Tecnologia De Punta Aplicada A La Investgacion Astronomic A

TECNOLOGÍA DE PUNTA APLICADA A LA INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA Roberto Bartali [email protected] www.altatecslp.com

CONTENIDO • • • •

Introducción Problemas y soluciones Movimientos de la Tierra y Atmósfera terrestre Instrumentación Astronómica – – – – – –

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Telescopios refractores Telescopios reflectores Radiotelescopios Espectroscopios Telescopios espaciales Cámaras fotográficas digitales

Óptica activa Óptica adaptiva Estrellas artificiales Interferometría Óptica Interferometría Radio

INTRODUCCIÓN La Astronomía es la ciencia que propicia el desarrollo de las diferentes ramas de la tecnología, entre ellas la Mecatrónica, hasta los límites de su capacidad. Esto es debido a que la precisión que se necesita obtener de los sistemas eléctricos, electrónicos y mecánicos es muy superior a la requerida por el más perfecto robot industrial. Explicaremos, brevemente, cuales son las razones por las que se requiere de tanta precisión, veremos cómo se logra obtenerla y cuales son los resultados.

ANTECEDENTES Vamos a dar una pequeña explicación de algunos conceptos para que quienes no estén familiarizados con la temática astronómica, puedan entender claramente la problemática a la que se enfrenta. •

Se presentará el concepto y la evolución del telescopio y de los principales instrumentos astronómicos, desde sus inicios hasta la fecha.

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Se describirán brevemente los movimientos más representativos que posee nuestro Planeta.

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Se dará una introducción a los efectos que tiene la atmósfera de la Tierra sobre la luz que llega de los astros.

PROBLEMAS y SOLUCIONES •

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Problema La Tierra se mueve constantemente. Solución Sistemas de control electrónicos de lazo cerrado de altísima resolución. Sistemas mecánicos de transmisión del movimiento ultra precisos. Motores de alto torque y eficiencia. Sistemas de soporte libres de vibraciones y deformaciones.

PROBLEMAS y SOLUCIONES •

Problema La atmósfera distorsiona las imágenes. Solución

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Sistemas ópticos activos. Sistemas ópticos adaptivos. Sistemas electrónicos de control de alta velocidad. Sistemas de cómputo y software de alta velocidad y eficiencia.

PROBLEMAS y SOLUCIONES •

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Problema La luz de las estrellas y galaxias es mínima. Solución Espejos primarios de grandes dimensiones. Lentes objetivos de grandes dimensiones. Vidrios con elevada estabilidad térmica y mecánica. Recubrimientos metálicos altamente reflejantes para los espejos. Recubrimientos transmisivos anti-reflejantes para los lentes. Interferometría óptica. Desarrollar sensores electrónicos de imagen muy sensibles, eficientes y libres de defectos.

PROBLEMAS y SOLUCIONES

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Problema Las señales de radio que recibimos de los astros es ínfima.

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Solución Antenas receptoras enormes. Sistemas electrónicos ultra-sensibles. Interferometría. Interferometría utilizando satélites.

PROBLEMAS y SOLUCIONES •

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Problema La atmósfera de la Tierra es opaca a casi todo el espectro electromagnético. Solución Colocar telescopios en el espacio para observar en radiación gamma, X, UV, IR. Colocar telescopios en la Antártida para observar en IR.

PROBLEMAS y SOLUCIONES •

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Problema Dimensiones y peso de los instrumentos enormes que se pueden deformar por efecto de la gravedad. Solución Desarrollar materiales ligeros y resistentes. Utilizar motores de pequeñas dimensiones y alto torque.

