TECNOLOGÍA DE PUNTA

APLICADA A LA

INSTRUMENTACIÓN

ASTRONÓMICARoberto Bartali

rbmtech@prodigy.net.mxwww.altatecslp.com

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

– Telescopios refractores– Telescopios reflectores– Radiotelescopios– Espectroscopios– Telescopios espaciales– Cámaras fotográficas digitales

• Óptica activa• Óptica adaptiva• Estrellas artificiales• Interferometría Óptica• Interferometría Radio

INTRODUCCIÓN

La Astronomía es la ciencia que propicia el desarrollode las diferentes ramas de la tecnología,

entre ellas la Mecatrónica,hasta los límites de su capacidad.

Esto es debido a que la precisión que se necesita obtenerde los sistemas eléctricos, electrónicos y mecánicos

es muy superior a la requerida porel más perfecto robot industrial.

Explicaremos, brevemente, cuales son las razonespor las que se requiere de tanta precisión,

veremos cómo se logra obtenerlay cuales son los resultados.

ANTECEDENTESVamos a dar una pequeña explicación de algunos conceptos para que

quienes no estén familiarizados con la temática astronómica, puedan entender claramente la problemática a la que se enfrenta.

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

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

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

PROBLEMAS y SOLUCIONES

Problema• La Tierra se mueve constantemente.

Solución• Sistemas de control electrónicos de lazo cerrado de altísima

resolución.• Sistemas mecánicos de transmisión del movimiento ultra precisos.• Motores de alto torque y eficiencia.• Sistemas de soporte libres de vibraciones y deformaciones.

PROBLEMAS y SOLUCIONES

Problema• La atmósfera distorsiona las imágenes.

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

PROBLEMAS y SOLUCIONESProblema

• La luz de las estrellas y galaxias es mínima.

Solución• Espejos primarios de grandes dimensiones.• Lentes objetivos de grandes dimensiones.• Vidrios con elevada estabilidad térmica y mecánica.• Recubrimientos metálicos altamente reflejantes para los espejos.• Recubrimientos transmisivos anti-reflejantes para los lentes.• Interferometría óptica.• Desarrollar sensores electrónicos de imagen muy sensibles,

eficientes y libres de defectos.

PROBLEMAS y SOLUCIONES

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

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

PROBLEMAS y SOLUCIONES

Problema• La atmósfera de la Tierra es opaca a casi todo el espectro

electromagnético.

Solución• Colocar telescopios en el espacio para observar en radiación

gamma, X, UV, IR.• Colocar telescopios en la Antártida para observar en IR.

PROBLEMAS y SOLUCIONES

Problema• Dimensiones y peso de los instrumentos enormes que se pueden

deformar por efecto de la gravedad.

Solución• Desarrollar materiales ligeros y resistentes.• Utilizar motores de pequeñas dimensiones y alto torque.

MOVIMIENTOS DE LA TIERRALa Tierra se desplaza en el espacio a gran velocidad y en forma muy

irregular debido a la resultante de todos los movimientos superpuestos.

Algunos de estos movimientos son:

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

MOVIMIENTOS DE LA TIERRARotación sobre su eje que

provoca el día y la nocheen 23h 56m 4.09s

a la velocidad de 1670 km/h

No es constante en el tiempo, depende de:

• Posición de la Luna• Mareas• Deriva de los continentes• …entre otros…

MOVIMIENTOS DE LA TIERRATraslación alrededor del Sol que provoca el cambio de las estaciones

en 365d 6h 9m 10s a la velocidad de 107,000 km/h

Debido a que la órbita es elíptica, la velocidad es variable en todo momento (menor en verano, mayor en invierno).

MOVIMIENTOS DE LA TIERRAPrecesión del eje polar

que provoca el cambio de coordenadas: 25,765 años.

Depende de la atracción mutua del Sol y la Luna sobre la Tierra.

Nutación o bamboleo del eje polar: 18.6 años.

Depende del movimiento de la Luna

MOVIMIENTOS DE LA TIERRAModificación de la inclinación del

eje de rotación en un periodo de41,000 años.

Provoca el movimiento de los Trópicos.

Modificación de la excentricidad de la órbita en un periodo de100,000 años.

