Astronomía

¿Cómo midió Michelson los diámetros de las lunas de Júpiter utilizando interferometría óptica?

¿Cómo midió Michelson los diámetros de las lunas de Júpiter utilizando interferometría óptica?


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En Betelgeuse: Cómo se midió su diámetro (Chant, C. A., Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 15, p.133, Código bibliográfico: 1921JRASC… 15… 133C) el autor dice:

El artículo en el que se dio este resultado se publicó en la revista Philosophical en 1890, y en él Michelson comenta que el método podría usarse para medir los diámetros de pequeños planetas, satélites y posiblemente estrellas fijas. El año siguiente, por invitación del Observatorio Lick, probó su método en los satélites de Júpiter con un éxito decidido, y sus resultados se acercaron a la media de las mediciones realizadas por los astrónomos con el micrómetro. (Ver Michelson, Ondas de luz y sus usos, pag. 142.)

Intenté varios intentos en Internet para buscar un enlace y edité la URL del artículo actual para intentar pasar a la página 142, pero nada funciona.

Pregunta: ¿Cómo midió Michelson los diámetros de las lunas de Júpiter usando interferometría óptica y cómo puedo leer más al respecto? ¿Qué instrumento usó, qué espacios de rendijas, etc.?

Relacionado, describiendo lo que describe el artículo vinculado anteriormente: ¿Qué equipo y técnicas se utilizaron para estudiar el diámetro de Betelgeuse en 1920?


¿Cómo midió Michelson los diámetros de las lunas de Júpiter utilizando interferometría óptica? - Astronomía

En 1675, el astrónomo danés Olaus Roemer obtuvo un valor aproximado de C utilizando eclipses de las lunas de Júpiter. Cuando la Tierra y Júpiter están en el mismo lado del sol (E1 y J1 en la Figura), los eclipses ocurren antes de lo programado hasta 11 minutos cuando en lados opuestos del sol, se retrasan hasta 11 minutos (E2 y J2 en Figura).

Esto da C = 2 a.u./22mins = 2.2x10 ^ 8m / s.

Fizeau y Foucault midieron valores más precisos (consulte la Figura siguiente).

Foucault utilizó una sincronización más precisa, lo que permitió una distancia más corta y una medición de v en agua y otros materiales transparentes v se demostró que era menos que C, contrariamente a la opinión de Newton. Ahora sabemos que v = c / n, donde el índice de refracción norte puede medirse mediante experimentos de refracción.

Fizeau luego (1851) midió la velocidad de la luz en un Moviente medio (agua), consulte la Figura siguiente.

Cualquier efecto será pequeño, porque C es tan grande, pero solo necesitamos determinar el cambio en la velocidad de la luz, en comparación con su valor en aguas tranquilas. Si la luz viaja más rápido, su longitud de onda debe aumentar, ya que la frecuencia no se altera. Fizeau usó un dispositivo llamado interferómetro, que es muy sensible a pequeños cambios en la longitud de onda.

Considere primero el cambio en las propiedades de la luz entre el aire y el agua estacionaria:
Velocidad en aguas tranquilas v = c / n = (3x10 ^ 8 m / s) /1.33 = 2.25 x 10 ^ 8 m / s
Fizeau usó luz amarilla: medida en aire, lambda = 0.5 micrómetros = c / f donde f = frecuencia en Hz.
Medido en agua, lambda = v / f = c / (nf) = 0.375 micrómetros.
El número de longitudes de onda en un tubo lleno de agua de longitud L (= 1,5 m) es N = L / lambda = 1,5 / 0,376 x 10 ^ -6 m = 4,0 x 10 ^ 6

Considere ahora el cambio en propiedades de luz entre aguas tranquilas y en movimiento. Una posibilidad es que la velocidad de la luz sea inafectado por el movimiento del agua.

Una segunda posibilidad es que la luz se comporte como sonar: su velocidad con respecto al medio sigue siendo el mismo. Si es así, su velocidad absoluta en el agua que se mueve a una velocidad u sería: v '= v + u (suponiendo que la luz se mueve en el mismo dirección como el agua; de lo contrario, u está precedida por un signo menos)
La nueva longitud de onda cuando el agua se mueve a la velocidad u sería: lambda '= (v + u) / f
El número de longitudes de onda en el tubo ahora es N '= L / lambda' = Lf / (v + u) = (Lf / v) (1 + u / v) ^ - 1
Utilizando la teorema binomial y descuidando los términos de orden superior (ya que u / v & lt & lt 1) tenemos: N '= (Lf / v) (1 - u / v)
Si tenemos un segundo tubo en el que el agua se mueve en una dirección opuesto al de la luz, u se reemplaza por -u y el número de longitudes de onda se convierte en N '' = (Lf / v) (1 + u / v)
La cambio en el número de longitudes de onda en el tubo es N '' - N '= (Lf / v) (2u / v)
Si u = 7 m / s, N '' - N '= (4 x 10 ^ 6) [2 x 7 / (3 x 10 ^ 8 / 1.33)] = 0.25
Por lo tanto, pasar luz a dos tubos con agua que fluye en direcciones opuestas (ver Figura) proporciona una diferencia de trayectoria de un cuarto de longitud de onda en comparación con el agua estacionaria. Si ahora invertimos el flujo de agua a través de todo el aparato, el cambio en la longitud del camino óptico se convierte en 0,5 longitud de onda. Por ejemplo, si los dos haces de luz se combinan para dar estafainterferencia estructural con el agua que fluye en una dirección, la interferencia sería Delawareestructural cuando el agua se mueve en la dirección opuesta y el interferómetro debería detectar fácilmente este cambio como un cambio en la intensidad cuando los dos haces de luz se recombinan.

El resultado realmente observado fue intermedio entre estas dos posibilidades! La condición de interferencia hizo cambio, pero en una cantidad que sugiere que la velocidad en el medio en movimiento debe estar dada por la ecuación:

donde f (& lt1) es ahora el Coeficiente de resistencia de Fresnel. Experimentos con fluidos de diferente índice de refracción. norte dio la relación empírica:

El significado de este efecto de arrastre no se entendió hasta que Einstein proporcionó una interpretación.

Aberración estelar

Suponga que la luz de una estrella en particular llega verticalmente y que la Tierra viaja horizontalmente con una rapidez u relativa al éter. Durante el intervalo de tiempo t que tarda la luz en descender por el telescopio, su base se mueve horizontalmente en una cantidad ut (C & ampN Fig.12-9). Por lo tanto, el telescopio debe inclinarse en un ángulo alfa para permitir que la luz viaje por su eje, un triángulo vectorial de desplazamientos da: alfa

broncearse alfa = u t / (c t) = u / c

Si el éter está estacionario relativo al sol, u varía entre + 30 km / sy -30 km / s, dependiendo de la época del año, dando alfa

10-4 rad (20 segundos de arco). Se trata de una pequeña inclinación: el extremo de un telescopio de 10 m de longitud debería moverse solo 1 mm. El efecto observado se acerca a esta predicción.

(Tenga en cuenta que si el éter en realidad se mueve a cierta velocidad V relativo al sol, la velocidad de la tierra en relación con el éter sería V +/- 30 km / s, por lo que la predicción no se modifica)

Si el telescopio es no inclinado, la luz se moverá hacia abajo por el telescopio ligeramente fuera del eje combinado con el efecto de paralaje, la aberración produce una elíptico movimiento aparente de la estrella. [Para una estrella observada a una altura theta, la inclinación angular se convierte en alfa = (u / c) pecadotheta, por lo que se observa un efecto menor para las estrellas que no están directamente sobre nuestras cabezas.]

En 1871, Sir George Airy repitió el experimento con un telescopio lleno de agua, índice de refracción n = 1,33, esperando que la inclinación angular pudiera aumentar a alfa = u / (c / n) = n (u / c). Pero no observó ninguna diferencia, en comparación con el caso de un telescopio en el aire.

De hecho, este resultado nulo había sido predicho por Fizeau, asumiendo que la luz que viaja en el agua sería arrastrada horizontalmente a una velocidad f u, donde f = 1-1 / n ^ 2 es el coeficiente de resistencia de Fresnel. El índice de refracción del agua ralentiza la luz pero su coeficiente de arrastre aumenta la velocidad y (porque f = 1-1 / n ^ 2) los dos efectos cancelar exactamente.

Entonces, la observación original de Bradley y el experimento de Airy son ambos consistente con la tierra moviéndose a través de un éter que es estacionario (o moviéndose a velocidad constante) con respecto al sol. Sin embargo, pronto se desafiaría el papel del éter.

Experimento de Michelson-Morley

En 1887, A.W. Michelson construyó un interferómetro para medir la velocidad u de la Tierra en relación con el éter. La disposición (C & ampN Fig. 12-6) ahora se conoce como interferómetro de Michelson. Por medio de un espejo semi-plateado, un haz de luz se dirige en dos direcciones perpendiculares, luego se refleja hacia el mismo espejo semi-plateado, de modo que parte de la luz de cada camino ingresa a un detector (por ejemplo, un ocular) donde se combina. y puede exhibir interferencia constructiva o destructiva.

Como se muestra en C & ampN (págs. 301 - 303), la luz que viaja paralela y antiparalela al "viento de éter" tomaría un tiempo
tA = L / (c + u) + L / (c-u) = (2L / c) (1 - u ^ 2 / c ^ 2) ^ - 1,
o (usando el teorema del binomio) aproximadamente (2L / c) (1 + u ^ 2 / c ^ 2) para su viaje de regreso a lo largo de un brazo (longitud L) del aparato.

La luz viajando perpendicularmente al viento de éter tomaría un tiempo.

tB = 2L / (c2-u2) ^ 1/2 = (2L / c) (1-u2 / c2) ^ - 1/2, o aproximadamente (2L / c) (1 + u ^ 2 / 2c ^ 2)

asumiendo un brazo de idéntica longitud L. Observe que en ambos casos, el efecto debido a la deriva a través del éter es un segundo orden efecto (proporcional a u ^ 2) y por lo tanto es muy pequeño, del orden 10 ^ -8 para u = 3x10 ^ 4 m / s.

La diferencia de tiempo debe dar lugar a una diferencia de fase entre las dos ondas recombinantes. Debería ser visible como un cambio en intensidad en el detector cuando todo el aparato gira 90 grados, intercambiando así las trayectorias de los rayos.
En la práctica, el efecto esperado es un cambiar en un patrón de franjas que surge del hecho de que la fase (en el observador) cambia sobre el campo de visión (con desplazamiento variable desde el eje óptico).

Michelson realizó el experimento por primera vez en 1881, esperando ver un cambio de margen (al girar el aparato) de (2L / lambda) (u ^ 2 / c ^ 2) = 0,04 margen, para lambda = 600 nm, L = 1,2 m yu = 30 km / s. El observó No cambiar. Sin embargo, hubo dificultades prácticas: rotar el aparato sin introducir distorsión, sensibilidad a la vibración (dificultando la visión de las franjas, incluso a las 2 a.m. en la ciudad) y cambios de temperatura (la expansión térmica resultante introdujo la deriva de las franjas).

En 1887, rediseñó el aparato, en colaboración con E.W. Morley. Se utilizó un sistema de espejos para aumentar L en un factor de diez; el aparato flotaba sobre un lecho de mercurio. Esperaban ver un desplazamiento marginal fraccional de 0,4 con la rotación de 90 grados del aparato, pero no vieron nada.

Estos resultados nulos no pueden atribuirse a la incompetencia. Michelson era un experimentalista muy talentoso en el campo de la óptica. Por ejemplo, fue la primera persona en medir el diámetro de una estrella, utilizando interferometría.

Michelson y Morley se dieron cuenta de que la velocidad de la tierra relativa al éter podría haber sido cero en el momento de la medición, si la velocidad orbital de la tierra alrededor del sol se cancelara exactamente por el movimiento de todo el sistema solar en relación con el éter. Planearon repetir el experimento a intervalos de 3 meses.

Aunque nunca llevaron a cabo estas mediciones adicionales, otros lo hicieron durante los siguientes 50 años, con aparatos mejorados, y tampoco observaron ningún efecto. Para contrarrestar los argumentos de que el éter podría ser "arrastrado" dentro de su laboratorio del sótano, Morley y Miller trasladaron el aparato a una colina en las afueras de Cleveland, en un edificio de construcción ligera y ventanas en la dirección del viento de éter anticipado.

Miller repitió el experimento en la cima del monte Wilson (600 pies sobre el nivel del mar, en California) y en 1925 anunció un pequeño efecto positivo (u = 10 km / s). Pero otros volvieron a analizar los resultados y concluyeron que se debían a variaciones de temperatura.

Hipótesis de arrastre de éter

Contracción de Lorentz-Fitzgerald

Justificó esta posibilidad argumentando que la distancia entre los átomos depende de la fuerza de las fuerzas electrostáticas entre los electrones y los núcleos atómicos (C & ampN Fig. 10-9), fuerzas que podrían verse afectadas por el éter. "Podemos asumir con seguridad que las fuerzas eléctricas y magnéticas actúan por medio de la intervención del éter".

En 1904, Lorentz señaló que las ecuaciones de Maxwell (que gobiernan el comportamiento de los campos eléctricos y magnéticos y predicen las propiedades de la radiación electromagnética) no satisfacer la relatividad galilea. Si la transformación de Galileo se aplica a las ecuaciones de Maxwell, adquieren una forma diferente (más complicada).

