Astronomía

¿Puede un telescopio detectar un cuerpo negro?

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Me gustaría determinar la distancia a la que un telescopio con un determinado conjunto de parámetros (sensibilidad, área del colector) puede detectar un cuerpo negro con ciertos otros parámetros (temperatura, área de emisión).

Por ejemplo, supongamos que tenemos un telescopio infrarrojo con una sensibilidad de '1Jy / sr' y un área colectora de 10 m ^ 2 a una distancia D de un cuerpo perfectamente negro de 300 m ^ 2 a una temperatura de 30 Kelvin.

¿Cómo determino D? ¿Qué información adicional necesito para realizar el cálculo?


Entonces, el resplandor espectral máximo (esto de Wikipedia) viene dado por $$ displaystyle nu _ { max} = T times 1.04 times 10 ^ {11} mathrm {Hz} / mathrm {K} $$ Esto equivale a alrededor de $ 3 veces 10 ^ {12} Hz $. El y el resplandor espectral vendrá dado por la Ley de Planck:

$$ { Displaystyle B _ { nu} (T) = { frac {2h nu ^ {3}} {c ^ {2}}} { frac {1} {e ^ { frac {h nu } {kT}} - 1}},} $$

dando alrededor de $ 3 times 10 ^ {- 15} W / m ^ 2 / Hz $, por lo que la potencia total emitida por el cuerpo negro de $ 300 m ^ 2 $ es de aproximadamente $ 10 ^ {- 12} W / Hz $. Eso se extiende sobre una superficie esférica de radio $ D $ para una intensidad de $ 10 ^ {- 13} / D ^ 2 $ de los cuales está capturando $ 10 ^ {- 12} / D ^ 2 W / Hz $ o alrededor de $ 10 ^ {14} / D ^ 2 Jy $. Entonces está bien si $ D <10 ^ 7 m $ más o menos.


Supongamos un emisor laminar uniforme, orientado de manera que esté en ángulo recto con la línea del detector.

La intensidad específica emitida por un cuerpo negro, en la superficie del cuerpo negro es $$ B _ { nu} = frac {2h nu ^ 3} {c ^ 2} frac {1} { exp [h nu / kT] -1} { rm Wm} ^ {- 2} { rm Hz} ^ {- 1}, $$ donde $ B _ { nu} $ es la "función de Planck".

Usando la definición de intensidad específica podemos calcular el flujo (energía por unidad de tiempo, por unidad de frecuencia) recibido en el detector como $$ f _ { nu} simeq B _ { nu} A Delta Omega cos theta , $$ donde $ Delta Omega $ es el ángulo sólido del detector subtendido en la superficie laminar, $ A $ es el área de la superficie laminar y $ theta $ es el ángulo con respecto a una normal desde la superficie y aquí, $ cos theta simeq 1 $.

El ángulo sólido subtendido por el detector en la superficie es $ Delta Omega = a / D ^ 2 $, donde $ a $ es el área del detector, pero también podemos definir un ángulo sólido $ Delta omega = A / D ^ 2 $, que es el ángulo sólido de la superficie en el detector. Entonces $$ frac {f _ { nu}} { Delta omega} = B _ { nu} a $$

Si el detector tiene una sensibilidad fija por unidad de ángulo sólido, a menos que el objeto no esté resuelto, no importa qué tan lejos esté; el valor de $ D $ no entra en él. Es un hecho bien conocido en astronomía que, resuelto, los objetos extendidos tienen un brillo superficial observado (densidad de flujo por unidad de ángulo sólido) que es independiente de la distancia.


Telescopios de la NASA detectan señales de agua en el distante 'Neptuno cálido'

Los científicos que utilizan telescopios de la NASA han detectado "una fuerte firma de agua" en la atmósfera de un planeta distante del tamaño de Neptuno, que podría ayudar a comprender más sobre el nacimiento y desarrollo de los sistemas planetarios.

El estudio, que combina observaciones de los telescopios espaciales Hubble y Spitzer de la NASA, muestra que el distante planeta HAT-P-26b tiene una atmósfera primitiva compuesta casi en su totalidad por hidrógeno y helio. Ubicado a unos 437 años luz de distancia, HAT-P-26b orbita una estrella aproximadamente dos veces más vieja que nuestro Sol.

El análisis es uno de los estudios más detallados hasta la fecha de un "Neptuno cálido", o un planeta del tamaño de Neptuno y cercano a su estrella.

Los investigadores determinaron que la atmósfera de HAT-P-26b está relativamente libre de nubes y tiene una marca de agua fuerte, aunque el planeta no es un mundo de agua. Esta es la mejor medida de agua hasta la fecha en un exoplaneta de este tamaño.

En comparación con Neptuno y Urano, los planetas de nuestro sistema solar con aproximadamente la misma masa, HAT-P-26b probablemente se formó más cerca de su estrella anfitriona o más tarde en el desarrollo de su sistema planetario, o ambos.

"Los astrónomos acaban de comenzar a investigar las atmósferas de estos planetas distantes con masa de Neptuno, y casi de inmediato, encontramos un ejemplo que va en contra de la tendencia en nuestro sistema solar", dijo Hannah Wakeford, investigadora postdoctoral en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA. en los EE.UU.

Para estudiar la atmósfera de HAT-P-26b, los investigadores utilizaron datos de tránsitos, ocasiones en las que el planeta pasaba frente a su estrella anfitriona.

Durante un tránsito, una fracción de la luz de las estrellas se filtra a través de la atmósfera del planeta, que absorbe algunas longitudes de onda de luz pero no otras.

Al observar cómo cambian las firmas de la luz de las estrellas como resultado de este filtrado, los investigadores pueden trabajar hacia atrás para averiguar la composición química de la atmósfera.