MOVIMIENTOS DE LA TIERRA La Tierra se desplaza en el espacio a gran velocidad y en forma muy irregular debido a la resultante de todos los movimientos superpuestos. Algunos de estos movimientos son: • • • • • • • •

Rotación sobre su eje. Traslación alrededor del Sol. Precesión del eje polar. Nutación o bamboleo del eje polar. Modificación de la inclinación del eje de rotación. Modificación de la excentricidad de la órbita. Traslación alrededor de la Galaxia. …y varios movimientos más…

MOVIMIENTOS DE LA TIERRA Rotación sobre su eje que provoca el día y la noche en 23h 56m 4.09s a la velocidad de 1670 km/h No es constante en el tiempo, depende de: • Posición de la Luna • Mareas • Deriva de los continentes • …entre otros…

MOVIMIENTOS DE LA TIERRA Traslación alrededor del Sol que provoca el cambio de las estaciones en 365d 6h 9m 10s a la velocidad de 107,000 km/h Debido a que la órbita es elíptica, la velocidad es variable en todo momento (menor en verano, mayor en invierno).

MOVIMIENTOS DE LA TIERRA Precesión del eje polar que provoca el cambio de coordenadas: 25,765 años. Depende de la atracción mutua del Sol y la Luna sobre la Tierra. Nutación o bamboleo del eje polar: 18.6 años. Depende del movimiento de la Luna

MOVIMIENTOS DE LA TIERRA Modificación de la inclinación del eje de rotación en un periodo de 41,000 años. Provoca el movimiento de los Trópicos. Modificación de la excentricidad de la órbita en un periodo de 100,000 años. Provoca cambios en la velocidad de traslación. (Ciclos de Milankovitch dependen del movimiento del Sol y del sistema planetario)

MOVIMIENTOS DE LA TIERRA Traslación alrededor de la Galaxia en un periodo de 220,000,000 años. A la velocidad de 900,000 km/h Todo el Sistema Solar se mueve alrededor del centro de la Galaxia con un movimiento en tres dimensiones.

ATMÓSFERA TERRESTRE

La atmósfera se compone de diferentes capas cada una de las cuales tiene diferente temperatura, presión, densidad y composición química.

ATMÓSFERA TERRESTRE

Esto provoca que la luz sea refractada varias veces en diferente ángulo, distorsionándola y disminuyendo su intensidad.

ATMÓSFERA TERRESTRE La posición aparente de un astro es muy diferente de su posición real debido a la refracción. El ángulo de desviación depende de la altitud del objeto sobre el horizonte, la latitud del lugar, de las condiciones atmosféricas (presión, temperatura, humedad) y la longitud de onda de la luz. Este ángulo de desviación es máximo en el horizonte (1/2 grado) y 0 (por definición) en el Cenit.

INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA Los principales instrumentos que utiliza un astrónomo para realizar su trabajo son: • • • • • •

Telescopios. Espectroscopios. Radiotelescopios. Cámaras fotográficas digitales. Computadoras. Telescopios espaciales.

En seguida daremos una breve descripción de las características de cada uno de ellos.

TELESCOPIOS • El telescopio es el instrumento que utilizan los astrónomos para detectar y amplificar la luz que nos llega desde las estrellas y las galaxias lejanas. • Sirve para observar el Universo y medir los fenómenos físicos que acontecen. • Hay dos tipos de telescopio: Refractor y Reflector.

TELESCOPIOS El telescopio se compone de tres partes fundamentales: •

Tubo óptico - Consiste en el sistema de lentes y/o espejos que reciben y amplifican la luz.

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Montura - Es el sistema mecánico, eléctrico y electrónico que se encarga de sostener, apuntar y guiar el tubo óptico.

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Base - Es una estructura metálica y de concreto que debe soportar el telescopio firmemente.

TELESCOPIOS REFRACTORES Esquema básico de un telescopio refractor

Se compone de dos lentes: el objetivo (izquierda) y el ocular (derecha).

TELESCOPIOS REFRACTORES Algunos de los telescopios que Galileo Galilei (1564-1642) construyó entre 1610 y 1615. El objetivo del más grande instrumento solo tenía 4.5 cm. de diámetro. Galileo fue el primer científico en apuntar un telescopio hacia el cielo haciendo descubrimientos que revolucionaron la Astronomía de la época.