Sin embargo, la forma original de las ecuaciones lata conservarse si la transformación de Galileo se modifica a lo siguiente:

De acuerdo con estos Transformaciones de Lorentz, el tiempo es una cantidad local más que universal. Los cambios de longitud y tiempo debidos al movimiento a través del éter siempre conspiran para evitar cualquier medida de nuestra velocidad con respecto a él.


Interferometría óptica astronómica

Este informe documenta el desarrollo de la interferometría óptica y proporciona una explicación física de los procesos involucrados. Se basa en artículos científicos publicados durante los últimos 150 años, y he incluido referencias a los más relevantes. Se supone que el lector tiene una comprensión de la teoría óptica moderna hasta el nivel de pregrado. Las referencias 28 y 29 dan explicaciones a un nivel más básico. Se discute la formación de imágenes a partir de mediciones interferométricas y se incluyen varios ejemplos de imágenes.

Fizeau sugirió por primera vez que la interferometría óptica podría usarse para la medición de diámetros estelares en la Academie des Sciences en 1867. La longitud de onda corta de la luz y la ausencia de detectores calibrados sensibles impidieron mediciones interferométricas más sofisticadas en el espectro óptico durante más de un siglo. Después de la Segunda Guerra Mundial, la mayoría de los investigadores se dirigieron al espectro de radio, donde las longitudes de onda macroscópicas y la detección electrónica simplificaron enormemente la medición de cantidades interferométricas. Las computadoras modernas, los láseres, los detectores ópticos y las técnicas de procesamiento de datos desarrolladas para la interferometría de radio han permitido recientemente a los astrónomos producir imágenes de alta resolución con matrices ópticas. En la actualidad, solo unas pocas matrices de interferómetros ópticos son capaces de formar imágenes, pero muchas más están previstas o en construcción. Los principios básicos que subyacen al funcionamiento de los interferómetros ópticos no han cambiado, por lo que comenzaré con un vistazo a algunos de los primeros instrumentos.

  • Números de superíndice 1) enlazan a la sección Referencias de este informe y se relacionan con los números de referencia relevantes.
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Interferometría óptica temprana

El físico estadounidense A. A. Michelson demostró la viabilidad de medir fuentes de luz utilizando interferometría óptica 2 en 1890 con el aparato experimental que se muestra en la Figura 1.
Figura 1 - Aparato experimental de Michelson

Se colocaron varias máscaras frente a fuentes de luz incoherentes, que actúan como "estrellas artificiales" para el experimento. La luz de una estrella artificial distante pasó a través de rendijas O y O ' y luego fue enfocado por una lente de distancia focal y para formar una imagen en la pantalla. En un análisis matemático de este experimento, es más fácil considerar primero una fuente puntual monocromática en Q en el eje óptico. Los frentes de onda esféricos irradiarán desde la fuente y llegarán a las rendijas. O y O ' simultaneamente. Luz que pasa por la hendidura O interferirá con el paso de la luz a través de la hendidura O ' formando franjas de intensidad en la pantalla a ambos lados del punto PAG. La longitud del camino óptico desde Q apuntar PAG en la pantalla es el mismo para los rayos que viajan a través de cualquiera de las rendijas. Este no será el caso general de los rayos de luz que viajan a un punto arbitrario en la pantalla desde Q. La diferencia en la longitud del camino óptico entre los rayos de luz que viajan a través de la rendija O y los que viajan por O ' será entonces en una primera aproximación, donde v es la coordenada en la pantalla que se muestra en la Figura 1. Cuando los rayos de luz de las dos rendijas se combinan en la pantalla, interferirán produciendo una intensidad proporcional a, donde k es el número de onda definido como. Rayos de luz de una fuente puntual desplazada desde Q en un ángulo como se muestra en la Figura 1 dan una intensidad de luz en la pantalla proporcional a. Una fuente incoherente extendida colocada en Q se puede considerar como una distribución de muchas de estas fuentes puntuales. Una fuente cromática se puede considerar como la superposición de muchas fuentes monocromáticas de diferente frecuencia. La intensidad observada en la pantalla será la suma de las intensidades producidas por cada punto de la fuente.

Michelson no pudo realizar mediciones cuantitativas de la visibilidad de las franjas de interferencia en la pantalla, pero sí midió la separación de las rendijas. X lo que dio una visibilidad de franja mínima. El tamaño de la estrella artificial se puede calcular a partir de esta medida, siempre que se conozcan su forma y distancia. Con los detectores de fotodiodos modernos es posible realizar mediciones de intensidad precisas y, por lo tanto, calcular las visibilidades de los bordes. La pantalla de visualización se reemplaza por cuatro detectores de intensidad de luz, como se muestra en la Figura 2. El detector 1 se coloca de modo que la trayectoria óptica se extienda desde el detector hasta la rendija. O y del detector a la hendidura O ' son iguales. El detector 2 se coloca de modo que la longitud de la trayectoria óptica O y O ' difieren en un 1 /4 de la longitud de onda media. Para los detectores 3 y 4, las diferencias de ruta son 1 /2 de una longitud de onda y 3 /4 de una longitud de onda respectivamente. Si A es la amplitud compleja de la luz que llega al detector 1 a lo largo del camino a través de la rendija O, la amplitud de la luz que llega a través de la rendija O ' estarán AExp[-yo kx], dando una amplitud total de A+AExp[-yo kx]. La intensidad en el detector 1 será:

Similarmente si A es la amplitud de la luz que llega al detector 2 a lo largo del camino a través de la rendija O, la intensidad en el detector será:

He definido la compleja intensidad de la franja I como (I1-I3)+I(I2-I4) dónde I1 a I4 son las intensidades que se muestran arriba, y I es . En el caso de la fuente puntual que se muestra en la Figura 2

I =4Automóvil club británico * (cos [ kx]+Ipecado[ kx])

=4Automóvil club británico * Exp[yo kx]

Figura 2 - Medición de visibilidad Figura 3 - Disposición óptica alternativa

Como la intensidad compleja I es una combinación lineal de intensidades, la intensidad compleja de una fuente incoherente extendida se puede calcular sumando las contribuciones de cada punto de la fuente. La amplitud A() de la luz recibida de los puntos entre y + d en la fuente dependerá de la distribución del brillo de la fuente B ( ) en la siguiente manera:

(asumiendo D es pequeño)

La intensidad compleja de la luz recibida entre y + d será I( )=4B( )Exp[yo kx] D . Integrar sobre todo da:

Si la variable tu Se define como tu=kx, luego ITOTAL es proporcional a la transformada de Fourier de la distribución de brillo de la fuente unidimensional B () con respecto a tu. Si esta transformada de Fourier se normaliza para tener una intensidad total de unidad obtenemos la visibilidad compleja:

Michelson no tenía detectores electrónicos sensibles, por lo que sus mediciones se basaron en la vista humana. Logró calcular los diámetros de los satélites de Júpiter 3 utilizando una máscara de apertura con dos rendijas de separación ajustable colocadas sobre el objetivo de un telescopio de 12 pulgadas. Midió las separaciones de rendijas en las que las franjas eran menos visibles y calculó los diámetros de los satélites asumiendo que eran discos circulares con iluminación uniforme. Sus resultados concordaron bien con las estimaciones visuales de los diámetros de los satélites que se habían realizado utilizando grandes telescopios ópticos.

Con la disposición óptica de la Figura 2 se requiere una lente de objetivo grande o un espejo para mediciones con grandes separaciones de rendijas y se desperdicia gran parte de la luz que pasa a través de las rendijas en la máscara de apertura. La figura 3 muestra una disposición óptica alternativa que utiliza elementos ópticos separados para los dos haces. La luz incidente proviene de una fuente puntual distante en ángulo. La luz que entra en cada una de las rendijas se divide en cuatro haces iguales que luego se dirigen a los detectores. Las diferencias de trayectoria entre los rayos que viajan a través O y O ' a cada uno de los detectores son los mismos que en la Figura 2, pero en esta disposición toda la luz que ingresa al aparato se usa de manera eficiente. En la práctica, los bloques de vidrio pueden producir reflejos dentro del aparato y probablemente no se utilizarían. En cambio, la diferencia apropiada en la longitud del camino óptico desde los detectores a cada una de las ranuras podría producirse mediante un ajuste cuidadoso de las posiciones de los espejos. Variando la longitud del camino óptico de uno de los haces, es posible calcular la visibilidad compleja con un solo detector. A medida que se varía la longitud del camino óptico, las franjas de interferencia se escanearán más allá del detector. La amplitud y fase de las variaciones de intensidad en el detector estarán relacionadas linealmente con la amplitud y fase de la visibilidad compleja. En la mayoría de los interferómetros modernos, la variación de intensidad con el tiempo se transforma en Fourier para dar una amplitud y una fase para la visibilidad compleja.

En 1891 Michelson 4 discutió la posibilidad de obtener información sobre la distribución de brillo dentro de una fuente a partir de mediciones interferométricas. Admitió que esto no era factible ya que requeriría mediciones precisas de la visibilidad de la franja en muchas separaciones de rendijas diferentes. Durante los siguientes sesenta años, la mayor parte del trabajo sobre interferometría óptica se concentró en cambio en la medición de los diámetros estelares y la separación de estrellas binarias 5. En 1920 A. A. Michelson y F. G. Pease 6 construyeron un interferómetro estelar Michelson de elementos separados, como se muestra en la Figura 4. La separación de los espejos siderostato era equivalente a la separación por rendijas en sus interferómetros anteriores. Fueron posibles separaciones de más de 20 pies, lo que permitió realizar mediciones de los diámetros de varias estrellas grandes. En 1930 se construyó un interferómetro con una separación de siderostato de 50 pies 7, con espejos unidos a 9 toneladas de vigas de acero en la parte delantera de un telescopio óptico de 40 pulgadas. Se realizaron muy pocas mediciones astronómicas con este instrumento debido a la dificultad de operarlo. Con ambos interferómetros, las fluctuaciones atmosféricas producían variaciones de fase que provocaban que las franjas "brillaran", lo que dificultaba enormemente la observación. R. Hanbury Brown 8 estimó que las fluctuaciones atmosféricas pueden haber dado lugar a errores de entre el diez y el veinte por ciento en los cálculos del diámetro estelar de Michelson y Pease. Hanbury Brown produjo mediciones más precisas utilizando un interferómetro de intensidad en Navarra 8. Los interferómetros de intensidad observan la relación estadística entre las intensidades en dos detectores separados que observan una fuente distante. La mecánica cuántica sugiere que esto está relacionado con la amplitud de la función de visibilidad compleja, lo que permite mediciones de visibilidad con grandes separaciones de detectores. Desafortunadamente, no se puede determinar la fase de la visibilidad compleja, y las amplitudes de visibilidad precisas solo se pueden calcular para fuentes astronómicas brillantes.

Figura 4 - Interferómetro de elemento separado simple

Desarrollo de la radiointerferometría

Gran parte del trabajo inicial en imágenes interferométricas fue realizado por radioastrónomos. Las emisiones de radio cósmicas se descubrieron en la década de 1930 9 y la interferometría de radio se desarrolló después de la Segunda Guerra Mundial. En 1946, Ryle y Vonberg 10 construyeron un radio análogo del interferómetro de Michelson y pronto localizaron una serie de nuevas fuentes de radio cósmicas. Las señales de dos antenas de radio se agregaron electrónicamente para producir interferencia. El telescopio de Ryle y Vonberg utilizó la rotación de la Tierra para escanear el cielo en una dimensión. Las visibilidades marginales se podrían calcular a partir de la variación de la intensidad con el tiempo. Los interferómetros posteriores incluyeron un retardo variable entre una de las antenas y el detector, como se muestra en la Figura 5.
Figura 5 - Interferómetro de radio
En la Figura 5, las ondas de radio de una fuente en ángulo con la vertical deben viajar una distancia l más lejos para llegar a la antena de la izquierda. Por lo tanto, estas señales se retrasan en relación con las señales recibidas en la antena de la derecha por un tiempo c l=Californiapecado [] donde C es la velocidad de las ondas de radio. La señal de la antena de la derecha debe retrasarse artificialmente el mismo período de tiempo para que se produzca una interferencia constructiva. Las franjas de interferencia serán producidas por fuentes con ángulos en un rango pequeño a ambos lados o determinados por el tiempo de coherencia de la fuente de radio. Alterando el tiempo de retardo t varía el ángulo en el que una fuente producirá franjas de interferencia. Cabe señalar que la línea de base efectiva de este interferómetro vendrá dada por la proyección de las posiciones del telescopio en un plano perpendicular a la dirección de la fuente. La longitud de la línea de base efectiva, que se muestra en la parte inferior de la Figura 5, será X=aporque donde a es la separación real del telescopio.