Los investigadores reunieron datos de cuatro tránsitos medidos por Hubble y dos vistos por Spitzer. Juntas, esas observaciones cubrieron una amplia gama de longitudes de onda desde la luz amarilla hasta la región del infrarrojo cercano.

"Tener tanta información sobre un Neptuno cálido es todavía raro, por lo que analizar estos conjuntos de datos simultáneamente es un logro en sí mismo", dijo Tiffany Kataria del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en los EE. UU.

Los investigadores también pudieron usar la firma del agua para estimar la metalicidad de HAT-P-26b, una indicación de cuán rico es el planeta en todos los elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio. Da más pistas sobre cómo se formó un planeta. Determinaron que su metalicidad es solo alrededor de 4.8 veces la del Sol.

"Este análisis muestra que hay mucha más diversidad en las atmósferas de estos exoplanetas de lo que esperábamos, lo que proporciona información sobre cómo los planetas pueden formarse y evolucionar de manera diferente a nuestro sistema solar", dijo David K ​​Sing de la Universidad de Exeter. en el Reino Unido.

La investigación fue publicada en la revista Science.

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¿Puede un telescopio detectar un cuerpo negro? - Astronomía

Ahora que tenemos un telescopio que puede detectar radiación de microondas, me gustaría relacionar cómo los astrónomos pueden usar diferentes longitudes de onda de luz (incluidas las microondas) para estudiar el Universo. Esto requiere una comprensión previa de las ondas, el espectro electromagnético y la radiación Blackody. Y entonces, esta sección explicará 1. Parte de la física básica detrás de la Radiación Electromagnética, y 2. Cómo la astronomía usa diferentes tipos de luz para estudiar el Universo.

Una onda es una perturbación u oscilación a través de algún medio. Este medio podría ser aire, agua o incluso el vacío del espacio. La idea básica detrás de las ondas es que transportan energía e información.

Las ondas mecánicas requieren un medio físico a través del cual viajar (por ejemplo, las ondas de agua viajan a través del agua, ¡sí, lo adivinaste!). Sin embargo, las ondas de luz pueden viajar a través del vacío. el espacio y el tiempo mismo Estas ondas de luz viajan a la velocidad de la luz, denotada por "c".

Terminología para describir ondas:

Longitud de onda (l) = distancia entre dos puntos similares en una onda, denotado por "l"

Amplitud (A) = altura de la onda con respecto a su estado inalterado, denotado por "A"

Periodo (T) = tiempo para que pase una longitud de onda completa, denotado por "T"

Frecuencia (f) = # ondas / tiempo (1 / T), denotado por "f"

Pregunta: ¿Cuál es la velocidad de una onda?

Respuesta: sabemos que velocidad = distancia / tiempo

Para una onda, distancia = longitud de onda y T = 1 / f

Por lo tanto, la velocidad de una onda se describe mediante:

Pregunta: ¿Cuál es la velocidad de una onda de luz?

Respuesta: recuerde que las ondas de luz viajan a una velocidad constante, c (en el vacío)

Por lo tanto, una onda de luz se puede describir mediante la ecuación:

Las ondas de luz se describen mediante algo llamado espectro electromagnético (EM), el nombre que se le da a un grupo de tipos de radiación que están relacionados por longitud de onda (equivalente, frecuencia). Ejemplos de radiación EM son ondas de radio, microondas, ondas infrarrojas, luz visible, luz ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Todos estos tipos de radiación los llamamos "luz".

Foto: NASA, de Flickr, Creative Commons

Más en profundidad: las ondas de luz son creadas por los campos eléctricos y magnéticos descritos por las ecuaciones de Maxwell; estos campos son autosuficientes, por lo que la luz puede viajar a través del vacío.

Todos los objetos con una temperatura superior al cero absoluto emiten TODAS las formas de radiación electromagnética. Esto se debe a que todos los objetos con temperatura tienen muchas moléculas moviéndose y vibrando, y (esto es una simplificación) cuando estas moléculas se mueven, emiten radiación en forma de ondas EM. Las “curvas de cuerpo negro” describen este fenómeno. Dependiendo de la temperatura del objeto, se emiten diferentes proporciones de radiación; un tipo específico de radiación se llama radiación "pico". Wikipedia tiene una discusión bastante buena sobre la radiación del cuerpo negro: http://en.wikipedia.org/wiki/Black_body

Ahora que sabemos que los objetos “calientes” emiten radiación en forma de ondas EM (ondas de luz), ¡estamos listos para comprender cómo se realiza la astronomía utilizando diferentes longitudes de onda de luz!

2. ASTRONOMÍA DE MÚLTIPLES ONDAS:

Foto: NASA, Creative Commons

En el siglo XVII, el científico italiano Galileo Galilei revolucionó la astronomía girando un catalejo, un instrumento que hace que los objetos distantes aparezcan más cerca, hacia el cielo nocturno. Así comenzó la era del telescopio óptico, una era que continúa hasta nuestros días. Sin embargo, en el siglo XX, la astronomía nuevamente atravesó una revolución cuando los humanos comenzaron a estudiar el Universo utilizando varios tipos de luz. Junto con el espectro óptico, los astrónomos comenzaron a utilizar la luz de radio, microondas, infrarrojos, ultravioleta, rayos X y rayos gamma provenientes de fuentes distantes en el Universo.

Como aprendimos en la sección anterior, dado que diferentes objetos en el Universo tienen una temperatura, podemos estudiarlos observando la radiación que emiten. Además, mirar el Universo a través de diferentes longitudes de onda nos permite obtener una descripción más detallada que si solo tuviéramos acceso a la banda visible.

A continuación se muestra una lista de los diferentes tipos de luz. He incluido en esta descripción ejemplos de fuentes astronómicas, una imagen de un telescopio que usa esa longitud de onda de luz y una imagen de algún objeto tomada por ese telescopio. Para todos estos telescopios, la resolución angular es una función del tamaño del plato (las longitudes de onda más largas requieren un plato más grande).

