeitos da turbulencia atmosferica melhora no seeing (<< 1 )

28 Optica Ativa Imagem de 1 aglomerado de estrelas: (a) sem (b) com optica ativa

29 Optica Adaptativa (a) lasers checam a atmosfera acima do tel. e retornam informacao ao computador que modifica o espelho milhares de vezes/segundo para compensar pelo seeing pobre (projeto star wars) (b) Estrela Procyon: sem (imagem borrada de varios de arco) com optica adaptativa ( = 0,2!)

30 Grandes Telescópios VLT (Very Large Telescope) 4 telescópios: D = 8,2 m cada suportes independentes Operação individual ou em conjunto área coletora equivale a 16,4m de diâmetro. MMT (Multi-Mirror Telescope) 6 telescópios de 1,8m cada Hexágono Luz é levada a um foco comum

31 MMT Esquema mostrando o caminho óptico de dois dos seis telescópios do MMT. Um telescópio guia de 76 cm é utilizado para alinhamento do MMT (+ tarde substituido por único telescopio de D= 6,5m)

32 PROCESSAMENTO DE IMAGENS Imagens de uma galáxia obtidas em épocas diferentes. Uma supernova destaca-se na segunda imagem. Como se faz o estudo e a comparação de diferentes imagens astronômicas?

33 Processamento de Imagens - Detetores Computadores: controlam telescopios hoje, imagens e dados sao lidos e manipulados por programas de computador Fotografias: bem pouco usadas hoje como detetores no telescopio Detetores eletronicos CCD (charged coupled devices): pastilha de silicio com varias celulas sensiveis a luz = pixeis num arranjo bidimensional Luz atinge pixel: 1 carga eletrica è liberada leitura eletronica da carga em cada pixel: computador reconstroi imagem (a) CCD; (b) CCD montado no foco de 1 telescopio quantidade de carga : proporcional ao n. de fotons incidentes em cada pixel

34 Processamento de Imagens - Detetores CCD: um arquivo de dados é representado por uma matriz de números: Cada número corresponde ao brilho de uma parte do céu na imagem.

35 Fotometria: Sistemas de Filtros Cada filtro: permite a passagem apenas dos fótons em uma dada faixa de comprimentos de onda Ex: com o filtro B (azul): o máximo está entre 4000 a 4500Å (1Å = 10-8 cm) Perfil padrão dos filtros UBV, indicando o máximo de resposta nos diferentes comprimentos de onda

36 Radiotelescópios A emissão de ondas rádio ( ~ 10-3 a 10 3 m) pode ser coletada por antenas parabólicas e levadas a um receptor. Arecibo (antena com 300 m de diâmetro)

37 Radiotelescopios Coletor de ondas rádio Tipo mais comum: refletor parabólico ondas de radio levadas ao foco onde se localiza antena: coleta energia e alimenta o receptor Contrariamente a telescopios opticos que podem coletar todos os λs visiveis: cada radiotelescopio so banda estreita (so 1 canal de frequencias)

38 IRAM Plateau de Bure (França) Antena de 30 m

39 Radiotelescopios Resolucao angular pobre: = λ/d λ radio = 10 6 λ optico grande Melhor resolucao que se consegue com RT: min = 10 (>10x pior que tels. opticos) Ex.: RT de Green Bank possui D= 43 m Para λ= 1 cm min = 1! Dai a necessidade de os pratos coletores: D bem grande (Arecibo: D=300 m)

40 Imagem da nebulosa de Orion no optico superposta por mapa em radio (linhas): Resolucao no optico: 1 Resolucao em radio: 1

41 Vantagens dos RTs Muitas fontes emitem fracamente no visivel e fortemente em radio e os RTs as tornam observaveis Muitas fontes inobservaveis porque luz visivel é fortemente absorvida por poeira interestelar sao observaveis em radio: ex. centro de nossa galaxia RTs sao bem sensiveis detetar radio fontes bem fracas e distantes com tempos de observacao curtos se os pratos coletores tiverem Ds grandes

42 Rádio-interferômetros Esquema de um interferômetro de duas antenas Diametro efetivo do interferometro (D) = distancia entre os pratos mais distantes do arranjo Quanto maior D (linha de base): melhor o poder de resolução

43 VLA (Very Large Array): o arranjo das 27 antenas (com 25m de diâmetro cada) dispostas sobre trilhos em forma "Y" formando o VLA.

