Unidad didáctica 3 Instrumentos auxiliares y observatorios...

Unidad didáctica 3:Instrumentos auxiliares y observatorios espaciales

Despliegue del telescopio Hubble

ANTARES - Módulo 1 - Unidad 3 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC

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3.1. Introducción

Figura 1-3-1: Edwin

Hubble

Históricamente nuestro conocimiento del universo físico proviene de laobservación visual directa. EI ojo era el único detector disponible, pero suslimitaciones son, sin embargo, importantes. En principio, sólo puede captarluz en un rango muy estrecho del espectro electromagnético, y además losreceptores de la retina tienen sensibilidades diferentes. Cuando la luz esbrillante, la visión se debe fundamentalmente a los conos de la retina, quetienen el máximo de sensibilidad alrededor de 5 500 Å, y en caso contrario alos bastones, donde el máximo es cercano a los 5100 Å. Este desplazamientode sensibilidad, denominado efecto Purkinje, puede inducir a errores. Porejemplo, al estimar la magnitud de una estrella brillante y azuladacomparándola con otra más fría y menos luminosa, con la que forma unsistema binario visual. Aun cuando el ojo puede distinguir varias imágenesdiferentes por segundo, es incapaz de almacenar una imagen durante largotiempo y proporcionar una más brillante mediante la acumulación de luz.

Los astrónomos han superado estas limitaciones mediante la combinación deun telescopio que aumenta la imagen y actúa de colector de la luz, unanalizador que la descompone y facilita su análisis y un receptor o detector

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que produce como respuesta una señal mensurable. Es importante que éstapueda quedar almacenada de modo permanente, ya que una de las bases dela investigación científica es la repetición de experiencias y su comparación.Este proceso puede llevarse a cabo, bien en el mismo receptor, caso de laplaca fotográfica, o en dispositivos que van desde el simple registrador depapel a soportes magnéticos, etc.



3.2. Analizadores

Filtro●

Fotómetro●

Espectrógrafo●

Prisma objetivo●

De poco serviría un telescopio, por grande que sea, si la luz recogida no

pudiera ser convenientemente analizada. Para esta tarea son útiles una granmayoría de los instrumentos disponibles habitualmente en los laboratoriospara analizar la luz. Obviamente las conFigura 1-ciones de los mismos, lasrestricciones que impone su acoplamiento a los telescopios y la débilintensidad de la señal que ha de tratar, obligan a introducir modificacionespero sin que ello altere concepto del instrumento, ni su modo de operar. Laliteratura astrofísica ofrece abundantes muestras de resultados obtenidos confotómetros, espectrógrafos, polarímetros, interferómetros, etc. Construir unfotómetro o un pequeño espectrógrafo no presenta complicaciones excesivas,y pueden acoplarse a telescopios de pequeña apertura, mejorando de formanotable sus rendimientos observacionales. Describimos a continuación losanalizadores utilizados más frecuentemente en las observacionesastronómicas.

Filtro

EI filtro es uno de los analizadores más simples, pero permite realizar deanálisis de gran importancia. Puede ser utilizado conjuntamente con unaemulsión fotográfica, o con un detector CCD como ocurre en las cámaras devídeo. Está caracterizado por la anchura de la banda de paso, que define laextensión de la zona de transmisión del filtro, y por la longitud de ondaefectiva, que corresponde al máximo de transmisión. El primer filtro utilizadoen Astronomía fue el ojo, que tiene una banda de paso de unos 2 000 Å. Engeneral, los filtros pueden ser absorbentes e interferenciales. Los primerosestán basados en las propiedades de ciertas sustancias moleculares quepresentan bandas de absorción importantes en una región espectral deinterés. Sus bandas de paso son relativamente grandes, superiores alcentenar de Angstroms. Los filtros interferenciales están constituidosbásicamente por dos láminas plano-paralelas semirreflectantes, separadasuna cierta distancia por un medio con un determinado índice de refracción. Laanchura de la banda de paso puede ser muy pequeña, 0.5 Å, ya que dependedel espesor del filtro, esto es de la distancia entre las dos Iáminas. En general,



la transmisión de los filtros absorbentes disminuye al aumentar latemperatura. Los coeficientes térmicos de los filtros interferenciales son máspequeños y tienen el inconveniente de ser muy sensibles a los cambios dehumedad.

