Transcript Coordenadas Celestes - juntadeandalucia.es

Medición de ángulos
Los bastones pueden percibir la
luz más débil.
Los conos se utilizan para
detectar los colores.
La fovea es responsable de nuestra visión central y más aguda
El campo de visión de la fovea tiene sólo cinco grados de ancho. Si dos objetos llaman la
atención al mismo tiempo, necesitan entrar en ese estrecho ángulo para ser percibidos.
La fovea es un área de tejido de 1.5 mm de ancho en donde hay conos muy densamente
empacados. Lo que se ve con la fovea se ve en alta definición. La fovea es crítica para leer,
manejar, ver televisión. La fovea concentra la atención del cerebro.
La UNIDAD ASTRONÓMICA (UA)
se define como la distancia media
entre la Tierra y el Sol.
1 U.A. = 149,600,000 km
En notación científica:
1 U.A. = 1.496x108 km
Definición de Parsec (pc)
1 pc es la distancia a una estrella
cuyo paralaje (ángulo Sol- -Tierra)
es igual a 1 segundo de arco (1”).
1”
2 UA
1 pc
El AÑO LUZ
Comúnmente se abrevia ly, por sus
iniciales en inglés. 1 ly es la distancia
que recorre la luz en un año. Por lo
tanto:
1 ly = (365)(24)(60)(60s)(300,000 km/s)
1 ly = 9.46x1012 km
1 pc= 3.08x1013 km / 9.46x1012 km
1 pc= 3.26 ly
Magnitud de las Estrellas
La unidad de magnitud fue introducida
por Hiparco. A Sirio, la estrella más
brillante del cielo, le asignó un valor
m=1, mientras que a las más débiles
(a simple vista) les asignó m=6.
Una estrella que es 100 veces más
brillante que otra, posee una magnitud
menor en cinco unidades que la más
débil. Esta relación puede escribirse
en forma más general como:
m2-m1 = 2.5 log10(b1/b2),
donde m1 y b1 son la magnitud y el
brillo de la estrella 1.
Magnitudes aparentes de algunos objetos:
Sirio
-1.5
Venus
-4.4
Luna llena
-12.6
Sol
-26.8
Estrellas más débiles +6 (a simple vista)
Con gran telescopio terrestre +27
Con el Telescopio Espacial Hubble +30
Objeto celeste
Magnitud
aparente
−26.73
Sol
−12.6
Luna llena
−8.0
Máximo brillo de un satélite (destello Iridium)
−4.4
Máximo brillo de Venus
−4.0
Objeto más débil observable durante el día a simple vista
−2.8
Máximo brillo de Marte
−1.5
Estrella más brillante: Sirio
−0.7
Segunda estrella más brillante: Canopus
0
Definición de estrella de magnitud cero: Vega
3.0
Estrellas más débiles visibles en una ciudad
6.0
Estrellas más débiles observables a simple vista
12.6
Quasar más brillante
27
Objetos más débiles observables en el visible con
telescopios de 8m, en la superficie terrestre
30
Objetos más débiles observables en el visible con el HST
38
Objetos más débiles que serán observables en el visible con
el Telescopio OWL (2020)
m (aparente) y M (absoluta)
La magnitud aparente m es una
unidad relativa, ya que depende de la
distancia al objeto. Es el brillo que se
percibe desde la Tierra.
La magnitud absoluta M no depende
de la distancia, sino solo del brillo
intrínseco del objeto.
Magnitud Absoluta
La magnitud absoluta (M) se define
como la magnitud aparente que
tendría un objeto si este se encontrara
a una distancia de 10 pc del Sol. El
propósito de esta definición es poner
a todos los objetos celestes a la
misma distancia al medir su brillo.
De acuerdo con ésta, la relación entre
m y M está dada por:
m-M = 5 log10(r/10)
Instrumentos
astronómicos previos
a la invención del
telescopio
Merkhet
(600 a. C.)
Fue inventado por
los egipcios, para
medir el tiempo en
la noche utilizando
la posición de las
estrellas.
Manera en que los egipcios usaban el merkhet y
la plomada para marcar la posición de la estrella
polar y definir líneas Norte-Sur en cimentaciones.
Astrolabio
Marinero
Utilizado para
medir la latitud
de un barco en
el mar
http://www.astrolabes.org/mariner.htm
Philippe Danfrie
París, 1600
http://www.hps.cam.ac.uk/starry/sacrosundlrg.jpg
http://www.sil.si.edu/DigitalCollections/HST/Brahe/sil4-3-12a.htm
En octubre de 1608 se discutieron en La Haya
solicitudes de patente para un instrumento “que
permite ver objetos lejanos como si estuvieran
cerca”. Primero se discutió la de Hans Lipperhey
y después la de Jacob Metius de Alkmaar. Había
que considerar además a Zacharias Janssen,
que estaba vendiendo este instrumento en una
feria.
La decisión del gobierno holandés fue que no
podía otorgarse patente, porque la invención era
demasiado fácil de imitar.
Galileo
fue el primero en usar el
telescopio en Astronomía.
Él mismo construyó el
telescopio que utilizó en
sus observaciones. Al
instrumento que diseñó
se le conoce como:
Telescopio
Refractor
Galileano.