TELESCOPIOS REFRACTORES El telescopio de Yerkes en Wisconsin (USA). Construido en 1897 es el más grande refractor del mundo. El objetivo es de 102 cm. de diámetro. El telescopio mide 20 m. de largo y pesa cerca de 10 toneladas. La montura pesa cerca de 20 ton. La base pesa cerca de 50 ton. La cúpula mide 30 m. de diámetro. El piso se levanta para permitir la observación visual.

TELESCOPIOS REFLECTORES Esquema óptico básico de un telescopio reflector. Se compone de dos espejos: uno plano (secundario) y uno parabólico (primario)

La imagen se forma en el lente ocular

TELESCOPIOS REFLECTORES El telescopio de Newton Construido en 1668. El espejo primario tenía un diámetro de 3.4 cm. Es el primer telescopio reflector funcional de la historia.

TELESCOPIOS REFLECTORES El telescopio Keck en Hawaii (USA) construido en 1993. El espejo primario de 10 m. de diámetro esta constituido por 36 espejos hexagonales. Es el telescopio con la mayor superficie recolectora de luz del mundo. Los 36 espejos deben estar alineados y mantener la forma parabólica con error máximo de 30nm

MOVIMIENTO DEL TELESCOPIO •

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Para compensar los efectos de la atmósfera y los movimientos de la Tierra el telescopio se tiene que mover de forma simultánea en sus ejes horizontal y vertical, además de tener un movimiento de rotación del campo visual. Aproximadamente: 0.15 segundos de arco cada 0.001 segundos, 299 micron cada 0.001 segundos

Delta = declinación, phi = latitud, t = ángulo horario http://scienceworld.wolfram.com/astronomy/KingTrackingRate.html

ÓPTICA ADAPTIVA La luz que recibe el telescopio es desviada hacia un sensor que analiza el tipo de defecto en tiempo real (100..1000 veces por segundo). La computadora determina la forma que debería tener el espejo para obtener una imagen perfecta.

Diagrama de bloques de un sistema de óptica adaptiva

Una serie de micro-pistones colocados detrás del espejo, modifica su forma para introducir una deformación igual y contraria.

ÓPTICA ADAPTIVA

Diagrama de bloques de un sistema de óptica adaptiva con estrella artificial. Las deformaciones del espejo son menores de 20 nanometros cada milisegundo.

ÓPTICA ADAPTIVA

Comparación entre imágenes tomadas con un telescopio convencional, un telescopio espacial y uno con sistema de óptica adaptiva.

ESTRELLA ARTIFICIAL Un laser aplicado al ocular del telescopio genera un rayo que cuando llega a la altura de 90 km en la atmósfera, genera un punto luminoso como si fuese una estrella debido a la reacción de la luz con los átomos de sodio. Conocemos perfectamente cual debe ser la imagen de la estrella artificial, por lo que se puede mejorar la imagen obtenida por los sistemas de óptica adaptiva.

TELESCOPIOS REFLECTORES El telescopio VLT en Chile construido en 1998. El espejo primario es de 8.2 m. y es de una sola pieza, mide solo 10 cm de espesor. Es el telescopio reflector más grande del mundo construido en base a un solo espejo primario. Junto con otros 3 telescopios idénticos y otros más pequeños, se puede formar un interferómetro óptico.

ÓPTICA ACTIVA El espejo principal es deformado por medio de una serie de pistones colocados en la parte trasera (178 para el VLT). La luz de la estrella es analizada por la computadora y 1000 veces por segundo se modifica la forma del espejo para compensar las aberraciones introducidas por la atmósfera. Además, el espejo secundario se mueve en dos ejes para compensar las deformaciones naturales.

ESPECTROSCOPIO

Diagrama de un espectroscopio. Es un instrumento que descompone la luz en diferentes colores. Cada elemento químico puede ser identificado por medio de la luz que emite y se puede determinar la velocidad y el sentido del movimiento del objeto observado.