Provoca cambios en la velocidad de traslación.

(Ciclos de Milankovitch dependen del movimiento del Sol y del sistema planetario)

MOVIMIENTOS DE LA TIERRA

Traslación alrededor de la Galaxia en un periodo de 220,000,000 años.

A la velocidad de 900,000 km/h

Todo el Sistema Solar se mueve alrededor del centro de la Galaxia con un movimiento en tres dimensiones.

ATMÓSFERA TERRESTRE

La atmósfera se compone de diferentes capas cada una de las cuales tiene diferente temperatura, presión,

densidad y composición química.

ATMÓSFERA TERRESTRE

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

intensidad.

ATMÓSFERA TERRESTRELa posición aparente de un astro

es muy diferente de su posición real debido a la refracción.

El ángulo de desviación depende de la altitud del objeto sobre el horizonte, la latitud del lugar, de las condiciones atmosféricas (presión, temperatura, humedad) y la longitud de onda de la luz.

Este ángulo de desviación es máximo en el horizonte (1/2 grado) y 0 (por definición) en el Cenit.

INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA

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

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

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

TELESCOPIOS

• El telescopio es el instrumento que utilizan los astrónomos para detectar y amplificar la luz que nos llega desde las estrellas y las galaxias lejanas.

• Sirve para observar el Universo y medir los fenómenos físicos que acontecen.

• Hay dos tipos de telescopio: Refractor y Reflector.

TELESCOPIOSEl telescopio se compone de tres

partes fundamentales:

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

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

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

TELESCOPIOS REFRACTORESEsquema básico de un telescopio refractor

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

TELESCOPIOS REFRACTORES

Algunos de los telescopios queGalileo Galilei (1564-1642) construyó entre 1610 y 1615.

El objetivo del más grande instrumento solo tenía 4.5 cm. de diámetro.

Galileo fue el primer científico en apuntar un telescopio hacia el cielo haciendo descubrimientos que revolucionaron la Astronomía de la época.

TELESCOPIOS REFRACTORESEl telescopio de Yerkes

en Wisconsin (USA).

Construido en 1897es el más grande refractor del mundo.

El objetivo es de 102 cm. de diámetro.

El telescopio mide 20 m. de largo y pesa cerca de 10 toneladas.

La montura pesa cerca de 20 ton.La base pesa cerca de 50 ton.

La cúpula mide 30 m. de diámetro.

El piso se levanta para permitir la observación visual.

TELESCOPIOS REFLECTORES

Esquema óptico básico de un telescopio reflector.

Se compone de dos espejos: uno plano (secundario) y uno parabólico (primario)

La imagen se forma en el lente ocular

TELESCOPIOS REFLECTORES

El telescopio de NewtonConstruido en 1668.

El espejo primario tenía un diámetro de 3.4 cm.

Es el primer telescopio reflector funcional de la

historia.

TELESCOPIOS REFLECTORES

El telescopio Keck en Hawaii (USA) construido en

1993.

El espejo primario de 10 m. de diámetro esta constituido

por 36 espejos hexagonales.

Es el telescopio con la mayor superficie recolectora

de luz del mundo.

Los 36 espejos deben estar alineados y mantener la forma parabólica con error máximo de 30nm

MOVIMIENTO DEL TELESCOPIO• Para compensar los efectos de la atmósfera y los movimientos de la

Tierra el telescopio se tiene que mover de forma simultánea en sus ejes horizontal y vertical, además de tener un movimiento de rotación del campo visual.

• Aproximadamente: 0.15 segundos de arco cada 0.001 segundos,299 micron cada 0.001 segundos

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

ÓPTICA ADAPTIVALa luz que recibe el telescopio es desviada hacia un sensor que analiza el tipo de defecto en tiempo real (100..1000 veces por segundo).

La computadora determina la forma que debería tener el espejo para obtener una imagen perfecta.

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

Diagrama de bloques de un sistema deóptica adaptiva

ÓPTICA ADAPTIVA

Diagrama de bloques de un

sistema deóptica adaptiva

con estrella artificial.

Las deformaciones del espejo son menores de 20

nanometros cada milisegundo.

