Astronomía

¿Cuál es la longitud de onda de luz más larga observable usando un telescopio óptico?

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¿A qué distancia del espectro visible podría funcionar un telescopio óptico?


Supongo que depende de lo que quieras decir con telescopio óptico.

Sin embargo, si solo se refiere a cualquier telescopio que pueda grabar imágenes en longitudes de onda de luz visible, entonces es posible utilizarlas (con los instrumentos adecuadamente refrigerados) para realizar observaciones en las llamadas longitudes de onda del infrarrojo medio de $ sim 20 $ $ mu $ m.

Ver, por ejemplo, en los telescopios Gemini https://www.gemini.edu/sciops/instruments/midir-resources

El ruido de fondo en tales longitudes de onda es extremadamente alto (el telescopio y el cielo se ven calientes en estas longitudes de onda), por lo que estos instrumentos han sido reemplazados en gran medida por observatorios espaciales como Spitzer y WISE.

Casi todos los telescopios "ópticos" grandes se utilizan de forma rutinaria para realizar observaciones hasta $ 2,4 mu $ m (la banda K).


Depende del telescopio.

Si el telescopio es completamente reflectante (sin elementos de vidrio transparente), debería poder operar mucho más allá de las longitudes de onda visuales, con su transmisión limitada principalmente en el material de costo del espejo.

http://www.thorlabs.com/images/TabImages/Concave_metallic_mirror_8_degree_AOI.gif ">Mejora esta respuestarespondido 3 de marzo de 2016 a las 18:06nflemming2004nflemming20045942 insignias de plata8 insignias de bronce

Astronomía de observación

Astronomía de observación es una división de la astronomía que se ocupa de registrar datos sobre el universo observable, en contraste con la astronomía teórica, que se ocupa principalmente de calcular las implicaciones mensurables de los modelos físicos. Es la práctica y el estudio de la observación de objetos celestes con el uso de telescopios y otros instrumentos astronómicos.

Como ciencia, el estudio de la astronomía se ve un poco obstaculizado porque no es posible realizar experimentos directos con las propiedades del universo distante. Sin embargo, esto se compensa en parte por el hecho de que los astrónomos tienen una gran cantidad de ejemplos visibles de fenómenos estelares que pueden examinarse. Esto permite que los datos de observación se tracen en gráficos y se registren las tendencias generales. Los ejemplos cercanos de fenómenos específicos, como las estrellas variables, se pueden utilizar para inferir el comportamiento de representantes más distantes. Esas varas distantes se pueden emplear para medir otros fenómenos en ese vecindario, incluida la distancia a una galaxia.

Galileo Galilei dirigió un telescopio hacia los cielos y registró lo que vio. Desde entonces, la astronomía observacional ha realizado avances constantes con cada mejora en la tecnología de los telescopios.


Contenido

La palabra telescopio (del griego antiguo τῆλε, tele "lejos" y σκοπεῖν, skopein "mirar o ver" τηλεσκόπος, teleskopos "visión de futuro") fue acuñado en 1611 por el matemático griego Giovanni Demisiani para uno de los instrumentos de Galileo Galilei presentado en un banquete en la Accademia dei Lincei. [2] [3] En el Mensajero estrellado, Galileo había usado el término perspicillum.

El primer registro existente de un telescopio fue una patente de 1608 presentada al gobierno de los Países Bajos por el fabricante de anteojos de Middelburg, Hans Lippershey, para un telescopio refractor. [4] Se desconoce el inventor real, pero se corrió la voz por Europa. Galileo se enteró y, en 1609, construyó su propia versión e hizo sus observaciones telescópicas de los objetos celestes. [5] [6]

La idea de que el objetivo, o elemento captador de luz, podría ser un espejo en lugar de una lente, se estaba investigando poco después de la invención del telescopio refractor. [8] Las ventajas potenciales del uso de espejos parabólicos (reducción de la aberración esférica y ausencia de aberración cromática) llevaron a muchos diseños propuestos y varios intentos de construir telescopios reflectores. [9] En 1668, Isaac Newton construyó el primer telescopio reflector práctico, de un diseño que ahora lleva su nombre, el reflector newtoniano.

La invención de la lente acromática en 1733 corrigió parcialmente las aberraciones de color presentes en la lente simple y permitió la construcción de telescopios refractores más cortos y funcionales. Los telescopios reflectores, aunque no están limitados por los problemas de color que se ven en los refractores, se vieron obstaculizados por el uso de espejos de metal de espéculo de rápido deslustre empleados durante el siglo XVIII y principios del XIX, un problema que se alivió con la introducción de espejos de vidrio recubiertos de plata en 1857, [10 ] y espejos aluminizados en 1932. [11] El límite de tamaño físico máximo para los telescopios refractores es de aproximadamente 1 metro (40 pulgadas), lo que indica que la gran mayoría de los grandes telescopios ópticos de investigación construidos desde principios del siglo XX han sido reflectores. Los telescopios reflectores más grandes tienen actualmente objetivos de más de 10 m (33 pies) y se está trabajando en varios diseños de 30-40 m.

