Aplicaciones De La Mecatronica A La Instrumentacion Astronomic A

APLICACIONES de la

MECATRÓNICA a la

INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA Roberto Bartali 2007

1

CONTENIDO • Como se relaciona la Mecatrónica con la instrumentación astronómica. • Cuales son los instrumentos utilizados en Astronomía. • Cuales son sus funciones y características principales. •Como interviene la Mecatrónica. • Como han evolucionado.

2

+

Software de control

Computadoras

Sistemas electrónicos

+

+

LA ECUACIÓN DE LA

+

MECATRÓNICA Motores

+

+

+

INTELIGENCIA y CONOCIMIENTOS

Sensores

Sistemas mecánicos

=

3

ROBOT

4

+

+ Sistemas ópticos

LA ECUACIÓN DE LA Sistema mecatrónico

INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA

+

Software especializado

Ingenio y Conocimiento

=

5

SISTEMAS MECATRÓNICOS DEDICADOS Y

ALTAMENTE ESPECIALIZADOS capaces de detectar y amplificar la débil radiación electromagnética (luz visible, UV, IR, microondas, X, Gamma, Radio) que llega desde los planetas, las estrellas y las galaxias. analizar de forma autónoma las características del medio ambiente, moverse y evitar los obstáculos, recibir comandos y transmitir los resultados a los centros de investigación.

QUE EN NUESTRO CASO SON: 6

Telescopios terrestres

Observatorios terrestres

Observatorio Gemini

Observatorio de Padua

7

Telescopios espaciales

Explrorador Marciano Spirit Telescopio Espacial Hubble

Exploradores Automáticos Interplanetarios 8

Radiotelescopios móviles

Arecibo Green Bank

Radiotelescopios fijos 9

Interferómetros radio

ESO – Very Large Telescope Very Large Array

Interferómetros ópticos 10

Observatorios a bordo de aviones

SOFIA

11

EXPLORADORES INTERPLANETARIOS

GALILEO

MAGELLAN

NEW HORIZONS

CASSINI

12

EXPLORADORES INTER- ESTELARES

Voyager 1 y 2

Pioneer 10 y 11

13

Detectores de neutrinos

Detectores de ondas gravitacionales Geo600

Observatorio LIGO

Super Kamiokande

14

VAMOS A DESCRIBIR BREVEMENTE:

cuales son las partes fundamentales de los diferentes instrumentos astronómicos.

15

Partes Fundamentales de un Telescopio Óptico

Tubo óptico

Montura Telescopio reflector

Observatorio Tubo óptico

Montura Base Observatorio

Base

Telescopio refractor

16

Partes Fundamentales de un Radiotelescopio NRAO 43m

Antena y guia de onda fijos

Reflector móvil

Antena y guia de onda móviles Arecibo

Montura Montura Base Base Centro de Control

Reflector fijo Centro de Control

Base 17

Partes Fundamentales de un Telescopio Espacial

18

Partes Fundamentales de un Robot Explorador

19

Vamos a describir brevemente:

cuales son las funciones de las diferentes partes que componen un instrumento astronómico y su evolución en la historia. 20

Funciones del TUBO ÓPTICO Alojar lentes y espejos y sostener todo tipo de instrumentos auxiliares (3)

Sostener telescopios auxiliares o buscadores

• Cámaras fotográficas (1) • Porta placas fotográficas (2) • Espectroscopios (3)

(1) (2)

21

EVOLUCIÓN DEL TUBO ÓPTICO SIGLO XVII

Diàmetro del tubo de 4 a 12 cm, longitud de 100 cm. Dimensiones de lentes y espejos reducidas (pocos centímetros). Fabricados en bronce o fierro. Baja calidad de lentes y espejos.