ÓPTICA ADAPTIVA

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

ESTRELLA ARTIFICIALUn laser aplicado al ocular del telescopio genera un rayo que cuando llega a la altura de 90 km en la atmósfera, genera un punto luminoso como si

fuese una estrella debido a la reacción de la luz con los

átomos de sodio.

Conocemos perfectamente cual debe ser la imagen de la estrella artificial, por lo que se

puede mejorar la imagen obtenida por los sistemas de

óptica adaptiva.

TELESCOPIOS REFLECTORES

El telescopio VLT en Chileconstruido en 1998.

El espejo primario es de 8.2 m.y es de una sola pieza,

mide solo 10 cm de espesor.

Es el telescopio reflectormás grande del mundo

construido en base a un solo espejo primario.

Junto con otros 3 telescopiosidénticos y otros más pequeños, se puede formar un interferómetro

óptico.

ÓPTICA ACTIVAEl espejo principal es deformado por medio de una serie de pistones colocados en la parte trasera (178 para el VLT).

La luz de la estrella es analizada por la computadora y 1000 veces por segundo se modifica la forma del espejo para compensar las aberraciones introducidas por la atmósfera.

Además, el espejo secundario se mueve en dos ejes para compensar las deformaciones naturales.

ESPECTROSCOPIO

Diagrama de un espectroscopio.Es un instrumento que descompone la luz en diferentes colores.

Cada elemento químico puede ser identificado por medio de la luzque emite y se puede determinar la velocidad y el sentido del

movimiento del objeto observado.

ESPECTROSCOPIO

Cada combinación

de líneas claras y obscuras representa

un componente químico que

contiene el Sol.

El espectro del Sol.

ESPECTROSCOPIO

Espectroscopio del ObservatorioAnglo-Australiano.

RADIO TELESCOPIOS

Las señales que se recibentienen potencias del orden de 10-23 a 10-29 W.

Por eso la antena debe sergrande y los circuitos electrónicos extremadamenteprecisos y libres de ruidos.

Diagrama de bloques de un radiotelescopio.

RADIO TELESCOPIOS

Parte del sistemaelectrónico de controlde un radio telescopio.

RADIO TELESCOPIOS

Radio telescopio construido por Jansky en

1932.

Es el primer radiotelescopio de la

historia.

Con este instrumento descubrió la emisión radio

proveniente delcentro de la Vía Láctea.

RADIO TELESCOPIOS

El radio telescopio que Reber construyó en 1936

en Illinois (USA).

Tiene 9.5 m. de diámetro.

Es el prototipo de los radiotelescopios

modernos.

Con este instrumento confirmó la radiación

proveniente de la galaxia y creó el primer mapa

radio de ella.

RADIO TELESCOPIOSEl radiotelescopio de Green Bank en Virginia (USA).

El reflector mide 100 x 110 m y es el más grande del mundo en su tipo.

Se puede apuntar a cualquier parte del cielo.

La deformación máxima que sufre es de 5 cm.

RADIO TELESCOPIOS

El radio telescopio de Arecibo (Puerto Rico).

Es la antena fija más grande del mundo con 305 m. de diámetro.

RADIO TELESCOPIOS

Imagen de una radio galaxia (Cygnus X1)

TELESCOPIOS ESPACIALESSe han enviado al espacio telescopios con instrumentos sensibles a

todas las longitudes de onda para tener una visión global de losfenómenos físicos y químicos que ocurren en las estrellas y galaxias. Los que siguen son algunos de los más representativos.

GALEXEUVE Telescopios para luz ultravioleta

TELESCOPIOS ESPACIALES

Telescopio para rayos gamma.

GRO

Telescopio para rayos XCHANDRA

Telescopio para rayos

infrarrojosSPITZER

TELESCOPIOS ESPACIALES

Telescopio para luz visibleHST

Telescopio para

microondasWMAP

TELESCOPIOS ESPACIALES

Radiotelescopio espacialHALCA Telescopio solar

SOHO

TELESCOPIOS ESPACIALES

Vistas de nuestra Galaxia en diferentes longitudes de onda

TELESCOPIOS ESPACIALES

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

CÀMARAS FOTOGRÀFICAS DIGITALES

•Tamaño del pixel: 4..24 micron

•Nùmero de pixels: 16M..64M.