Hevelius con su
telescopio
Historia del telescopio
• Holanda: Hans Lipperhey y otros, 1608.
• Galileo: su primer telescopio, julio de 1609.
• René Descartes describe la aberración esférica en
Dioptrique, escrito como apéndice de su famoso libro El
Discurso del Método.
• Christiaan Huygens: telescopio de 7 m de largo (1656).
Inicia la carrera por grandes telescopios.
• Johannes Hevelius: telescopio abierto de 55 m en 1670.
• Isaac Newton: inventa el reflector, 1671.
• En la segunda mitad del siglo XVIII, Herschell y James
Short logran desarrollar telescopios reflectores de gran
calidad. Comienza el reinado de este tipo de telescopios.
Telescopio reflector
de Newton
Issac Newton publica La Luz y sus Colores.
Afirma que la luz blanca es una mezcla de
colores. Discute la aberración cromática y
construye el primer reflector (el telescopio
newtoniano). Al principio es bien recibido por
la Royal Society, pero el espejo resulta difícil
de hacer y se oxida muy rápidamente.
Christiaan Huygens
14 abril 1629 - 8 julio 1695
La Haya, Holanda.
Perfeccionó el telescopio y
descubrió con él a Titán en
1655 y los anillos de
Saturno (1659).
Primer reloj de péndulo
preciso y primer estudio de
un sistema dinámico
(péndulo doble).
Especuló acerca de la vida
extraterrestre.
Systema Saturnium de Christiaan Huygens, 1659
http://www.sil.si.edu/DigitalCollections/HST/Huygens/huygens-ill6.htm
Percival Lowell (1855-1916)
Globo de Marte
Lowell en su observatorio en
Flagstaff, AZ.
http://www.wanderer.org/references/lowell/Mars/chap04.html
Los “canales” de Marte. Lowell pensaba, erróneamente,
que habían sido construidos para transportar agua.
Tipos de Telescopios
ASTROFOTOGRAFÍA
Newton (1666) mostrando el
espectro de la luz solar:
Descomposición de la luz en colores
Explicación del Espectro
por Newton en Opticks
Dispersión de la luz
Nanómetros
Análisis químico mediante
la observación del Espectro
GUSTAV KIRCHHOFF y ROBERT BUNSEN
Annalen der Physik und der Chemie (Poggendorff),
Vol. 110 (1860), pp. 161-189 (dated Heidelberg, 1860)
Identificación de las líneas del
Espectro de Fraunhofer por
Edmund Beckerel en1843
O2 O2
Ca
Fe + Ca
Hß
Fe
Mg
Na Hα
H
He
Ne
Tan solo 20 Å del espectro solar. I denota átomos neutros, II denota que los átomos están ionizados una sola vez.
Espectroscopía astronómica
Espectrógrafo con autoguiado de SBIG
O
B
A
F
G
K
M
(Superior a 31,000 °K)
9,750 - 31,000 °K
7,100 - 9,750 °K
5,950 - 7,100 °K
5,250 - 5,950 °K
3,950 - 5,250 °K
2,000 - 3,950 °K
Se han añadido dos nuevos tipos para estrellas rojas débiles,
descubiertos gracias a nuevas técnicas de observación:
L
T
1,500 - 2,000 °K
~1,000 °K
El conjunto completo: OBAFGKMLT.
Tipo espectral
Tipo
Espectro
Color
Temperatura
O
Helio ionizado y neutro, hidrogeno débil
Azuloso
Superior a
31,000 °K
B
Helio neutro, hidrógeno un poco más fuerte
Azul-blanco
9750-31,000 °K
A
Hidrógeno muy fuerte, metales ionizados
Blanco
7100-9750 °K
F
Hidrógeno debilitándose, metales ionizados
Blanco
amarillento
5950-7100 °K
G
Hidrógeno aún más débil, metales ionizados y
neutros
Amarillento
5250-5950 °K
K
Hidrógeno, metales neutros
Anaranjado
3950-5250 °K
M
Poco o nada de hidrógeno, metales neutros,
moléculas
Rojizo
2000-3950 °K
L
Ausencia de hidrógeno, hidridos metálicos, metales
alcalinos
Rojo-infrarrojo
1500-2000 °K
T
Bandas de metano
Infrarrojo
1000 °K
Galaxias en el visible y en el UV
Una de las antenas del Very Large Array (VLA),
localizado en Socorro, Nuevo México
http://www.aoc.nrao.edu/intro/vlapix/vlaviews.index.html
Rayos X. Se observan en regiones de gas (plasma) que se
encuentran a muy altas temperaturas (entre 1 millón y 100 millones de
grados): gas en cúmulos de galaxias, remanentes de supernova (gas
chocado, alrededor de estrellas neutrónicas y hoyos negros.
Telescopio
Espacial
Chandrasekhar
Cúmulo de
Galaxias
Sra. Röntgen
Estrella siendo
devorada por un
super hoyo negro
Luz visible
Infrarrojo
Radiación de fondo en el Universo
Imagen del satélite COBE (Explorador del Fondo Cósmico), que
muestra las pequeñas anisotropías en la radiación de fondo. Estas
pequeñas fluctuaciones dieron origen a la formación de las
estructuras de materia: cúmulos de galaxias, galaxias, vacíos.