Las primeras fuentes de rayos gamma se encontraron en la década de 1960: fueron erupciones solares. Hoy en día, los telescopios de rayos gamma se encuentran generalmente por encima de la atmósfera terrestre. Esto se debe a que la atmósfera absorbe algo de radiación gamma, lo que dificulta su estudio desde un telescopio terrestre.

Fuentes astronómicas: explosiones de supernovas, el Sol, creación de agujeros negros, desintegración de materiales radiactivos.


¿Pueden los radiotelescopios detectar la caja negra del vuelo 370 de Malaysian Airlines?

¿Alguien ha sugerido usar el GBT para dirigir sus sensores y hacer que rebote a través de satélites giratorios para detectar la posible frecuencia que emite Malaysia Airlines & # 8217 Black Box antes de que se detenga la señal de batería de respaldo / fecha límite? & # 8212 Alegría

Recientemente visité el NRAO en Nuevo México y me preguntaba si los radiotelescopios podrían usarse para captar las ondas sonoras provenientes del avión de pasajeros de Malasia desaparecido que está emitiendo un sonido a 37 Kilohertz. Si los radiotelescopios pueden captar ondas sonoras del espacio profundo, ¿seguramente podrán captar ondas de radio de las profundidades del océano? & # 8212 Madison

Respuesta: Desafortunadamente, los radiotelescopios terrestres no se pueden utilizar para detectar y aislar la fuente de un objeto como la caja negra de un avión # 8217 por varias razones. Dado que el patrón de respuesta de un radiotelescopio es direccional, lo que significa que es principalmente sensible a las señales que provienen de la dirección hacia la que apunta, el hecho de que no podamos apuntar nuestros radiotelescopios directamente al área donde se sospecha que está MH370 lo hace imposible que un radiotelescopio con destino a la Tierra vea tal objeto. Además, ninguno de los radiotelescopios NRAO & # 8217s opera a la frecuencia muy baja de 37 kHz.


¿Qué tipo de radiación electromagnética no puede ser detectada por los telescopios en la Tierra?

Los telescopios espaciales pueden llevar instrumentos para observar objetos que emiten varios tipos de radiación electromagnética, como la visible, infrarrojo o luz ultravioleta gama rayos o rayos X.

Además, ¿cuál es el tipo de radiación invisible del espacio que se puede detectar desde la superficie de la Tierra? Radiación infrarroja

Precisamente, ¿qué tipo de radiación detecta un telescopio refractor?

Rayos X y rayo gamma Los telescopios detectan una longitud de onda de luz muy corta y observan el sol, las estrellas y las supernovas. Los telescopios reflectores ven la luz visible y ven cosas en el espacio. Los telescopios refractores detectan la luz visible y ven cosas en el espacio, pero no tan lejos como los telescopios reflectores.

¿Qué instrumentos se utilizan para detectar la radiación electromagnética?

Explicación: Las ondas electromagnéticas tienen un espectro muy amplio. Los dispositivos utilizados para medirlos están diseñados para responder de alguna manera a su presencia (detección). Suelen ser varias formas de antenas para radio y microondasy óptica / CCD para luz infrarroja y visible.


Foto Los telescopios chinos pueden detectar señales de una tormenta solar

Este dispositivo puede detectar señales de advertencia cuando está a punto de ocurrir una tormenta solar. (Ilustración).

CLST tiene una apertura de 1,8 m, desarrollado por el Instituto de Óptica y Electrónica bajo los auspicios de la Academia de Ciencias de China. Este telescopio solar capturó la primera serie de imágenes de alta resolución de la atmósfera del Sol el 10 de diciembre de 2019.

Solar Storm es la fuente de desastres climáticos espaciales, que pueden provocar interrupciones en las comunicaciones, cortes de energía a gran escala, incidentes en la seguridad de la información y daños a las naves espaciales.

La radiación electromagnética y los eventos de protones solares formados por tormentas solares pueden viajar hacia la Tierra a la velocidad de la luz o cerca de la velocidad de la luz. Por lo tanto, los avisos de tormenta solar se consideran de suma importancia para minimizar los daños causados ​​por este fenómeno.

A fines de abril de 2020, un equipo de investigación en Chengdu, al suroeste de la provincia china de Sichuan, utilizó un telescopio para observar las regiones activas del Sol y obtener datos de alta resolución de la atmósfera del Sol durante más de una hora.

Según los científicos, "este telescopio solar de 1,8 m de apertura puede detectar tormenta solar señales de advertencia lo antes posible, proporcionando un sólido soporte de datos para las advertencias de tormentas de Face. el sol y el estudio de la física solar ".

Los científicos dijeron que cuando la operación energía solar cada vez más, el clima en el espacio se vuelve más serio.

En el futuro, el telescopio solar, equipado con sistemas de detección de campo magnético y de campo de velocidad, contribuirá más a la detección de alta resolución de la atmósfera solar. Muchos países han intensificado sus esfuerzos para construir telescopios solares de 2 metros o más grandes en los últimos años.

Los grandes telescopios solares de todo el mundo incluyen actualmente GST 1,6 m en los EE. UU. Y GREGOR 1,5 m en Alemania. Además, el telescopio solar DKIST de 4 metros de EE. UU. Aún no se ha puesto en funcionamiento, el EST de 4 metros está siendo diseñado y puesto en marcha en Europa.

Antes de CLST, el telescopio solar más grande de China era la nuevo 1m sol Aspiradora Telescopio , desarrollado por el Observatorio de Yunnan de la Academia de Ciencias de China.