SIGLO XVIII

Tubo en fierro. Dimensiones medianas, muy pesados. Estructura sólida para evitar deformaciones. Calidad de lentes y espejos relativamente buena. 22

EVOLUCIÓN DEL TUBO ÓPTICO SIGLOS XIX y primera mitad del XX

Lentes con diámetro hasta de 1 metro (refractores) y espejos con diámetro de hasta 5 metros (reflectores) . Longitud del tubo de varios metros (2 a 20). Estructura metálica cerrada. Peso elevado. Problemas de flexión y de turbulencia del aire en el interior. Calidad de las partes ópticas muy buena.

23

EVOLUCIÓN DEL TUBO ÓPTICO Segunda mitad del siglo XX y siglo XXI

Se construyen solo telescopios reflectores. Diámetro del espejo primario de 6 a 11 metros. Longitud de la estructura de pocos metros. Estructura metálica abierta evita problemas de turbulencia. Calidad de las partes ópticas excelente. Peso liviano. Elevada estabilidad y reducida flexión.

24

EL SISTEMA ÒPTICO La función básica del sistema óptico es la de recolectar la mayor cantidad de luz posible y amplificarla sin distorsiones o aberraciones. Las principales características son el diámetro del lente (objetivo) o espejo primario y su distancia focal. Tenemos dos distintas configuraciones básicas de telescopios.

REFLECTOR

REFRACTOR

25

EL SISTEMA ÒPTICO Mayor superficie recolectora de luz = mayor dimensión de la imagen en el plano focal y mayor luminosidad

CARACTERÍSTICAS Mayor distancia focal = Mayor amplificación de la imagen y menor luminosidad;

Menor distancia focal = Menor amplificación y mayor luminosidad de la imagen

Utilizando lentes o espejos del mismo diámetro.

26

EL SISTEMA ÒPTICO CARACTERÍSTICAS

Mayor diámetro = mayor poder de resolución

Incremento en el diámetro

8.2 m de diámetro

0.06 m de diámetro

27

EL SISTEMA ÒPTICO DISTORSIONES o ABERRACIONES

Aberración cromática

Turbulencia atmosférica

Se debe a que el vidrio refracta las diferentes longitudes de onda en diferentes ángulos, la imagen resultante (de un punto blanco) es una combinación de varios colores.

La imagen de una estrella, en lugar que ser un punto se ve como una nube. Se debe al diferente índice de refracción de los varios estratos de la atmósfera que se encuentran a diferente temperatura y densidad.

Se elimina fabricando tres lentes cada uno de un tipo diferente de vidrio (con diferente índice de refracción).

Se corrige deformando los espejos para crear distorsiones iguales y contrarias a las introducidas por la atmósfera.

28

EL SISTEMA ÒPTICO ESTRELLA ARTIFICIAL

Un rayo láser de argón (589.2 nm) de aproximadamente 10 W es reflejado por los espejos de un telescopio y enviado hacia la estratosfera, donde, excita a los átomos de sodio, produciendo una estrella artificial. Esta estrella es generada dentro del campo de observación de otro telescopio. Su luz será detectada y analizada para deformar su sistema óptico. 29

EL SISTEMA ÒPTICO ÒPTICA ACTIVA

El espejo de 8.2 m de diámetro y 10 cm ( o menos) de espesor es soportado por una serie de pistones (de 170 a 650 piezas) que son capaces de deformarlo en determinados puntos con precisión de nanometros. El sistema de control analiza la imagen de la estrella artificial, de la cual se conocen perfectamente las características, y calcula en tiempo casi real (de 500 a 1000 veces por segundo), la forma que debe tomar el espejo para compensar las distorsiones producidas por la atmósfera. A esa frecuencia envía los comandos a cada uno de los pistones para que deformen el espejo, produciendo una imagen perfecta, libre de aberraciones.

30

EL SISTEMA ÒPTICO ÒPTICA ADAPTIVA

La deformación se realiza en el espejo secundario o en uno auxiliar fuera del eje óptico del sistema. Los espejos son mucho más delgados (algunos mm) y pequeños. El número de pistones es del orden del medio millar y están mucho más cerca uno del otro. La frecuencia de los ciclos de deformación es de 500 a 1000 veces por segundo. El sistema de control analiza la imagen y el frente de onda de la estrella artificial, de la cual se conocen perfectamente las características, y calcula en tiempo real (de 500 a 1000 veces por segundo), la forma que debe tomar el espejo para compensar las distorsiones producidas por la atmósfera. A esa frecuencia envía los comandos a cada uno de los pistones para que deformen el espejo, produciendo una imagen perfecta, libre de aberraciones.