Un interferómetro construido a partir de dos antenas con separación variable en una dirección solo puede proporcionar información sobre la distribución del brillo del cielo en una dimensión. Sin embargo, se puede producir un mapa bidimensional del cielo si el vector de separación se varía en dos dimensiones. En la Figura 6, la separación entre dos antenas de radio se describe mediante el vector (a,B) construido a partir de dos coordenadas cartesianas. La posición de la fuente en el cielo se describe utilizando los ángulos en el plano del a eje y en el plano del B eje. Como en la Figura 5, la línea de base efectiva (X,y) será la proyección del vector de separación en un plano perpendicular a la dirección de la fuente: (X,y)=(acos [],Bcos []). Las mediciones de visibilidad compleja generalmente se grafican en el plano de la transformada de Fourier de la distribución del brillo del cielo utilizando las variables adimensionales. tu conjugar a ángulo y v conjugar al ángulo. Estos se pueden calcular como tu=kx y v=Kentucky, dónde k es el número de onda de la fuente de radio definida como. O la fase de las señales de la antena de la izquierda se puede medir en relación con las de la antena de la derecha, o la fase de las señales de la antena de la derecha se puede medir en relación con las de la izquierda. Una medida de visibilidad compleja para una separación de antena (a,B) puede proporcionar valores de la función de visibilidad compleja en dos puntos de la tu-v avión:

(tu,v)=(kx,Kentucky)=(Alaskacos [],bkcos []) y (tu,v)=(-kx,-Kentucky)=(-Alaskacos [], -bkcos [])

Figura 6 - El vector de separación del telescopio (a, b)

Para producir un mapa perfecto de la distribución del brillo del cielo, la visibilidad compleja debería conocerse para todos los puntos del tu-v plano (plano de la transformada de Fourier). La visibilidad compleja debe conocerse en todos los puntos de una norte×metro matriz rectangular en el tu-v plano de una parte del cielo a cartografiar con una resolución equivalente a norte×metro píxeles. La distribución del brillo de la fuente de radio B(,) es reconstruido por Fourier transformando la matriz de medidas de visibilidad complejas. La figura 7 muestra una fuente de radio cósmica típica con distribución de brillo. B(,). Fourier transforma una matriz 40 & # 21540 de medidas de visibilidad complejas en el tu-v El plano proporciona un modelo relativamente preciso de la distribución del brillo de la fuente, como se muestra en la Figura 8. La Figura 9 muestra el modelo más crudo formado a partir de una matriz 9 & # 2159 de medidas de visibilidad complejas.

Figura 7 - Distribución del brillo de la fuenteFigura 8 - distribución de brillo con componentes de Fourier de 40x40Figura 9 - distribución de brillo con componentes de 9x9

Ejes y tecla de brillo

Para la medición directa de la visibilidad compleja en una matriz rectangular de puntos en el tu-v plano se requiere un gran número de líneas de base diferentes. El costo de las antenas de radio pronto llevó a los astrónomos a tratar de encontrar métodos para calcular la visibilidad compleja en todo el mundo. tu-v plano utilizando mediciones de solo un pequeño número de antenas. El más importante de ellos es la técnica de síntesis de apertura de rotación de la Tierra.

Si un interferómetro se construye a partir de dos antenas con una separación que no es paralela al eje de rotación de la Tierra, la línea de base efectiva del interferómetro rotará. La Figura 10 muestra un interferómetro en el hemisferio norte con antenas ubicadas en A y B. Durante el día antena A se moverá a A' y entonces A'' mientras que B mover a B' y B''. Solo las posiciones relativas de las dos antenas son relevantes al construir un mapa de visibilidad compleja en el tu-v avión. Para un observador irritante de pie junto a la antena A, antena B parecería girar en círculo y viceversa. En un período de doce horas, la visibilidad compleja se puede medir en todos los puntos de una elipse en el tu-v avión. Si una de las antenas es móvil, la separación de la antena se puede alterar todos los días para medir visibilidades complejas en una parte diferente del tu-v avión. Una función matemática que aproxima la visibilidad compleja se crea por interpolación de las mediciones realizadas. A continuación, se puede transformar de Fourier para dar una aproximación a la distribución de brillo de la fuente.

Figura 10 - Rotación de la Tierra

La información sobre el fino detalle estructural de una fuente de radio se encuentra en grandes valores de tu y v debido a la naturaleza recíproca del plano de la transformada de Fourier. Por tanto, para producir un mapa de radio de alta resolución angular, es necesario medir las visibilidades de las franjas en líneas de base muy largas. La señal de radio recibida en una antena no puede enviarse más allá de unas pocas decenas de kilómetros por cable eléctrico debido a la pérdida de señal incurrida. La amplificación electrónica en ruta introduce retrasos y distorsión en la señal. El método más eficaz para medir la visibilidad compleja para la interferometría de línea de base muy larga (VLBI) es registrar primero las señales recibidas por cada antena junto con las señales de temporización de un reloj atómico local. Las señales grabadas de cada antena se pueden enviar a un laboratorio donde se reproducen para producir interferencias. La Figura 11 muestra las señales recibidas de tres antenas que se registran en cintas magnéticas junto con las señales de temporización de los relojes atómicos locales. A partir de estas cintas, la visibilidad compleja se puede calcular en seis puntos de la tu-v plano correspondiente a las separaciones de antena a1, -a1, a2, - a2, a3 y -a3 en la Figura 11.

Figura 11 - Registro de señales de radio para interferometría de línea de base muy larga

Cada antena estará a una distancia diferente de la fuente de radio y, al igual que con el radiointerferómetro de línea de base corto (Figura 5), ​​los retrasos ocasionados por la distancia adicional a una antena deben agregarse artificialmente a las señales recibidas en cada una de las otras antenas. El retraso aproximado requerido se puede calcular a partir de la geometría del problema. Las cintas se reproducen en sincronía utilizando las señales grabadas de los relojes atómicos como referencia de tiempo, como se muestra en la Figura 12. Si la posición de las antenas no se conoce con suficiente precisión o los efectos atmosféricos son significativos, se deben realizar ajustes finos a los retrasos hasta que se detecten franjas de interferencia. Si la señal de la antena A se toma como referencia, las imprecisiones en el retraso darán lugar a errores e B ye C en las fases de las señales de las cintas B y C respectivamente. Como resultado de estos errores, la fase de la visibilidad compleja no se puede medir con un interferómetro de línea de base muy largo.


Figura 12 - Mediciones de visibilidad en interferometría de línea de base muy larga

La fase de la visibilidad compleja depende de la simetría de la distribución del brillo de la fuente. Cualquier distribución de brillo B (,) se puede escribir como la suma de un componente simétrico y un componente antisimétrico. El componente simétrico BS de la distribución de brillo solo contribuye a la parte real de la visibilidad compleja, mientras que BA solo contribuye a la parte imaginaria. Para demostrar la dependencia de la fase de la visibilidad compleja de la simetría de la fuente, separé la matriz 9 & # 2159 de visibilidad compleja utilizada para producir la Figura 9 en partes reales e imaginarias. La Figura 13 se elaboró ​​utilizando solo el componente real de la visibilidad, con el componente imaginario puesto a cero. Como la fase de la visibilidad compleja es cero en todo el plano u-v, la imagen es simétrica con respecto a su centro. En la Figura 14, en cambio, se eliminó el componente real, dando una imagen antisimétrica. Como la fase de cada medición de visibilidad compleja no se puede determinar con una línea de base muy larga, se desconoce la simetría de la contribución correspondiente a las distribuciones de brillo de la fuente.

Figuras 13 - Componentes simétricosFigura 14 - Componentes antisimétricos

R. C. Jennison desarrolló una técnica novedosa para obtener información sobre las fases de visibilidad cuando hay errores de retraso, utilizando un observable llamado fase de cierre. Aunque sus mediciones iniciales de laboratorio de la fase de cierre se habían realizado en longitudes de onda ópticas, preveía un mayor potencial para su técnica en radiointerferometría. En 1958 11 demostró su eficacia con un radiointerferómetro, pero solo se volvió ampliamente utilizado para la radiointerferometría de base larga en 1974 12. Se requiere un mínimo de tres antenas. Inicialmente miraré el caso más simple, con tres antenas en una línea separadas por las distancias a1 y a2 como se muestra en la Figura 11. Las señales de radio recibidas se registran en cintas magnéticas y se envían a un laboratorio como se describe anteriormente. Las líneas de base efectivas para una fuente en ángulo serán X1=a1cos [], X2=a2cos [] y X3=(a1+a2) cos []. Las fases de la visibilidad compleja de la fuente de radio correspondientes a las líneas de base X1, X2 y X3 llamaré 1, 2 y 3 respectivamente. La fase de franjas de interferencia en cada línea base contendrá errores resultantes de e B ye C en las fases de la señal. Las fases medidas para las líneas de base X1, X2 y X3, denotado 1, 2, y 3, estarán:

Jennison definió la cantidad C para las tres antenas como:

C a menudo se llama el fase de cierre 12 .

Las contribuciones a C de errores e B ye C en las fases de la señal se cancelan permitiendo una medición precisa. Usando medidas de C, 3 se puede escribir en términos de 1 y 2, las fases desconocidas. Si se realizan muchas mediciones de la fase de cierre, la visibilidad compleja se puede escribir en función de varias fases desconocidas. Para producir una imagen del cielo, se deben estimar las fases desconocidas para poder calcular la función de visibilidad compleja. Esto generalmente se hace usando algoritmos iterativos 13,14,15 que intentan minimizar las propiedades no físicas de la imagen, como áreas de brillo negativo (áreas negras arriba y debajo de la fuente en las figuras 8 y 9) y grandes fluctuaciones en el ruido de radio de fondo. lejos de la ubicación conocida de la fuente. En radioastronomía, las visibilidades se miden típicamente en más de tres líneas de base simultáneamente, proporcionando más información sobre la fuente que la técnica de fase de cierre de Jennison. Los algoritmos de mapeo están diseñados para recuperar la máxima cantidad de información de las mediciones realizadas sin agregar detalles artificiales. Las imágenes se han producido con líneas de base de muchos miles de kilómetros y una resolución superior a un milisegundo de arco.


[3.2] DOMINIO DE LOS GRANDES REFLECTORES

* El problema de los telescopios reflectores hasta bien entrado el siglo XIX fue el hecho de que tenían que depender de espejos de metal, que eran pesados, caros y propensos a empañarse.

Las técnicas para fabricar espejos hechos de vidrio respaldado por una capa de metal habían existido durante siglos. Dado que el respaldo de metal estaba sellado contra el aire, no se empañaba, y el vidrio era más liviano y más barato que el metal. Newton conocía los espejos de vidrio con respaldo de metal cuando inventó el telescopio reflector, pero no los usó en su diseño. Eso fue porque la capa de metal estaba en espalda del vidrio, y la luz tendría que atravesar el vidrio para golpear el metal, eliminando gran parte de la utilidad de una configuración reflectante.

James Short intentó construir un espejo de vidrio con el metal al frente, pero la tecnología del espejo de vidrio de la época tenía una capa de metal gruesa y la parte posterior del metal no seguía la superficie del vidrio lo suficientemente bien como para proporcionar una superficie óptica útil. sin esmerilar ni pulir. Un espejo de metal sería más sencillo de fabricar. En 1856, sin embargo, un químico alemán llamado Justus von Liebig (1803: 1873) descubrió cómo depositar una capa muy fina de plata sobre el vidrio, utilizando una solución de nitrato de plata y amonio. La capa era tan delgada que se ajustaba a la curvatura de la superficie del vidrio debajo, y tampoco requería grandes cantidades de plata cara. La plata no se empaña rápidamente, se puede pulir fácilmente para limpiarla, y el espejo se puede volver a allanar cuando sea necesario quitando químicamente la plata y colocando una nueva superficie.

Los astrónomos vieron el potencial de la idea para su trabajo y rápidamente construyeron telescopios reflectores basados ​​en espejos de vidrio plateado. Carl August von Steinheil construyó uno en 1856 y Focault construyó uno en 1857. Focault también introdujo una prueba óptica mejorada para verificar la geometría de un espejo. La prueba original de Halley presentaba un orificio en el foco que brillaba con la luz en el espejo. Focault modificó este esquema moviendo el orificio hacia un lado y luego observando el reflejo del espejo desde el mismo desplazamiento en el otro lado. También agregó un esquema en el que el orificio de visualización se cerraba gradualmente con un filo de cuchillo: debido al funcionamiento del ojo, que no es muy sensible a las variaciones de brillo en el campo de visión, pero sí a los cambios de brillo en el tiempo. cualquier falta de uniformidad se mostraría como variaciones en el brillo durante el tiempo que se apagó el orificio. La prueba de Focault fue muy precisa y dio como resultado un espejo de alta precisión.

Los australianos querían construir un reflector con un espejo de 122 centímetros de diámetro y montarlo en Melbourne. No confiaban en el nuevo espejo de vidrio y especificaron un espejo de metal en su lugar, pero cuando el telescopio entró en funcionamiento en 1862, el espejo de metal se empañó tan rápidamente que el telescopio se volvió inútil. Ese costoso fiasco fue el final efectivo del espejo de metal.

El astrónomo estadounidense Henry Draper (1837: 1882) había estado tratando de construir un reflector con un espejo de metal y no iba a ninguna parte, pero al enterarse de los nuevos espejos de vidrio de John Herschel, Draper cambió de marcha y adquirió una experiencia considerable en la construcción de espejos, incluso inventando una técnica mejorada de deposición de plata. En 1862 puso en funcionamiento un telescopio reflector con un espejo de cristal plateado de 39 centímetros de diámetro, siguiéndolo en 1872 con uno con espejo de 71 centímetros de diámetro. Un telescopio reflector con un espejo de cristal de 120 centímetros de diámetro se puso en servicio en Francia en 1877. Había llegado la era del gran reflector moderno.


Capítulo 1: Imágenes de alta resolución

Aunque COAST fue diseñado como un instrumento visible, existen varias razones astronómicas y técnicas por las que debería funcionar mejor en el infrarrojo cercano. Este proyecto fue para modificar COAST para operar en el infrarrojo cercano.

