Prepara tus exámenes y mejora tus resultados gracias a la gran cantidad de recursos disponibles en Docsity
Gana puntos ayudando a otros estudiantes o consíguelos activando un Plan Premium
Prepara tus exámenes
Prepara tus exámenes y mejora tus resultados gracias a la gran cantidad de recursos disponibles en Docsity
Prepara tus exámenes con los documentos que comparten otros estudiantes como tú en Docsity
Encuentra los documentos específicos para los exámenes de tu universidad
Estudia con lecciones y exámenes resueltos basados en los programas académicos de las mejores universidades
Responde a preguntas de exámenes reales y pon a prueba tu preparación
Consigue puntos base para descargar
Gana puntos ayudando a otros estudiantes o consíguelos activando un Plan Premium
Comunidad
Pide ayuda a la comunidad y resuelve tus dudas de estudio
Ebooks gratuitos
Descarga nuestras guías gratuitas sobre técnicas de estudio, métodos para controlar la ansiedad y consejos para la tesis preparadas por los tutores de Docsity
Asignatura: Ciencies naturals i la seva didactica, Profesor: , Carrera: Educació Primària, Universidad: UB
Tipo: Apuntes
1 / 16
Esta página no es visible en la vista previa
¡No te pierdas las partes importantes!
JOSEP MARIA SOLANES MAJÚA PROFESSOR TITULAR DEL DEPARTAMENT D’ASTRONOMIA I METEOROLOGIA DE LA UNIVERSITAT DE BARCELONA. DOCTOR EN FÍSICA. E SPECIALITZACIÓ EN LA FORMACIÓ I L’EVOLUCIÓ DE LES GALÀXIES I LA COSMOLOGIA.
4
© d’aquesta edició: UB Virtual, 2005
En essència, un telescopi és una mena de «galleda per a la llum». Aquest instrument té com a funció primària capturar tants fotons com sigui possible d'una determinada regió de l'espai i concentrar-los en un feix focalitzat. Així una vegada capturats els podem analitzar.
Els telescopis òptics són instruments de visió, específicament dissenyats per a treballar en les longi- tuds d'ona a les que són sensibles els ulls humans. Per raons obvies aquests són el tipus de teles- copis que tenen una història més llarga i es remunta als temps de Galileu, al principi del segle XVII.
Els telescopis òptics es poden classificar en dues grans categories:
Tots els raigs lluminosos que arriben a un telescopi seguint una certa direcció són refractats (per la lent) o reflectits (pel mirall) de forma que convergeixen en un sol punt anomenat focus.
Sovint passa que el feix de raigs de llum és paral·lel a l'eix òptic del telescopi (la línia imaginària que travessa el centre de la lent o el mirall en direcció perpendicular). Llavors la focalització té lloc en un punt especial d'aquest eix que es coneix com a punt focal o focus principal. La distància entre lent/mirall i punt focal és la longitud focal.
Les grans distàncies que ens separen de les estrelles i dels altres objectes astronòmics fan, preci- sament, que els seus raigs de llum ens arribin essencialment paral·lels. Per tant, tendeixen tots a con- centrar-se en el focus principal dels telescopis.
Si l'objecte observat té una mida angular no negligible, com passa amb la Lluna, un planeta o una galà- xia; els raigs incidents seguiran direccions lleugerament inclinades respecte de l'eix òptic. Aquests s'enfocaran en punts lleugerament diferents d'un pla localitzat al voltant del focus principal, el pla focal, generant una imatge extensa. Cada punt d'aquesta imatge es correspon a un punt diferent del camp de visió de l'instrument.
El plans focals dels grans telescopis astronòmics són en realitat molt petits, de l'ordre d'un centíme- tre. Per això, les imatges són sovint magnificades mitjançant una lent (ocular) abans de ser observades o gravades, per exemple, en plaques fotogràfiques o, com es fa actualment, en format digital.
PÀGINA
T4 TELESCOPIS
La capacitat de captació de la llum d'un telescopi és directament proporcional a l'àrea de la seva lent o mirall primaris, és a dir, al quadrat del seu diàmetre.
Com que aquesta propietat informa sobre el poder d'observació d'objectes dèbils, essencial per a l'as- tronomia, els telescopis s'identifiquen sempre per la mida del seu diàmetre. Així, del telescopi de Galileu direm que era un refractor de 3 cm, mentre que, per exemple, el telescopi William Hershel ins- tal·lat a l’observatori de La Palma, és un reflector de 4 m que té, per tant, una capacitat de captació de la llum unes 17.800 vegades superior.
A l’augmentar el diàmetre d'un telescopi també s'incrementa la resolució angular de les imatges que proporciona. De forma genèrica, podem dir que la resolució és la capacitat de qualsevol dispositiu, tal com un telescopi o una càmera, per a formar imatges separades d'objectes que es troben a prop uns dels altres en el camp de visió.