Fotómetro

El conjunto constituido por el filtro y el detector recibe el nombre defotómetro. Su modo de trabajo es también muy simple: la luz que atraviesa elfiltro coloreado incide sobre el detector y este responde con una reacciónquímica, en el caso de una emulsión fotográfica, o una señal eléctrica, la cuales convenientemente amplificada antes de su almacenamiento. Losprogramas fotométricos incluyen observaciones de estrellas bien conocidas,que no han de ser variables, denominadas patrón o estándar, que permitencorregir la extinción y proporcionan la necesaria homogeneidad entremedidas que han sido realizadas por diferentes astrónomos en instantes yobservatorios distintos.

Espectrógrafo

Figura 1-3-2: Espectrógrafo



La información contenida en la luz emitida por las estrellas y galaxiascontiene una abundante información. Para extraerla es necesario un análisisdetallado de la misma que es imposible de conseguir con un filtro por muyestrecha que sea su banda de paso. El instrumento idóneo para lograr esteobjetivos es el espectrógrafo ( Figura 1-3-2). La luz recogida y focalizada porel telescopio atraviesa un estrecha rendija y una lente colimadora que obliga alos rayos de luz a incidir paralelamente sobre un prisma. La luz descompuestapor éste es recogida, después de atravesar una lente, llamada de cámara, porel detector. Para evitar las pérdidas de luz por efecto de las absorcionescausadas por las lentes y el prisma, la primeras han sido sustituidas porespejos y el prisma por una red de difracción. Con ello queda suprimido otrode los inconvenientes del prisma, cual es la fuerte variación de su resolucióncon la longitud de onda, que hace muy laboriosa la medida e identificación delas Iíneas espectrales. Las redes de difracción, salvo en programas deinvestigación muy específicos, son reflectoras, constituidas por un espejograbado con finas estrías o trazos cuyo número por milímetro, define suresolución intrínseca que es prácticamente constante.

En el caso de los espectrógrafos astronómicos, la relación de apertura para el

colimador no debe ser en ningún caso más pequeña que la del telescopio, conel fin de que el prisma esté adecuadamente iluminado. Durante la observaciónla rendija debe admitir la mayor parte de la luz de la estrella, pero no ha de sersin embargo muy ancha, para evitar una pérdida de resolución espectral. Si laimagen de la rendija sobre el detector supera el poder de resolución de éstehay también una disminución de la eficacia del sistema.

Al observar espectroscopicamente un objeto celeste es conveniente obtener

con el mismo instrumento el espectro de unas fuentes luminosas, arcosvoltaicos de hierro o Iámparas de determinados elementos, Ne, Ar, etc., queproducen espectros muy bien conocidos de comparación. Esta operacióntiene lugar antes y después de efectuar la observación astronómica, y sufinalidad es por un lado facilitar la identificación del espectro astronómico y lamedida de su velocidad radial, y por otro controlar la existencia de posiblesanomalías producidas durante la observación, como posiblesdesplazamientos mecánicos de los elementos del espectrógrafo, que podríanhaber ocurrido como consecuencia del movimiento del telescopio.

Prisma objetivo

Cuando interesa observar campos extensos de cielo, con el fin de efectuarexploraciones espectroscópicas sistemáticas de los mismos es muy eficaz eluso del prisma objetivo. De un gran tamaño están montados en la partesuperior de un telescopio de tipo Schmidt. Las observaciones con prismaobjetivo han facilitado la identificación de características espectrales intensasen una gran variedad de objetos, tanto estelares como extragalácticos y eldescubrimiento a partir de ellas de un número importante de nuevas galaxiasy cuasares, contribuyendo a una descripción más completa del universo agran escala.



3.3. Detectores

El ojo●

La placa fotográfica●

El fotomultiplicador●

Los CCD●

El ojo

El primer detector utilizado en Astronomía fue el ojo. Para que éste puedapercibir una fuente luminosa puntual, debe recibir como mínimo una energíade 10-16 vatios, de modo que si la longitud de onda de la luz incidente es λ = 5600 Å, el número de fotones que llegan al ojo por segundo es

10-16 / (hc/λ ) ≅ 280

donde hc/λ es la energía del fotón (h, constante de Planck y c, velocidad de laluz). Gran parte de estos fotones experimentan procesos de absorción ydispersión y no llegan a la retina. De los restantes, sólo el 10%, unos 28fotones, son susceptibles de ser absorbidos por el pigmento de los bastones.La eficiencia cuántica, que es el parámetro que mide la relación entre elnúmero de fotones que inciden en un detector y los que son capaces deproducir una señal registrable es, en el caso del ojo, de tan sólo 0.1. Peroademás, cada uno de estos fotones reacciona con una molécula del bastón,produciendo inmediatamente la electrogénesis y permaneciendo inoperantedurante un cierto intervalo de tiempo, del orden de un segundo, por lo que noexiste realmente un mecanismo de almacenamiento de fotones.