¿Por qué alta resolución?

¿Por qué es difícil?

Cualquier telescopio en la Tierra debe mirar las estrellas a través de muchos kilómetros de atmósfera turbulenta que forma una lente que cambia constantemente a través de la apertura del instrumento a través de la cual debe pasar la luz del objeto. El efecto de esto es que incluso en el mejor sitio astronómico, un telescopio ópticamente perfecto produciría imágenes con detalles de solo 0,5 - 1 segundo de arco. Este es solo un pequeño porcentaje de la resolución máxima teórica. Para proporcionar imágenes de objetos astronómicos con suficiente detalle para responder a muchas preguntas astrofísicas, se necesitan resoluciones cien veces mejores que esta.

Una solución obvia al problema de la degradación atmosférica de la imagen es colocar el telescopio por encima de la atmósfera. Desafortunadamente, aparte del enorme costo de construir, lanzar y operar telescopios espaciales, los aspectos prácticos de ponerlos en órbita significan que un instrumento como el Telescopio Espacial Hubble (HST) tiene un espejo de solo 1/4 del diámetro del más grande basado en tierra. instrumentos. Aunque no presenta degradación de la imagen atmosférica, el telescopio está limitado por difracción a una resolución de alrededor de 50 milisegundos de arco (mas).

Una solución cada vez más común al problema de resolución de imágenes de los telescopios terrestres es el uso de óptica adaptativa. En esta técnica, un elemento de la cadena óptica se ajusta en tiempo real para contrarrestar los efectos de la atmósfera. El esquema habitual es que los actuadores en la parte posterior de un espejo delgado lo doblen en una nueva forma para cancelar las distorsiones del frente de onda introducidas por la atmósfera. La forma requerida se calcula observando la imagen degradada de una fuente puntual cercana. Desafortunadamente, existen varias dificultades prácticas que hacen que los sistemas de óptica adaptativa sean impracticables en la mayoría de las circunstancias. El gran tamaño de las aberturas de los telescopios modernos en comparación con la escala en la que la turbulencia atmosférica distorsiona el frente de onda significa que se necesitan una gran cantidad de grados de libertad. Esto implica que se deben registrar muchos fotones para analizar suficientemente el frente de onda y esta medición debe realizarse rápidamente para que la atmósfera no cambie antes de que se pueda aplicar la corrección. El objeto de calibración de la fuente puntual debe estar dentro de una pequeña distancia angular del objetivo para que la luz pase a través de una capa similar de atmósfera. Esto significa que las observaciones se limitan a los pocos objetos astronómicamente interesantes que están cerca de fuentes puntuales muy brillantes. Incluso si los sistemas de óptica adaptativa pudieran perfeccionarse y los efectos de la atmósfera eliminados por completo, la generación actual de instrumentos de 8 a 10 metros son probablemente los telescopios más grandes que se pueden fabricar con un solo espejo. El límite de difracción de estos telescopios aún reduce la resolución a mucho menos de la necesaria para muchos programas astrofísicos. En su lugar, debemos utilizar técnicas de imagen menos directas.

Interferometria

En astronomía óptica, esta idea se puede utilizar para construir un instrumento en el que una lente pueda combinar la luz de dos aperturas separadas para producir una imagen de la fuente. Esta imagen estará atravesada por franjas claras y oscuras donde interfiere la luz de las dos aberturas. La coherencia de la luz se puede medir simplemente a partir del contraste o la visibilidad de estas franjas. Para revisiones de interferometría en imágenes visibles, ver Readhead (1988) y Roddier (1988). Figura 0.1: Un interferómetro de dos elementos

Las longitudes de onda mucho más largas de la radioastronomía significan que es imposible construir un solo radiotelescopio lo suficientemente grande como para tener una resolución comparable a la de un telescopio óptico. La forma más fácil de producir una resolución más alta fue el uso de interferometría. Al construir conjuntos de pequeños telescopios ampliamente separados, se podría sintetizar un instrumento que tuviera la misma resolución que una sola apertura del tamaño de la separación más grande. Inicialmente, las separaciones de los telescopios eran lo suficientemente pequeñas como para que las diferencias en la transmisión de radio de la atmósfera entre las antenas individuales fueran insignificantes. Sin embargo, a medida que los interferómetros se extendieron a distancias intercontinentales, la atmósfera introdujo diferencias significativas entre la señal recibida en los telescopios componentes. Los radioastrónomos ahora tenían que corregir los efectos de la visión, análogos a los de lo visible. Dado que los radiotelescopios son pequeños en comparación con el tamaño de las perturbaciones atmosféricas, la fase a través de un solo plato generalmente no está dañada. Esta propiedad llevó a los radioastrónomos a darse cuenta de que el error de fase debido a la atmósfera sobre cada antena podría asignarse a un solo término de solo esa antena. Si hay muchas antenas observando la fuente simultáneamente, aunque la fase de cada antena está dañada, es posible recuperar algunas cantidades sin errores sobre la fase relativa entre antenas. La aplicación habitual de esto es la fase de cierre donde la fase de visibilidad se suma alrededor de un triángulo de tres telescopios. Para obtener detalles sobre la aplicación de la fase de cierre a la formación de imágenes ópticas, consulte Cornwell (1989) y Haniff (1988).

Surge una complejidad adicional dado que la apertura sintetizada por la matriz de telescopios no está completamente llena, por lo que la transformación directa de Fourier de las medidas de visibilidad no produce la mejor imagen. En cambio, los radioastrónomos han desarrollado una serie de técnicas estadísticas e iterativas para producir un mapa a partir de estos datos. Aunque las mediciones de visibilidad están menos dañadas por la atmósfera que por la fase, por sí solas no proporcionan suficiente información para producir un mapa confiable. Las fases de cierre proporcionan una restricción adicional que es útil para producir una imagen realista. Estas técnicas, aunque desarrolladas para radioastronomía, son directamente aplicables a un tipo especial de telescopio óptico. Para obtener detalles sobre las técnicas de reconstrucción de imágenes, consulte Perley (1989).

Volviendo a la astronomía óptica, las altas resoluciones que se pueden lograr mediante la síntesis de apertura y la corrección de la degradación atmosférica por la fase de cierre, hacen que la idea de construir un análogo óptico de un radiotelescopio parezca una solución ideal. Un instrumento llamado Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope (COAST) fue construido por el Observatorio de Radioastronomía Mullard en Cambridge para demostrar que esto es posible, Baldwin (1988).

El diseño detallado y la construcción de COAST y sus modificaciones para operar en infrarrojos se describirán en un capítulo posterior. La forma general de COAST es bastante simple. El instrumento está compuesto por cuatro telescopios individuales, cada uno lo suficientemente pequeño como para que la atmósfera a través de una sola apertura no afecte mucho a la imagen. La luz de cada telescopio se dirige de regreso a un laboratorio de óptica central mediante espejos. Un sistema de espejos de relé en carros en movimiento corrige la diferencia de longitud de trayectoria entre diferentes trayectorias ópticas a través del instrumento. Los rayos de cada telescopio se interfieren para producir un patrón de franjas. A continuación, un detector mide las visibilidades de las franjas.

¿Por qué infrarrojos?

Dado que la atmósfera tiene tal efecto sobre el rendimiento de los telescopios, se han realizado muchos estudios teóricos para caracterizar sus efectos. El modelo más común permite describir la atmósfera mediante dos parámetros simples que especifican la distancia y la escala de tiempo sobre la que actúa la atmósfera para degradar una imagen.

Son estos valores los que determinan el funcionamiento de un interferómetro. Para que el frente de onda a través de un telescopio no esté dañado en gran medida, la apertura debe tener un tamaño de alrededor de r 0. De manera similar, cada medición del patrón de franjas se realiza típicamente en un tiempo de exposición menor que t 0 para que las franjas no se vean borrosas por la atmósfera. Dado que estas aperturas y tiempos de exposición son mucho menores que los que se usan comúnmente en astronomía, los interferómetros operan en un régimen en el que carecen de luz y, por lo tanto, generalmente se limitan a los objetos más brillantes.

Afortunadamente, ambos parámetros mejoran al aumentar la longitud de onda. El tiempo de coherencia y, por tanto, el tiempo de exposición aumenta a medida que. El tamaño de r 0 también aumenta a medida que aumenta el área utilizable del telescopio al cuadrado de este. Esto significa que para el mismo nivel de degradación atmosférica, se pueden usar telescopios más grandes y exposiciones más largas. La luz del objeto astronómico viaja a lo largo de un camino diferente a través de la atmósfera hasta cada telescopio, esto introduce un error de camino aleatorio debido a cambios locales en el índice de refracción. Para producir franjas de alta visibilidad, la longitud de coherencia debe ser lo suficientemente larga para permitir estos errores, esto implica utilizar un ancho de banda estrecho. Dado que la longitud de coherencia es proporcional a la longitud de onda, se puede utilizar un ancho de banda fraccional mayor en longitudes de onda más largas. En general, estos efectos se combinan para dar una mejora teórica en la señal recibida, para el mismo error de fase, de. En la práctica, estas ganancias pueden no realizarse, ya que los detectores de longitudes de onda más largas pueden tener un ruido más alto y el tamaño pequeño de los telescopios existentes limitará el posible aumento del flujo astronómico recibido.

La naturaleza de los objetos astronómicamente interesantes disponibles para un interferómetro también favorece el infrarrojo cercano. Dado que los interferómetros ópticos siempre estarán privados de luz, tiene sentido observar objetos interesantes en el pico de su emisión de energía. Para el infrarrojo cercano (= 1-2,5 m), esto implica objetos con una temperatura de 1000-3000 K, aunque los argumentos de señal a ruido anteriores sugieren que incluso los objetos visibles pueden observarse mejor en el infrarrojo.

Astronomía

Además de su abundancia, la mayoría de las estrellas de tipo tardío tienen propiedades interesantes. Una clase particular llamada variables Mira tiene ciclos de pulsación regulares de unos pocos meses con un cambio en el brillo de varias magnitudes. Se necesitan mediciones directas de los diámetros de las estrellas tipo Mira para resolver cuestiones teóricas sobre el mecanismo que impulsa su oscilación. Las observaciones en el infrarrojo son especialmente importantes, ya que la atmósfera extendida observada en las bandas de ondas visibles consiste en una mezcla compleja de especies moleculares que cambian la profundidad óptica con pequeños cambios en la longitud de onda de observación. En la longitud de onda del infrarrojo cercano, las estrellas se pueden observar en el continuo y es posible una estimación de tamaño mucho más útil, Dyck (1987).

Las primeras etapas de la formación de estrellas ocurren dentro de las nubes de polvo y gas que son opacas a la luz visible y cercana al infrarrojo. La estrella probablemente se hará visible primero en el infrarrojo cercano. Los discos estelares individuales no se pueden resolver a esta distancia, pero lo más importante es la detección de múltiples sistemas. A pesar de que la mayoría de las estrellas existen como sistemas múltiples, los modelos de formación de estrellas se concentran en objetos individuales debido a la falta de datos sobre las primeras etapas de la condensación de estrellas. Las observaciones de regiones de formación de estrellas a alta resolución mientras las estrellas todavía están dentro de la nube de polvo responderán preguntas sobre la formación de múltiples sistemas, Simon (1992).


Contenido

Uno de los primeros usos de la interferometría óptica fue aplicado por el interferómetro estelar Michelson en el telescopio reflector del Observatorio Mount Wilson para medir los diámetros de las estrellas. La estrella gigante roja Betelgeuse fue la primera en tener su diámetro determinado de esta manera el 13 de diciembre de 1920. [3] En la década de 1940 se utilizó radiointerferometría para realizar las primeras observaciones de radioastronomía de alta resolución. Durante las siguientes tres décadas, la investigación en interferometría astronómica estuvo dominada por la investigación en longitudes de onda de radio, lo que condujo al desarrollo de grandes instrumentos como Very Large Array y Atacama Large Millimeter Array.

La interferometría óptica / infrarroja se amplió a mediciones con telescopios separados por Johnson, Betz y Townes (1974) en el infrarrojo y por Labeyrie (1975) en el visible. [4] [5] A fines de la década de 1970, las mejoras en el procesamiento por computadora permitieron el primer interferómetro de "seguimiento de franjas", que opera lo suficientemente rápido como para seguir los efectos borrosos de la visión astronómica, lo que llevó a las series de interferómetros Mk I, II y III . Ahora se han aplicado técnicas similares en otros conjuntos de telescopios astronómicos, incluido el interferómetro de Keck y el interferómetro de banco de pruebas Palomar.