El límit teòric de la resolució d'un telescopi ve donat per la difracció, la tendència que tenen totes les ones de corbar-se al voltant d'obstacles, en aquest cas, la perifèria de la lent o del mirall.
A causa d’aquesta propietat, tot feix de llum que entra en un telescopi s'escampa una mica de forma que és del tot impossible enfocar-lo exclusivament en un sol punt. La «difuminació» de la llum que en resulta determina que hi hagi una distància angular mínima per sota de la qual dues imatges estricta- ment puntuals es veuen com una de sola.
La resolució angular és directament proporcional al quocient entre la longitud d'ona de la radiació inci- dent i el diàmetre de l'instrument.
Així, un telescopi de 5 metres observant, per exemple, en el blau, tindrà una resolució limitada per la difracció de 0,02 segons d'arc, cinc vegades més gran que la d'un telescopi d'un metre (per a que ser- veixi de comparació, la resolució de l'ull humà és de mig minut d'arc). Viceversa, un increment d'un factor 100 en la longitud d'ona que es vol observar requeriria augmentar el diàmetre efectiu de l'ins- trument el mateix factor si es volgués mantenir invariant la resolució angular de les imatges.
En la gran majoria d'instruments professionals situats sobre la superfície terrestre, la distorsió de les imatges produïda per les turbulències atmosfèriques (el que els anglesos anomenenseeing) acostuma a ser molt superior al límit teòric que estableix la difracció. Actualment, aquest problema es compensa mitjançant òptiques capaces de corregir en temps real aquesta distorsió o bé situant els telescopis en òrbita, fora de l'atmosfera terrestre.
PÀGINA
T4 TELESCOPIS
Des dels anys 80, el disseny de telescopis ha experimentat una revolució. Motivada en part pels nous materials emprats, molt lleugers i amb baixos coeficients de dilatació com ara el pyrex o el zerodur, però principalment, a causa de la introducció dels anomenats miralls segmentats.
La construcció de grans miralls d'uns quants metres de diàmetre és molt laboriosa:
Tot això fa que el construir miralls d'una sola peça amb diàmetres que superin els 5-6 metres sigui terri- blement car i gens pràctic.
Gràcies però als ràpids avenços de la informàtica, ara és possible construir miralls que superen sobradament aquestes dimensions. La solució ha estat unir segments de mirall (normalment de forma hexagonal) relati- vament petits (1-2 metres quadrats de superfície) i, per tant, fàcils de fabricar. La dificultat d'aquesta tècni- ca rau en el fet que les unions dels miralls han de ser tant perfectes com les seves pròpies superfícies.
Recordem que per a aconseguir una correcta focalització de qualsevol tipus de radiació electromagnè- tica cal que l'escala de les irregularitats que pugui tenir el dispositiu d'observació sigui molt més petita que la longitud d'ona que es vol observar.
En el cas de la regió visible, això significa que les possibles imperfeccions dels miralls (incloent-hi la tolerància de les unions) han de ser inferiors a una centè- sima de micra. Aconseguir un ajust tant precís, i mantenir-lo tot el temps que el telescopi s'està movent seguint el des- plaçament aparent d'una estrella o una galàxia pel cel, és un repte tecnològic al que fins fa poc no hem pogut enfrontar- nos satisfactòriament.
En aquests moments ja disposem de telescopis operatius amb miralls seg- mentats. Estan dotats d'un sistema de sensors capaços de controlar contínua- ment les possibles variacions de les PÀGINA
T4 TELESCOPIS
Figura 2. El mirall primari segmentat de 10 metres dels telescopis Keck. Font: http://www2.keck.hawaii.edu (Data de consulta: febrer de 2005).
posicions relatives dels miralls individuals. A més, incorporen un poderós ordinador que pot calcu- lar quasi instantàniament les correccions necessàries per a trametre-les a un conjunt de disposi- tius mecànics (actuadors) situats darrera de cada segment que, en temps real, modifiquen la seva orientació.
Aquesta tècnica, anomenada òptica adaptativa, de control actiu de la forma de la superfície dels miralls, s'aplica també darrerament per a compensar els efectes de la turbulència atmosfèrica. Està basada en el control moltes vegades per segon de les oscil·lacions erràtiques que pateixen les imat- ges puntuals.
Així es corregeixen els moviments de l'atmosfera i la deformació controlada de la superfície dels miralls per a aconseguir que les imatges estiguin en tot moment correctament enfocades. D'aquesta manera és possible assolir resolucions angulars properes al límit teòric de la difracció en telescopis situats a la superfície terrestre.