¿Qué es un telescopio de rayos X? (con imagenes)

Un telescopio de rayos X es un telescopio diseñado para detectar emisiones de energía en el espectro de rayos X. Esta área del espectro involucra energía de alta frecuencia y longitud de onda corta con una serie de propiedades intrigantes. En astronomía, los rayos X son de interés porque están asociados con áreas de gas caliente y alta energía, y pueden proporcionar información importante sobre las actividades de los cuerpos celestes en muchas áreas del cielo, incluida la formación de estrellas y los ciclos de vida de las estrellas.

Los primeros telescopios de rayos X se desarrollaron y utilizaron en la década de 1960. Se han presentado varios desafíos a los investigadores que trabajan en astronomía de rayos X, comenzando con la interferencia de la Tierra. No es posible realizar observaciones de rayos X fiables desde la superficie de la Tierra, lo que obliga a los científicos a lanzar telescopios en cohetes y satélites para recopilar datos. Además, se necesitan espejos especializados para reflejar y enfocar con éxito los rayos X en este tipo de telescopio. A medida que la tecnología ha mejorado, los investigadores han podido realizar observaciones más precisas y detalladas, captando incluso la energía de rayos X muy débil a medida que avanza por el espacio.

Los datos de un telescopio de rayos X se pueden representar de varias formas. Esta área del espectro no es visible, pero los rayos X se pueden trazar en un gráfico visual con códigos de colores o sombreados para reflejar la intensidad, proporcionando información sobre la concentración de actividad en el espacio. Los datos también se pueden representar numéricamente. Los investigadores estudian una amplia variedad de fenómenos en el espacio con la ayuda de telescopios de rayos X, junto con telescopios diseñados para buscar otras áreas del espectro no visible.

Las imágenes obtenidas con telescopios de rayos X se pueden encontrar en libros de texto y, a veces, también se reproducen en las noticias si se cree que son de interés público general. Un uso muy común del telescopio de rayos X es en las observaciones de la actividad solar, utilizado para recopilar información sobre el sol en general y también para hacer proyecciones sobre erupciones solares y otros eventos que pueden afectar el clima en la Tierra. El sol es muy activo, produciendo una gran cantidad de material para ser examinado y estudiado dentro de la comunidad científica.

Los investigadores interesados ​​en realizar observaciones con un telescopio de rayos X pueden trabajar con agencias científicas que lanzan o mantienen dichos telescopios con fines de investigación. Por acuerdo, muchos miembros de la comunidad física cooperan en las observaciones con tecnología costosa como los telescopios de rayos X, lo que brinda a la mayor cantidad posible de personas la oportunidad de realizar observaciones y recopilar datos para su trabajo.

Desde que comenzó a contribuir al sitio hace varios años, Mary ha aceptado el emocionante desafío de ser investigadora y escritora. Mary tiene un título en artes liberales de Goddard College y pasa su tiempo libre leyendo, cocinando y explorando la naturaleza.

Desde que comenzó a contribuir al sitio hace varios años, Mary ha aceptado el emocionante desafío de ser investigadora y escritora. Mary tiene un título en artes liberales de Goddard College y pasa su tiempo libre leyendo, cocinando y explorando la naturaleza.


¿Puede un telescopio detectar un cuerpo negro? - Astronomía

& nbsp & nbsp & nbsp ¿Qué puede hacer este radiotelescopio? Como mínimo, el sistema puede hacer lo siguiente:

1. Detecta las microondas emitidas por el Sol. La mayor parte del flujo de microondas será una combinación de procesos térmicos (cuerpo negro) y no térmicos.

2. Detecta las microondas emitidas por el cuerpo humano, esto es radiación de cuerpo negro asociada con una fuente de aproximadamente 360 ​​K (273 + temperatura corporal).

3. Detectar microondas emitidas por cualquier otro objeto de temperatura suficientemente alta.

4. Sobre la base de lo anterior, este sistema proporciona varios experimentos a nivel de escuela secundaria o universitaria que involucran el concepto de radiación de cuerpo negro. Se admite fácilmente que los experimentos son "ingenuos", en el sentido de que simplemente se ignoran muchos factores. La justificación para descuidar estos factores es que son de magnitud de segundo orden. Desde otro punto de vista, se podría esperar que los estudiantes planteen preguntas relacionadas con los efectos perturbadores mientras se realiza el experimento.

& nbsp & nbsp & nbsp Este telescopio en particular fue ensamblado en Bellarmine College Prep. High School en San José, California, y utiliza equipos de televisión por satélite de banda Ku (12 GHz) fácilmente disponibles en los que el plato se alimenta fuera del centro. El diámetro del plato es de poco más de 24 "y, por lo tanto, se puede mover fácilmente a través de la puerta de un aula típica para realizar observaciones en el exterior. Este tipo de plato tiene la ventaja de ser más sensible que las alimentaciones en eje más antiguas porque el centro del plato es no obstruido por lo que sea que esté en el punto focal del plato (generalmente un LNB - convertidor de bloque de bajo ruido).

& nbsp & nbsp & nbsp Pregunta: ¿Qué es un LNB? El LNB desplaza el espectro de la radiación electromagnética entrante desde un 'segmento' de 500 MHz de ancho centrado en aproximadamente 12 GHz (esto está en la parte de microondas del espectro) a un 'segmento' similar centrado en aproximadamente 1300 MHz (esto está en la parte UHF del espectro). En la aplicación doméstica típica, el receptor de televisión por satélite (este no es el televisor) selecciona uno de los muchos canales que aparecen en este 'segmento' y convierte el canal seleccionado a una frecuencia más baja (generalmente el canal VHF # 3 o # 4 ) para visualizarse en el televisor.