En la década de 1980, el Cavendish Astrophysics Group extendió la técnica de imágenes interferométricas de síntesis de apertura a la astronomía de luz visible e infrarroja, proporcionando las primeras imágenes de muy alta resolución de estrellas cercanas. [6] [7] [8] En 1995, esta técnica se demostró por primera vez en una serie de telescopios ópticos separados, lo que permitió una mejora adicional en la resolución y permitió obtener imágenes de superficies estelares con una resolución aún mayor. Se utilizan paquetes de software como BSMEM o MIRA para convertir las amplitudes de visibilidad medidas y las fases de cierre en imágenes astronómicas. Las mismas técnicas se han aplicado ahora en una serie de otras matrices de telescopios astronómicos, incluido el Interferómetro óptico prototipo de la Marina, el Interferómetro espacial infrarrojo y la matriz IOTA. Varios otros interferómetros han realizado mediciones de la fase de cierre y se espera que produzcan sus primeras imágenes pronto, incluido el VLTI, la matriz CHARA y el prototipo de hipertelescopio de Le Coroller y Dejonghe. Si se completa, el interferómetro MRO con hasta diez telescopios móviles producirá una de las primeras imágenes de mayor fidelidad de un interferómetro de línea de base larga. El Interferómetro Óptico de la Marina dio el primer paso en esta dirección en 1996, logrando una síntesis de 3 vías de una imagen de Mizar [9], luego una primera síntesis de seis vías de Eta Virginis en 2002 [10] y más recientemente "fase de cierre "como un paso hacia las primeras imágenes sintetizadas producidas por satélites geoestacionarios. [11]


Configuración de astrometría manual para principiantes

Para dar algunos antecedentes, nunca he tenido un telescopio astronómico y todo lo que realmente sé sobre los telescopios es lo que aprendí en los cursos de física hace años y lo que he reunido al buscar en Internet durante la última semana. Soy un principiante total que está tratando de tener una idea de qué equipo está disponible actualmente. La mayor parte del conocimiento de astronomía que tengo proviene completamente de los libros y de mi experiencia en matemáticas. Comencé a jugar con la navegación celeste con mi sextante hace aproximadamente un año, pero últimamente me he estado interesando más en la astrometría y he estado trabajando en el Suplemento Explicativo del Almanaque Astronómico para el que estaba pensando en obtener un horizonte de burbuja artificial para mi sextante para permitirme tomar observaciones con más precisión y más tarde en la noche cuando el horizonte ya no está bien definido, pero noté que incluso los telescopios de rango medio son más baratos que esos y realmente me gustaría poder observar y medir las lunas galileanas, lo que probablemente no sucederá con un sextante, incluso con un alcance mejorado. Sospecho que la opción más precisa para este tipo de mediciones serían los soportes informatizados y sé que cualquier trabajo serio en este campo en estos días se realiza con radioastronomía, pero prefiero comenzar con una configuración manual y practicar haciendo los cálculos a mano, estoy buscando una experiencia de aprendizaje más que cualquier otra cosa. Mi investigación casual sobre telescopios durante la semana pasada me llevó a considerar los reflectores dobsonianos, pero cuanto más lo pienso, no creo que esta montura sea la mejor opción dado mi interés específico, creo que necesito una montura más propicia para tomar medidas precisas (pero tal vez me equivoque). Así que tengo algunas preguntas, si alguien pudiera ser tan amable de responder.

1. ¿Estoy en lo cierto al suponer que con una montura ecuatorial se puede medir la declinación y la ascensión recta directamente (después de alinearla, por supuesto), en lugar de tener que medir la altitud y el acimut y luego convertir entre sistemas de coordenadas? Sería bueno tener un sistema de coordenadas menos con el que lidiar.

2. ¿Se pueden ajustar los montes ecuatoriales para que se muevan a lo largo de un meridiano, digamos, por ejemplo, el que pasa por los polos celestes y el azimut para facilitar la determinación del tiempo sideral?

3. ¿Me estoy dirigiendo en la dirección correcta mirando hacia los montes ecuatoriales o debería mirar hacia otra parte?

3.¿Qué nivel de precisión es razonable esperar de una configuración manual con monturas y telescopios modernos? Supongo que debería poder hacerlo mejor que los 6 segundos (en un buen día) de precisión que puedo obtener con un sextante. ¿Es el reloj, quizás, el factor que limita la precisión, lo que hace que la precisión de la montura sea menos importante? ¿Estoy pensando demasiado en esto?

4. ¿Cuáles son los mejores soportes para esta aplicación? Cuando voy a varios sitios web y miro los soportes, dan mucha información sobre la longitud de las piernas, los diámetros, el rango de movimiento, etc., pero muy poca sobre el nivel de precisión.

5. ¿Hay algo especial que deba buscar en un telescopio para esta aplicación? Supongo que cualquier cosa como una cruz para obtener mediciones más precisas sería solo parte del ocular, no el telescopio en sí, pero ¿hay algo más que deba tener en cuenta? ¿Debería seguir mirando los reflectores o quizás otra cosa funcionaría mejor?

6. ¿Hay algún artículo que alguien pueda señalarme que pueda discutir estos asuntos con más detalle, específicamente con respecto a qué equipo debería estar mirando y cómo funciona ese equipo? La mayoría de los artículos que encuentro sobre cómo seleccionar un telescopio ni siquiera mencionan tomar medidas y determinar coordenadas, por lo que incluso después de leer un montón de artículos (y tratar de hacer uso de la función de búsqueda en este foro), todavía siento que no Ni siquiera sé qué preguntas debería hacer.

Me gustaría quedarme por debajo de los $ 2000 para el telescopio, la montura y los accesorios, si es posible, pero realmente no sé si este número es siquiera razonable dado lo que quiero hacer, podría considerar ir por encima de eso si hay un buen Razón para hacerlo (un salto sustancial en la calidad o precisión por un aumento razonable en el precio, por ejemplo), pero odio gastar demasiado antes de determinar si este es un pasatiempo que quiero seguir a largo plazo. Y, obviamente, me gustaría tener la mejor óptica que pueda obtener por el dinero, imagino que todos lo harían y sería bueno al menos tener la opción de ingresar a otras áreas de la astronomía en el futuro si me apetece (con un pequeño guiño hacia la portabilidad, tengo niveles de contaminación lumínica relativamente bajos, pero algunas obstrucciones más de las que serían ideales en mi jardín, sería bueno poder mover la configuración en el camino en mi camioneta a una mejor área de visualización, al menos ocasionalmente), pero la precisión de mis mediciones es tan importante para mí como mi experiencia visual.

Lo siento si parezco un poco despistado, en realidad solo estoy tratando de encontrar un lugar para comenzar que no sea gastar un par de mil dólares solo para descubrir que compré el kit equivocado y no hay tiendas por aquí que ofrezcan nada. más que telescopios baratos de $ 100-200, por lo que no he tenido la oportunidad de obtener experiencia práctica y ver cómo funcionan realmente estos telescopios y soportes modernos. Cualquier ayuda que se pueda brindar, incluso si solo me indica un artículo (o video) que me brindaría un punto de partida sólido, sería muy apreciada. Desafortunadamente, lo poco que he encontrado parece girar en torno a sistemas computarizados, que obviamente es un enfoque más práctico, pero no lo que busco.

# 2 aeajr

# 3 costabr

Gracias por la respuesta, creo que ya me he encontrado con ese artículo junto con varios otros en la misma línea. Desafortunadamente, realmente no respondieron a mi pregunta subyacente de lo que necesito buscar en un telescopio con montaje manual para asegurarme de que puedo determinar con precisión las coordenadas de un objeto celeste y simplificar el proceso de hacerlo. Supongo que todos los instrumentos no son de la misma calidad en este sentido, sé que con los sextantes la precisión del mecanizado, la artesanía y los materiales juegan un papel importante en la obtención de mediciones precisas y consistentes, así que asumí que hay algo similar con las monturas de telescopios.

# 4 Baatar

Chico, tienes un interés y una demanda específicos. No soy un experto, pero quería mostrar mi interés en este tema y solo seguir la discusión y lo que otros dirán.

Sin embargo, mi instinto me dice que el manual y la precisión están en desacuerdo. Algún tipo de plataforma de ecualización con seguimiento puede brindarle la precisión y las coordenadas que busca. Ni siquiera puedo imaginar si la plataforma AZ manual estará a la altura de la tarea. Pero no soy un experto, por lo que estaré feliz de ser corregido y aprender yo mismo. Creo que hay oculares con retículas, retículas y unidades de medida.

Editado por Baatar, 08 de octubre de 2020 - 21:50 h.

# 5 aeajr

Gracias por la respuesta, creo que ya me he encontrado con ese artículo junto con varios otros en la misma línea. Desafortunadamente, realmente no respondieron a mi pregunta subyacente de lo que necesito buscar en un telescopio con montaje manual para asegurarme de que puedo determinar con precisión las coordenadas de un objeto celeste y simplificar el proceso de hacerlo. Supongo que todos los instrumentos no son de la misma calidad en este sentido, sé que con los sextantes la precisión del mecanizado, la artesanía y los materiales juegan un papel importante en la obtención de mediciones precisas y consistentes, así que asumí que hay algo similar con las monturas de telescopios.

No hay problema. Busque Cloudynights para Angle Gauge. Debería encontrar varios subprocesos en el método de coordenadas AltAz para encontrar cosas. Es mi método principal con todos mis montajes manuales.

Eso generalmente me coloca dentro de 1/2 grado de lo que estoy tratando de encontrar. Funciona genial.

Eso hará lo que buscas.

Editado por aeajr, 09 de octubre de 2020-12: 07 AM.

# 6 hcf

Entonces, ¿quieres medir el RA / Dec de las lunas de Júpiter?

Una forma diferente de hacer esto sería tomar una imagen del área, resolverla en placas para encontrar el RA / Dec del centro de la imagen, luego convertir la posición de las lunas en valores de píxeles a ra / dec utilizando un software de astrometría.

Una imagen ISO alta, de 2-3 segundos con una cámara y una lente podría hacerlo, y probablemente podría hacerlo desde una montura Alt Az sin seguimiento. Debería ser bastante preciso.

No es tan emocionante como las mediciones mecánicas precisas, pero probablemente sea más exacto.

# 7 aeajr

Volví a leer tu publicación y me di cuenta de que me perdí el título del tema. Estás haciendo astrometría, no astronomía.

Pensé que estabas buscando un telescopio con montura manual para astronomía y necesitabas una forma de encontrar tus objetivos. Pero parece que eso no es lo que estás haciendo.

Perdón por el malentendido. Realmente no entiendo lo que estás haciendo. ¿Estás intentando trazar un mapa de la ubicación de las estrellas?

En términos simples, ¿qué está tratando de lograr? ¿Cuál es tu objetivo?

# 8 Phil Sherman

Tradicionalmente, la astrometría posicional se ha realizado utilizando un telescopio que apunta a un lugar fijo en acimut, el meridiano. Las ubicaciones de los objetos se registran a medida que cruzan el meridiano como el momento del cruce y su ubicación RA se calcula utilizando la ecuación de tiempo. La separación angular entre objetos, que deben estar relativamente cerca entre sí, se ha realizado tradicionalmente utilizando un micrómetro filiar, un instrumento que reemplaza un ocular visual. El fabricante principal de estos instrumentos fue Warner & amp Swasey, que dejó de fabricarlos mucho antes de que la empresa desapareciera de sus instalaciones de fabricación en Cleveland, Ohio.

Hoy en día, las posiciones de los objetos que "se mueven" se miden utilizando imágenes obtenidas digitalmente. Dada la ubicación de las estrellas conocidas en la imagen, la ubicación del objeto en cuestión se calcula fácilmente una vez que haya medido la distancia y el ángulo de posición de una estrella y la escala de la imagen. Haga esto para algunas estrellas en la imagen y debería aumentar la precisión de su resultado. Puede enviar una imagen a nova.astrometry.net para su análisis. Una de las imágenes de salida contiene estrellas etiquetadas mientras que otra salida contiene una lista de estrellas y, creo, sus ubicaciones.

En teoría, es posible medir la separación angular entre una de las lunas de Júpiter y el planeta utilizando una montura goto montada ecuatorialmente. Necesitaría un ocular de retícula, centrar la luna y registrar su RA & amp DEC, luego centrar el planeta y registrar su RA & amp DEC. La distancia desde el planeta se puede calcular mediante trigonometría esférica. El problema con esta técnica es centrar el planeta, un objeto muy grande en el ocular. Si solo está interesado en el RA real y el DEC de un objeto, se puede obtener la mayor precisión al apuntar a una estrella cercana que se conoce la ubicación completa y actualizar el modelo de puntería de la montura para que se coloque con precisión en esa estrella. Mover la montura a su objeto objetivo ahora le dará la lectura más precisa de la posición del objeto usando la lectura de pantalla de la ubicación de la montura. La desventaja de este proceso es que su posición solo tendrá la resolución de la visualización de la posición, generalmente una medida angular de un segundo de arco.

Mi recomendación para usted si desea realizar astrometría posicional es que obtenga una montura, un telescopio y una cámara que admita la toma de imágenes con una duración de exposición de 15 a 30 segundos sin una desviación notable en la imagen. Utilice técnicas de resolución de placas para localizar estrellas conocidas y transformaciones geométricas simples de medida de la imagen para localizar la posición del objeto que está examinando.

# 9 Echolight

Para mí, la idea de una montura ecuatorial alemana manual es muy atractiva. Y creo que hay muchos méritos y ventajas en tener uno. Y además de su capacidad para rastrear con precisión, especialmente útil para objetos del sistema solar que se mueven rápidamente, generalmente es menos costoso comprar una montura ecológica más resistente que será una plataforma más sólida y estable para un alcance de tamaño mediano que las ofertas generales de $ 250 a $ 400 alt / az montajes. Y hay mucho que decir sobre el seguimiento y la estabilidad de sobremontar un visor para un uso de alta potencia.

Sin embargo. en la práctica, una montura ecuatorial puede ser pesada y torpe. Y requiere alineación y contrapesos adicionales que restan aún más su capacidad para implementarse rápida y fácilmente.

Estas son cosas que, para mí, se convierten en razones para no usar el visor y montarlo con tanta frecuencia como lo haría con una montura alt / az más simple y liviana que se puede colocar hacia abajo y apuntar con una configuración mínima.