31

EL SISTEMA ÒPTICO ESPEJO PRIMARIO SEGMENTADO Ventajas: Menor costo de fabricación y mantenimiento. Desventajas: Sistema de control complejo. Instalación dificultosa.

Cada uno de los espejos debe ser alineado y deformado automáticamente (óptica activa) para crear la forma requerida para la obtención de imágenes libres de defectos. En lugar que fabricar un solo espejo de 11 metros de diámetro, se fabrica una serie de espejos hexagonales mucho más pequeños. Estos, son alineados formando un solo espejo del diámetro requerido. La luz reflejada por cada uno de ellos es dirigida a un solo punto (espejo secundario).

32

EL SISTEMA ÒPTICO TELESCOPIOS BINOCULARES y MULTI-ESPEJO

La luz captada por dos o más espejos primarios es enviada a un solo espejo secundario El cual la dirige a un sistema de óptica adaptiva.

Transporte de los espejos

La superficie colectora de luz es mucho mayor que la que captaría cada espejo por separado, aumentando el poder 33 resolutivo del sistema.

EL SISTEMA ÒPTICO ESPEJO DE MERCURIO LÍQUIDO

Consiste básicamente de una tina que contiene mercurio, la cual debe girar a una velocidad constante para que la superficie forme una parábola reflectora de la luz. La imagen es reflejada hacia un sistema de lentes que ilumina el sensor de imagen.

34

EL SISTEMA ÒPTICO INTERFERÓMETRO ÓPTICO

Es un sistema óptico en el cual la luz captada por todos los telescopios visibles en la fotografía, es enviada en fase hacia el sistema de detección. La imagen resultante y la resolución son equivalentes a las de un solo telescopio de 80 metros de diámetro

VLT

El complejo sistema de líneas de retardo ópticas para compensar las diferencias de fase de las imágenes que llegan desde cada telescopio. 35

EL SISTEMA ÒPTICO SENSOR DE IMAGEN

Sensor CCD de 100 MPixels

ASTRO-CCD

Mosaico de varios sensores para incrementar la resolución. (>40 CCD) Grafico de la eficiencia quántica de los diferentes tipos de sensor de imagen

36

EL SISTEMA ÒPTICO

Sistema de enfriamiento de los sensores de imagen por medio de nitrógeno líquido (-120ºC)

Carrusel de filtros.

Parte del sistema electrónico de control de los sensores de imagen y del sistema de enfriamiento.

37

EL SISTEMA ÒPTICO ESPECTROSCOPIO

Cada color y línea que aparecen en el espectro representan a un diferente y particular elemento químico o a su estado de ionización. La luz blanca se puede descomponer en diferentes colores (espectro) cuando pasa a través de un prisma o es reflejada por una fina rejilla de difracción.

Ejemplo de un espectrógrafo.

38

EL SISTEMA ÒPTICO ESPECTROSCOPIO

Las líneas brillantes y obscuras en el espectro representan los elementos químicos que están presentes en el objeto que se esta observando y son sobrepuestos al espectro continuo que emite ese cuerpo.

Graficando la intensidad de las líneas respecto de la longitud de onda de la radiación (color), obtenemos un gráfico como el de la figura en el cual las líneas de emisión y absorción están sobrepuestas al espectro continuo.

39

EL SISTEMA ÒPTICO ESPECTROSCOPIO DE FIBRAS ÒPTICAS Para aumentar la eficiencia y utilizar toda la capacidad de los telescopios, se acoplan robots que colocan una serie de fibras ópticas en la posición donde llega la luz de diferentes estrellas. La luz de 400 estrellas puede ser analizada simultáneamente.