ESPECTROSCOPIO Cada combinación de líneas claras y obscuras representa un componente químico que contiene el Sol.

El espectro del Sol.

ESPECTROSCOPIO Espectroscopio del Observatorio Anglo-Australiano.

RADIO TELESCOPIOS Las señales que se reciben tienen potencias del orden de 10-23 a 10-29 W. Por eso la antena debe ser grande y los circuitos electrónicos extremadamente precisos y libres de ruidos.

Diagrama de bloques de un radiotelescopio.

RADIO TELESCOPIOS

Parte del sistema electrónico de control de un radio telescopio.

RADIO TELESCOPIOS Radio telescopio construido por Jansky en 1932. Es el primer radiotelescopio de la historia. Con este instrumento descubrió la emisión radio proveniente del centro de la Vía Láctea.

RADIO TELESCOPIOS El radio telescopio que Reber construyó en 1936 en Illinois (USA). Tiene 9.5 m. de diámetro. Es el prototipo de los radiotelescopios modernos. Con este instrumento confirmó la radiación proveniente de la galaxia y creó el primer mapa radio de ella.

RADIO TELESCOPIOS El radiotelescopio de Green Bank en Virginia (USA). El reflector mide 100 x 110 m y es el más grande del mundo en su tipo. Se puede apuntar a cualquier parte del cielo. La deformación máxima que sufre es de 5 cm.

RADIO TELESCOPIOS

El radio telescopio de Arecibo (Puerto Rico). Es la antena fija más grande del mundo con 305 m. de diámetro.

RADIO TELESCOPIOS

Imagen de una radio galaxia (Cygnus X1)

TELESCOPIOS ESPACIALES Se han enviado al espacio telescopios con instrumentos sensibles a todas las longitudes de onda para tener una visión global de los fenómenos físicos y químicos que ocurren en las estrellas y galaxias. Los que siguen son algunos de los más representativos.

EUVE

Telescopios para luz ultravioleta

GALEX

TELESCOPIOS ESPACIALES

Telescopio para rayos gamma. GRO

Telescopio para rayos X CHANDRA

Telescopio para rayos infrarrojos SPITZER

TELESCOPIOS ESPACIALES

Telescopio para luz visible HST

Telescopio para microondas WMAP

TELESCOPIOS ESPACIALES

Radiotelescopio espacial HALCA

Telescopio solar SOHO

TELESCOPIOS ESPACIALES

Vistas de nuestra Galaxia en diferentes longitudes de onda

TELESCOPIOS ESPACIALES

Comparación entre una fotografía de la galaxia M51 tomada por el telescopio espacial Hubble (izquierda) y un telescopio de 30 cm sobre la Tierra (derecha).

CÀMARAS FOTOGRÀFICAS DIGITALES •Tamaño del pixel: 4..24 micron •Nùmero de pixels: 16M..64M. •Escala de grises: 16..32 bits. •Temperatura: -20..-110 C. con estabilidad de 0.01 C.

Conjunto de 4 sensores de imagen CCD de 16 Mpixel cada uno. Sistema utilizado para fotografías de gran campo.

CÁMARAS DIGITALES

Nebulosa Hourglass

Nebulosa NGC6826

INTERFEROMETRÍA ÓPTICA La luz captada por los dos telescopios es combinada y enviada a los sensores de imagen. Un sofisticado sistema es utilizado para retrasar la imagen de un telescopio con respecto a otro y hacer que llegue en forma simultanea al punto donde se combina. Diagrama de bloques de un interferómetro óptico

INTERFEROMETRÍA ÓPTICA El complejo de telescopios VLT del Observatorio Europeo en Chile. La luz captada por los 4 telescopios de 8 m de diámetro se concentra en un solo punto con un error máximo de algunos nm. Esto aumenta la resolución del sistema.