El siglo XX también vio el desarrollo de telescopios que funcionaron en una amplia gama de longitudes de onda, desde radio hasta rayos gamma. El primer radiotelescopio especialmente diseñado entró en funcionamiento en 1937. Desde entonces, se ha desarrollado una gran variedad de instrumentos astronómicos complejos.

El nombre "telescopio" cubre una amplia gama de instrumentos. La mayoría detecta radiación electromagnética, pero existen grandes diferencias en la forma en que los astrónomos deben recolectar luz (radiación electromagnética) en diferentes bandas de frecuencia.

Los telescopios pueden clasificarse según las longitudes de onda de la luz que detectan:

    , usando longitudes de onda más cortas que la luz ultravioleta, usando longitudes de onda más cortas que la luz visible, usando luz visible, usando longitudes de onda más largas que la luz visible, usando longitudes de onda de microondas que son más largas que las de la luz infrarroja que usan longitudes de onda aún más largas

A medida que las longitudes de onda se hacen más largas, se vuelve más fácil utilizar la tecnología de antena para interactuar con la radiación electromagnética (aunque es posible hacer una antena muy pequeña). El infrarrojo cercano se puede recolectar de manera muy similar a la luz visible, sin embargo, en el rango del infrarrojo lejano y submilimétrico, los telescopios pueden funcionar más como un radiotelescopio. Por ejemplo, el telescopio James Clerk Maxwell observa desde longitudes de onda de 3 μm (0,003 mm) a 2000 μm (2 mm), pero utiliza una antena parabólica de aluminio. [12] Por otro lado, el telescopio espacial Spitzer, que observa desde aproximadamente 3 μm (0,003 mm) a 180 μm (0,18 mm) utiliza un espejo (óptica reflectante). También utilizando óptica reflectante, el telescopio espacial Hubble con cámara de campo amplio 3 puede observar en el rango de frecuencia de aproximadamente 0,2 μm (0,0002 mm) a 1,7 μm (0,0017 mm) (de luz ultravioleta a infrarroja). [13]

Con los fotones de longitudes de onda más cortas, con las frecuencias más altas, se utilizan ópticas de incidencia de miradas, en lugar de ópticas totalmente reflectantes. Los telescopios como TRACE y SOHO utilizan espejos especiales para reflejar ultravioleta extrema, produciendo imágenes de mayor resolución e imágenes más brillantes de lo que serían posibles de otra manera. Una apertura más grande no solo significa que se recolecta más luz, sino que también permite una resolución angular más fina.

Los telescopios también pueden clasificarse por ubicación: telescopio terrestre, telescopio espacial o telescopio volador. También pueden clasificarse según sean operados por astrónomos profesionales o astrónomos aficionados. Un vehículo o campus permanente que contiene uno o más telescopios u otros instrumentos se llama observatorio.


¿Cuál es la longitud de onda de luz más larga observable usando un telescopio óptico? - Astronomía

AQUÍ está disponible un archivo de Microsoft Excel con las ecuaciones más importantes ya establecidas.

Conversión de segundos de arco a radianes

EJEMPLO: Nuestro telescopio espacial puede resolver hasta 0,05 segundos de arco. ¿Qué es esto en radianes?

Primero, convertimos segundos de arco a grados.

Cálculo del diámetro angular para objetos distantes cuando se dan los diámetros y distancias reales

EJEMPLO: La luna de la Tierra tiene un diámetro de unos 3.474 km y unos 384.000

km de la Tierra. ¿Cuál es su tamaño angular?

Cálculo de la distancia cuando se dan los diámetros reales y angulares para objetos distantes

EJEMPLO: El telescopio espacial Hubble tiene una resolución visual de 0,1 segundos de arco (0,00000048 radianes). ¿A qué distancia puede ver un objeto de 100 metros de diámetro?

Límite de Dawes para la resolución de un telescopio óptico de luz visual

Esto se basó en estudios empíricos realizados por W.R. Dawes. Es para luz con una longitud de onda de aproximadamente 562 nm.

EJEMPLO: ¿Cuál es la resolución en segundos de arco de un telescopio óptico de 8 pies (96 pulgadas) de diámetro?


Contenido

Esta lista está ordenada por apertura óptica, que históricamente ha sido un indicador útil para limitar la resolución, el área óptica, el tamaño físico y el costo. Múltiples telescopios de espejo que están en la misma montura y pueden formar una sola imagen combinada se clasifican por su apertura equivalente. Los telescopios de altitud fija (por ejemplo, HET) también se clasifican por su apertura equivalente. Se incluyen todos los telescopios con una apertura efectiva de al menos 3,00 metros (118 pulgadas) en longitudes de onda visibles o del infrarrojo cercano.