Robot colocador de fibras ópticas

40

EL SISTEMA ÒPTICO ESPECTROSCOPIO DE FIBRAS ÒPTICAS

El robot puede colocar en pocos minutos 400 fibras en la posición exacta, pero mientras se esta llevando a cabo la observación, puede colocar otras 400 fibras en diferentes posiciones para observar otro campo estelar.

41

Funciones de la MONTURA Sostener, balancear, mover el tubo óptico y la instrumentación auxiliar MONTURA ECUATORIAL

Desventajas: Peso y dimensiones excesivas, Problemas de deformación, Necesita motores muy potentes Y sistemas de balanceo.

Ventajas: Sistema de control sencillo.

El eje polar (ascensión recta) se mueve constantemente para compensar el movimiento de la Tierra, mientras que el de declinación, una vez apuntado el telescopio, solo se mueve para hacer ajustes de la posición. 42

Funciones de la MONTURA Sostener, balancear, mover el tubo óptico y la instrumentación auxiliar MONTURA ALT-AZIMUTAL Eje de Altitud

Los tres ejes se mueven constante y simultáneamente para compensar el movimiento de la Tierra. Ventajas sobre la montura ecuatorial: Mucho más robusta y ligera, Dimensiones y peso menores, No necesita balanceo, Sufre menores deformaciones Desventajas: Sistema de control más complejo Eje de Acimut

Sistema de rotación del campo visual

43

EVOLUCIÓN DE LA MONTURA Siglos XVII y XVIII

Poca funcionalidad. Muy inestables. Grandes dificultades en el manejo. Reducidos movimientos.

44

EVOLUCIÓN DE LA MONTURA Siglo XIX

Siglo XX

Siglo XXI

Grandes dimensiones Muy pesadas Necesitan ser balanceadas Movimientos muy precisos 45

EVOLUCIÓN DE LA MONTURA Siglo XXI

Grandes dimensiones Movimientos extremadamente precisos Poco consumo de energía Pueden soportar muchas toneladas

46

EVOLUCIÓN DE LA MONTURA CONTROL DEL MOVIMIENTO La Tierra se mueve constantemente, por lo que aparentemente las estrellas se mueven durante la noche de Este a Oeste. Principales movimientos: Rotación Traslación Precesión Todos estos movimientos y varios otros, deben ser compensados por los motores que mueven el telescopio.

Sol

Tierra

Pero también las estrellas tienen sus propios movimientos.

47

EVOLUCIÓN DE LA MONTURA CONTROL DEL MOVIMIENTO

OESTE

ESTE ZENIT Durante la noche no solo las estrellas se mueven aparentemente de Este a Oeste, sino que también su orientación cambia por efecto del movimiento de rotación de la Tierra. El sensor de imagen debe rotar de manera sincrónica con el campo visual.

48

EVOLUCIÓN DE LA MONTURA CONTROL DEL MOVIMIENTO SIGLO XXI SIGLOS XVIII y XIX

Movimientos precisos y elevada capacidad de posicionamiento controlados por sistemas mecánicos basados en péndulos.

SIGLO XX

Movimientos muy precisos y elevada capacidad de posicionamiento, controlados por sistemas de lazo cerrado con encoders ópticos, servomotores y motores de pasos, acoplados a computadoras o sistemas electrónicos dedicados.

Movimientos extremadamente precisos y total capacidad de posicionamiento. Los motores son acoplados directamente, transmisión por fricción y retroalimentación con encoders absolutos. Controlados por computadoras 49 y sistemas basados en DSP

Funciones de la BASE Soportar firmemente el tubo óptico, la montura y todos los instrumentos auxiliares

50

Funciones de la BASE CARACTERÍSTICAS PRINCIPALES Firme: no generar ni transmitir vibraciones Libre de deformaciones: flexión, compresión, torsión Cimentación separada de la del edificio Independientemente del tamaño y de la posición del telescopio

Los sensores determinan el tipo de deformación y envían la información a la computadora de control de los movimientos para que sean compensados 51

EVOLUCIÓN DE LA BASE Siglos XVII y XVIII

Muy poca estabilidad. Ineficientes y difíciles de controlar. Movimientos manuales Estructuras muy pequeñas respecto del sistema óptico o exageradas estructuras de piedra. 52

EVOLUCIÓN DE LA BASE Siglo XXI

Siglos XIX y XX Enormes estructuras de concreto. Cimentación independiente del resto de la estructura del observatorio. Muy estables pero con problemas de flexión. Reducidas vibraciones. En algunos casos el piso se levanta para alcanzar el telescopio.