A més de les tècniques esmentades d'òptica adaptativa, la solució natural, encara que enormement onerosa, al problema de les imatges desenfocades a causa de les turbulències atmosfèriques és situar telescopis en òrbita.
El telescopi espacial Hubble (en anglès Hubble Space Telescope, HST) en el que participen con- juntament la NASA i la ESA és el projecte més important d'aquestes característiques. Es tracta d'un reflector de 2,4 metres i 12,5 tones de pes, que orbita la Terra a uns 600 km d'altitud capaç d'observar tant en el visible, com en el infraroig i l'ultravioleta. El seu cost és imponent i està oca- sionant darrerament problemes amb el seu man- teniment. Però des d'un punt de vista purament científic es pot dir que ha estat la més important revolució de l'astronomia observacional des de la introducció del telescopi per Galileu. Per això, ja s'està construint un nou instrument més gros i modern per a substituir l’HST d'aquí a pocs anys.
PÀGINA
T4 TELESCOPIS
Exemple
Figura 3. El telescopi espacial Hubble en el moment de ser posat en òrbita pel transbordador espacial Discovery. Font: http://hubblesite.org (Data de consulta: febrer de 2005).
Durant milers d'anys tota la informació procedent de l'univers que els astrònoms podien recollir prove- nia exclusivament de la radiació visible. En els anys 30 però, un experiment de l'enginyer elèctric Karl Jansky sobre interferències de senyals ràdio va acabar conduint a la primera detecció de radioones d'una font astronòmica: la regió de Sagitari on es troba el centre de la Galàxia.
Aquest descobriment i el posterior fort desenvolupament tecnològic de les comunicacions ràdio que va tenir lloc durant la Segona Guerra Mundial van impulsar el naixement d'una nova disciplina, la Radioastronomia. Els astrònoms van començar amb ella a obtenir una visió molt més completa i enri- quidora del cosmos que la que fins a aquell moment els havien proporcionat els seus ulls.
Un radiotelescopi típic com els que surten a la figura 4 està format per un plat metàl·lic que ser- veix d'àrea col·lectora situat sobre una muntura que permet orientar-lo. Conceptualment, l'operació d'un radiotelescopi és similar a la d'un telescopi òptic que tingui els detectors situats sobre el focus principal.
Els radiotelescopis poden enregistrar normalment una estreta franja de longituds d'ona cada vegada. Mentre que els instruments òptics poden detectar simultàniament tot el rang de longituds d'ona que forma el visible.
Així, si volem «observar» radioones d'una freqüència diferent cal tornar a sintonitzar l'equip, de la matei- xa manera que es fa amb un aparell de televisió quan canviem de canal.
Com que la regió ràdio de l'espectre electromagnètic està ocupada per ones amb una longitud superior al centímetre (la de la llum visible és, aproximadament d'una micra), les superfícies reflectores dels radiotelescopis poden ser relativament rugoses sense que això afecti a la focalització de la radiació.
Aquesta major tolerància en l'escala de les irregularitats superficials fa que les antenes dedicades a la radioastronomia puguin assolir diàmetres de desenes o fins i tot centenars de metres. Gràcies a les seves grans dimensions, els radiotelescopis poden compensar una mica el fet que tenen una resolu- ció angular molt pobre comparada amb la dels telescopis òptics doncs treballen amb longituds d'ona entre 10.000 i un milió de vegades més grans.
Encara i així, els 300 metres de diàmetre que fa el plat del radiotelescopi més gran del món, situat a Arecibo (Puerto Rico), no l'apropen ni de lluny a la resolució dels millors instruments òptics.
Altres avantatges de la radioastronomia són que:
T4 TELESCOPIS
Les grans dimensions dels radiotelescopis els permeten també incrementar el seu poder de captació de la radiació, fet realment necessàri perquè la intensitat de les senyals ràdio que ens arriben dels dife- rents objectes astronòmics és moltes ordres de magnitud inferior a la de la llum visible o infraroja.
Actualment, la resolució angular de les imatges ràdio ha deixat d'estar limitada per la mida de les antenes. Gràcies a la tècnica de la interferometria, és possible obtenir imatges ràdio amb resolucions angulars molt millors que les que poden obtenir-se amb els principals telescopis òptics, terrestres o espacials.
Un interferòmetre el formen dos o més telescopis que s'utilitzen per a observar en tàndem el mateix objecte, a la mateixa longitud d'ona i al mateix temps. Les senyals (ones) que van rebent els diferents instruments conforme segueixen la font s'envien llavors a un ordinador central que les combina i emma- gatzema. Es crea així un patró d'interferència amb màxims i mínims que pot processar-se i convertir-se en una imatge d'alta resolució de l'objecte observat.
Pel que fa a la resolució angular, els interferòmetres el que fan és sintetitzar un únic telescopi amb un diàmetre igual a la línia de base (màxima distància) que separa els instruments individuals.