La placa fotográfica



La fotografía ha sido el primer detector incorporado a la Astronomía y tieneademás la ventaja de su gran capacidad de almacenamiento. EI material y latécnica son los de uso corriente, con la variante de que la gelatinafotosensible está depositada sobre una placa de vidrio, con el fin de aseguraruna mayor rigidez y estabilidad. La fotografía tiene grandes ventajas: sumanipulación y procesado es muy simple, suministra un registro objetivo ypermanente de la observación, que puede consultarse posteriormente deforma inmediata, acumula luz durante largos periodos de tiempo, y permite laobservación de objetos más débiles que los perceptibles a simple vista. Unode los inconvenientes es su lentitud. Mientras el ojo humano requiere untiempo de exposición de una décima de segundo para captar una imagen, lafotografía precisa de diez a cien veces más para obtener el mismo detalle. Espoco eficaz, del orden del 0.02 y son necesarios millares de fotones parahacer reaccionar un grano de la emulsión. EI resultado de una exposiciónfotográfica no es conocido hasta que la misma ha concluido y ha tenido lugarel revelado y fijado, un complejo proceso químico sujeto a errores. Suscaracterísticas impiden, además, la introducción de modificaciones durante laobservación. Finalmente, suministra como resultado una imagen en densidadde ennegrecimiento que no es proporcional a la señal luminosa recibida. Elproceso de conversión en intensidad es muy laborioso y puede ser una fuentede errores. Obviamente, al ser la respuesta a la luz de carácter químico y noeléctrico, el procesado y análisis de una placa fotográfica no admite untratamiento automatizado de carácter inmediato. Obviamente este aspectodescarta su utilización en experiencias espaciales.

El fotomultiplicador

El fotomultiplicador es un detector de flujo que está basado en una propiedadmuy conocida del llamado efecto fotoeléctrico: un fotón incide en unasuperficie fotosensible y libera un electrón, pudiendo originar así una señaleléctrica medible. La eficiencia viene dada en este caso por la relación entre elnúmero de electrones generados y el de fotones incidentes, ne/nf. Comoejemplo podemos señalar que una superficie fotoemisiva de cesio-antimonioproduce como máximo una corriente de 0.065 amperios cuando la potencia dela radiación incidente es de un vatio. La eficiencia en este caso será

E = (0.065/e) / (hc/l ) = 0,180

donde e es la carga del electrón y l = 5600 Å la longitud de onda de la luzincidente. Es evidente que la señal obtenida es muy débil. EI objetivo delfotomultiplicador es incrementar el número de electrones producidos por lasuperficie fotoemisiva, de forma que la corriente resultante pueda medirsecon facilidad. La eficiencia conseguida es muy superior que la proporcionadapor la fotografía lo que permite observar de objetos poco brillantes durantetiempos de exposición razonables. Tiene además otras ventajas. Para losdébiles flujos astronómicos, la respuesta suministrada por losfotomultiplicadores es rigurosamente proporcional, simplificando el procesode reducción y la interpretación de las observaciones. Sin embargo suscaracterísticas como receptor de flujo limitan su aplicación a la fotometríafotoeléctrica, aun cuando hasta fechas recientes fueron utilizaron utilizadosen trabajos de espectrografía de baja resolución. En este caso, el analizadores un espectrógrafo cuya red gira lentamente con la ayuda de un motor,haciendo desfilar el espectro por delante del fotomultiplicador. Hasta laaparición de los modernos detectores de imagen, esta fue la técnica utilizadaen las experiencias astronómicas con satélites artificiales.



Los CCD

El detector idóneo para la observación astronómica es el que combina unaelevada eficiencia y una repuesta lineal fácilmente informatizable, con lacapacidad de la fotografía para registrar imágenes. En la actualidad estasventajas las reúnen los detectores CCD que equipan los analizadoresutilizados en la astronomía profesional y en muchos equipos de aficionados.En un CCD los fotones inciden en un elemento de estado sólido, el «pixel»,prácticamente puntual, el cual libera electrones. La carga eléctrica quedaacumulada en un «chip» hasta que concluye la exposición. Los CCD tienenuna eficiencia muy alta, pueden detectar el 70% de los fotones incidentes, yademás permiten alcanzar resoluciones elevadas . Admiten grandes periodosde integración que facilitan su utilización para la observación de objetosdébiles.

