1
1. Introducción
2. Estructura de la atmósfera
3. Constituyentes de la atmósfera
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
BibliografíaObservational Astrophysics (Chapter 2)
P. Léna, D. Rouan, F. Lebrun, F. Mignard & D. Pelat
Electronic Imaging in Astronomy (Chapter 2)
I.A. McLean
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
2
La Atmósfera Terrestre
Las observaciones desde Tierra siguen teniendo validez • Menor costo
• Mayor accecibilidad
• Instrumental de mayor envergadura
1. Introducción
La atmósfera terrestre siempre ha sido una barrera o pantalla entre el observador y el resto del Universo Solo ha sido superada con la aparición de:
• Globos (30-40 km)
• Vuelos de altitud • Satélites artificiales
3
El conocimiento de la atmósfera terrestre permite
establecer las posibilidades y límites
de los observatorios en tierra
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
1. Introducción
2. Estructura de la atmósfera
3. Constituyentes de la atmósfera
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
La Atmósfera Terrestre
Satélites Astronómicos:
Estos se situan a alturas de las centenas de kilómetros (z
≈
300 km) o superiores
Por ejemplo:
• ISS: z
≈
400 km
• Transbordador espacial: z
≈
300 km
• Telescopio espacial Hubble: z = 570 km La estructura promedio de laatmósfera permite distinguir varias capas:
• Tropósfera
• Estratófera
• Mesósfera
• Termósfera
• Exósfera
52. Estructura de la atmósfera
Temperatura: El comportamiento general de la temperatura define prácticamente las distintas capasTropósfera:
dT/dz < 0
Salvo en algunas alturas particulares: “capas de inversión” Tropopausa:
dT/dz
≈
0
Estratósfera:dT/dz > 0
Estratopausa:dT/dz
≈
0
Mesósfera:dT/dz < 0
Mesopausa:dT/dz
≈
0
Termósfera:dT/dz > 0
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
z
6 G.L. Baume - 2017 Ozono (max) Airglow STRATOSPHEREPresión: Para una atmósfera isotérmica:
donde H= escala de altura
MO= masa molecular media (0.029 Kg)
Tm= Temperatura media R= 8.23 J K-1mol-1 Resultando ser: H ~ 8 km g T M R H m O =
)
exp(
)
(
z
P
z
H
P
=
O−
Densidad: Para una atmósfera isotérmica:
)
H
z
(
ρ
ρ(z)
=
0exp
−
Siendoρ0= 0.0012928 g/cm3 72. Estructura de la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
La Atmósfera Terrestre
G.L. Baume - 2013
1. Introducción
2. Estructura de la atmósfera
3. Constituyentes de la atmósfera
9
Constituyentes Principales
Nitrógeno (N
2): 78%
Oxígeno (O
2): 21%
Se encuentran en proporciones constantes hasta unos 100 km Son un obstáculo para las altas
frecuencias
radiación UV, rayos X y
γγγγ
Constituyentes Menores
A. Vapor de agua (H2O)
B. Dióxido de carbono (CO2): 0.035% C. Ozono (O3)
D. Iones
E. Otros: Metano (CH4): 0.0001745% Dióxido de azufre (SO2)
Oxidos de nitrógeno (NO,NO2) Provocan importantes líneas y bandas
de absorción Ne He CH4 Kr H2
N
2O
2 http://www.physics.usyd.edu.au/~cairns/teaching/lecture16/node2.html3. Constituyentes de la atmósfera
A, Vapor de Agua
Es un obstáculo para la radiación infrarroja
Existen varias formas de expresar la cantidad de agua en la atmófera: 3 3 2
m
por
aire
de
masa
m
por
O
H
de
masa
r
=
a) Cociente de mezcla (
mixing ratio
)Siendo
[r] = g kg
-10 < r < r
sat(T)
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
10
La escala de altura del vapor de agua
es Hagua~ 3 km
G.L. Baume - 2014
3. Constituyentes de la atmósfera
A. Vapor de Agua
11100
[%]
2=
×
sat O Hr
r
p
b) Porcentaje de humedad (
p
H2O[%]
)Este valor indica la fracción de vapor de agua del aire en relación con su “valor de saturación”
Valor de saturación: (rsat)
Es el valor de
mixing ratio
cuando el vapor de agua condensa (se forman pequeñas gotas)Este valor depende de la temperatura
www.physicalgeography.net/fundamentals/8c.html
r = constante
p
H2O[%]
(rsat )3. Constituyentes de la atmósfera
A. Vapor de Agua
c) Columna de agua precipitable (
h
):• Esta indica la altura que tendría una columna de agua líquida si se condensara todo el vapor de agua presente en la atmósfera
• La forma de calcularla es la siguiente:
∫
∞ = O z O H O H A z dz m ( ) 2 2 ρLa masa de agua por encima de una altura z se puede expresar como:
)
exp(
)
(
)
(
)
(
)
(
2Oz
r
z
airez
r
z
Oz
H
H=
ρ
≈
ρ
−
ρ
siendoh
A
m
H O H Oliquida 2 2=
ρ
Y para una columna de agua líquida sería:
(2)
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
h
A. Vapor de Agua
c) Columna de agua precipitable (
h
):∫
∞−
=
=
O z O liquida O H O HA
h
A
r
z
z
H
dz
m
(
)
exp(
)
2 2ρ
ρ
Igualando entonces las expresiones (1) y (2) resulta que:
3
1
2Oliquidag
cm
H=
ρ
[
]
∫
∞−
=
O z Og