Telescopios reflectores
Nombre Imagen Apertura efectiva Tipo de espejo Nacionalidad / Patrocinadores Sitio Primera luz
Telescopio binocular grande (LBT) 11,9 m (469 pulgadas) (combinado) [2] Múltiple
Dos espejos de 8,4 m (331 pulgadas)
Estados Unidos, Italia, Alemania Observatorio Internacional Mount Graham, Arizona, EE. UU. 2004
Gran Telescopio Canarias (GTC) 10,4 m (409 pulgadas) Segmentario
36 segmentos hexagonales
España (90%), México, EE. UU. Roque de los Muchachos Obs., Islas Canarias, España 2006
Telescopio Hobby-Eberly (HET) 10 m (394 pulgadas) (efectivo) [3] Segmentario
Segmentos hexagonales de 91 × 1 m (39 in) que forman un espejo de 11 m × 9,8 m
Estados Unidos, Alemania Observatorio McDonald, Texas, EE. UU. 1997
Apertura aumentada 2015
Keck 1 10 m (394 pulgadas) Segmentario
36 segmentos hexagonales
EE.UU Observatorios de Mauna Kea, Hawái, EE. UU. 1993
Keck 2 10 m (394 pulgadas) Segmentario
36 segmentos hexagonales
EE.UU Observatorios de Mauna Kea, Hawái, EE. UU. 1996
Gran telescopio de África meridional (SALT) 9,2 m (362 pulg.) (Efectivo) [4] Segmentario
Segmentos hexagonales de 91 × 1 m (39 in) que forman un espejo de 11 m × 9,8 m
Sudáfrica, EE. UU., Reino Unido, Alemania, Polonia, Nueva Zelanda Observatorio Astronómico de Sudáfrica, Northern Cape, Sudáfrica 2005
Subaru (JNLT) 8,2 m (323 pulgadas) Único Japón Observatorios de Mauna Kea, Hawái, EE. UU. 1999
VLT UT1 - Antu 8,2 m (323 pulgadas) Único Países de ESO, Chile Observatorio Paranal, Región de Antofagasta, Chile 1998
VLT UT2 - Kueyen 8,2 m (323 pulgadas) Único Países de ESO, Chile Observatorio Paranal, Región de Antofagasta, Chile 1999
VLT UT3 - Melipal 8,2 m (323 pulgadas) Único Países de ESO, Chile Observatorio Paranal, Región de Antofagasta, Chile 2000
VLT UT4 - Yepun 8,2 m (323 pulgadas) Único Países de ESO, Chile Observatorio Paranal, Región de Antofagasta, Chile 2001
Géminis Norte (Gillett) 8,1 m (319 pulgadas) Único EE. UU., Reino Unido, Canadá, Chile, Australia, Argentina, Brasil Observatorios de Mauna Kea, Hawái, EE. UU. 1999
Géminis Sur 8,1 m (319 pulgadas) Único EE. UU., Reino Unido, Canadá, Chile, Australia, Argentina, Brasil Cerro Pachón (CTIO), Región de Coquimbo, Chile 2001
MMT (óptica actual) 6,5 m (256 pulgadas) Único EE.UU F. L. Whipple Obs., Arizona, EE. UU. 2000
Magallanes 1 (Walter Baade) [5] 6,5 m (256 pulgadas) Único EE.UU Las Campanas Obs., Región de Atacama, Chile 2000
Magellan 2 (Landon Clay) 6,5 m (256 pulgadas) Único EE.UU Las Campanas Obs., Región de Atacama, Chile 2002
BTA-6 6 m (236 pulgadas) Único URSS / Rusia Obs. Astrofísica especial, Karachay-Cherkessia, Rusia 1975
Gran telescopio Zenith (LZT) 6 m (236 pulgadas) Líquido Canadá, Estados Unidos, Francia [6] Maple Ridge, Columbia Británica, Canadá 2003
Desmantelado 2016
Telescopio Hale 5,08 m (200 pulgadas) Único EE.UU Observatorio Palomar, California, EE. UU. 1949
LAMOST 4,9 m (193 pulgadas) (efectivo) [7] Segmentario
37 segmentos para el primario de 6,67 m × 6,05 m y 24 segmentos para el corrector de 5,72 m × 4,40 m apertura efectiva 3,6–4,9 m [8]
porcelana Observaciones astronómicas de Beijing, Xinglong, China 2008