•Escala de grises: 16..32 bits.

•Temperatura: -20..-110 C. con estabilidad de 0.01 C.

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

CÁMARAS DIGITALES

Nebulosa Hourglass Nebulosa NGC6826

INTERFEROMETRÍA ÓPTICALa luz captada por losdos telescopios es combinada y enviada a los sensores de imagen.

Un sofisticado sistema esutilizado para retrasar la imagen de un telescopio con respecto a otro y hacer que llegue en forma simultanea al punto donde se combina.

Diagrama de bloques de un interferómetro óptico

INTERFEROMETRÍA ÓPTICA

El complejo de telescopios VLT del Observatorio

Europeo en Chile.

La luz captada por los 4 telescopios de 8 m de

diámetro se concentra en un solo punto con un error máximo de algunos nm.

Esto aumenta la resolución del sistema.

INTERFEROMETRÍA ÓPTICA

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

INTERFEROMETRÌA ÒPTICA• Interferómetro óptico

Infrarrojo DARWIN.

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

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

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

INTERFEROMETRÌA LASER

Diagrama de bloques del detector de ondas gravitacionales

1 láser2 lentes3 divisor de rayos4 espejos5 espejos y masas de muestra

• Cada brazo de la L es de 4 km.• Hay dos complejos, uno en Louisiana y otro en Washington.• Una onda gravitacional desvía el rayo láser 10-16 mm. Las masas de

referencia están suspendidas en un vacío igual a 10-12 atmósferas.

INTERFEROMETRÌA LASER

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

INTERFEROMETRÌA RADIODos o más antenas apuntan al mismo objeto.

Separación entre antenas = B determina la resolución.

La señal de las dos antenas debe llegar en fase al nodo de unión (fracciones de long. de onda).

Las señales deben ser sincronizadas (nanosegundos)

Diagrama de bloques de un interferómetro.

INTERFEROMETRÍA RADIO

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

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

• Sensibilidad equivalente a una antena de 130 m de diámetro.

Interferómetro VLA en Nuevo México, USA.

INTERFEROMETRÍA RADIO

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

de un interferómetro.

MUCHAS GRACIAS

CRÉDITOS DE LAS IMAGENES• Telescopio de Galileo:

http://www.pbs.org/wgbh/nova/galileo/images/tele_telescopes.jpg• Telescopio de Newton:

http://cnx.rice.edu/content/m11932/latest/• Diagrama óptico refractor:

http://homepage.smc.edu/balm_simon/images/astro%201/telescopes/refracting_telescope.jpg• Telescopio de Yerkes:

http://www.lib.uchicago.edu/e/spcl/centcat/fac/fac_img11.html• Telescopio Keck:

http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/keck-telescope.html• Telescopio VLT:

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1998/phot-16-98-preview.jpg• Diagrama óptico relflector:

http://www.seeviewo.org/seeview/astronomy/articles/telescopes.htm• Green Bank Radio Telescope:

http://www.nrao.edu/imagegallery/php/level3.php?id=84• Radio telescopio de Reber:

http://www.jb.man.ac.uk/news/reber/Reber.jpg• Radio telescopio de Jansky:

http://www.arrl.org/news/stories/2001/09/06/1/Jansky-Ant.jpg• Radio telescopio de Arecibo:

http://www.geneseo.edu/~meisel/

• Foto terminador día/noche:http://www.astromia.com/tierraluna/movtierra.htm

• Figura Verano:http://almez.pntic.mec.es/~jmac0005/ESO_Geo/TIERRA/Html/Movimientos_c.htm

• Figura Invierno:http://almez.pntic.mec.es/~jmac0005/ESO_Geo/TIERRA/Html/Movimientos_c.htm

• Ciclos de Milankovitch:http://www.homepage.montana.edu/~geol445/hyperglac/time1/milankov.htm

• Figura de Precesión:http://zebu.uoregon.edu/~imamura/121/oct6/precession.html

• Figura Nutación:http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Praezession.png