Entonces, una vez que supere la capacidad más fácil de rastrear planetas del GEM, y solo quiera mirar un gráfico y apuntar o saltar de estrella a otros objetos de movimiento más lento o apuntar a diferentes características de la luna a alta potencia, entonces el alt / az mount se convierte en una herramienta más conveniente y eficaz.

Sin embargo, todavía me gustaría tener un buen montaje de ecualizador manual. Por su alta potencia, precisión y estabilidad con un refractor de 80 o 90 mm. Y por su carácter científico purista. Y algunos montajes eq se pueden usar en la configuración alt / az, lo que los convierte en una herramienta más versátil.

# 10 seasparky89

Tengo una montura Atlas que es completa. Sin embargo, es un modelo temprano y el go-to no estaba disponible en el momento de mi compra. Entonces, utilicé los círculos de ajuste manual (que en el Atlas son de buen tamaño) durante los primeros dos años. Pude encontrar y / o determinar posiciones de objetos con bastante rapidez. Mi punto aquí es en mi humilde opinión, una GEM con círculos de ajuste manual de buen tamaño satisfaría sus necesidades. Comprar usado puede mantener los costos bajos, pero no escatime en la calidad de la montura y sus círculos de configuración manual.

# 11 Baatar

Phil ShermanGracias, este es el tipo de cosas intelectualmente estimulantes que me gusta escuchar.

Costabr, perdón por el secuestro, te dije que estoy aquí para aprender yo mismo.

Además, esto me impulsa a preguntar si lo que está buscando es realmente posible a través de instrumentos y configuraciones ópticas. ¿Realmente necesita poder medir los movimientos del objetivo en tiempo real y desde una perspectiva histórica (series de tiempo), por lo que requiere un poder computacional y una configuración que disfrutan principalmente los astrofotógrafos?

# 12 Starman27

Pasar a la astrofísica observacional para adaptarse mejor a este tema.

# 13 costabr

costabr,

Volví a leer tu publicación y me di cuenta de que me perdí el título del tema. Estás haciendo astrometría, no astronomía.

Pensé que estabas buscando un telescopio de montaje manual para astronomía y necesitabas una forma de encontrar tus objetivos. Pero parece que eso no es lo que estás haciendo.

Perdón por el malentendido. Realmente no entiendo lo que estás haciendo. ¿Estás intentando trazar un mapa de la ubicación de las estrellas?

En términos simples, ¿qué está tratando de lograr? ¿Cuál es tu objetivo?

Sí, estoy buscando hacer lo opuesto a eso, seleccionar un objeto en el cielo y luego calcular la ascensión recta y la declinación en varios puntos en el tiempo, a partir de los cuales se pueden calcular las órbitas y, a partir de esa información, cosas como gráficos y tablas de navegación. se puede construir. Llego a esto desde la perspectiva de un interés en la navegación celeste y la historia de las matemáticas. He jugado bastante con el lado de navegación durante algún tiempo y he estado usando el Suplemento Explicativo del Almanaque Astronómico para ejecutar los cálculos de órbitas y eclipses y para aprender cómo se construyen las tablas en el Almanaque Astronómico, el siguiente El paso para comprender mejor el tema es comenzar a hacer observaciones, calcular las órbitas a partir de mis observaciones y ver qué tan cerca puedo llegar a los números 'oficiales' mucho más precisos que publican el JPL y el USNO.

Este fue el uso principal de la astronomía desde finales de la Edad Media hasta finales del siglo XIX, así que debo admitir que estoy un poco sorprendido de que este haya resultado ser un tema tan oscuro, aunque tal vez no debería haberlo sido. Dado lo difícil que ha sido encontrar información al respecto en línea, la mayoría de las fuentes que discuten estos temas son documentos históricos o técnicos publicados por el JPL y USNO. No estoy tratando de ser difícil, honestamente pensé que esto sería una parte más grande de la comunidad astronómica de lo que parece.

# 14 MellonLake

No creo que con la mayoría de los montajes EQ alemanes manuales de alto volumen vayan a ser lo suficientemente precisos para sus propósitos por varias razones:

1) toda la precisión estará determinada por la precisión con la que pueda alinear polarmente.

2) los ejes deben ponerse a cero cuando está alineado polarmente y esto creará cierta incertidumbre en cuanto a dónde está "cero" frente a las marcas de referencia. Esto probablemente dará un error de hasta 1 grado.

3) la escala en el eje RA se marca solo cada 10 minutos (es una medición del ángulo horario en este eje). Dudo que puedas leer estos ejes con mucha más precisión que 2,5 minutos (0,75 grados)

4) el eje Dec está configurado con marcas cada 2 grados, que probablemente no se puedan leer mejor que 0,5 grados.

Necesitaría un montaje de gama alta especializado con escalas Vernier de muy alta precisión y pequeños accionamientos de engranajes manuales. Estos existen, pero no son los montajes de ecualización producidos en masa y en realidad son en su mayoría reliquias del pasado utilizadas por los astrónomos antes de la llegada de los servoaccionamientos, motores paso a paso y sistemas de báscula digital.

Editado por MellonLake, 09 de octubre de 2020-10: 45 a. M.

# 15 costabr

No creo que con la mayoría de los montajes EQ alemanes manuales de alto volumen vayan a ser lo suficientemente precisos para sus propósitos por varias razones:

1) toda la precisión estará determinada por la precisión con la que pueda alinear polarmente.

2) los ejes deben ponerse a cero cuando está alineado polarmente y esto creará cierta incertidumbre en cuanto a dónde está "cero" frente a las marcas de referencia. Esto probablemente dará un error de hasta 1 grado.

3) la escala en el eje RA se marca solo cada 10 minutos (es una medición del ángulo horario en este eje). Dudo que puedas leer estos ejes con mucha más precisión que 2,5 minutos (0,75 grados)

4) el eje Dec está configurado con marcas cada 2 grados, que probablemente no se pueden leer mejor que 0,5 grados.

Necesitaría un montaje de gama alta especializado con escalas Vernier de muy alta precisión y pequeños accionamientos de engranajes manuales. Estos existen, pero no son los montajes de ecualización producidos en masa y en realidad son en su mayoría reliquias del pasado utilizadas por los astrónomos antes de la llegada de los servoaccionamientos, motores paso a paso y sistemas de escala digital.

Gracias, este es exactamente el tipo de información que estoy buscando, encontré esos soportes en línea, pero no pude ver bien la instrumentación en las imágenes y no había información sobre su precisión. Supongo que estas monturas no harán lo que quiero, esperaba obtener, como mínimo, una precisión confiable de 1 segundo, ya puedo obtener de 6 a 12 segundos de precisión con un sextante, pero parece que la mayoría de las monturas no lo harán. incluso hacer eso. Supongo que no debería sorprenderme, después de todo, mi sextante es un orden de magnitud más caro que muchos de estos soportes y con los instrumentos científicos, especialmente los analógicos, generalmente obtienes lo que pagas.

¿Podrías, posiblemente, indicarme la dirección de quién podría hacer estas monturas de alta gama? ¿Qué empresas debería investigar? ¿O es esto algo que hay que buscar en las casas de subastas para encontrarlo? Tengo la sensación de que este proyecto acabaría siendo mucho más caro de lo que esperaba, pero al menos me gustaría ver qué hay en el mercado y ponerle precio.

# 16 robin_astro

No estoy tratando de ser difícil, honestamente pensé que esto sería una parte más grande de la comunidad astronómica de lo que parece.

La astrometría es importante y algunas son realizadas por aficionados, por ejemplo, identificando posibles precursores de novas o rastreando asteroides, etc. pero, excepto quizás por interés histórico, no se hace manualmente. Más bien se hace enviando imágenes a programas que identifican estrellas en coordenadas conocidas en una imagen, escalan la imagen y dan las coordenadas de todos los objetos en la imagen, típicamente con una precisión mejor que 1 segundo de arco. p.ej

Gracias al satélite Gaia, las coordenadas de alrededor de mil millones de objetos se conocen con una precisión mucho mayor que la que se puede lograr desde el suelo.

y se puede acceder a las coordenadas de todos los objetos conocidos del sistema solar desde JPL horizons

# 17 robin_astro

Más bien se hace enviando imágenes a programas que identifican estrellas en coordenadas conocidas en una imagen, escalan la imagen y dan las coordenadas de todos los objetos en la imagen, típicamente con una precisión mejor que 1 segundo de arco. p.ej

http://astrometry.net/

Esto puede ser tan simple como apuntar un teléfono móvil al cielo o para objetos más débiles usando una cámara astronómica económica en un telescopio simple con una capacidad de seguimiento mínima. todo lo que necesita hacer es poder ubicar el campo con el objeto de interés y una montura de telescopio computarizada puede incluso hacer esto por usted, todo dentro de su presupuesto de $ 2000

# 18 costabr

Phil ShermanGracias, este es el tipo de cosas intelectualmente estimulantes que me gusta escuchar.

Costabr, perdón por el secuestro, te dije que estoy aquí para aprender yo mismo.

Además, esto me impulsa a preguntar si lo que está buscando es realmente posible a través de instrumentos y configuraciones ópticas. ¿Realmente necesita poder medir los movimientos del objetivo en tiempo real y desde una perspectiva histórica (series de tiempo), por lo que requiere un poder computacional y una configuración que disfrutan principalmente los astrofotógrafos?

.

No hay necesidad de disculparse, me hace sentir mejor que haya al menos otra persona a la que le parezcan interesantes estas cosas. No me di cuenta de lo oscura que era mi solicitud cuando la publiqué.

No será tan preciso como las placas fotográficas (o sus equivalentes digitales modernos), que reemplazaron en gran medida estos métodos a principios del siglo XX.Pero por lo que he leído sobre la historia de esto, el problema que hizo que la gente cambiara a placas fotográficas (y, finalmente, a la interferometría de línea de base muy larga) fue la dificultad para medir la paralaje de las estrellas, para lo cual los métodos de observación directa son muy deficientes. adecuado. Pero parecen funcionar lo suficientemente bien para los planetas y para la posición relativa de las estrellas, obviamente no obtendrás el mismo nivel de precisión, pero los gustos de Cassini y Kepler produjeron algunas tablas astronómicas bastante precisas usando estos Los métodos y estos métodos sustentaron las grandes expediciones topográficas de los siglos XVIII y XIX, que nos proporcionaron los primeros mapas precisos del mundo. No eran perfectos y los mapas se han perfeccionado a lo largo del siglo XX, pero los mapas del mundo del siglo XIX se parecen mucho a los mapas que tenemos hoy.

Este artículo tiene un par de mapas, un mapa de antes y después, y el último se construye utilizando determinaciones de longitud que dependían de la cartografía de Cassini de las órbitas de las lunas galileanas:

Como puede ver, el del siglo XVIII no se aleja demasiado de los mapas modernos de Europa. De hecho, la observación directa de las lunas galileanas (generalmente solo buscando eclipses en lugar del proceso mucho más difícil de medir el ángulo entre las lunas) se utilizó para la navegación terrestre durante todo el siglo XIX, aunque en el mar el cronómetro ganó precedencia en el siglo XVIII. siglo debido a la dificultad de tomar estas lecturas desde la cubierta de un barco que cabecea.

# 19 costabr

Esto puede ser tan simple como apuntar un teléfono móvil al cielo o para objetos más débiles usando una cámara astronómica económica en un telescopio simple con una capacidad de seguimiento mínima. todo lo que necesita hacer es poder ubicar el campo con el objeto de interés y una montura de telescopio computarizada puede incluso hacer esto por usted, todo dentro de su presupuesto de $ 2000

Sí, me he encontrado con varios métodos computarizados, pero dejar que la computadora haga los cálculos le quita toda la diversión al pasatiempo, al menos en mi opinión. He pasado los últimos meses repasando mi geometría esférica y protectora, que en realidad no he usado desde que estaba en la universidad, con la esperanza de poder tomar observaciones y hacer mis propios cálculos. No parece correcto usar una computadora para hacer mis cálculos antes de tener confianza en mi capacidad para hacer observaciones y sentirme cómodo haciendo los cálculos a mano. Pero está empezando a parecer que tendré que contentarme con trabajar con las observaciones de otras personas.

# 20 costabr

Tradicionalmente, la astrometría posicional se ha realizado utilizando un telescopio que apunta a un lugar fijo en acimut, el meridiano. Las ubicaciones de los objetos se registran a medida que cruzan el meridiano como el momento del cruce y su ubicación RA se calcula utilizando la ecuación de tiempo. La separación angular entre objetos, que deben estar relativamente cerca entre sí, se ha realizado tradicionalmente utilizando un micrómetro filiar, un instrumento que reemplaza un ocular visual. El fabricante principal de estos instrumentos fue Warner & amp Swasey, que dejó de fabricarlos mucho antes de que la empresa desapareciera de sus instalaciones de fabricación en Cleveland, Ohio.

Hoy en día, las posiciones de los objetos que "se mueven" se miden utilizando imágenes obtenidas digitalmente. Dada la ubicación de las estrellas conocidas en la imagen, la ubicación del objeto en cuestión se calcula fácilmente una vez que haya medido la distancia y el ángulo de posición desde una estrella y la escala de la imagen. Haga esto para algunas estrellas en la imagen y debería aumentar la precisión de su resultado. Puede enviar una imagen a nova.astrometry.net para su análisis. Una de las imágenes de salida contiene estrellas etiquetadas mientras que otra salida contiene una lista de estrellas y, creo, sus ubicaciones.

