Generación de líneas: Leyes de Kirchhoff
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Generación de líneas: Leyes de Kirchhoff
Radiación y Espectros Pasaje de la radiación electromagnética a través de la atmósfera Generación de líneas: Leyes de Kirchhoff Andrea Sánchez y Gonzalo Tancredi Curso CTE II Transiciones ató atómicas y moleculares Transició Transición Energí Energía (eV) Regió Región espectral Ejemplo Estructura hiperfina 10-5 Radio 21 cm H Acoplamiento spinspin-órbita 10-5 Radio 18cm OH Rotació Rotación molecular 10-2 – 10-4 Milimé Milimétrica - IR 2.6mm J1J1-0 CO Rotació Rotación-vibració vibración molecular 1 – 10-1 IR 2μm H2 Estructura ató atómica fina 1 – 10-3 IR 12.8μ 12.8μm NeII Transiciones electró electrónicas de átomos y molé moléculas 10-2 – 10 UV, visible, IR Series H Transiciones nucleares > 104 Gamma 15MeV de 12C Aniquilaciones > 104 Gamma 511keV de positronium ESPECTRO SOLAR RECIBIDA EN EL TOPE DE LA ATMOSFERA Transiciones ató atómicas y moleculares relevantes en la atmó atmósfera Dispersió Dispersión (Scattering) Transiciones moleculares rotacionales puras (H2O , CO2 , O3 , …) – mm e IR Transiciones moleculares rotacionalesrotacionales-vibracionales (CO2 , NO , CO , …) – IR Transiciones moleculares electró electrónicas (CH4 , CO , H2O , O2 , O3 , …) – Visible y UV Transiciones electró electrónicas de átomos e iones (O , N , …) – Visible y UV Dispersió Dispersión Rayleigh por molé moléculas Para partí partículas de tamañ tamaño < 0.1 λ, la intensidad dispersada por dispersores dipolares es: Dispersión cuasi-uniforme y fuertemente dependiente de λ Dispersió Dispersión Mie por gotas de agua y aerosoles Dispersió Dispersión Mie a>>λ a>>λ σ ≈ 2 π a2 a > λ σ ∝ 1/λ 1/λ Dispersión Rayleigh y Mie combinadas Fuerte dispersió dispersión hacia adelante Dispersió Dispersión Rayleigh por molé moléculas Dispersió Dispersión Mie por gotas de agua y aerosoles Absorció Absorción + Emisió Emisión + Dispersió Dispersión en el Espectro del Sol RADIACION SOLAR RECIBIDA EN EL TOPE DE LA ATMOSFERA Y EN LA SUPERFICIE TERRESTRE Espectro del cielo nocturno Las ventanas atmosféricas ESPECTRO SOLAR OBSERVADOR EN EL TOPE DE LA ATMOSFERA Región IR Región mm para Chajnantor (Chile), Mauna Kea (Hawaii) y South Pole 2 Pasaje por el sistema óptico Teorema fundamental de la óptica de Fourier La distribució distribución de amplitud en el plano focal de un sistema óptico ( a(p,q) ) es la Transformada de Fourier de la distribució distribución de amplitud en el plano de la pupila del sistema ( A(x,y) ). a( p, q ) = TF [ A( x, y )] La distribució distribución de amplitud en el plano pupilar es el producto de un frente plano por la “obstrucció obstrucción” del sistema (funció (función caja). Imagen de un sistema óptico Separación angular del primer cero (en radianes): θ = 1.22 λ / D λ- longitud de onda D – Diámetro de la lente o espejo Ejemplos Observando en una λ=550 nm (visible) Para un telescopio de D=14cm θ = 4.8e4.8e-6 rad = 1” 1” D=8m θ = 0.017” 0.017” Observando en una λ=21cm (radio) D=305m θ =180” =180” D=12000km θ =0.004” =0.004” !!! Separació Separación angular Point Spread Function (PSF) Def.: Es la respuesta de un sistema a una fuente puntual. Es la imagen formada en el plano focal del instrumento por una fuente puntual en el infinito. 3 Degradació Degradación de la imagen por la turbulencia atmosfé atmosférica Turbulencia atmosfé atmosférica Titilar (scintillation) – variació variación del brillo visto por el ojo, se corresponde con el enfocamiento o desenfocamiento de la energí energía en el frente de onda. Agitació Agitación de la imagen en el plano focal del instrumento como resultado de las variaciones locales del ángulo que forma el plano tangente del frente de onda con la visual. Seeing Esparcido (smearing) de la imagen lo que agranda el tamañ tamaño de las imá imágenes y es causado por la pérdida de coherencia espacial en la pupila. Seeing Es una consecuencia de la turbulencia atmó atmósferica. Esta causado por las fluctuaciones de temperatura de gran frecuencia (~ 1 seg) y la mezcla de parcelas de aire de diferente temperatura y densidad. Este comportamiento de la atmó atmósfera se aprecia en el ocular del telescopio como imá imágenes borroneadas, en movimiento o con rá rápidas variaciones de brillo. Hay principalmente 3 áreas donde ocurre la turbulencia atmó atmósferica: Dentro de la cú cúpula y el telescopio Cerca de la superficie (0 – 100 metros) Tropó Tropósfera central (100m – 2km) Alta tropó tropósfera (6(6-12km.) Speckles (“motas” motas”) De lo mejor a lo peor Perfiles estelares con y sin seeing Las condiciones cambiantes Categorí Categorías de seeing Júpiter Marte observado en condiciones de mal seeing Los dibujos de P. Lowell de los canales marcianos. Todos los efectos atmó atmósfericos Seeing vs dispersió dispersión La dispersión, distorsión, absorción, enrojecimiento y refracción atmosférica vista en una sola imagen. El limbo del Sol poniente esta distorsionado en franjas horizontales debido a capas de aire a diferente temperatura. Un “fleco” verde flota sobre la parte superior como resultado de la dispersión que ubica las imágenes azul y verde un poco mas alto que las amarilla y roja. El Sol es achatado con una forma oval debido a la mayor refracción cercana al horizonte, donde el aire mas denso absorbe y enrojece mas la luz. La degradació degradación del frente de onda Optica adaptativa ¿Es posible volver atrás? Optica adaptativa con laser beam La mejora de la PSF Mauna Kea, Hawaii Donde colocar un observatorio La Palma, Canarias Conceptos importantes Radiació Radiación solar en el visible y otras longitudes de onda. Curva de Planck solar. Ventanas atmó atmósfericas. La importancia de la espectroscopia como fuente de informació información. Ejemplos Generació Generación de espectros de absorció absorción y emisió emisión, dependencia con la T. Interacció Interacción del frente de ondas con Atmó Atmósfera (turbulencia, etc… etc…) Sistema óptico (tipos de telescopios) Disco de difracció difracción o de Airy y resolució resolución angular Point Spread Function (PSF) Seeing Paranal, Chile Tenerife, Canarias
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