Actualmente la placa fotográfica es utilizada todavía como detector en lasobservaciones de campos extensos, como es el caso de las realizadas conprisma objetivo. Pero su coste creciente por un lado, y por otro el progreso enel desarrollo de detectores CCD de gran tamaño, la han dejado obsoleta.



3.4. La calidad del cielo astronómico

Luminosidad del cielo nocturno●

Contaminación química y luminosa●

De nada sirven unos instrumentos potentes y precisos y unos analizadores y

detectores refinados si las condiciones en las que se efectúan lasobservaciones astronómicas no son adecuadas. Entre los factoresperturbadores hay unos que son naturales y otros causados por la acción delhombre como consecuencia del desarrollo industrial y urbano.

La astrofísica actual está principalmente concernida con la observación agrandes distancias, buscando información sobre la estructura a gran escala ysobre objetos que pueden proporcionar datos sobre las propiedades deluniverso en diferentes épocas de su vida y son la sede de unos procesoscuyo estudio interesa a la Astrofísica y también a la Física moderna. Sinembargo la detección y análisis de las galaxias distantes por tanto pocobrillantes, utilizando detectores muy sensibles y telescopios de gran diámetro,requiere que la obscuridad del cielo sea la mayor posible. El progreso de losdetectores astronómicos acentúa el problema. En efecto, la placa fotográfica,utilizada en la observación astronómica a partir de 1870, registra un 3% de laluz que recibe mientras los tubos fotomultiplicadores, desarrolladosempleados desde el año 1940 aproximadamente, recogen el 20%, alcanzandoeste valor más del 70% en los detectores CCD que operan en la actualidad.

Luminosidad del cielo nocturno

Sin embargo contra la obscuridad ideal para la observación astronómica,conspira la luminosidad del cielo nocturno a la que contribuyen diversosagentes naturales: las reacciones químicas que tienen lugar en la altaatmósfera terrestre, que emiten una luz variable; las partículas de polvointerplanetario y finalmente luz estelar y galáctica difusa. Estasperturbaciones sólo pueden ser soslayadas parcialmente realizandoobservaciones desde satélites espaciales.

Contaminación química y luminosa



Otras contribuciones al brillo del cielo por la noche están causadas por lacontaminación química y luminosa, que apantalla y difunde la luz que vienedel cosmos. Además producen otros efectos, al introducir característicasespectrales indeseadas que ocultan o bloquean información de interéscontenida en luz de los espectros de los astros.

La mayor parte de los observatorios levantados antes de la primera mitad delsiglo XX, han sido cerrados o trasladados. Ya en los comienzos de ese siglo,muchos astrónomos constataron que el resplandor originado por lailuminación nocturna de las grandes ciudades era tan intenso que ocultaba nosólo los objetos celestes débiles, sino también las estrellas más brillantes,que ya no podían observarse a simple vista. Estas circunstancias motivaron eldesplazamiento de algunos observatorios a lugares alejados de los núcleosde población, preferentemente a zonas montañosas donde la atmósfera eraclara, seca y estable. Sin embargo esta solución resolvió el problema de formatransitoria ya que transcurridos algunos años volvió a plantearse de formatodavía más grave y acuciante debido a la expansión de las grandes ciudadesy a la instalación de equipos de iluminación más potentes no sólo en losedificios comerciales, calles y carreteras de acceso. Así el Observatorio de Mt.Wilson construido un lugar donde estaba previsto que no habríaperturbaciones durante muchos años, estaba ya seriamente afectado durantela segunda guerra mundial. Las observaciones con el telescopio de 5m de Mt.Palomar, construido en 1948 y el mayor del mundo durante mucho tiempo,están seriamente afectado por la iluminación de Los Angeles y susalrededores y ha dejado de ser operativo.

El resplandor del cielo que aureola los centros urbanos está causado,básicamente, por la luz de los centros comerciales y de las lamparas de callesy plazas, que no está dirigida exclusivamente el suelo, como debiera ser, sinoque ilumina fachadas y estructuras verticales perdiéndose hacia arriba. Porello cuando contemplamos áreas urbanas desde un avión recibimospredominantemente luz directa, ya que el suelo de las calzadas refleja tan sóloun 15% de la que reciben, excepto cuando están cubiertas de nieve o hayniebla.