44 VLA (Very Large Array) 3 fileiras formando um Y, com 27 antenas (com d= 25 m cada). Arranjos de 1 a 35 km, p/ = 1,3 a 21cm Resolucao angular: = alguns (comparavel a de imagens oticas) Bom para mapear galaxias distantes que são radiofontes intensas

45 (a) Imagem VLA da galaxia M51 ( = alguns ) (b) Imagem otica com telescopio de D=4 m

46 VLBI (Very Long Baseline Interferometry) Interferometria utilizando dados de RTs colocados em vários pontos da superfície da Terra: D = distancias intercontinentais com grande precisão no tempo de observação: = 0,001!

47 Astronomia Espacial Os comprimentos de onda correspondentes ao IV e às altas energias (raios, raios X, ultravioleta), são absorvidos na ionosfera, a uma altitude de 100 km detectados em equipamentos a bordo de balões, aviões e satelites

48 Satelites usados no Infravermelho e Microondas IRAS (InfraRed Astronomy Satellite) cobertura do ceu completo MSX maior sensibilidade e resolucao COBE (Cosmic Background Experiment) mapeamento da radiação de fundo

49 IRAS: possui telescopio IV com D= 0,5 m e < 30 (λ = m) (a) imagem com IRAS da nebulosa de Orion (b) imagem no optico da mesma regiao

50 Satélites utilizados nas altas energias raios-x: satélites pioneiros Einstein (início dos anos 80) e ROSAT (início dos anos 90) Atuais: XMM, Chandra raios gama: GRO (Gamma Ray Observatory) lançado em 1991 (atualmente novo: FERMI/NASA) raios ultravioleta: IUE (International Ultraviolet Explorer) lançado em 1987 HST: embora optico, tambem captura radiacao UV (1990)

51 Telescopios da altas energias Tecnologia bem distinta para detectar λs de raios-x e gama: pois sao bem menores Nao podem ser refletidos ou absorvidos: pois atravessam materiais Raios-X incidentes Raios-X: se tocam superficie apenas marginalmente podem ser refeltidos e produzir imagem

52 Imagem raio-x de Orion obtida com ROSAT: satelite lancado em 1991 (operou 2 anos): + sensivel que o Einstein sensivel que o atual CHANDRA

53 Raios gama: Telescopios gama atuais: apontam em uma direcao e CONTAM os fotons recebidos Imagem gama obtida com o GRO (lancado em 1991) (cor falsa): de 1 burst gama ocorrido no nucleo de galaxia distante

54 Satelite FERMI - NASA Raios Gama: lancado em 2008

55 Telescopio Fermi no Espaco Anticoincidence shield to reject cosmic rays Silicon strip detector tracker photon direction Calorimeter photon energy 10 MeV GeV ~1 m 2 detection area Angular res. 5 o (100MeV) o (GeV),

56 Telescopios Cherenkov: Detectam raios gama na Terra! Como? Por radiacao Cherenkov (UV)

57 imagiamento da Meteor cascata track geometria direção do fóton intensidade energia do fóton Sistema de multi-telescópios fornece uma visão 3D da cascata (imagem estereoscópica)

58 Observatorios de Raios-Gama em Terra 50 GeV to 50 TeV, collecting area 10 5 m 2, angular res. ~ 0.1 º (TeV) H.E.S.S. dormant now

59 Via Lactea em todo espectro (a) (b) (c) (d) (e) radio IV Visivel Raio-X Raio-gama