cm
r
z
z
H
dz
h
ρ
3(
)
exp(
)
Y teniendo en cuenta que:
Resulta que:
A nivel del mar,
h ~ 2-3 cm
.13
3. Constituyentes de la atmósfera
A. Vapor de Agua
Columna de agua precipitable (
h
):[
]
∫
∞−
=
O z Og
cm
r
z
z
H
dz
h
ρ
3(
)
exp(
)
De esta forma: • Mauna Kea: (z
o= 4200 m) se
encuentra por encima del 95% del vapor de agua (h ~ 1.5mm)• Meseta Antártica: (
z
o~ 3000 m);
resulta h = 0.1-0.3 mm• Por encima de
z
o~ 10 km
, existe un muy bajo valor de la columna de agua lo que indica la ventaja de globos y aviones como observatorios en el IRAstronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
14
zo
h
http://geography.uoregon.edu G.L. Baume - 2013
3. Constituyentes de la atmósfera
B. Dióxido de Carbono
Es un obstáculo para la radiación infrarroja Su escala de altura es similar a la del oxígeno y
el nitrógeno (H ~ 8 km)
Su proporción no depende de la altura
15 http://en.wikipedia.org/wiki/Keeling_Curve
http://www.sciencephoto.com
ppmv = partes por millón en volumen (10000 pmm = 1%)
3. Constituyentes de la atmósfera
C. Ozono
Es un obstáculo para la radiación ultravioleta Su distribución y altura dependen tanto de la
latitud como de la estación del año.
Su columna (
h
O3) tiene un valor entre0.24
y0.38 cm
(STP: presión y temperatura estandard)La máxima concentración ocurre a los
20-30
km
aunque se halla presente hasta los 80 kmAstronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
http://autoescuelarife.es/modules/com_jforms/ ?ozone-concentration-45
D. Iones
La radiación solar (principalmente UV) provoca reacciones fotoquímicas en la alta atmósfera generando capas de iones
17 https://en.wikipedia.org/wiki/Ionosphere
Expresión “doble exponencial” aproximada para el perfil de densidad de electrones (Ne) dada por Chapman
donde Nemax= máxima densidad de electrones α = coeficiente de recombinación
z = altura normalizada relativa a la altura donde se produce Nemax
)]
1
(
exp[
)
(
emax z ez
N
z
e
N
=
α
−
−
−D. Iones
Son un problema para las ondas de radio
Las capas de plasma poseen un índice de refracción dado por:
siendo: o sea que: 2 2 1 − =
ν
ν
p n3. Constituyentes de la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
18 e O e p
m
e
N
ε
π
ν
2 24
=
νp = frecuencia del plasma
Ne= densidad electónica del plasma
] [ 10 97 . 8 ] [Hz = × 3 Ne m−3 p ν El valor de
ν
p depende de la densidad electrónica (Ne) y por lo tanto varía entre día y noche y con la actividad solar.3. Constituyentes de la atmósfera
19
D. Iones
Si
ν
=
ν
p (n =0) entonces el plasma provoca “reflexión total” para frecuencias bajas (ν
< νp)Aplicación práctica:
Este efecto es utilizado por las transmisiones de los radioaficionados
Problema astronómico
El plasma no permite detectar desde tierra aquellas frecuencias bajas (
ν
<
ν
p) provenientes de fuera de la atmósfera Ejemplos: De noche:N
e≈ 2.5 10
11m
-3 entoncesν
p≈ 4.5 MHz
De día:N
e≈ 1.5 10
12m
-3 entoncesν
p≈ 11 MHz
Valor de refeencia: Línea de 21cm de HI:
ν
≈ 1420 MHz
Más información en:http://www.spaceacademy.net.au/env/spwx/raiono.htm
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
La Atmósfera Terrestre
G.L. Baume - 2013
1. Introducción
2. Estructura de la atmósfera
3. Constituyentes de la atmósfera
4.1. Absorción: Se refiere a la reducción del flujo incidente por la destrucción de los fotones incidentes
4.2. Dispersión (scattering): Se refiere a la desviación de las señales luminosas y produce dos efectos:
La señal de fondo no deseada producida por otras fuentes (p.e.: la luz diurna en el visible; la contaminación lumínica durante la noche)
La reducción del flujo incidente de las fuentes deseadas
4.3. Emisión: Se refiere a la señal de fondo introducida por la atmósfera misma.
4.4. Refracción: Se refiere al cambio de la posición del objeto y a la dispersión de su imagen espectroscopicamente
4.5. Turbulencia: Se refiere a los movimientos irregulares de la atmósfera que: Degradan la calidad de las imágenes en el óptico
Provocan fluctuaciones de fase que afecta las observaciones con interferómetros
Todas estas propiedades varian con el tiempo y dependen fuertemente del lugar
21
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.1. Absorción
4.2. Dispersión (scattering)
4.3. Emisión
4.4. Refracción
4.5. Turbulencia
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
22 G.L. Baume - 2017
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.1. Absorción: Conceptos generales
Los constituyentes de la atmósfera provocan líneas atómicas y bandas moleculares:
Transiciones moleculares:
• Rotacionales: H2O, CO2, O3 ...