Para todos aquellos que simplemente aprecian la belleza del cielo nocturno ypara los aficionados y profesionales de la observación astronómica,constituye un motivo de preocupación el progresivo deterioro de la calidaddel cielo nocturno. Para paliar este problema las autoridades locales enalgunos países han elaborado normas que obligan a apantallar las lamparasutilizadas en la iluminación urbana, rodeándolas con dispositivos queconcentran la luz en el suelo, y estableciendo la prohibición de iluminar lasfachadas de los edificios con reflectores instalados en el suelo, etc. También,restringiendo o impidiendo el desarrollo urbano e industrial en las cercaníasde los observatorios astronómicos y geofísicos.

La observación y estudio de astros poco brillantes, como las galaxias sólopuede hacerse en obscuridad total, en ausencia de iluminación por la Luna.Por tanto los satélites reflectantes, que aparecen en el cielo como pequeñaslunas artificiales, son indeseables. Proyectados en algunos casos finescomerciales, además de afectar a los trabajos de investigación astrofísica,incrementarían la contaminación del espacio exterior.

También la observación radioastronómica están siendo progresivamenteafectada por la utilización salvaje del espectro de radiofrecuencias, en generaly las operaciones de ciertos satélites en particular.



3.5.Instrumentación espacial

El satélite Einstein●

El satélite IUE●

El telescopio Espacial Hubble (HST)●

Las observaciones astronómicas desde el espacio constituyeron un hito

histórico. Por vez primera se suprimía el filtro impuesto por la atmósferaterrestre y se accedía prácticamente toda la información enviada por losastros cualquiera que fuera su rango espectral. Las primeras observacionesfueron llevadas a cabo con la ayuda de experiencias montadas a bordo decohetes. Particularmente interesantes fueron los resultados obtenidos en laobservación del Sol y la detección en 1948, por vez primera, de rayos Xprovenientes del espacio. La observación de las estrellas fue posible alintroducir sistemas que permitían orientación de la cabeza del cohete, pero encualquier caso quedaba limitada a las estrellas más brillantes y durantetiempos de exposición extremadamente cortos.

El satélite Einstein

La utilización de los satélites artificiales eliminó parte de estos inconvenientesy abrió una nueva etapa en la investigación del espacio anterior. Lasexperiencias podían ser mas voluminosas y complejas, y la observación másprolongada. Las primeras exploraciones en el dominio de los rayos Xidentificaron dos importantes fuentes de rayos X, Her X-1 y Cen X-3, cuyascontrapartidas ópticas fueron localizadas más tarde con telescopiosinstalados en tierra. El lanzamiento posterior del satélite Einstein produjo eldescubrimiento de fuentes de rayos X que eran mil veces más débiles que lasobservadas precedentemente. El cúmulo de datos conseguido y suimportancia, abrió una nueva rama de la Astrofísica.

El satélite IUE



Estas primeras experiencias afianzaron la pretensión de convertir el espacioen un autentico observatorio astronómico, favoreciendo el desarrollo deexperiencias equipadas con telescopios similares a los instalados en Tierra.Las ventajas eran evidentes: eliminar la absorción de la atmósfera terrestre ysu contribución al fondo de cielo, extender el rango espectral, incrementar elperiodo de observación, facilitar el acceso a campos celestes visibles desdelos dos hemisferios, etc. Sin embargo mientras que las dimensiones ycaracterísticas de los telescopios terrestres quedan limitadas por los avancestecnológicos, los instrumentos enviados al espacio están condicionadas porlos lanzadores. Podríamos decir que el satélite IUE, lanzado en 1978, marca elcomienzo de una nueva era. Su peso era de 712 kg y el telescopio era de tansólo 45 cm de diámetro, pero ha proporcionado una información más valiosaque la de otros telescopios de mayor tamaño.

El Telescopio Espacial Hubble

Figura 1-3-3. Telescopio Espacial Hubble



Los resultados obtenidos con el IUE confirmaron las expectativas puestas eneste tipo de experiencias. El desarrollo de lanzadores más potentes apoyó demodo realista la realización de proyectos de grandes telescopios espaciales.Así, la cooperación entre la Agencia Espacial Europea y la NASA dió comofruto el Telescopio Espacial Hubble (TEH) ( Figura 1-3-3) que fue puesto enórbita en Abril de 1990, a 600 km de altura, con ayuda de la lanzadera espacialDiscovery.