& nbsp & nbsp & nbsp En nuestro caso, el LNB estaba en una línea 23 grados por debajo del eje del plato, lo que significa que la antena en realidad "miraba" a lo largo de una línea 23 grados por encima del eje del plato. Para minimizar la confusión al apuntar el telescopio a un objeto específico, se instaló un transportador (ver Figura 7) en el vértice del plato. Para una situación típica de aula, el plato debe montarse en un pedestal diferente al que se suministra normalmente. Usamos un trípode resistente montado sobre ruedas, como se muestra en la foto al final del artículo. Se colocó un estante en el trípode detrás del plato para sostener el registrador de gráficos y una barra de energía. El módulo de compensación de voltaje se fijó al trípode. Por lo tanto, todo el sistema era fácil de mover por el laboratorio y por el patio de la escuela.

& nbsp & nbsp & nbsp Las unidades "listas para usar" utilizadas en este proyecto están asociadas con el tipo "analógico" de televisión por satélite. Dado que, en el momento de redactar este artículo (enero de 1996), los sistemas de televisión digital por satélite están ganando popularidad rápidamente, debería ser posible adquirir un sistema analógico de intercambio por un precio relativamente bajo. Nuestro sistema, que consta del plato y el LNB (con la bocina de alimentación adecuada) era un Channel Master usado y nos costó 330 dólares.

& nbsp & nbsp & nbsp En la Figura 1 se muestra un diagrama de bloques de nuestro sistema (sistema n. ° 1).

Figura 1: Diagrama de bloques del sistema que se utiliza realmente para este informe. El plato y LNB (con soportes asociados) eran unidades comerciales. El I.F. El amplificador y el detector de diodos tenían un ancho de banda de más de 500 MHz (el circuito se da al final de este artículo).

Evidentemente, el registrador de gráficos podría ser reemplazado por un DVM (voltímetro digital) o un sistema de adquisición de datos controlado por computadora.

& nbsp & nbsp & nbsp En la Figura 2 se muestra un diagrama de bloques de un sistema sustituto, con algo menos de sensibilidad que el sistema # 1.

Figura 2: Diagrama de bloques de un sistema algo menos sensible que el anterior, pero bastante capaz de producir todos los resultados descritos en este artículo. Aquí, en lugar de un I.F. amplificador, se utiliza un receptor comercial (que coincide con el LNB), en el que el ancho de banda efectivo asociado con el medidor de sintonización es de alrededor de 25 MHz.

Como se mencionó anteriormente, un DVM o un sistema de adquisición de datos controlado por computadora podría servir como dispositivo de salida del telescopio.

Figura 3: Figura 3: Diagrama esquemático de un 'módulo de compensación de voltaje'. En este caso, la polaridad de la batería compensará el voltaje positivo que aparece entre el conector de entrada coaxial y tierra. Para compensar un voltaje negativo, simplemente invierta la batería.

Los conectores de salida eran bornes de conexión de 5 vías, espaciados a 0.75 "para compatibilidad con conectores estándar tipo banana. Puede ser aconsejable conectar un capacitor en la entrada del registrador gráfico para suprimir el ruido superpuesto en la señal de CC, especialmente si la grabadora está funcionando a alta sensibilidad (por ejemplo, 5 mV / pulgada).

& nbsp & nbsp & nbsp La principal diferencia, desde el punto de vista del hardware, entre los sistemas n. ° 1 y n. ° 2 es el uso de un receptor de TV satelital "estándar" en el sistema n. ° 2 en lugar de un amplificador + detector de fabricación casera. Para aquellos que optan por usar el sistema n. ° 2, la señal (un voltaje de CC del orden de decenas de milivoltios cuando se mira al Sol) se toma a través del medidor de sintonización del receptor de televisión por satélite. La mayoría de los fabricantes han incluido una conexión en la parte posterior del receptor a la que se conecta un DVM u otro CC adecuado. El medidor está conectado al colocar la antena para la orientación correcta en el momento de la instalación. Por lo tanto, un usuario podría optar por simplemente conectar un DVM en este conector, prescindiendo del 'módulo de compensación de voltaje' así como del registrador. No hace falta decir que el registrador (o algo equivalente) es deseable porque proporciona al usuario (s) una copia impresa de los datos.

& nbsp & nbsp & nbsp Echemos un vistazo a algunos experimentos (incluso proyectos de ferias de ciencias) que son posibles con este sistema. La lista no está en ningún orden en particular. Se agregan comentarios para proporcionar información algo detallada sobre cómo llevar a cabo el experimento. En estos experimentos, es muy importante asegurarse de que no entre en el cuerno de alimentación ninguna radiación de microondas contaminante (por ejemplo, de luces fluorescentes). Recuerde, ¡todo lo que esté más caliente que el cero absoluto emite microondas!

1. Temperatura equivalente del cuerpo negro del Sol quieto a una longitud de onda de 2,5 cm (aproximadamente 12 000 K).

2. Demostración de que el cuerpo humano emite microondas.

3. Demuestre que la temperatura de un objeto está relacionada con la emisión de microondas de ese objeto, por ejemplo, de nitrógeno líquido a agua hirviendo.

4. Demuestre que el cielo despejado tiene una temperatura bastante cercana (con un factor de dos aproximadamente) a la temperatura de fondo de microondas del Big Bang.

Experimento 1: La teoría del experimento se basa en la suposición de que el campo de visión del telescopio es mayor que el tamaño angular del Sol, y que la relación de estas dos áreas angulares (ángulos sólidos), como se muestra en la Figura 4, nos dice cómo mucho para multiplicar la temperatura obtenida de la curva de calibración para obtener la temperatura equivalente del cuerpo negro del Sol. Consulte la Referencia 2 para obtener más detalles sobre este procedimiento. La cobertura de nubes no tendrá un efecto notable en estos experimentos.