MMT (óptica original)
(ver arriba para la versión actual)
4,7 m (185 pulgadas) (combinado) [9] Múltiple
Seis espejos de 1,8 m (71 pulgadas)
EE.UU F. L. Whipple Obs., Arizona, EE. UU. 1979
Espejos retirados 1998
Telescopio Lowell Discovery [10] 4,3 m (169 pulgadas) Único EE.UU Observatorio Lowell, Happy Jack, Arizona, EE. UU. 2012
Telescopio William Herschel 4,2 m (165 pulgadas) Único Reino Unido, Países Bajos, España Roque de los Muchachos Obs., Islas Canarias, España 1987
REMONTARSE 4,1 m (161 pulgadas) Único Estados Unidos, Brasil Cerro Pachón (CTIO), Región de Coquimbo, Chile 2002
VISTA 4,1 m (161 pulgadas) Único Países de ESO, Chile Observatorio Paranal, Región de Antofagasta, Chile 2009
Telescopio Víctor M. Blanco 4 m (157 pulgadas) Único EE.UU Observación Interamericana Cerro Tololo, Región de Coquimbo, Chile 1976
Nicholas U. Mayall 4 m [11] 4 m (157 pulgadas) Único EE.UU Obs. Nacional de Kitt Peak, Arizona, EE. UU. 1973
Telescopio solar Daniel K. Inouye 4 m (157 pulgadas) Único EE.UU Observatorio Haleakala, Hawái, EE. UU. 2019.
Telescopio anglo-australiano (AAT) 3,89 m (153 pulgadas) Único Australia, Reino Unido Australian Astronomical Obs., Nueva Gales del Sur, Australia 1974
Telescopio infrarrojo del Reino Unido (UKIRT) 3,8 m (150 pulgadas) Único Reino Unido, Estados Unidos Observatorios de Mauna Kea, Hawái, EE. UU. 1979
Telescopio AEOS de 3,67 m (AEOS) 3,67 m (144 pulgadas) Único EE.UU Estación Óptica Air Force Maui, Hawái, EE. UU. 1996
Telescopio óptico Devasthal de 3,6 m [12] (DOT) 3,6 m (142 pulgadas) Único India Observatorio ARIES Devasthal, Nainital, India 2016
Telescopio Nazionale Galileo (TNG) 3,58 m (141 pulgadas) Único Italia Roque de los Muchachos Obs., Islas Canarias, España 1997
Telescopio de nueva tecnología (NTT) 3,58 m (141 pulgadas) Único Países de ESO Observatorio La Silla, Región de Coquimbo, Chile 1989
Telescopio Canadá-Francia-Hawái (CFHT) 3,58 m (141 pulgadas) Único Canadá, Francia, Estados Unidos Observatorios de Mauna Kea, Hawái, EE. UU. 1979
Telescopio ESO de 3,6 m 3,57 m (141 pulgadas) Único Países de ESO Observatorio La Silla, Región de Coquimbo, Chile 1977
MPI-CAHA 3,5 m [13] 3,5 m (138 pulgadas) Único Alemania Occidental, España Calar Alto Obs., Almería, España 1984
USAF Starfire 3,5 m [14] 3,5 m (138 pulgadas) Único EE.UU Gama óptica Starfire, Nuevo México, EE. UU. 1994
Telescopio WIYN 3,5 m (138 pulgadas) Único EE.UU Obs. Nacional de Kitt Peak, Arizona, EE. UU. 1994
Telescopio de vigilancia espacial 3,5 m (138 pulgadas) Único EE.UU Campo de misiles White Sands, Nuevo México, EE. UU. 2011
Consorcio de Investigación Astrofísica (ARC) 3,48 m (137 pulgadas) Único EE.UU Apache Point Obs., Nuevo México, EE. UU. 1994
Telescopio Shane 3,05 m (120 pulgadas) Único EE.UU Observatorio Lick, California, EE. UU. 1959
Instalación del telescopio infrarrojo de la NASA 3,0 m (118 pulgadas) Único EE.UU Observatorio Mauna Kea, Hawái, EE. UU. 1979
NASA-LMT 3 m (118 pulgadas) Líquido EE.UU NASA Orbital Debris Obs., Nuevo México, EE. UU. 1995
Desmantelado 2002 [15]
Para la continuación de esta lista, consulte la Lista de grandes telescopios ópticos reflectores.