• Roto-vibracionales: CO2, NO, CO ... • Electrónicas: CH4, CO, H2O, O2, O3... Transiciones atómicas o de radicales: O, N ... Las más importantes corresponden a:
H2O CO2 O2 O3
La física atómica y molecular proveen:
Los “coeficientes de absorción másico”
K
i(
λ
) [cm
2/g]
oLas “secciones eficaces”
σ
(
λ
) [cm
2]
n
i= partículas del gas con un dado nivel de energía [cm
-3]
r
i= contenido fraccional del constituyente en consideración
Normalmente estos parámetros son dados paraP = 1atm
y T = 273 K,por lo que es necesario corregirlos para una altura dada
O i i i
r
n
K
ρ
σ
=
23 http://svr225.stepx.com:3388/sunlight/file/15998.png4.1. Absorción: Definiciones
Profundidad óptica (τ) :La “profundidad óptica” hacia el zenit a una altura “hO” y para un constituyente “i” (τi (λ,hO))
con “contenido fraccional” (ri (h)) viene dada por:
donde ρ(h)es la densidad del aire “Cuanto mayor es el valor de “ττττi”,
menos fotones son recibidos”
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
∫
∞=
O h i i O i(
λ
,
h
)
r
(
h
)
ρ
(
h
)
K
(
λ
,
h
)
dh
τ
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre G.L. Baume - 2013
25
4.1. Absorción: Definiciones
Masa de Aire
Se denomina “Masa de Aire” (
X) a la
relación entre:• el camino que un rayo de luz recorre en la atmósfera y
• el camino en dirección al cenit La expresión general viene dada por:
∫
∫
∞ ∞=
O O h hdh
h
dl
h
X
)
(
)
(
ρ
ρ
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
26
z
X
=
sec
Modelo de capas plano paralelas4.1. Absorción: Definiciones
Masa de AireLas expresiones utilizadas dependen del modelo de atmósfera adoptado
Una descripción detallada de como calcular el valor de X dependiendo del modelo de atmósfera se encuentra en:
http://en.wikipedia.org/wiki/Airmass
G.L. Baume - 2013
Modelo de atmósfera esférica: Se necesita para distancias cenitales elevadas (z > 80°) 3 2
)
1
(sec
0008083
.
0
)
1
(sec
002875
.
0
)
1
(sec
0018167
.
0
sec
−
−
+
−
−
+
−
−
+
=
z
z
z
z
X
Hardie (1962)4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.1. Absorción: Definiciones
Masa de Aire
Si una observación se lleva a cabo durante un tiempo de exposición determinado es necesario calcular la:
“Masa de aire media”
Soft En Inernet: http://www.briancasey.org/artifacts/ast ro/airmass.cgi En Linux-IRAF: • Tarea
airmass
• Tareasetairmass
ALGORITHMS (setairmass task in IRAF)
The mean airmass is calculated uses the formula described in "Some Factors Affecting the Accuracy of Stellar Photometry with CCDs" by P. Stetson, DAO preprint, September 1988. This simple formula is:
AM (eff) = [AM (beginning) + 4*AM (middle) + + AM (end)] / 6
and is derived by using Simpson's 1/3 rule to approximate the imtegral that represents the mean airmass.
The beginning, middle and end airmasses are calculated using the relation between airmass and elevation (or zenith distance) in John Ball's book on Algorithms for the HP-45:
AM = sqrt (x**2 + 2*scale + 1) – x
where
x = scale * sin(elevation) = scale * cos(ZD)
The atmospheric scaling parameter is chosen to be 750 (see "Astrophysical Quantities" by Allen, 1973 p.125,133).