En teoría, es posible medir la separación angular entre una de las lunas de Júpiter y el planeta utilizando una montura goto montada ecuatorialmente. Necesitaría un ocular de retícula, centrar la luna y registrar su RA & amp DEC, luego centrar el planeta y registrar su RA & amp DEC. La distancia desde el planeta se puede calcular mediante trigonometría esférica. El problema con esta técnica es centrar el planeta, un objeto muy grande en el ocular. Si solo está interesado en el RA real y el DEC de un objeto, se puede obtener la mayor precisión al apuntar a una estrella cercana que se conoce la ubicación completa y actualizar el modelo de puntería de la montura para que se coloque con precisión en esa estrella. Mover la montura a su objeto objetivo ahora le dará la lectura más precisa de la posición del objeto usando la lectura de pantalla de la ubicación de la montura. La desventaja de este proceso es que su posición solo tendrá la resolución de la visualización de la posición, generalmente una medida angular de un segundo de arco.

Mi recomendación para usted si desea realizar astrometría posicional es que obtenga una montura, un telescopio y una cámara que admita la toma de imágenes con una duración de exposición de 15 a 30 segundos sin una desviación notable en la imagen. Utilice técnicas de resolución de placas para localizar estrellas conocidas y transformaciones geométricas simples de medida de la imagen para localizar la posición del objeto que está examinando.

Sí, he visto varias referencias a telescopios de tránsito topográficos estándar del siglo XIX que se utilizan para este propósito, tal vez esa sea la dirección en la que debería ir en lugar de un telescopio astronómico adecuado, estos no son demasiado difíciles de conseguir, parece que hay Hay menos demanda de equipos topográficos antiguos que de equipos astronómicos antiguos, lo que los hace más baratos. Y he visto algunos micrómetros de relleno por ahí, parece que todavía están disponibles. Supongo que parte de mi pregunta era que solo quería tener una idea de los métodos y técnicas que existen, he pasado un poco de tiempo con el lado de las matemáticas, pero solo estoy metiendo el dedo del pie en el agua. de la astronomía observacional por primera vez, sé qué datos quiero y qué hacer con esos datos, no conozco todas las opciones disponibles para obtener esos datos. Pero parece que el problema podría ser discutible a menos que pueda encontrar una montura de telescopio del siglo XIX o principios del XX diseñada para este propósito. En cualquier caso, creo que probablemente volveré a los documentos históricos y continuaré mi investigación antes de avanzar más en la astronomía observacional, parece que mi paso fue prematuro.


La búsqueda de exoplanetas e interferometría espacial

Los últimos años del siglo XX nos han permitido, por primera vez, discutir seriamente los instrumentos interferométricos desplegados en el espacio. Con el propósito expreso de lograr una resolución espacial sin precedentes, estas misiones conducirán a una nueva astrofísica. Especialmente, y más desafiante, esperamos poder llevar a cabo los primeros estudios de exoplanetas terrestres. La detección y el estudio de este último promete marcar el comienzo de una nueva era en la ciencia y afectará a un amplio espectro de la ciencia y la tecnología. Para el primer conjunto de misiones interferométricas, las misiones precursoras como SMART y ST-3 y la SIM astrométrica, el plazo de implementación es tal que podrían pasar entre 5 y 10 años hasta que recibamos los primeros resultados. En esta revisión, describimos el impacto de la interferometría desde el espacio sobre el tema de los exoplanetas terrestres. También revisamos brevemente el estado del arte del estudio de exoplanetas y discutimos el impacto potencial de varias técnicas diferentes para su estudio.


El mejor telescopio

Mientras el crepúsculo envuelve al Monte Wilson, un pico de 5700 pies cerca de Los Ángeles, Harold McAlister comienza su noche de observación de estrellas siguiendo los pasos del difunto astrónomo Edwin Hubble. Noche tras noche durante la década de 1920, Hubble se dirigió por este mismo camino bordeado de árboles para escanear los cielos a través del telescopio Hooker de 100 pulgadas, el más poderoso del mundo. Lo que vio fue un universo extraño que se extendía mucho más allá de la Vía Láctea, compuesto por múltiples galaxias que se alejaban unas de otras a una velocidad vertiginosa. Ese descubrimiento finalmente condujo a la extraordinaria teoría sobre el origen de todo, llamada Big Bang. Ahora, unos 80 años después, McAlister se detiene a lo largo del sendero para contemplar con reverencia la enorme cúpula blanca que protege el famoso telescopio antiguo. "Ese instrumento de 100 pulgadas es más importante que el telescopio espacial al que nombraron en honor al Hubble", dice. "Es el telescopio más importante del siglo XX". Entonces, el profesor de la Universidad Estatal de Georgia agacha la cabeza y sigue adelante. Las estrellas están nítidas sobre la montaña esta noche, una buena oportunidad para que él las mire con un tipo de máquina completamente nuevo para escanear el universo. Pasando por detrás del antiguo observatorio, entra en un edificio largo de acero corrugado marcado como Beam Combining Lab y llega al centro neurálgico de un interferómetro óptico, un dispositivo revolucionario esparcido por la cima de la montaña y compuesto por seis telescopios convencionales, 3,100 pies de tubos de luz y 20 computadoras. Promete transformar la reputación de Mount Wilson de la de poseedor de un famoso telescopio antiguo a un nuevo centro de astronomía de vanguardia. Este es el más grande de media docena de interferómetros en construcción en todo el mundo. Se llama la matriz CHARA (Centro de astronomía de alta resolución angular) y su capacidad para ver el espacio con un detalle increíble, 50 veces más fino que cualquier telescopio de un solo espejo jamás construido, promete traer el cielo nocturno a un enfoque increíblemente nítido. Por ejemplo, CHARA podría acercarse a un objeto iluminado en la luna tan pequeño como un hombre. "Si ese hombre condujera un coche", dice McAlister, "podríamos distinguir un faro de otro". Más importante aún, CHARA puede distinguir una estrella de otra. Eso puede parecer extraño, pero la mayoría de las estrellas vistas incluso a través de los telescopios convencionales más grandes y nuevos se parecen mucho a lo que se ven a simple vista: pequeños puntos de luz, adimensionales y engañosos. El análisis espectrográfico revela que es probable que la mayoría de esos puntos sean dos estrellas —binarias— o incluso más estrellas: Castor, en la constelación de Géminis, por ejemplo, parece una sola estrella pero en realidad son seis bolas de fuego bailando una alrededor de la otra. Los artistas solistas como nuestro sol son la excepción, no la regla. Pronto, los interferómetros ayudarán a los astrónomos a descubrir por qué las estrellas tienden a agruparse y cómo se comportan a medida que envejecen. Con el tiempo, esas lecciones volverán a casa, diciéndonos cómo era nuestro sol en el pasado y exponiendo las amenazas que podemos esperar de él: llamaradas gigantes, tal vez, o períodos de atenuación que podrían desencadenar una edad de hielo. Los interferómetros abrirán los cielos de nuevo: "Haremos miles de mediciones estelares que nunca antes se han hecho", dice McAlister. También es probable que la interferometría sea una bendición para los cazadores de planetas. Si CHARA puede detectar planetas individuales alrededor de estrellas binarias, como se esperaba, el censo de planetas extrasolares crecerá enormemente. Cuantos más planetas se encuentren, más posibilidades hay de encontrar planetas que puedan albergar vida. La búsqueda de planetas extraterrestres podría ser el máximo cumplimiento del trabajo visionario de Hubble & # x27 que comenzó aquí hace más de ocho décadas. "El telescopio de 100 pulgadas nos permitió pensar que el universo es lo suficientemente amplio y lo suficientemente viejo como para que hayan existido muchas otras civilizaciones", dice Robert Jastrow, director del Instituto Mount Wilson. "CHARA restaurará la gloria del Monte Wilson examinando las estrellas de cerca en busca de signos de nosotros mismos".

La matriz CHARA (Centro de Astronomía de Alta Resolución Angular) recolecta la luz de las estrellas de seis telescopios separados a través de un elaborado sistema de conductos. Dos tubos de vacío, de veinte centímetros de diámetro, sobresalen de W2, uno de un par de telescopios occidentales. El tubo central lleva la luz de W2, la izquierda lleva la luz del gemelo más distante de W2 & # x27, W1. Los haces de luz de todos los telescopios terminan finalmente en el laboratorio de combinación de haces central.

McAlister entra en una sala limpia en el laboratorio de combinación de vigas y se pone unos botines sobre sus zapatos. En el interior, el director asociado de CHARA, Theo ten Brummelaar, se debate sobre una mesa de delicados espejos ópticos donde se combinan las ondas de luz de los seis telescopios separados de CHARA. Ten Brummelaar, con los ojos cansados ​​y sin afeitar, ha pasado meses luchando con complicados problemas de calibración tratando de hacer que los seis haces de luz se encuentren en el mismo lugar al mismo tiempo, la clave para que la interferometría funcione. Por el contrario, la clave para hacer mejores telescopios convencionales es construir espejos cada vez más anchos. Pero tanto los telescopios convencionales como los de interferometría funcionan según un principio que no es exactamente intuitivo. Cuando se trata de ver detalles, su capacidad aumenta a medida que aumenta su medición de línea de base. La línea de base es el diámetro a través del telescopio de un borde a otro a medida que aumenta, la resolución angular del telescopio aumenta. El área de la superficie del espejo no es importante para la nitidez y el detalle. Dos espejos pequeños, uno en cada extremo de la línea de base, funcionarían tan bien como un espejo enorme que se extiende por la abertura. Entonces, los científicos comenzaron a pensar en colocar espejos individuales mucho más separados, recolectar su luz y combinar las ondas de luz separadas de cada telescopio. La idea fue popularizada a fines del siglo XIX por el premio Nobel y astrónomo Albert Michelson. Michelson tomó una franja de tela negra y le hizo dos pequeñas ranuras, de modo que cuando la colocó sobre la lente de 30 centímetros de su telescopio, solo se vieron dos ranuras de vidrio. Apuntó con su telescopio enmascarado a las lunas de Júpiter. Las lunas eran más tenues con la máscara puesta porque se recogía menos luz. Pero Michelson descubrió que solo dos pequeñas muestras de luz daban la misma resolución angular que una lente completa de 12 pulgadas. Y usando su tosco instrumento, pudo medir el diámetro de las lunas. "Todo lo que importa para la resolución angular es la longitud de la línea de base", dice McAlister, mirando un dibujo arquitectónico de CHARA que cuelga en la pared de la sala de control. La vista de pájaro muestra seis pequeños telescopios dispuestos en forma de Y sobre la cima de la montaña, cada uno alimentando su luz estelar recogida en el Laboratorio de combinación de haces a través de tubos de vacío. Lo que se mantuvo cierto para el interferómetro de dos orificios de Michelson & # x27 con una línea de base de 12 pulgadas, dice McAlister, también es cierto para CHARA: un interferómetro gigante de seis orificios con una línea de base de 1,080 pies. Pero como Theo ten Brummelaar se apresura a señalar, hay un problema: descubrir cómo sincronizar las ondas de luz de seis telescopios diferentes. Requiere óptica de vanguardia, computadoras ultrarrápidas y nueva ingeniería inventada desde cero.

La cúpula que alberga el telescopio Hooker de 100 pulgadas, que hace unos 80 años le dio a Edwin Hubble la primera vista de galaxias más allá de la Vía Láctea, sigue siendo una presencia imponente en la cima del Monte Wilson. El venerable telescopio ahora tiene un sistema de óptica adaptativa que corrige las distorsiones causadas por la distribución desigual del calor en la atmósfera. Las dos pequeñas cúpulas son, desde la izquierda, W1 y W2 —los telescopios occidentales CHARA & # x27s— y el edificio de techo plano es el Beam Combining Lab.

En un telescopio convencional, la forma curva del espejo asegura que la distancia que recorre la luz desde una estrella hasta el telescopio y el detector # x27s sea la misma, sin importar dónde golpee el espejo. En el experimento de máscara de Michelson & # x27s, la lente curva envió luz desde cada orificio al ocular a lo largo de dos trayectos de idéntica longitud, por lo que los dos haces llegaron sincronizados. Con CHARA, los rayos de luz de los seis telescopios individuales deben viajar a través de una red bizantina de tubos y espejos que conducen a un detector computarizado en la sala de control. "Las porciones separadas de cada pequeña onda tienen que encontrarse en el detector y reconocerse entre sí como gemelos, como partes de la misma onda", dice McAlister. "Si no llegan exactamente al mismo tiempo, no verá nada". Por supuesto, los haces de luz de los telescopios a cientos de pies de distancia y a diferentes distancias del detector no están predispuestos a converger al mismo tiempo. Peor aún, si McAlister ve una estrella en el cielo occidental, su luz tendrá un viaje ligeramente más corto hacia el telescopio más occidental de los seis que hacia el más al este. También hay problemas aún más sutiles que resolver, como pequeñas vibraciones que pueden hacer que un telescopio se acerque un poco más a una estrella que a otro. El desafío de Ten Brummelaar & # x27s es anticipar estas discrepancias en la longitud de la trayectoria de la luz y, literalmente, detener cualquier luz que llegue temprano. Eso se logra mediante "líneas de retardo" que mueven los espejos hasta 160 pies a lo largo de los rieles para aumentar o disminuir la trayectoria de luz de cada telescopio. La luz de cada telescopio viaja al laboratorio de combinación a través de tuberías que se han bombeado sin aire. En el laboratorio, cada haz de luz golpea un conjunto de espejos y choca con una línea de retardo, donde rebota de un lado a otro entre un espejo en un extremo de un riel y un espejo en un carro. Una computadora coloca el carro a una distancia de precisión nanométrica a lo largo del riel para detener el rayo de modo que se canalice a un detector exactamente al mismo tiempo que los rayos de los otros telescopios. Cuanto más lejos esté el carro del espejo de la pared, mayor será la demora. "Es absurdo que tengamos que ajustar la luz a nanómetros después de que ha viajado toda esa distancia desde la estrella", dice McAlister, "pero lo hacemos".