Figura 4: El área angular se considera proporcional a (D / 2) ^ 2, donde D es el diámetro angular. Para el Sol, D = 0,5 grados. arco para el telescopio, D = arco de 3 grados. La relación de las áreas angulares es aproximadamente 36. Por lo tanto, si la salida de voltaje del telescopio corresponde a una temperatura de 340 K (sobre la base de la curva de calibración), entonces la temperatura equivalente del cuerpo negro del Sol a 12 GHz es 340 ° C. 36 = 12.200 K.

& nbsp & nbsp & nbsp El experimento implica una medición del ancho del haz de media potencia del telescopio (es decir, el 'campo de visión' en los puntos de media potencia) utilizando una fuente aproximadamente puntual (es decir, el Sol) y la calibración del telescopio a aproximadamente 6 K y 300 K para obtener una curva de calibración. El Sol es aproximadamente una fuente puntual porque su diámetro angular (arco de 0,5 grados) es mucho menor que el ancho de haz típico de la antena (alrededor de arco de 3 grados). Para este experimento, es necesario medir de alguna manera el desplazamiento angular en el plano ecuatorial (asumiendo que el eje de rotación de la antena es vertical).

Figura 5: Registro de carta idealizado que muestra las maniobras iniciales para calibrar el telescopio a la temperatura del cielo frío, indicada por A. El telescopio se apunta en varias direcciones hasta que se obtiene la salida mínima. Este es el primer punto de calibración. La temperatura es nominalmente de 6 K. El telescopio se apunta al suelo para obtener otro punto de calibración, B. Finalmente, en C, el telescopio apunta al Sol.

Experimento 2: Este es un experimento bastante simple, en el que se apunta el telescopio hacia una parte relativamente fría del cielo y luego se invita a las personas a ponerse frente al telescopio. Habrá una desviación muy notable ya que el receptor solo responde a las microondas. Para los escépticos, se puede colocar una bolsa de basura de plástico negro frente al cuerno de alimentación para verificar que no es radiación electromagnética visible la que está causando que el dispositivo de salida indique la presencia de microondas. Dado que el cuerpo humano típico no llena, probablemente, el campo de visión del telescopio, entonces no es realmente posible determinar la temperatura equivalente del cuerpo negro del cuerpo humano involucrado. Sin embargo, el hecho de que el dispositivo de salida se mueva hacia arriba indica que se están emitiendo microondas. Se ha observado que los estudiantes compiten entre sí para ver quién es el 'más atractivo' o el 'más genial' del grupo.

Figura 6: Grabación de gráficos idealizada para el Experimento 2. Al principio, el telescopio se ajusta para que mire a unos 20 grados por encima del horizonte en un cielo vacío (no se permiten árboles, satélites, etc.), y luego de un lado a otro a lo largo del azimut (unos 10 grados más o menos) hasta que se mirando la parte más fría del cielo se produce una desviación mínima de la pluma, marcada con una A en el gráfico. Luego, una persona sube por una escalera corta y se para frente al plato de tal manera que llene la mayor parte del ancho del haz del telescopio como sea posible. Párese aproximadamente a un metro de distancia del LNB. La desviación está marcada con una B para esta persona en particular. La desviación para otra persona está marcada con C, etc.
Experimento 3: Para mostrar que la intensidad de microondas está asociada con la temperatura de un objeto, la idea es colocar un objeto de temperatura variable en un punto adecuado frente al telescopio y luego monitorear la salida en función de la temperatura. Por simplicidad, el objeto debe tener un tamaño angular constante en relación con la antena. Resulta que un vaso de precipitados de vidrio (1L) colocado justo en frente de la bocina de alimentación (es decir, justo en el LNB) es satisfactorio porque llena gran parte (si no toda) de la abertura de la bocina de alimentación. Un vaso de precipitados o una botella de espuma de poliestireno sería aún más satisfactorio.

& nbsp & nbsp & nbsp Se necesita una plataforma adecuada para sostener el vaso de precipitados justo en frente de la bocina. Un ejercicio preliminar podría ser tener la antena apuntando en alguna dirección arbitraria en el aula y luego colocar un vaso de precipitados vacío en el soporte y verificar que el vaso de precipitados no está afectando el comportamiento del aparato.

& nbsp & nbsp & nbsp En realidad, si solo se necesita este experimento en particular. entonces no es necesario tener la antena parabólica. Simplemente coloque el LNB (con su bocina de alimentación) en un soporte adecuado y continúe desde allí. Como se mencionó anteriormente, es necesario tener en cuenta que el interior del aula está a unos 300 K y por lo tanto llena el aula de microondas. Si hay luces fluorescentes en la habitación, la radiación de microondas ambiental es aún más intensa.

Figura 7: Un diagrama de bloques de la disposición experimental para medir la emisión de microondas de algún objeto (por ejemplo, agua) a varias temperaturas. Es necesario colocar un soporte de vaso de precipitados adecuado más o menos como se muestra. En nuestro experimento, simplemente llenamos el vaso de precipitados con agua a varias temperaturas diferentes y medimos la salida del telescopio (también podríamos llamarlo radiómetro de microondas) cada vez. Es muy importante asegurarse de que no entre en la bocina de alimentación radiación de microondas contaminante (por ejemplo, de luces fluorescentes).
Figura 8: Un gráfico idealizado obtenido mediante el procedimiento descrito anteriormente. El módulo de compensación de voltaje se utilizó para establecer el voltaje de salida del sistema (voltaje de entrada en el registrador gráfico o equivalente) a cero voltios cuando la sustancia estaba a 0 ° C.Tenga en cuenta que los datos no siguen una línea recta, tal vez contrariamente a expectativa. The basic reason is that the blackbody radiation depends on the fourth power of the blackbody temperature. Also, the LNB itself produces microwaves consistent with an object at a temperature specified by the 'Noise Temperature' of the LNB (given by the manufacturer usually about 50 K for typical off-the-shelf units). For the purposes of the experiment, however, it suffices to find that the temperature of the substance and its associated blackbody microwave emission are related in a fairly simple manner.