27 http://iraf.noao.edu/scripts/irafhelp?setairmass
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
−
=
∞
∑
i ih
X
I
h
I
)
,
(
exp
)
(
)
(
0 0 0τ
λ
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
4.1. Absorción: Definiciones
La atenuación de un rayo incidente de intensidad
I
0 recibido a una alturah
0 y afetado por una “Masa de Aire”X, viene dada por:
Atmósfera apta para observación astronómica: (aprox. Σ
Σ
Σ
Σ
ττττ
i< 0.3
)Esto corresponde a una transmisión mayor al 75% Atmósfera totalmente opaca: (
Σ
Σ
Σ
Σ
ττττ
i> 10
)29
4.1. Absorción: Definiciones
Bandas telúricas:
Se denominan así a las líneas y bandas introducidas por la atmósfera
Se pueden modelar bastante bien adoptando un “perfil lorenziano”
Las figuras indican las más relevantes en el infrarrojo y en ondas submilimétricas
Perfil Lorenziano
(
) (
)
( )
1 2 22
2
)
,
(
−=
∆
∆
+
−
∆
=
πτ
ν
ν
ν
ν
π
ν
ν
ν
φ
L L O L Oτ = tiempomedio entre colisiones
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
30
4.1. Absorción: Resumen
Ondas milimétricas:
bandas rotacionales de H2O y O2
Ondas submilimétricas e infrarrojo: bandas rotacionales de H2O y CO2
vibracionales de H2O y CO2 Ultravioleta cercano:
transiciones electrónicas de O2y O3 absorción continua de O2por ionización Ultravioleta lejano (
λ
λ
λ
λ
< 20 nm
):absorción continua de N2
El gráfico indica las alturas a las que se alcanzan diferentes valores de atenuación (I/I0 = 0.5, 0.1, 0.01) para una distancia cenital z = 0 a lo largo del espectro electromagnético
G.L. Baume - 2013
λ
λ
λ
λ
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.1. Absorción
4.2. Dispersión (scattering)
4.3. Emisión
4.4. Refracción
4.5. Turbulencia
314. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.1. Conceptos generales
Esta es causada por: Las moléculas:
Ellas poseen una distribución exponencial con la altura (exp (-z/H))
Los aerosoles en suspensión: • Ellos constituyen
− partículas de polvo fino, − pequeñas gotas de agua y/o − contaminación atmosférica
• Se distrubuyen en forma aleatoria dependiendo fuertemente de
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre G.L. Baume - 2013
4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.1. Conceptos generales
Moléculas:
La ley que gobierna la dispersión molecular es el “Rayleigh scattering” que posee las siguientes propiedades:
• La sección eficaz (
σ
R) depende inversamente conλ
-4• La radiación es dispersada en forma aproximadamente homogénea hacia todas las direcciones
4
)
(
λ
α
λ
−σ
R 33 4 2 2 3)
1
(
3
32
)
(
λ
π
λ
σ
=
n
−
N
RN= densidad molecular numérica
n= índice de refracción del aire
Rayleigh scattering
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Verificandose que:
• Si a >>
λ
entonces Qdisp≈ Qabs≈ 1o sea(la sección eficaz es el doble de la sección geométrica) • Si a >
λ
entonces:σ
α
λ
−1)
(
2
π
a
2σ
≈
Independiente deλ
λ
λ
λ
( )
2(
( )
.( )
.)
2 abs dispQ
Q
a
Q
a
λ
π
λ
λ
π
σ
=
=
+
a= radio del aerosol
Q= parámetro de eficiencia de scattering
4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.1. Conceptos generales
Aerosoles:
En este caso la sección eficaz viene dada por el denominado “Mie scattering”, o sea:
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
34 G.L. Baume - 2013 Partículas pequeñas Partículas grandes Mie scattering
V is ib le In fra rro jo
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.2. Brillo del cielo
35 a) Luz del Sol:
La dispersión de la luz solar impide las observaciones durante el día y el crepúsculo en el óptico y en el infrarrojo “Rayleigh scattering” 4
)
(
λ
α
λ
−σ
R “Mie scattering” Practicamente independiente de λ4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.2. Brillo del cielo
b) Luz de Luna:
Esta es variable dependiendo de la “edad de la Luna” (*) y llega a ser la fuente mas importante de fondo de cielo natural en el óptico durante la Luna llena
(*) Días transcurridos desde la Luna Nueva
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
mag/arcsec2
G.L. Baume - 2013
Variación importante en el azul
37
4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.2. Brillo del cielo
b) Luz de Luna:
En base a ésta, las noches se clasifican en: •Noches oscuras (“dark time”):
- Sin Luna por encima del horizonte o la Luna es bastante menor a un cuarto - Fotometría de objetos débiles en el visible
•Noches brillantes (“bright time”):
- La edad de la Luna se halla cerca de la Luna llena
- Fotometría/espectroscopía de objetos brillantes u observaciones infrarrojas •Noches grises (“gray time”):
- Noches intermedias entre las dos anteriores
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.3. Reducción del flujo
La dispersión produce también la “reducción del flujo” incidente de las fuentes deseadas de la manera indicada por la figura
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
38
Extinción = Absorción + Dispersión
Los principales causantes de la extinción en el óptico (
0.3
µ
m <
λ
< 0.8
µ
m) son:
a) La dispersión molecular (Raleygh) b) La absorción del ozono (O3) c) La dispersión por aerosoles (Mie)
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.3. Reducción del flujo
La cantidad y variación de la extinción con la longitud de onda dependen:
• del lugar de observación y • de las condiciones atmosféricas.