Hay solo unos pocos sitios capaces de pulir los espejos de estos telescopios. SAGEM en Francia pulió los cuatro espejos VLT, los dos espejos Gemini y los 36 segmentos para GTC. [16] El Laboratorio de Espejos del Observatorio Steward fundió y pulió los dos espejos LBT, los dos espejos Magellan, el espejo de reemplazo MMT y el espejo primario / terciario LSST. Actualmente está fabricando los espejos para el Telescopio Gigante de Magallanes. [17] Los segmentos Keck fueron fabricados por Schott AG. Los segmentos SALT y LAMOST fueron moldeados y pulidos por LZOS. [18] El espejo para Subaru fue fabricado por Corning y pulido en Contraves Brashear Systems en Pensilvania. [19]

Esta tabla no incluye todos los espejos más grandes fabricados. El Laboratorio de Espejos del Observatorio Steward produjo el colimador de 6.5 metros f / 1.25 utilizado en el Gran Sitio de Prueba e Integración Óptica de Lockheed Martin, utilizado para pruebas ópticas de vacío de otros telescopios.

Los espejos segmentados también se conocen como espejos de mosaico. Los espejos individuales también se denominan espejos monolíticos y pueden subcategorizarse en tipos, como sólidos o de panal.


Resumen de la sección

  • La difracción limita la resolución.
  • Para una apertura circular, lente o espejo, el criterio de Rayleigh establece que dos imágenes se pueden resolver cuando el centro del patrón de difracción de una está directamente sobre el primer mínimo del patrón de difracción de la otra.
  • Esto ocurre para dos objetos puntuales separados por el ángulo [látex] theta = 1.22 frac < lambda> [/ latex], donde λ es la longitud de onda de la luz (u otra radiación electromagnética) y D es el diámetro de la apertura, lente, espejo, etc. Esta ecuación también da la dispersión angular de una fuente de luz que tiene un diámetro D.

Preguntas conceptuales

  1. Un rayo de luz siempre se extiende. ¿Por qué no se puede crear un rayo con rayos paralelos para evitar su propagación? ¿Por qué no se pueden usar lentes, espejos o aperturas para corregir la propagación?

Problemas y ejercicios de amplificador

  1. El radiotelescopio de Arecibo de 300 m de diámetro que se muestra en la Figura 4 detecta ondas de radio con una longitud de onda promedio de 4,00 cm. (a) ¿Cuál es el ángulo entre dos fuentes puntuales que solo se pueden resolver para este telescopio? (b) ¿Qué tan cerca podrían estar estas fuentes puntuales a la distancia de 2 millones de años luz de la galaxia de Andrómeda?
  2. Suponiendo la resolución angular encontrada para el telescopio Hubble en el ejemplo 1, ¿cuál es el detalle más pequeño que se puede observar en la Luna?
  3. La difusión de difracción de una linterna es insignificante en comparación con otras limitaciones en su óptica, como las aberraciones esféricas en su espejo. Para mostrar esto, calcule la dispersión angular mínima de un haz de linterna que originalmente tiene 5,00 cm de diámetro con una longitud de onda promedio de 600 nm.
  4. (a) ¿Cuál es la dispersión angular mínima de un rayo láser He-Ne de longitud de onda de 633 nm que originalmente tiene 1.00 mm de diámetro? (b) Si este láser apunta a un acantilado de una montaña a 15.0 km de distancia, ¿qué tamaño tendrá el punto iluminado? (c) ¿Qué tan grande se iluminaría un punto en la Luna, sin tener en cuenta los efectos atmosféricos? (Esto podría hacerse para golpear un reflector de esquina para medir el tiempo de ida y vuelta y, por lo tanto, la distancia).
  5. Se puede utilizar un telescopio para ampliar el diámetro de un rayo láser y limitar la propagación de la difracción. El rayo láser se envía a través del telescopio en dirección opuesta a la normal y luego se puede proyectar sobre un satélite o la Luna. (a) Si esto se hace con el telescopio Mount Wilson, que produce un haz de luz de 633 nm de 2,54 m de diámetro, ¿cuál es la dispersión angular mínima del haz? (b) Sin tener en cuenta los efectos atmosféricos, ¿cuál es el tamaño de la mancha que haría este rayo en la Luna, suponiendo una distancia lunar de 3,84 × 10 8 m?
  6. El límite de la agudeza del ojo está realmente relacionado con la difracción de la pupila. (a) ¿Cuál es el ángulo entre dos puntos de luz que apenas se pueden resolver para una pupila de 3.00 mm de diámetro, suponiendo una longitud de onda promedio de 550 nm? (b) Considere su resultado como el límite práctico para el ojo. ¿Cuál es la mayor distancia posible a un automóvil de usted si puede resolver sus dos faros, dado que están separados por 1,30 m? (c) ¿Cuál es la distancia entre dos puntos que apenas se pueden resolver mantenidos a la distancia de un brazo (0.800 m) de su ojo? (d) ¿Cómo se compara su respuesta a (c) con los detalles que normalmente observa en las circunstancias cotidianas?
  7. ¿Cuál es el espejo de diámetro mínimo en un telescopio que le permitiría ver detalles tan pequeños como 5,00 km en la Luna a unos 384 000 km de distancia? Suponga una longitud de onda promedio de 550 nm para la luz recibida.
  8. Se le dice que no dispare hasta que vea el blanco de sus ojos. Si los ojos están separados por 6.5 cm y el diámetro de tu pupila es 5.0 mm, ¿a qué distancia puedes resolver los dos ojos usando luz de longitud de onda de 555 nm?
  9. (a) El planeta Plutón y su Luna Caronte están separados por 19 600 km. Sin tener en cuenta los efectos atmosféricos, ¿debería el telescopio Mount Palomar de 5,08 m de diámetro ser capaz de resolver estos cuerpos cuando se encuentran a 4,50 × 10 9 km de la Tierra? Suponga una longitud de onda promedio de 550 nm. (b) En realidad, es apenas posible discernir que Plutón y Caronte son cuerpos separados usando un telescopio terrestre. ¿Cúales son las razones para esto?
  10. Los faros de un automóvil están separados por 1,3 m. ¿Cuál es la distancia máxima a la que el ojo puede resolver estos dos faros? Considere que el diámetro de la pupila es de 0,40 cm.
  11. Cuando se colocan puntos en una página desde una impresora láser, deben estar lo suficientemente cerca para que no vea los puntos de tinta individuales. Para hacer esto, la separación de los puntos debe ser menor que el criterio de Raleigh. Tome la pupila del ojo como 3.0 mm y la distancia del papel al ojo de 35 cm encuentre la separación mínima de dos puntos de manera que no se puedan resolver. ¿A cuántos puntos por pulgada (ppp) corresponde esto?
  12. Resultados irrazonables. Un astrónomo aficionado quiere construir un telescopio con un límite de difracción que le permita ver si hay personas en las lunas de Júpiter. (a) ¿Qué diámetro de espejo se necesita para poder ver 1,00 m de detalle en una Luna joviana a una distancia de 7,50 × 10 8 km de la Tierra? La longitud de onda de la luz promedia 600 nm. (b) ¿Qué tiene de irrazonable este resultado? (c) ¿Qué supuestos son irrazonables o inconsistentes?
  13. Construya su propio problema. Considere los límites de difracción para una onda electromagnética que interactúa con un objeto circular. Construya un problema en el que calcule el límite de resolución angular con un dispositivo, usando este objeto circular (como una lente, espejo o antena) para hacer observaciones. También calcule el límite de la resolución espacial (como el tamaño de las características observables en la Luna) para las observaciones a una distancia específica del dispositivo. Entre las cosas que se deben considerar se encuentran la longitud de onda de la radiación electromagnética utilizada, el tamaño del objeto circular y la distancia al sistema o fenómeno que se observa.