INTERFEROMETRÍA ÓPTICA

Núcleo de la galaxia NGC1068, en el cual se encuentra un enorme agujero negro

INTERFEROMETRÌA ÒPTICA •

Interferómetro óptico Infrarrojo DARWIN.

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Se compone de 3 telescopios de 3 metros de diámetro en el espacio observando el mismo planeta.

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La distancia entre cada telescopio debe ser constante +/- algunas micras.

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Los telescopios están a 1.5 millones de km de la Tierra.

INTERFEROMETRÌA LASER 1 láser 2 lentes 3 divisor de rayos 4 espejos 5 espejos y masas de muestra

Diagrama de bloques del detector de ondas gravitacionales • • •

Cada brazo de la L es de 4 km. Hay dos complejos, uno en Louisiana y otro en Washington. Una onda gravitacional desvía el rayo láser 10-16 mm. Las masas de referencia están suspendidas en un vacío igual a 10-12 atmósferas.

INTERFEROMETRÌA LASER

Uno de los detectores de ondas gravitacionales en el estado de Washington (USA).

INTERFEROMETRÌA RADIO Dos o más antenas apuntan al mismo objeto. Separación entre antenas = B determina la resolución. La señal de las dos antenas debe llegar en fase al nodo de unión (fracciones de long. de onda). Las señales deben ser sincronizadas (nanosegundos) Diagrama de bloques de un interferómetro.

INTERFEROMETRÍA RADIO •

Se compone de 27 antenas movibles de 25m de diámetro.

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Resolución equivalente a una antena de 36,000 m de diámetro.

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Sensibilidad equivalente a una antena de 130 m de diámetro.

Interferómetro VLA en Nuevo México, USA.

INTERFEROMETRÍA RADIO

Imagen de un Quasar (galaxia con un agujero negro supermasivo en el núcleo) en los confines del Universo, obtenida por medio de un interferómetro.

MUCHAS GRACIAS

CRÉDITOS DE LAS IMAGENES • • • • • • • • • • •

Telescopio de Galileo: http://www.pbs.org/wgbh/nova/galileo/images/tele_telescopes.jpg Telescopio de Newton: http://cnx.rice.edu/content/m11932/latest/ Diagrama óptico refractor: http://homepage.smc.edu/balm_simon/images/astro%201/telescopes/refracting_telescope.jpg Telescopio de Yerkes: http://www.lib.uchicago.edu/e/spcl/centcat/fac/fac_img11.html Telescopio Keck: http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/keck-telescope.html Telescopio VLT: http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1998/phot-16-98-preview.jpg Diagrama óptico relflector: http://www.seeviewo.org/seeview/astronomy/articles/telescopes.htm Green Bank Radio Telescope: http://www.nrao.edu/imagegallery/php/level3.php?id=84 Radio telescopio de Reber: http://www.jb.man.ac.uk/news/reber/Reber.jpg Radio telescopio de Jansky: http://www.arrl.org/news/stories/2001/09/06/1/Jansky-Ant.jpg Radio telescopio de Arecibo: http://www.geneseo.edu/~meisel/

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Foto terminador día/noche: http://www.astromia.com/tierraluna/movtierra.htm Figura Verano: http://almez.pntic.mec.es/~jmac0005/ESO_Geo/TIERRA/Html/Movimientos_c.htm Figura Invierno: http://almez.pntic.mec.es/~jmac0005/ESO_Geo/TIERRA/Html/Movimientos_c.htm Ciclos de Milankovitch: http://www.homepage.montana.edu/~geol445/hyperglac/time1/milankov.htm Figura de Precesión: http://zebu.uoregon.edu/~imamura/121/oct6/precession.html Figura Nutación: http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Praezession.png Figura traslación galáctica: http://www.envirotruth.org/milky_way.cfm Foto telescopio USNO 12”: http://www.usno.navy.mil/pao/Digipix/12inch-wide.jpg Diagrama de la Atmósfera: http://www.atmosphere.mpg.de/enid/2t4.html Figura de la refracción: http://cougar.slvhs.slv.k12.ca.us/~pboomer/physicstextbook/ch14.html Telescopio SPITZER: http://www.astronomija.co.yu/instrumenti/spitzer/ss2.htm Telescopios espaciales DARWIN: http://ast.star.rl.ac.uk/darwin/pics/alcatel_ff_jul99.jpg Fotografìa aerea del VLA: http://www.phys.vt.edu/~ippap/research/astro/NVSS.html