39 Minniti et al. 1989
CASLEO: AO BAAA 2012
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.4. Modelo de extinción (en el óptico)
Modelo de Hayes & Latham (1975, ApJ 197, 593): a) Dispersión molecular (en mag/masa de aire):
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
siendo:
h [km]] = altura del observatorio
41
4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.4. Modelo de extinción (en el óptico)
Modelo de Hayes & Latham (1975, ApJ 197, 593): b) Absorción por ozono (en mag/masa de aire):
siendo:
k
OZ(
λ
) [cm
-1] = coeficiente de absorción
T
OZ[atm cm] = cantidad total de ozono
T
OZ≈ 0.2 en el ecuador
T
OZ≈ 0.3 a latitud 60°
(TOZtiene variaciones estacionales y además varía a lo largo de la noche)
La atmósfera resulta ser opaca para
λ
<320 nm
debido al ozono.4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
42 G.L. Baume - 2013
4.2. Dispersión: (scattering)
4.2.4. Modelo de extinción (en el óptico)
Modelo de Hayes & Latham (1975, ApJ 197, 593): c) Dispersión por aerosoles (en mag/masa de aire):
donde:
A
0yα
dependen del lugar geográfico (α
≈ 0.8)
h [km] = altura
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.1. Absorción
4.2. Dispersión (scattering)
4.3. Emisión
4.4. Refracción
4.5. Turbulencia
434. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.3. Emisión:
La emisión impone el límite para detección desde tierra de los objetos débiles
Se pueden distinguir dos categorías: • “Airglow”
(óptico; infrarrojo cercano)
• Emisión térmica
(infrarrojo; ondas milimétricas)
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre G.L. Baume - 2013
4.3. Emisión: “Airglow”:
Es la luminiscencia nocturna del cielo debida a la emisión producida por los átomos y las moléculas de la alta atmósfera que fueron exitados por la radiacion solar UV durante el día
Ocurre a unos 100 km de altura, donde la densidad electrónica (Ne) es suficientemente baja como para que el decaimiento radiativo espontaneo ocurra antes que el colisional
Las fuentes son:
OI, NaI, O2, OH, H
45
[ ]
cm srad W nm srad seg cm fotones Rayleigh 2 11 2 6 10 58 . 1 4 10 1 λ π − × = =La intensidad de la emisión se mide en “Rayleights [R]”
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.3. Emisión: “Airglow”:
El H: Causa múltiples líneas en la alta atmósfera (“geocorona”). Estas son incluso detectadas por el Telescopio Espacial (p.e.
Lyman α = 121.6 nm). Ver Caulet
et al. 1994, A&AS 108, 1-8.El OH: Provoca gran cantidad de líneas en el infrarrojo en la estratósfera (
λ
~ 2-3
µ
m)
La emisión no depende de la latitud a excepción de |ϕ| > 70°
donde se tornan importantes las “auroras” debido a la contribución adicional de electrones por el campo magnético terrestre.
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
46
R = resonant scattering C = chemical reaction I = ionic reaction.
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.3. Emisión: “Airglow”:
Las figuras indican espectros del cielo en el óptico correspondientes a distintos observatorios astronómicos
47 http://www.ing.iac.es/Astronomy/observing /conditions/skybr/skybr.html
Benn & Ellison 1998 ING Technical Note 115
La Palma
night-sky brightness
Conclusión: Es dificil extraer una “fuente difusa” con una señal de magnitud superficial significativamente menor a mV
= m
sky≈ 22/ arcosegundo
24. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
4.3. Emisión: “Airglow”:
Las figuras indican espectros del cielo en el infrarrojo correspondientes Gemini Norte (Mauna Kea, Hawaii)
4.3. Emisión: Emisión Térmica:
La emisión térmica (
I
λ(z)) es provocada
simplemente porque la atmósfera se encuentra a una temperatura TConsiderando:
• Equilibrio termodinámico (LTE)
• Atmósfera con temperatura uniforme (Tm)
y si además
• se trata de una atmósfera transparente (profundidad óptica baja a una dada altura z; τλ(z) << 1)
• se observa con una masa de aire X
49
)
(
)
1
(
)
(
z
e
(z)B
T
mI
λ=
−
−τλ λ ] 1 ) / [exp( 1 2 ) ( 5 2 − ≡ kT hc hc T Bλ
λ
λX
T
B
z
z
I
(
)
λ(
)
λ(
m)
λτ
=
La emisión es importante en: El infrarrojo cercano: 1-20 µm
Las ondas milimétricas: 0.5-2 mm Cuerpo Negro
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
50
4.3. Emisión (+ Dispersión): Brillo del cielo
Niveles de cielo (contínuo + líneas de emisión) para filtros de banda ancha en Mauna Kea (noche sin Luna)
Notar como se incrementa drásticamente el brillo para las bandas
JHK
Fuente: ASTR 511/O’Connell G.L. Baume - 2013
4.3. Emisión: Emisión Térmica:
Existe alta emisión en λλλλ=10 µµµµma pesar de existir un bajo valor de τλ Esto se debe a que Bλposee el máximo en esa parte del espectro
También existe alta la emisión a longitudes de onda mayores
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
51
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.3. Emisión: Chopping & Nodding
Introducción
En el infrarrojo cercano y medio (NIR y MIR), la atmósfera y el telescopio se presentan como fuentes muy brillante de radiación
Además el brillo de cielo es muy variable tanto en el tiempo como en el espacio
Debido a estos efectos es necesario utilizar una técnica especial de observación denominada
“chopping y nodding”
. G.L. Baume - 2017 https://www.sofia.usra.edu/science/proposing-and-Imagen infrarroja Flamingos 2 Gemini < 1s N (~10 µm) ~10 s M (~5 µm) ~20 s L (~3 µm) ~60-120s JHK (1-2 µm) Tiempo de esabilidad Banda53 Chopping
Frecuencia: 3 – 50 veces por seg. Nota: Los valores de frecuencia son solo ilustrativos como
órdenes de magnitud ya dependen fuertemente de la mecánica de cada telescopio.