Espectro electromagnético

El espectro electromagnético es el rango de todas las longitudes de onda posibles de radiación electromagnética, que van desde los rayos gamma de alta energía a través de la luz visible y hasta las ondas de radio de baja energía. Varios fenómenos astronómicos solo pueden observarse a través de longitudes de onda específicas diferentes de la luz visible. Al escanear el cielo en el espectro completo de radiación electromagnética a través de telescopios ópticos, telescopios de rayos X, telescopios de microondas y radiotelescopios, los astrónomos recopilan información que no sería accesible si solo estuvieran observando a través de la luz visible. La luz visible es una pequeña fracción de todo el espectro electromagnético con longitudes de onda que van desde 380 nm (nanómetros o 10 -9 m) a 740 nm. Todo el ancho de banda del espectro se ilustra en la siguiente imagen.

Todos los diferentes tipos de radiación electromagnética consisten en fotones de una longitud de onda específica. Todos los objetos que son más cálidos que su entorno (que incluye todos los objetos astronómicos como estrellas, nebulosas, planetas, etc.) emiten fotones dentro de un cierto rango de diferentes longitudes de onda. Este rango depende casi exclusivamente de la temperatura de la superficie del objeto que emite la radiación electromagnética, no es una característica de la materia del objeto en sí. Los objetos muy calientes de un millón de K o más emiten su radiación principalmente en rayos gamma y X, mientras que los objetos más fríos emiten fotones con longitudes de onda más largas, como las ondas infrarrojas o de radio. Puede encontrar más información en nuestro artículo sobre la radiación del cuerpo negro.

Ley de desplazamiento de Wien que muestra la relación entre la radiación emitida y la temperatura de un cuerpo negro, Fuente: Usuario de Wikimedia Commons Sch, adaptado por Sun.org

En la imagen de arriba se puede ver a qué longitud de onda (o color) los cuerpos de una determinada temperatura emiten su máxima intensidad. Un objeto con una temperatura superficial de, por ejemplo, 10000 K emite su pico de radiación a una longitud de onda que corresponde al azul, una estrella con una temperatura superficial de 4000 K tiene su pico de emisión en rojo. Es por eso que las estrellas más calientes aparecen más azules y las estrellas más frías más rojas. Si queremos observar todos los objetos del universo que emiten radiación, no podemos simplemente observar la luz visible, también debemos observar todas las demás longitudes de onda. Solo con la ayuda de radiotelescopios e infrarrojos seremos capaces de detectar objetos más fríos, como enanas marrones, polvo o hidrógeno molecular. Con los telescopios de rayos X podemos distinguir mucho mejor las fuentes de radiación de alta energía, como los agujeros negros y las estrellas de neutrones.