1. John D. Kraus, Radio Astronomy, 2nd ed., Cygnus Quasar Book, P.O. Box 85, Powell, OH, 43065. The book is also available from Radio-Sky Publishing, P.O. Box 3552, Louisville, KY., 40201 email [email protected]

2. George Lo and William Lonc, "Solar Temperature at 4GHz: An undergraduate experiment," Am.J.Phys., 54, 843-6 (1986). Additional discussions of concepts and projects suitable for senior high-school will be found in the book Radio Astronomy Projects, (by W. Lonc) available from Radio-Sky Publishing for $20 plus $3 shipping.

C1: 10 uF
C2: 0.1 uF
C3: 0.001 uF
C4: 4.7 pF

L: 6 uH
R1: 470, 1/8 watt
R2: 100, 1/4 watt

    The home-built I.F. amplifier module has three micro-monolithic integrated circuits (MMIC's), and the circuit is shown in Figure 9. Using these MMIC's greatly simplifies construction of a wide-band amplifier. The input and output impedance of both the converter and home-built I.F. module is a nominal 50 ohms. Note that the I.F. amplifier supplies the power (18 volts at approximately 0.1 amperes) to the converter and does this by sending this d.c. power along the coax cable between the converter and the I.F. amplifier module. This is an example of 'multiplexing'. The I.F. amplifier module needs about 10 volts at some 25 mA. In our experiment, we simply used a resistor of about 250 ohms between points A and B in Figure 9 and fed 18 volts to the module as shown.


The completed Classroom Radio Telescope

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Telescopes Unite in Unprecedented Observations of Famous Black Hole



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More Information
Video compilation: NASA/GSFC/SVS/M.Subbarao & NASA/CXC/SAO/A.Jubett

In April 2019, scientists released the first image of a black hole in the galaxy M87 using the Event Horizon Telescope (EHT). This supermassive black hole weighs 6.5 billion times the mass of the sun and is located at the center of M87, about 55 million light-years from Earth.

The supermassive black hole is powering jets of particles that travel at almost the speed of light, as described in our latest press release. These jets produce light spanning the entire electromagnetic spectrum, from radio waves to visible light to gamma rays.

To gain crucial insight into the black hole's properties and help interpret the EHT image, scientists coordinated observations with 19 of the world's most powerful telescopes on the ground and in space, collecting light from across the spectrum. This is the largest simultaneous observing campaign ever undertaken on a supermassive black hole with jets.

The NASA telescopes involved in this observing campaign included the Chandra X-ray Observatory, Hubble Space Telescope, Neil Gehrels Swift Observatory, the Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR), and the Fermi Gamma-ray Space Telescope.

Beginning with the EHT's now iconic image of M87, a new video takes viewers on a journey through the data from each telescope. The video shows data across many factors of ten in scale, both of wavelengths of light and physical size. The sequence begins with the EHT image of the black hole in M87 released in April 2019 (the data was obtained in April 2017). It then moves through images from other radio telescope arrays from around the globe, moving outward in the field of view during each step. (The scale for the width of squares is given in light years in the bottom right hand corner).

Next, the view changes to telescopes that detect visible light (Hubble and Swift), ultraviolet light (Swift), and X-rays (Chandra and NuSTAR). The screen splits to show how these images, which cover the same amount of the sky at the same time, compare to one another. The sequence finishes by showing what gamma ray telescopes on the ground, and Fermi in space, detect from this black hole and its jet.

Throughout the sequence the smallest detail that the array or telescope can see increases in size by a large amount. For example the smallest details that the EHT, Chandra, and Fermi can see are 0.0067, 130 and 330,000 light-years respectively. Only the EHT can detect the black hole's shadow, and at the other extreme, Fermi is not able to determine whether the gamma ray emission it detects comes from regions close to the black hole, or from the jet.

The data were collected by a team of 760 scientists and engineers from nearly 200 institutions, 32 countries or regions, using observatories funded by agencies and institutions around the globe. The observations were concentrated from the end of March to the middle of April 2017.

The Astrophysical Journal Letter describing these results is available here. This paper was led by 33 members of the EHT Multiwavelength Working Group, and includes as coauthors members of the following collaborations: the entire Event Horizon Telescope Collaboration the Fermi Large Area Telescope Collaboration the H.E.S.S collaboration the MAGIC collaboration the VERITAS collaboration and the EAVN collaboration. The coordinators of the EHT Multiwavelength Science Working Group are Sera Markoff, Kazuhiro Hada, and Daryl Haggard, as well as coordinating work on the paper. Juan Carlos Algaba and Mislav Baloković also coordinated work on the paper.

The 2017 campaign involved a large number of observatories and telescopes. At radio wavelengths it involved: the European Very Long Baseline Interferometry (VLBI) Network (EVN) on May 9, 2017 the High Sensitivity Array (HSA), which includes the Very Large Array (VLA), the Effelsberg 100m antenna and the 10 stations of the National Radio Astronomy Observatory (NRAO) Very Long Baseline Array (VLBA) on May 15, 16 and 20 the VLBI Exploration of Radio Astronomy (VERA) over 17 different times in 2017 the Korean VLBI Network (KVN) over seven epochs between March and December the East Asian VLBI Network (EAVN) and the KVN and VERA Array (KaVA) , over 14 epochs between March and May 2017 the VLBA on May 5, 2017 the Global Millimeter-VLBI-Array (GMVA) on March 30, 2017 the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) the Submillimeter Array (SMA) as part of an ongoing monitoring program. At ultraviolet (UV) wavelengths it involved the Neil Gehrels Swift Observatory (Swift) with multiple observations between March 22 and April 20, 2017 and at optical wavelengths: Swift and the Hubble Space Telescope on April 7, 12, and 17, 2017. (The Hubble data were retrieved from the Hubble archive because it was part of an independent observing program.) At X-ray wavelengths it involved the Chandra X-ray Observatory on April 11 and 14, 2017 the Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) on April 11 and 14, 2017 and Swift. At gamma-ray wavelengths it involved Fermi from March 22 to April 20, 2017 the High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S) the Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov (MAGIC) telescopes, and the Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System (VERITAS).