4.3. Emisión: Chopping & Nodding
Chopping
Se denomina así al cambio de dirección del campo observado mediante el movimiento del espejo secundario del telescopio.
El cambio se realiza entre la posición del objeto y un campo cercano en el cielo obteniendo una imagen en cada posición
Este procedimiento permite remover el brillo del cielo (BSKY)
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
54
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.3. Emisión: Chopping & Nodding
Nodding
Se denomina así al cambio de dirección del campo observado mediante el movimiento de todo el telescopio
El cambio se realiza (tambien) entre la posición del objeto y un campo cercano (se utilila un desplazamiento igual al del “chopping” tanto en amplitud como en dirección)
Este procedimiento permite remover el brillo del telescopio (BTEL)
G.L. Baume - 2017
Nota: Los valores de frecuencia son solo ilustrativos como órdenes de magnitud ya dependen fuertemente de la mecánica de cada telescopio.
Nodding
55
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.3. Emisión: Chopping & Nodding
http://elte.prompt.hu/sites/default/files/tananyagok/InfraredAstronomy/ch04s03.htmlCHOP 1 CHOP 2 CHOP 1 CHOP 2
Procedimiento Básico
En cada posición de “nodding” se efectua un “chopping”
Se realiza la sustracción de las imágenes obtenidas en cada “chopping”
El brillo y distribución de la radiación infrarroja introducida por el telescopio mismo suele ser levemente diferente en cada posición del espejo secundario. Como consecuencia, luego de cada sustracción, existe un efecto residual en las imágenes resultantes de cada “chopping”
Se sustraen las dos imágenes obtenidas en cada posición de “nodding”, eliminando el residuo indicado anteriorente. NOD A NOD B 2 1 A A A
I
I
I
=
−
I
B=
I
B1−
I
B2 B A finalI
I
I
=
−
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.3. Emisión: Chopping & Nodding
G.L. Baume - 2017
Planteo Matemático
2 1 2 1 2 2 1 1 2 2 2 1 1 1)
(
)
(
;
A TEL A TEL A A SKY A SKY A TEL A SKY A TEL A SKY A A TEL A SKY A A TEL A SKY AB
B
S
I
B
B
B
B
B
B
S
I
B
B
I
B
B
S
I
−
+
≈
≈
+
−
+
+
=
+
=
+
+
=
2 1 2 1 2 2 1 1 2 2 2 1 1 1)
(
)
(
;
B TEL B TEL B B SKY B SKY B TEL B SKY B TEL B SKY B B TEL B SKY B B TEL B SKY BB
B
S
I
B
B
B
B
S
B
B
I
B
B
S
I
B
B
I
−
+
−
≈
≈
+
+
−
+
=
+
+
=
+
=
57
4.3. Emisión: Chopping & Nodding
Ejemplo: Gemini/OSCIR
Arriba: Dos imágenes obtenidas de
~15000frames de 20 mseg. (“chopping”) El tiempo total de integración de cada imagen ~ 5 minutos. El nivel de señal medio es ~ 2.2 1011e-.
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
58
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.3. Emisión: Chopping & Nodding
Ejemplo: Gemini/OSCIR
Arriba: Dos imágenes obtenidas de
~15000 frames de 20 mseg. (“chopping”) El tiempo total de integración de cada imagen ~ 5 minutos. El nivel de señal medio es ~ 2.2 1011e-.
Al medio: Imagen obtenida como
“señal1 - señal2”
("Chopped-Difference“).
La variación pico-valle es ~ 2 109e-, solo
un 1% de la señal absoluta, pero aun algunos órdenes de magnitud por encima del fondo de 4.7 105e-.
59
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.3. Emisión: Chopping & Nodding
Ejemplo: Gemini/OSCIR
Arriba: Dos imágenes obtenidas de
~15000 frames de 20 mseg. (“chopping”) El tiempo de integración de cada imagen ~ 5 minutos. El nivel de señal medio es ~ 2.2 1011e-.
Al medio: Imagen obtenida como
“señal1 - señal2”y “señal4 – señal3” ("Chopped-Difference“).
La variación pico-valle es ~ 2 109e-, solo
un 1% de la señal absoluta, pero aun algunos órdenes de magnitud por encima del fondo de 4.7 105e-.
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.3. Emisión: Chopping & Nodding
Ejemplo: Gemini/OSCIR
Arriba: Dos imágenes obtenidas de
~15000frames de 20 mseg. (“chopping”) El tiempo de integración de cada imagen ~ 5 minutos. El nivel de señal medio es ~ 2.2 1011e-.
Al medio: Imagen obtenida como
“señal1 - señal2”y “señal4 – señal3” ("Chopped-Difference“).
La variación pico-valle es ~ 2 109 e-,
solo un 1% de la señal absoluta, pero aun algunos órdenes de magnitud por encima del fondo de 4.7 105e-.