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Telescopio CHANDRA: http://cfa-www.harvard.edu/hco/astro/facilities/sats.html Telescopio GRO: http://www.brera.unimi.it/old/CAELUM/STRUMENTI/img/compton.gif Telescopio EUVE: http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2002/01/30_satel.html Telescopio GALEX: http://www.orbital.com/images/high/GALEX_production.jpg Telescopio HUBBLE: http://observe.arc.nasa.gov/nasa/gallery/image_gallery/craft/graphics/craft_space5/hubble_space_telescope_72.jpg Telescopio WMAP: http://www.uni-ulm.de/aktuelles/aktuelles_thema/aktuell0403/ Radiotelescopio HALCA: http://www.gb.nrao.edu/ovlbi/v50.gif Diagrama del espectroscopio: http://www.cfa.ustc.edu.cn/course/CHAISSON/AT404/HTML/AT40401.htm Fotografía CCD cuádruple: http://compton.as.arizona.edu/90prime/pictures/ccd/90prime_quad_indewar.jpg Fotografía del complejo LIGO: http://www.ligo-wa.caltech.edu/aerial_full.jpg Diagrama de LIGO: http://www.johnstonsarchive.net/relativity/ligoinfo.html Diagrama de interferómetro radio: http://www.iram.fr/IRAMFR/IS/IS2002/html_1/node44.html

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Fotografía del telescopio SOHO: http://sohowww.estec.esa.nl/gif/artist-FM.gif Fotografìa del sol refractado: http://www.asterism.org/tutorials/tut28-1.htm Diagrama de óptica adaptiva #1: http://cfao.ucolick.org/ao/how.php Diagrama de óptica adaptiva #2: http://www.aoainc.com/technologies/adaptiveandmicrooptics/aostutorial.html Imagen de Titan con AO: http://cfao.ucolick.org/ao/why.php Imagen de la estrella artificial del KECK: http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/mirrors/apod/image/0502/laser_keck_big.jpg Diagrama del sistema de óptica activa: http://www.eso.org/projects/vlt/unit-tel/actopt.html Espectro del Sol: http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=35774&fbodylongid=1699 Telescopio Anglo-Australiano: http://as1.chem.nottingham.ac.uk/~jbj/obspics/sidingsp/aat/aat03.jpg Fotografía de NGC1068: http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/images/Phot18/phot-18b-03-preview.jpg Fotografía de Cycnus X1: http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cool_active_fact.html Fotografía de M51 (HST): http://www.esa.int/esaSC/SEMQEW2PGQD_sensations_1.html Fotografía de M51 chica: http://www.altatecslp.com

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Fotografía de la nebulosa Hourglass: http://oposite.stsci.edu/pubinfo/PR/97/pn/content/mycn18.jpg Fotografía de la nebulosa NGC6826: http://oposite.stsci.edu/pubinfo/PR/97/pn/content/ngc6826.jpg Fotografía del control del radiotelescopio izquierda: http://www.wettzell.ifag.de/tigo/e/tigo_e/node2.html Fotografía del control del radiotelescopio derecha: http://www.wettzell.ifag.de/tigo/e/tigo_e/node2.html Diagrama de bloques de radiotelescopio: http://media4.obspm.fr/public/FSU/chapitre4/souschapitre2/section1/page1/section4_2_1_1_OBSERVER_3.html