NASA's Marshall Space Flight Center in Huntsville, Alabama, manages the Chandra program for NASA's Science Mission Directorate in Washington. The Smithsonian Astrophysical Observatory in Cambridge, Massachusetts, controls Chandra's science and flight operations.

The EHT Multi-wavelength (MWL) Working Group is a collective of EHT Collaboration members and external partners working together to ensure broadband MWL coverage during EHT campaigns, to maximize science output. The EHT collaboration involves more than 300 researchers from Africa, Asia, Europe, North and South America. The international collaboration is working to capture the most detailed black hole images ever obtained by creating a virtual Earth-sized telescope. Supported by considerable international investment, the EHT links existing telescopes using novel systems — creating a fundamentally new instrument with the highest angular resolving power that has yet been achieved.


Comentarios

December 2, 2011 at 4:31 pm

It's remarkable and inspiring to see that 34-year-old spacecraft can still be generating interesting scientific data. What a credit to the engineers who created the mission. Well done, NASA.

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December 2, 2011 at 5:11 pm

I had heard of Lyman-alpha before but didn't know much about it. This filled in a gap in my knowledge.

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December 5, 2011 at 9:35 am

Thirty-four years ago began my passion for astronomy, this event was my personal "Big Bang"


Can you see exoplanets with a telescope?

The answer is probably no but I wanted to check just in case. What about using telescope + camera?

#2 Yogurthawk

I'm not an expert in this field and I've never actually tried myself, but my intuition is that no, you could not visually "see" an exoplanet through any amateur telescope.

However, you could most definitely detectar an exoplanet through several methods, the most straightforward being the transit method. The transit method involves attaching a camera to a lens/telescope, and pointing it at a star/group of stars. The idea here is that if we graph intensity of the light coming from the star over time, if an exoplanet orbiting a star were to come between our telescope's view and the star itself (think eclipse), we would see a drop in intensity over time in the form of a smooth bell curve. You could then conclude that you have detected evidence of an exoplanet orbiting a star.

#3 S.Boerner

The AAVSO's Exoplanet Observing Guide by Dennis Conti explains how to do it via imaging.

#4 Krzysztof z bagien

There are some actual pictures of exoplanets, eg. taken by Hubble Space Telescope, like Fomalhaut b.

Keep in mind that HST has 2.4m diameter mirror, and is not affected by Earth's atmosphere - so if you mean amateur telescope - answer is "no", not even with the best camera. What is available for amateurs unfortunately isn't even close to HST, and exoplanets are simply to faint to be seen. They can be detected indirectly however.

Edited by Krzysztof z bagien, 24 March 2020 - 11:40 PM.

#5 SillySMS

You might be able to detect its presence via the transit method and a good astrophotography rig, but actual images are exceedingly difficult for megascopes like Hubble, LBT and Keck, nevermind our dinky scopes.

#6 Dave Mitsky

The AAVSO's Exoplanet Observing Guide by Dennis Conti explains how to do it via imaging.

Just to make it clear, this pdf concerns using the transit method to detect exoplanets, which isn't really "seeing" in the usual sense of the word.

#7 Waddensky

No, you can't. If we take Jupiter as an example, from a distance of only 10 pc the planet would appear as a mag 25.9 point of light (assuming a fully illuminated disk), separated by just 0.5 arcsec from the mag 4.8 Sun (source). Amateur telescopes are not able to reach this visual limiting magnitude, or the required resolution and magnification needed to separate the pair. Even the Hubble Space Telescope, although able to image 25.9 visual magnitude, does not have enough angular resolution to make the planet stand out next to the star.

#8 slavicek

Of course you can! That is if you are a billionaire. Just buy JWST #2 and you are all set. There is no written limit to the size on amateur telescopes. It's only question of how much money you are willing to spend.

#9 kathyastro

I know some amateurs who are doing expolanet observations using the transit method. But imaging them is out of the question.

Most expolanets discovered to date are in really small orbits, smaller than Mercury's orbit. You would need a large expolanet in an exceptionally wide orbit, close to our solar system to have a chance of seeing one. I don't think there are any that fit the bill.

#10 Kon Dealer

#11 tleroy1

Interesting question and lots of interesting answers.

I wouldn't have thought even with the transit method it would be within reach of amateurs. Nice to know it's a possibility to be able to detect planets for those with the skill and patience!

#12 Diomedes

Really good stuff, the transit method sounds like something I wan't to try out when I get a bit more experience. I can "see" where the exoplanets are using Stellarium which is cool. By the way,this question came out of reading the Celestial Handbook.

Let us then imagine a scale model of the Solar
System, with the Earth represented as a speck one inch away from the pinpoint
Sun. Pluto is then about 3½ feet from the Sun. The nearest star on this model will
be nearly 4½ miles away. And all the stars are, on the average, as far from each
other as the nearest ones are from us.

Imagine, then, several hundred billion stars scattered throughout space, each
one another Sun, each one separated by a distance of several light years from its
nearest neighbors. Comprehend, if you can, the almost terrifying isolation of any
one star in space. How many of these distant Suns are surrounded by planetary
systems, and how many other inhabited worlds may exist somewhere? Have we
any hope of ever knowing? For a planet the size of the Earth would be completely
beyond the range of any telescope in the world, even at the distance of the very
nearest of the stars.