Como puede ver, la intensidad máxima del Sol, que tiene una temperatura superficial de aproximadamente 5800 K, está dentro de la longitud de onda de la luz visible (es de aproximadamente 500 nm). Por lo tanto, no es una coincidencia que nuestros ojos sean muy buenos para detectar la luz visible, pero hacen un pésimo trabajo al detectar, por ejemplo, la luz infrarroja. Solo podemos ver la radiación en el estrecho ancho de banda de la luz visible que emiten los cuerpos con una temperatura de más de unos pocos cientos de ° C, como nuestro Sol o el hierro caliente que comienza a brillar en la oscuridad a temperaturas superiores a 400 ° C. (750 ° F). Si nuestro Sol fuera una enana roja con una temperatura superficial de solo 3000 K o menos, sus ojos estarían perfectamente adaptados para ver la luz infrarroja. Recuerda que solo estamos hablando de cuerpos que emiten luz. Podemos ver la luna a pesar de que la luna no está lo suficientemente caliente como para emitir luz visible, solo vemos la luz del sol que se refleja en la superficie de la luna.

Como dijimos, necesitamos algo más que telescopios que observan la luz visible para poder detectar todo el ancho de banda de la radiación electromagnética en el cielo. Pero, ¿qué podemos exactamente "ver" adicionalmente usando todas las longitudes de onda de radiación electromagnética? Echemos un vistazo a las imágenes de la Galaxia Molinillo del Sur (M83) mientras la observamos a través de diferentes longitudes de onda y veamos qué tipo de información se revela con cada longitud de onda. M83 es ​​una galaxia espiral distante de 15 millones de años luz en la constelación de Hydra con más o menos la mitad del diámetro de nuestra Vía Láctea. Así es como se ve en luz visible:

Southern Pinwheel Galaxy M83 en luz visible. Crédito de la imagen: Observatorio Europeo Austral (ESO) / Lars Christiansen.

Puede ver el núcleo aproximadamente esférico de la galaxia, también llamado abultamiento, en el centro de la imagen. La estructura en espiral de M83 es ​​claramente visible. Las espirales son regiones con más del promedio de estrellas brillantes y recién formadas que brillan intensamente en blanco y azul. Las espirales también contienen una mayor cantidad de regiones de formación de estrellas (nebulosas de emisión roja). Hay tantas estrellas en las regiones menos brillantes entre las espirales, pero estas estrellas son más antiguas y, por lo tanto, su luminosidad es mucho menor, por lo que estas regiones brillan con mucha menos intensidad que las espirales. Puede leer nuestro artículo sobre estrellas para comprender la correlación entre la masa, la luminosidad y la vida útil de las estrellas. Además, puede ver líneas de polvo (las áreas oscuras) que se convertirán en nuevas estrellas y planetas en los próximos miles de millones de años. Vemos el disco de la galaxia casi de frente con una inclinación muy pequeña.

Cambiemos a otra longitud de onda, el infrarrojo cercano. La radiación de esta longitud de onda puede penetrar el polvo oscurecedor, por lo que podemos ver muchas más estrellas que no eran visibles en la imagen de luz visible de arriba.

Southern Pinwheel Galaxy M83 en infrarrojo cercano. Crédito de la imagen: ESO / M. Gieles. Reconocimiento: Mischa Schirmer.

De nuevo, ves las estrellas más jóvenes y brillantes en las espirales, pero es mejor que comprendas que las regiones entre las espirales también están pobladas. Si observamos M83 en un infrarrojo aún más profundo, podemos ver la distribución del polvo en la galaxia, rojo en la siguiente imagen.

En general, los objetos más fríos de unos cientos a miles de grados Kelvin emiten la mayor parte de su energía en longitudes de onda infrarrojas (consulte nuestro artículo sobre la radiación del cuerpo negro. Ahora echemos un vistazo a las emisiones de radio (longitudes de onda aún más largas) y las ondas ultravioleta más energéticas. Las emisiones (longitud de onda más corta que la luz visible) pueden revelar La siguiente imagen es una imagen compuesta de estas dos longitudes de onda.

Southern Pinwheel Galaxy M83 en luz de radio (rojo) y luz ultravioleta (azul). Crédito de la imagen: Cortesía de NASA / JPL-Caltech / VLA / MPIA.

Las ondas de radio en rojo nos muestran dónde residen los átomos de hidrógeno neutros y fríos. Estos brazos ricos en hidrógeno llegan mucho más allá de la parte visible de la galaxia. La luz ultravioleta en azul revela las estrellas más jóvenes y calientes que se formaron hace aproximadamente 1 millón de años. Si observa una imagen ultravioleta pura de M83, podrá ver mejor que la formación de estrellas se extiende mucho más allá de la parte visible de la galaxia también.

Finalmente, podemos usar imágenes de rayos X para descubrir las áreas con las temperaturas más altas.

Rayos X de la parte central de Southern Pinwheel Galaxy M83. Créditos de imagen: NASA / CXC / Curtin University / R.Soria et al.