El edificio completo se convierte en la base y se mueve junto con el telescopio. Elevada estabilidad. Movimientos controlados y compensados contra vibraciones y deformaciones por medio de computadoras. 53

EVOLUCIÓN DE LA BASE Siglo XXI

El edificio completo se mueve junto con el telescopio. Elevada estabilidad. Movimientos controlados y compensados contra vibraciones y deformaciones por medio de computadoras.

54

Funciones del OBSERVATORIO Proteger los instrumentos de la intemperie y de la iluminación externa; y mantener la temperatura y la humedad estables.

55

Funciones del OBSERVATORIO La compuerta se abre para permitir la entrada de la luz de los objetos observados y este movimiento debe ser simultáneo al del telescopio.

El domo o cúpula también debe seguir el movimiento de rotación del telescopio.

Las ventanas deben abrirse y cerrarse automáticamente para que el aire en el exterior tenga la misma temperatura y humedad que el aire en el interior, además deben prevenir la formación de corrientes de aire que provocarían turbulencia y diferencias de presión, degradando la calidad de las imágenes. 56

EVOLUCIÓN DEL OBSERVATORIO

España

Estructuras naturales como montañas, grandes rocas o árboles fueron utilizadas como puntos de referencia.

Armenia

Después se tallaron y erigieron monolitos y fueron alineados con las estructuras naturales. 57 Escocia

EVOLUCIÓN DEL OBSERVATORIO

Stonehenge

Chichen Itza

Los monolitos fueron sustituidos por grandes monumentos diseñados para facilitar la observación del movimiento del Sol, la Luna y los planetas.

India

Monte Alban

Surgieron edificios especialmente diseñados para la observación astronómica.

Uraniborg

58

EVOLUCIÓN DEL OBSERVATORIO

Greenwich

Stockholm

Griffit

Yerkes

Pulkovo

Yazdt

El arte, la arquitectura y la ciencia se unieron para crear hermosos edificios dedicados a la observación 59 astronómica desde el siglo XVII hasta la primera mitad del siglo XX.

EVOLUCIÓN DEL OBSERVATORIO

VLT

NTT GEMINI

Durante la segunda mitad del siglo XX y en la actualidad, el arte cede el paso a la tecnología. En muchos casos el edificio entero gira junto con el telescopio. 60

EQUIPOS que están en fase de desarrollo y construcción que serán operativos en un lapso de 10 a 15 años.

61

SISTEMAS EN FASE DE CONSTRUCCIÓN Telescopios gigantes Espejo primario de 42 m. de diámetro

ESO-ELT

Interferómetros radio Cientos de antenas ocupando 1 km2 Square km array

62

SISTEMAS EN FASE DE CONSTRUCCIÓN Telescopios espaciales gigantes 6.5 m de diámetro, -266ºC James Webb Space Telescope

Interferometro espacial

Darwin

63

CONCLUSIONES Un observatorio astronómico moderno es un complejo y extremadamente preciso sistema mecatrònico en el cual los sistemas mecánicos, eléctricos, electrónicos y ópticos deben ser diseñados, fabricados y operados en los limites que permitan las respectivas tecnologías. Además la capacidad de almacenamiento, velocidad de proceso y graficación de las computadoras y la eficiencia del software deben ser las más elevadas posibles.

Típico sistema de control de un radio telescopio moderno

Típica sala de control de un telescopio óptico moderno

64

Muchas gracias por su atención [email protected] 65