Abajo: La imagen final: "Net Source
4.1. Absorción
4.2. Dispersión (scattering)
4.3. Emisión
4.4. Refracción
4.5. Turbulencia
614. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
62
4.4. Refracción:
La refracción atmosférica produce un cambio en la dirección de la luz y los objetos celestes se desplazan aparentemente hacia arriba
La corrección por refracción (
R) es entonces la diferencia
entre la distancia cenital verdadera (z) y la observada (zobs)O sea que el efecto de la refracción aumenta cuanto mayor es la distancia cenital del astro
Este fenómeno afecta el apuntado y el seguimiento de los telescopios
R
z
z
=
obs+
z
tg
R
z
tg
n
R
=
(
−
1
)
=
0 http://mintaka.sdsu.edu/GF/papers/JOSA/GF-vis.htmlz
obsz
G.L. Baume - 20134. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
63
4.4. Refracción:
El cambio de dirección depende de la longitud de onda (refracción atmosférica diferencial)
Este efecto debe ser tenido en cuenta en algunas observaciones espectroscópicas para que toda la luz pase por la ranura del instrumento.
z
tg
60.8"
R
1.000295
n
nm
480
λ
z
tg
59.8"
R
1.00029
n
nm
700
λ
≈
⇒
=
→
≈
≈
⇒
=
→
≈
E W Angulo paraláctico To horizon http://www.astro.ufl.edu/~oliver/ast37224. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
4.4. Refracción:
La figura indica el efecto de la refracción diferencial modelado para el instrumento GMOS del Gemini Norte
4.1. Absorción
4.2. Dispersión (scattering)
4.3. Emisión
4.4. Refracción
4.5. Turbulencia
654. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.5. Turbulencia:
Introducción
La turbulencia es importante en la tropósfera y en la estratósfera (z < 20 km)
Es un inconveniente principalmente en la “ventana óptica”
Número de Reynolds (
Re
)Este número indica la relación entre la inercia de un fluido y su viscocidad
Cuando este excede un valor crítico, un fluido desarrolla turbulencia
ν
L
V
R
e=
V= velocidad del fluido ν [m²/s] = µ/ρ =
= viscosidad cinemática del fluido ρ = densidad del fluido [kg/m³]
µ = viscosidad dinámica del fluido [Ns/m²]
L= escala de longitud característica (p.e.: el tamaño de un obstáculo)
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
Para el caso del aire,
Recrítico~ 2000.
Este valor indica la transición entre un “flujo laminar” y un “flujo turbulento”
66 G.L. Baume - 2014
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.5. Turbulencia:
Modelo de Kolmogorov
Proceso básico:
a) La turbulencia produce, en su origen, remolinos de grandes
l
max~ decenas/centenas de metros
b) Los remolinos se tornan cada vez máspequeños y la energía cinética se transfiere entre ellos.
c) La energia se disipa finalmente por viscosidad cuando la escala es lo suficientemente baja
l
min~ unos pocos milimetros
67
Evolución temporal
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.5. Turbulencia:
Modelo de Kolmogorov
Espectro de energía
Las fluctuaciones de velocidad en un fluido turbulento (en un instante determinado) poseen un “espectro de Kolmogorov” o “espectro homogéneo”
3 5
)
(
k
k
−E
α
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
Remolinos
grandes Remolinos pequeños G.L. Baume - 2014
4.5. Turbulencia:
Modelo de Kolmogorov
Temperatura e Indice de refracción
La acción de los remolinos provoca una alteración de
• la temperatura del aire
• del índice de refracción del aire Existe entonces:
• un espectro de temperaturas y
• un espectro de índices de refracción
3 11 2
033
.
0
)
(
k
=
C
Tk
− Tφ
“Constante” de estructura:C
n2 oC
T2 caracterízan la turbulencia deun sitio (normalmente se los expresa en función de la altura) 69 3 11 2
033
.
0
)
(
k
=
C
nk
− nφ
2 2 5)
(
)
(
10
9
.
7
)
(
)
(
⋅
=
−z
T
z
P
z
C
z
C
n T [P] = mb; [T] = °K Medidas de CT2 en Cerro Tololo para diferentes alturas4.5. Turbulencia:
Componentes
La turbulencia se puede caracterizar por las siguientes componentes:
•Turbulencia en la atmósfera libre •Turbulencia cercana al suelo •Turbulencia de cúpula (“dome”)
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
70 G.L. Baume - 2013
4.5. Turbulencia:
Componentes
Turbulencia en la atmósfera libre: Esta ocurre principamente en la zona superior de la tropósfera y se asocia con:
• Vientos de alta velocidad o “vientos cortantes” (“shearing winds”) que producen interfaces turbulentas entre flujos laminares
• Gradientes de temperatura
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
71
4.5. Turbulencia:
Componentes
Turbulencia cercana al suelo: Esta es generada principalmete por:
• Fluctuaciones térmicas en el terreno
• Fricción del viento con las irregularidades del terreno
La escala depende
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Este tipo de turbulencia es gobernada por el “Número de Richardson ( )”
(
V
)
2z
T
T
g
R
i∂
∂
∂
=
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
La escala de la turbulencia cercana al suelo depende fuertemente de la escala de los obstáculos.