Arriba: Juntos, los seis telescopios CHARA & # x27 componen un instrumento de recolección de luz con una apertura máxima, o línea de base, igual a la distancia más lejana entre dos telescopios: 1,080 pies. La configuración Y permite a los astrónomos variar la apertura para diferentes observaciones. Abajo: Para que un interferómetro funcione, la luz de las estrellas recolectada por telescopios separados debe impactar en un detector al mismo tiempo. Para compensar la distancia adicional que viaja la luz al telescopio 2, la luz captada por el telescopio 1 se desvía exactamente a la misma distancia en una línea de retardo. Gráficos de Matt Zang

Cuando ten Brummelaar está satisfecho de que todo el equipo óptico está alineado correctamente, él y McAlister apagan las luces y entran a una habitación en un edificio contiguo lleno de mesas plegables, viejas sillas de oficina y estantes de equipos informáticos. Teniendo asiento junto a McAlister frente a dos monitores de computadora de gran tamaño, diez Brummelaar presiona algunos comandos en un teclado. A varios cientos de metros de distancia, en la noche cada vez más oscura, las bahías de los telescopios se abren. En el laboratorio de combinación de haces, las líneas de retardo y los espejos móviles se ajustan en la oscuridad para sincronizar la luz de las estrellas de telescopios separados. Esta noche, los astrónomos están usando solo dos de los telescopios, apuntándolos a grandes estrellas cercanas cuyos diámetros ya se han medido con interferómetros más pequeños. Antes de que puedan acercarse a estrellas no medidas, explica McAlister, deben calibrar CHARA utilizando estrellas cuyas dimensiones se conocen. Ten Brummelaar apunta los dos telescopios y aparece una gran estrella blanca bailando en la pantalla de la izquierda."Está bailando debido a la atmósfera, como si tus ojos lo vieran parpadeando", dice ten Brummelaar. "Pero la imagen no son los datos que estamos buscando". En cambio, él y McAlister buscan una medición complicada de las "franjas" o patrones de interferencia de las ondas de luz de dos telescopios que se encuentran sincrónicamente en el detector. Han programado el sistema para representar las franjas como un gráfico, que aparece en la pantalla junto a la estrella danzante. Después de una buena cantidad de cálculos numéricos, que se hará más tarde, durante las horas del día, el gráfico mostrará qué tan ancha es esa estrella. Sorprendentemente, los astrónomos que utilizan telescopios convencionales no han podido determinar ni siquiera las dimensiones básicas de la gran mayoría de estrellas, y mucho menos examinar cómo se ven sus superficies. La mayor parte de lo que sabemos sobre las estrellas proviene del análisis detallado de una sola: nuestro sol. Y aun así, sabemos muy poco. La astronomía estelar, dice McAlister, "ha sido como hacer sociología mientras se estudiaba a una sola persona, obteniendo conclusiones amplias y radicales con una N de uno". Realmente, no sabemos: ¿Es nuestro sol una extraña anomalía de Jack el Destripador, o es una bonita, normal, estrella de la abuela? '' La primera tarea es medir el diámetro de las estrellas para medir sus temperaturas. "La temperatura es el eslabón perdido en astronomía", dice McAlister. "La temperatura nos dice cómo se ve una estrella en el interior, cómo funciona". Una vez que determina el diámetro de una estrella usando CHARA, McAlister puede buscar su producción de energía total (disponible en telescopios convencionales) y derivar su temperatura. Solo se necesitan unos minutos para que diez Brummelaar "obtengan franjas" en una estrella y midan su diámetro. Pronto podrá atravesar el firmamento, midiendo —cada uno por primera vez— cien estrellas por noche. "Revolucionará el campo", dice Charles Bailyn, presidente de astronomía de la Universidad de Yale. "Estas son las medidas fundamentales en las que se basa todo lo demás". El siguiente paso para comprender las estrellas es mirar aún más de cerca, echar un vistazo a los detalles ocultos dentro de su diámetro. Cuando McAlister toma medidas de una estrella usando varios pares de telescopios, puede usar los datos para crear una imagen de la superficie de la estrella y ver si otras estrellas tienen destellos y manchas como nuestro sol. "No hay una buena explicación teórica de por qué el sol se comporta así", dice McAlister. Estas tormentas magnéticas en el sol contribuyen al calentamiento global aquí en la Tierra, y su extenso estudio debería mostrar si las manchas y las llamaradas son comunes y constantes en otras estrellas, si van y vienen en ciclos de, digamos, mil años, o si nuestro el sol es anormal por tenerlos en absoluto. Ya sabemos que nuestro sol es inusual para vivir solo. Los telescopios convencionales equipados con espectrógrafos han determinado que hasta dos tercios de las estrellas son binarias. Aunque estos telescopios pueden "ver" sólo un pinchazo de luz, la firma de una estrella doble aparece como un desplazamiento Doppler cíclico en un espectrograma. Durante la mitad de las estrellas & # x27 orbitan entre sí, una estrella del par se mueve hacia la Tierra en nuestra línea de visión, y su azul claro se desplaza en un espectrograma. La otra estrella se está alejando y su luz roja se desplaza. Algún tiempo después, cuando las estrellas se giran entre sí, la primera estrella comienza a alejarse, desplazada al rojo, mientras que la otra se mueve hacia nosotros, desplazada al azul. "Las estrellas binarias siempre han sido llamadas alimañas celestiales", bromea McAlister. Eso es porque dos estrellas que parecen una cuando se ven a través de un telescopio convencional pueden arrojar otras medidas estelares. "Pero CHARA", agrega McAlister con irónico placer, "es muy sensible a las alimañas". Planea un gran censo de estrellas dobles, midiendo su masa, diámetro y temperatura, así como la distancia de separación y el movimiento orbital de cada par. Los datos ayudarán a los teóricos a descubrir por qué la mayoría de las estrellas se forman en múltiplos y, por el contrario, por qué nuestro sol se formó solo. Con CHARA, nuestra comprensión de la evolución estelar mejorará drásticamente. También lo hará nuestra comprensión de los planetas. Los 100 planetas extrasolares descubiertos en los últimos años están asociados con estrellas individuales o binarias muy separadas. La detección convencional de planetas utiliza la misma técnica espectrográfica que el hallazgo binario convencional (un cambio Doppler recurrente en las ondas de luz) y usted puede & # x27t buscar binarios y planetas al mismo tiempo. Las señales se confunden. Eso no va a pasar con CHARA. Lo que propone McAlister es ampliar su estudio de binarios para que vuelva a visitar determinadas estrellas dobles cada pocos meses, midiendo la distancia entre ellas cada vez. Cuando no hay planetas en un sistema binario, McAlister verá dos estrellas orbitando entre sí sin problemas, como un elegante par de valses girando sin problemas en el tiempo. Pero la presencia de un planeta oscuro complicará ese movimiento suave como un mono travieso alrededor de uno o ambos cuellos de los bailarines. Si McAlister ve una estrella binaria arrastrada de esta manera por algo que no puede ver, "llamaremos a una conferencia de prensa", dice, porque habrán encontrado un planeta en un sistema binario cercano, un hallazgo revolucionario. Greg Laughlin, un astrónomo de la Universidad de California en Santa Cruz que estudia la dinámica orbital, dice que los cálculos recientes sugieren & quotthere & # x27s mucho espacio en los sistemas binarios donde, teóricamente, podrían encajar planetas felices y estables. & Quot; Usando simulaciones por computadora basadas en Newton & # x27. Según las leyes del movimiento # x27, los investigadores han descubierto que podría tener un planeta en un sistema binario orbitando ambas estrellas, siempre que la distancia a las estrellas sea al menos 31/2 veces mayor que la distancia entre ellas. O puede hacer que un planeta orbite solo una estrella, siempre que orbita a no más de un tercio de la distancia entre las dos estrellas. "Casi todos los sistemas estelares que puedas imaginar son capaces de tener órbitas planetarias estables", dice Laughlin. “Algunos pueden tener órbitas planetarias habitables”. Pero estas son todavía posibilidades de lápiz y papel que los científicos pueden investigar cuando CHARA y otros nuevos interferómetros se vuelvan completamente operativos. "No puedo decirles cuánto tiempo he esperado algo como esto", dice el astrónomo de la Universidad de California en Berkeley, Geoff Marcy, el actual rey de la búsqueda de planetas, que tiene 70 hallazgos de planetas extrasolares a su nombre. Charles Beichman, quien como científico jefe del Programa Origins de la NASA está encargado de encontrar vida en el cosmos, tiene expectativas igualmente altas para la búsqueda de planetas con interferómetros: `` Si encontramos que los binarios comúnmente tienen planetas, duplicamos la población planetaria del universo. . Con una resolución de órdenes de magnitud mejor, estamos entrando ahora en la edad de oro de la astronomía ''.

DENTRO DEL LABORATORIO COMBINADOR DE VIGAS:

(A) El director de CHARA, Harold McAlister, a la izquierda, y el gerente del sitio, Robert Cadman, se paran en medio de líneas de retardo óptico, donde se usan carros manejados por computadora en rieles de 50 yardas de largo para igualar la distancia que la luz viaja desde cada uno de los telescopios en la matriz hasta una precisión mejor que una millonésima de pulgada.

(B) Cuando un rayo de cinco pulgadas de diámetro sale de las líneas de retardo, se dirige a través de un alcance que lo reduce a tres cuartos de pulgada.

(C) Un combinador de haz reúne la luz de telescopios separados. "Aquí es donde ocurre la magia", dice McAlister.

(D) El gerente técnico Steve Ridgway observa al director asociado de CHARA, Theo ten Brummelaar, en la computadora que controla el funcionamiento de cada uno de los seis telescopios, así como todo el equipo de laboratorio combinado.

Cuando termina otra noche de puesta a punto de CHARA, McAlister sale del Beam Combining Lab al aire fresco de la montaña. Las estrellas que parpadean sobre la cúpula blanca fantasmal del gran telescopio antiguo de 100 pulgadas del Hubble se están desvaneciendo, y la estrella más cercana a nosotros comienza a iluminar el cielo del este. Para McAlister, los amaneceres y los atardeceres plantean un pensamiento extraño: "¿Es esto normal?" Si las estrellas binarias tienen planetas y hay más binarias que estrellas solas, quizás dos amaneceres al día sea normal. El trabajo de McAlister & # x27 está lleno de pensamientos visionarios como ese, pero en Mount Wilson, la edad de oro de la astronomía se desarrolla sin el tipo de fanfarria y pronunciamientos impactantes que surgieron de aquí en la década de 1920, cuando Edwin Hubble miró hacia el Hooker y vio estrellas más allá de nuestra propia galaxia por primera vez. Hubble fue un hombre para su época, lleno de grandeza y grandes declaraciones. McAlister, por el contrario, es un hombre de pequeñas cosas, de precisión. La era de la interferometría no se trata de ver más lejos, sino de ver más claramente. McAlister pasa sus noches retrasando las ondas de luz con espejos que deben colocarse en una millonésima de pulgada. La edad de oro de la astronomía está en los detalles.

Las cajas de giro al vacío en el laboratorio de combinación de haces transforman los haces de luz estelar que llegan desde los seis telescopios en la matriz CHARA en forma de Y en haces paralelos que luego se reflejan en las líneas de retardo óptico.

El CHARA Array es uno de varios interferómetros ópticos en construcción. Al menos otros dos, uno en Australia y el prototipo Navy & # x27s, tendrán diámetros de trabajo o líneas de base aún mayores cuando estén en pleno funcionamiento.

Interferómetro Keck de la NASA y # x27s en Mauna Kea, Hawaii Línea de base: 410 pies. El conjunto de seis telescopios incluye instrumentos gemelos de 10 metros (33 pies), los telescopios de espejo único más grandes del mundo, que lo ayudarán a examinar objetos tan débiles en el cielo del norte como discos de acreción alrededor de agujeros negros y discos protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes. .

Interferómetro óptico prototipo de la Marina de los EE. UU. Y # x27s en el Observatorio Lowell, Arizona Línea de base: 1,430 pies. Los científicos de la Marina utilizarán la matriz de cuatro grandes telescopios estacionarios y seis móviles para determinar las posiciones en el globo y en el espacio con una precisión de menos de media pulgada.

Observatorio Europeo Austral e interferómetro del Very Large Telescope (VLTI) # x27s en Cerro Paranal, Chile, América del Sur Línea de base: 200 pies. Con cuatro telescopios de 8,2 metros (27 pies), el VLTI utilizará un amplio campo de visión para buscar objetos débiles en el cielo del sur.


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  1. M. Born y E. Wolf, Principles of Optics, séptima edición (ampliada) (Cambridge University Press, 1999), cap. 10.
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