El problema con algunas longitudes de onda como los rayos gamma, los rayos X y partes de la luz infrarroja es que son absorbidos por la atmósfera terrestre. Bueno, en realidad no es un problema, pero es algo bueno, ya que no le gustaría que le hicieran rayos X desde el espacio todo el tiempo que camina bajo un cielo despejado. Pero para observar estas longitudes de onda tenemos que enviar telescopios a la órbita terrestre oa grandes altitudes, ya sea lanzando telescopios satelitales o con la ayuda de globos o aviones. El Boeing 747 SOFIA (Observatorio estratosférico de astronomía infrarroja) reconstruido de la NASA es un ejemplo de un telescopio basado en un avión.

  • ondas de radio para detectar, por ejemplo, gas y polvo interestelares
  • infrarrojos principalmente para ver todos los objetos con temperaturas más bajas de unos pocos cientos a varios miles de grados Kelvin, como estrellas más frías, polvo o enanas marrones. El infrarrojo también es muy importante para detectar las galaxias más distantes. Su luz se emitió hace miles de millones de años como luz visible, pero se corrió al rojo en su viaje de longitudes de onda visibles al infrarrojo debido a la expansión del universo.
  • luz ultravioleta para ver las estrellas más jóvenes, o en otras palabras, las regiones de formación estelar
  • rayos gamma y rayos X para identificar la materia que cae hacia los agujeros negros y las estrellas de neutrones

Absorción de radiación electromagnética en la atmósfera terrestre. Crédito de la imagen: Wikipedia.org, NASA (original) SVG por Mysid

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Astronomía de longitud de onda múltiple

La astronomía es una de las ciencias más antiguas. Hemos podido comprender el universo utilizando cualquier forma de mensaje, siendo el más reciente las ondas gravitacionales liberadas debido a las distorsiones del espacio-tiempo por la fusión de los agujeros negros y las estrellas de neutrones. Sin embargo, la mayor parte de nuestro conocimiento proviene de la observación del universo utilizando radiación electromagnética (EM). Durante mucho tiempo, confiamos en lo que era visible a simple vista (luz óptica), pero la astronomía moderna se basa en
comprender el universo utilizando una gran parte del espectro electromagnético. Es realmente sorprendente cómo diferentes partes del espectro revelan una comprensión diferente del universo.

La astronomía de longitudes de onda múltiples se basa en los principios tanto de la óptica de ondas como de rayos. Utiliza el hecho de que la luz tiene una naturaleza dual y puede existir tanto como partículas como como ondas (la dualidad onda-partícula de DeBroglie). En las longitudes de onda largas (ondas de radio), se trata como una onda y en las longitudes de onda cortas (rayos X y rayos gamma), se trata como una partícula (fotones). Al construir telescopios, se explota esta naturaleza dual.

La astronomía de múltiples longitudes de onda viene con su propio conjunto de desafíos técnicos en todo el espectro electromagnético. En primer lugar, tenemos ciertas limitaciones sobre qué parte del espectro electromagnético puede llegar al suelo. Por ejemplo, la mayoría de los rayos infrarrojos, ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma son absorbidos / dispersados ​​por la atmósfera de la Tierra. En la longitud de onda óptica, estamos limitados a observar en noches claras. Como resultado, la mayoría de estos telescopios se construyen a grandes altitudes en la Tierra o en el espacio (por ejemplo, el telescopio espacial Hubble). En segundo lugar, para longitudes de onda más largas, los telescopios tienen una difracción limitada, lo que significa que la resolución que pueden alcanzar los telescopios está limitada por la longitud de onda y el tamaño de los telescopios. Este es un fenómeno común en la óptica de ondas llamado límite de difracción angular que va como 1.22 * λ / D, donde λ es la longitud de onda de la luz y D es el diámetro del reflector. Therefore, most radio telescopes in the world like the Arecibo telescope in Puerto Rico, and Five hundred meter Aperture Synthesis Telescope (FAST) in China are very large (300, 500 m diameter, respectively). While it has its challenges, modern astronomy has also enabled a tremendous advancement in technology.

Multiwavelength astronomy has accelerated our understanding in fields like cosmology (understanding the large scale structure, expansion and the formation of the universe), galaxy evolution, stars and planet formation, exoplanets (search for planets orbiting other stars), transient phenomenon (explosions of stars) and many more. With the detection of
gravitational waves we are now headed in a new era of multi-messenger astronomy and have a lot to explore in the universe.


Gamma rays (wavelengths less than 0.01 nanometres)

Gamma rays from space are blocked by the Earth’s atmosphere – fortunately for us, because this powerful radiation is lethal. Gamma-ray telescopes in space give evidence for the processes that made the Universe habitable. When a massive star has used up its hydrogen fuel, it ends in a supernova explosion, emitting gamma rays. During this explosion, radioactive elements are formed and ejected into space, decaying or combining to form the other elements. ESA's COS-B satellite (1975-1982) created a catalogue of gamma-ray sources. ESA's Integral spacecraft, launched in 2002, takes this work forward, studying the phenomenon known as 'gamma-ray bursts'.


Ver el vídeo: Sky Map, tu guía del cielo (Diciembre 2022).