• Figura traslación galáctica:http://www.envirotruth.org/milky_way.cfm

• Foto telescopio USNO 12”:http://www.usno.navy.mil/pao/Digipix/12inch-wide.jpg

• Diagrama de la Atmósfera:http://www.atmosphere.mpg.de/enid/2t4.html

• Figura de la refracción:http://cougar.slvhs.slv.k12.ca.us/~pboomer/physicstextbook/ch14.html

• Telescopio SPITZER:http://www.astronomija.co.yu/instrumenti/spitzer/ss2.htm

• Telescopios espaciales DARWIN:http://ast.star.rl.ac.uk/darwin/pics/alcatel_ff_jul99.jpg

• Fotografìa aerea del VLA:http://www.phys.vt.edu/~ippap/research/astro/NVSS.html

• Telescopio CHANDRA:http://cfa-www.harvard.edu/hco/astro/facilities/sats.html

• Telescopio GRO:http://www.brera.unimi.it/old/CAELUM/STRUMENTI/img/compton.gif

• Telescopio EUVE:http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2002/01/30_satel.html

• Telescopio GALEX:http://www.orbital.com/images/high/GALEX_production.jpg

• Telescopio HUBBLE:http://observe.arc.nasa.gov/nasa/gallery/image_gallery/craft/graphics/craft_space5/hubble_space_telescope_72.jpg

• Telescopio WMAP:http://www.uni-ulm.de/aktuelles/aktuelles_thema/aktuell0403/

• Radiotelescopio HALCA:http://www.gb.nrao.edu/ovlbi/v50.gif

• Diagrama del espectroscopio:http://www.cfa.ustc.edu.cn/course/CHAISSON/AT404/HTML/AT40401.htm

• Fotografía CCD cuádruple:http://compton.as.arizona.edu/90prime/pictures/ccd/90prime_quad_indewar.jpg

• Fotografía del complejo LIGO:http://www.ligo-wa.caltech.edu/aerial_full.jpg

• Diagrama de LIGO:http://www.johnstonsarchive.net/relativity/ligoinfo.html

• Diagrama de interferómetro radio:http://www.iram.fr/IRAMFR/IS/IS2002/html_1/node44.html

• Fotografía del telescopio SOHO:http://sohowww.estec.esa.nl/gif/artist-FM.gif

• Fotografìa del sol refractado:http://www.asterism.org/tutorials/tut28-1.htm

• Diagrama de óptica adaptiva #1:http://cfao.ucolick.org/ao/how.php

• Diagrama de óptica adaptiva #2:http://www.aoainc.com/technologies/adaptiveandmicrooptics/aostutorial.html

• Imagen de Titan con AO:http://cfao.ucolick.org/ao/why.php

• Imagen de la estrella artificial del KECK:http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/mirrors/apod/image/0502/laser_keck_big.jpg

• Diagrama del sistema de óptica activa:http://www.eso.org/projects/vlt/unit-tel/actopt.html

• Espectro del Sol:http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=35774&fbodylongid=1699

• Telescopio Anglo-Australiano:http://as1.chem.nottingham.ac.uk/~jbj/obspics/sidingsp/aat/aat03.jpg

• Fotografía de NGC1068:http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/images/Phot18/phot-18b-03-preview.jpg

• Fotografía de Cycnus X1:http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cool_active_fact.html

• Fotografía de M51 (HST):http://www.esa.int/esaSC/SEMQEW2PGQD_sensations_1.html

• Fotografía de M51 chica:http://www.altatecslp.com

• Fotografía de la nebulosa Hourglass:http://oposite.stsci.edu/pubinfo/PR/97/pn/content/mycn18.jpg

• Fotografía de la nebulosa NGC6826:http://oposite.stsci.edu/pubinfo/PR/97/pn/content/ngc6826.jpg

• Fotografía del control del radiotelescopio izquierda:http://www.wettzell.ifag.de/tigo/e/tigo_e/node2.html

• Fotografía del control del radiotelescopio derecha:http://www.wettzell.ifag.de/tigo/e/tigo_e/node2.html

• Diagrama de bloques de radiotelescopio:http://media4.obspm.fr/public/FSU/chapitre4/souschapitre2/section1/page1/section4_2_1_1_OBSERVER_3.html