PÀGINA
T4 TELESCOPIS
Figura 4. El VLA consta de 27 antenes interconnectades electrònicament. Font: http://www.ctrl-c.liu.se/ftp/IMAGES/aviation/smithsonian/vla.gif (Data de consulta: febrer de 2005).
L'èxit de la radioastronomia va mostrar el gran valor que tenen les observacions dels cosmos a longi- tuds d'ona no visibles. Però la nostra atmosfera només deixa arribar a la superfície terrestre la radia- ció visible, una mica d'infraroig i les radioones d'aproximadament un centímetre o més.
Si volem estudiar el cosmos en la resta de freqüències que formen l'espectre electromagnètic cal que ho fem des de l'espai.
Una quantitat significativa de la radiació infraroja que ens arriba dels cosmos és absorbida per l'at- mosfera. Però hi ha unes quantes finestres en la part de l'espectre infraroig de més alta freqüència (corresponent a longituds d'ona per sota de les 20 micres), on l'opacitat atmosfèrica és prou baixa com per permetre observacions des d'observatoris terrestres.
L'Astronomia infraroja també fa ús freqüent de detectors col·locats en globus, avions, coets i satèl·lits artificials. Actualment, l'instrument més avançat que treballa en aquesta banda de l'espectre és l'Spitzer Space Telescope un telescopi de 0,85 m posat en òrbita per la NASA el 25 d'agost de 2003 i que opera en el rang de longituds d'ona que va de les 3 a les 180 micres.
Els dissenys dels telescopis infrarojos són força semblants als dels telescopis òptics. L’únic que cal vigi- lar és que la radiació tèrmica (és a dir, infraroja) que emeten els propis instruments a causa de la calor que desprèn tot l'equipament electrònic que porten, no aclapari els senyals que es volen detectar.
Per a evitar aquest fet, cal refredar-los a temperatures properes al zero absolut fent servir refrigerants com ara l'heli líquid que té un temps limitat (pocs anys) d’actuació. Per això, el final de les missions dels instruments infrarojos no el marca cap funcionament defectuós de l’equipament sinó usualment l'exhauriment del refrigerant.
En aquest cas, com que la transmissió de l'atmosfera a nivell de la superfície terrestre és nul·la en tot el rang de freqüències d’interès, els telescopis untraviolats s'han de col·locar a bord de globus, coets i satèl·lits artificials.
Els instruments són essencialment idèntics als telescopis òptics. Recordem, per exemple, que l'HST és també un magnífic telescopi ultravioleta (i infraroig!).
PÀGINA
T4 TELESCOPIS
L'International Ultraviolet Explorer (IUE), un projecte conjunt de la NASA, l’ESA i el PPARC (anteriorment SERC) ha estat uns dels telescopis astronòmics més productius de tots els temps. Durant els 18, anys que va romandre operatiu va retornar 104.470 imatges d'alta i baixa resolució de 9.600 objectes celests de tot tipus. Posat en òrbita geosíncrona el 26 de gener de 1978, va deixar de funcionar el 30 setembre de 1996.
Així com succeeix amb la radiació ultraviolada, les radiacions més energètiques només poden detectar- se per sobre de l'atmosfera terrestre amb l'ajut de satèl·lits artificials.
El disseny dels telescopis d'altes energies està condicionat pel fet que la longitud d'ona de la radiació que es vol detectar és tant petita que no pot ser reflectida per cap tipus de superfície. La radiació s'esmuny pels forats que hi ha entre els àtoms que formen els miralls (literalment, la radiació d'altes energies «no veu» els miralls convencionals com una superfície contínua sinó com una malla plena de forats).
En el cas de la radiació X, la probabilitat de reflexió augmenta considerablement quan la incidència dels fotons és rasant. Així, com mostra la figura 5, els dispositius utilitzats per a enfocar els raigs X estan formats per conjunts concèntrics de miralls paraboloides i hiperboloides amb els eixos alineats quasi
PÀGINA
T4 TELESCOPIS
Exemple
Figura 5. Els miralls d’un telescopi de raigs X estan orientats a fi d’aconseguir la incidència rasant dels fotons. Font: http://chandra.harvard.edu/index.html (Data de consulta: febrer de 2005).
PÀGINA
IDEES CLAU • Qualsevol objecte amb càrrega elèctrica està envoltat d'un camp elèctric que determina la força exercida sobre la resta de càrregues de l'univers. De la mateixa manera que la força gravitatòria, l’elèctrica disminueix amb el qua- drat de la distància. Al moure's, les partícules carregades modifiquen el seu camp elèctric, produint radiació electromagnètica. Aquesta es propaga pel buit i pot ser captada per diversos detectors (ulls, telescopis, antenes, etc.).
T4 TELESCOPIS