73
4.5. Turbulencia: Componentes
Turbulencia de cúpula (“dome”): Esta depende totalmente del diseño térmico y aerodinámico de la cúpula y del telescopio
4.5. Turbulencia: Efectos
La turbulencia distorsiona continuamente un frente de onda plano, causando:
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
74
“Scintillation”
o”twinkling”
(centelleo) Fluctuaciones (rápidas y de pequeña escala)de la intensidad de la señal recibida por una apertura (D) pequeña (p.e. el ojo)
Este efecto se soluciona aumentando el area colectora (“aperture averaging”), por lo que es un efecto despreciable en grandes telescopios
Este efecto NO es el “borroneo” en una imagen, solo es la fluctuacion de intensidad
“Seeing”
Indicador de la calidad en una imágen astronómica provocado por el contínuo cambio de dirección de los rayos de luz del objeto.
Es una medida del ancho de la imagen de un objeto puntual al observarlo durante un tiempo prolongado
G.L. Baume - 2014
Ver:
Butler 1951, Irish Astr, Journal 1, 225 Cavazzani et al. 2003, MNRAS 419, 2349
4.5. Turbulencia:
a) Regiones de coherencia
• La “escala de Fried” (r0): Diámetro de un conjunto de rayos que luego de atravezar la atmósfera permanecen aún paralelos y en fase (“coherentes”). En el visible este es de 10-30 cm en los mejores sitios
• El “tiempo de coherencia” (t0): Tiempo de tránsito de una región de coherencia de diámetro “r0” que se mueve con una velocidad de viento media <V>
• El “ángulo isoplanático” (θ0): Angulo sobre la esfera celeste que cubre una región de coherencia de diámetro “r0”
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
(
)
5 3 2 5 3 5 6 0 0)
(
cos
185
.
0
− ∞
=
∫
z nz
dz
C
r
λ
θ
θ = distancia cenitalz0= altura del lugar
V
r
t
0 0≈
0
.
31
h
r
0 0≈
0
.
31
θ
5 3 2 3 5 2 0 0 sec =∫
∫
∞ ∞ z n z n dh C dh h C h θ 754. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.5. Turbulencia:
a) Regiones de coherencia
El valor de r0 es el que establece el
tamaño de una imagen estelar
que es una expresion similar a la establecida por el límite de difracción
0 .
r
~
λ
atmd
D
~
.λ
difd
D = 2 r0 D = 7 r0 D = 20 r0 Imágenes de tiempo de exposición muy cortos (milisegundos; texp < t0) Astronomía Observacional:La Atmósfera TerrestreG.L. Baume - 2016
4.5. Turbulencia:
“Seeing”
b)PSF: “Point Spread Function”
Si se supone que se observa una única estrella en una exposición entonces se define la
“Point Spread
Function”
(PSF) como la forma que toma la imagen de dicha estrella (fuente puntual)La dispersión observada (si la exposición de un tiempo razonable; texp>> t0) se debe:
• fundamentalmente al “seeing” atmosférico, • otros factores como son:
- falta de precisión en el guiado del telescopio - falta de precisión en el enfoque del telescopio
77
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.5. Turbulencia:
“Seeing”
b)PSF: “Point Spread Function”
El parámetro más importante de la
PSF
es elFWHM
(“Full Width at Half Maximum”) que se define como una medida del diámetro de laPSF
cuando el flujo cae a la mitad de su valor máximo0
r
98
.
0
λ
=
FWHM
(
)
5 3 2 5 3 5 6 0 0)
(
cos
185
.
0
− ∞
=
∫
z nz
dz
C
r
λ
θ
Y Como 5 6 0∝
λ
r
5 1 −∝
λ
FWHM
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
78 G.L. Baume - 2013
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.5. Turbulencia:
“Seeing”
b)PSF: “Point Spread Function”
En el perfil de una
PSF
se pueden distinguir tres partes:• Disco central: Una región de intensidad aproximadamente uniforme
• Anillo medio: Una región en la que la intensidad cae abruptamente
• Aureola o halo: Una región de de pendiente moderada Aurora o halo Anillo medio Disco Central Disco de
“seeing”
79 Para mas detalles ver King 1971, PASP 83, 1994. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
4.5. Turbulencia:
c) Conclusiones
En
“seeing”
degrada las imágenes astronómicas produciendo:• Un movimiento en la imagen con una escala de tiempo dada por t0 y/o
• Una imagen borrosa si la escala de tiempo es mucho mayor que t0 (“image blur”)
El dominio de uno u otro efecto depende fundamentalmente de:
• El tiempo de exposición
texp< t0 D >> r0
D ~ r0
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre G.L. Baume - 2013
81
Resumen
ABSORCIÓN
Ventanas astronómicas (Στi< 0.3)4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Resumen
Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
82 G.L. Baume - 2017 BACKGROUND Fotonos recibidos pero NO deseados
EXTINCIÓN
Fotonos deseados pero NO recibidosABSORCIÓN
Ventanas astronómicas (Στi< 0.3)DISPERSIÓN
Raleyght: moléculas Mie: aerosolesEMISIÓN
Airglow: óptico Rad. Térmica: infrarrojo83
TURBULENCIA
4. Inconvenientes introducidos por la atmósfera
Resumen
t < t
0t >> t
0Astronomía Observacional:La Atmósfera Terrestre
La Atmósfera Terrestre
G.L. Baume - 2013