El TEH es aproximadamente cilíndrico. Mide 13.1 m de largo y su parte másancha tiene 4.3 m. Su masa es de 11600 kg. Es un reflector del tipoRichtey-Chretien, con un espejo primario de 2.4 m y una focal l f/24. La energíanecesaria para alimentar los instrumentos científicos y los dos ordenadoresde a bordo es proporcionada por dos paneles solares de 2.4 x 12.1 m. Estaenergía es utilizada también para recargar seis baterías de níquel-hidrógenoque suministran la potencia eléctrica durante los aproximadamente 25minutos que dura el paso del telescopio por la sombra de la Tierra. Lapotencia nominal de salida es de 24000 vatios. El apuntamiento de un objetoceleste se realiza con la ayuda de seis giróscopos mejorándose la precisiónmediante sensores que apuntan a unas estrellas de guiado previamenteseleccionadas.

Puede llevar a cabo observaciones en el visible, ultravioleta cercano einfrarrojo y su equipo de analizadores, extremadamente sofisticado, estáconstituido por:

Cámara Planetaria de Gran Campo. Permite obtener imágenes decampos extensos del cielo con diferentes filtros fotométricos.

●

Espectrógrafo. Facilita el análisis físico-químico de los astros que sonobservados dentro de un rango que va desde los 1150 Å en el UV hastael infrarrojo cercano (10000 Å).

●

Cámara de infrarrojo cercano y espectrómetro multi-objeto. Proporcionaimágenes fotométricas en el infrarrojo y permite observacionesespectroscópicas entre 8000 y 2500 A, más allá de la sensibilidad delojo humano en las longitudes de onda largas.

●

Cámara para objetos débiles. Su gran eficacia y sensibilidad facilita laobservación de galaxias muy distantes y poco luminosas.

●

El Telescopio Espacial Hubble (TEH) ha provocado una revolución en laobservación del universo. Ha confirmado la existencia de agujeros negrossupermasivos, detectado objetos de tamaño planetario alrededor de estrellasy profundizado en el tiempo y el espacio detectando galaxias lejanas nuncavistas anteriormente, que emitieron su luz cuando el universo era miles demillones de años más joven que el actual. Es también destacable eldescubrimiento, en los confines del universo observable, de bloques demateria que podrían ser los elementos que, una vez agrupados, dieron lugar alas galaxias que observamos actualmente.

Otro aspecto importante, de la investigación espacial concierne a laexploración del sistema solar. El estudio de los planetas próximos se haconvertido en el dominio de trabajo de meteorólogos y geólogos. Lasexperiencias actuales permiten sondear la atmósfera de los planetas eincluso, como hace el Mars Pathfinder, toman muestras de la superficie deMarte. La información obtenida es tan abundante y detallada que requiere elconcurso de especialistas como los meteorólogos y geólogos y geofísicos.Esta metodología y las técnicas de estudio son muy diferentes de las que



utiliza la Astronomía, donde la observación es pasiva, ya que tiene que vercon objetos muy distantes y esta básicamente concernida con el estudio defenómenos, propiedades y materia que sean lo más representativos posiblesdel universo a gran escala.



3.6. La Agencia Espacial Europea

La organización europea de investigación del espacio nació en 1962 ainstancias de Bélgica, Francia, Alemania, Italia, Holanda, Reino Unido,Dinamarca, España, Suecia y Suiza. Tuvo como primer nombre ESRO y luegoESA (European Space Agency), denominación que conserva en la actualidad.En el artículo 2 del acuerdo los países firmantes establecieron como uno desus objetivos promover la investigación científica y tecnológica del espaciocon fines exclusivamente pacíficos. Está concernida con la observación de laTierra, telecomunicaciones, tecnología de lanzadores como la familia Ariane,sistemas de transporte espacial, investigación básica en astrofísica, etc.

ESA ha lanzado más de una decena de satélites científicos que han producidoaportaciones de gran interés en el campo de la astrofísica y también harealizado misiones de gran importancia para el estudio medioambiental de laTierra ya cuya observación desde el espacio proporciona una visión conjuntaque puede aportar información de gran interés. Es el caso de ladesforestación, efecto invernadero, agujero del ozono, etc. Entre los satélitesmás conocidos por el gran público destacan las sucesivas generaciones deMETEOSAT, que proporciona las imágenes del tiempo utilizadas por lastelevisiones europeas.

Figura 1-3-4: Futuras

misiones deexploración delSistema Solar

ESA ha colaborado activamente, y sigue haciéndolo, con otras organizaciones

espaciales. Particularmente con la agencia espacial norteamericana NASA,que ha llevado acabo un extenso número de misiones espaciales. Baste citarlas correspondientes a Alta Energía, Rayos X y Rayos g ( 18 ),Ultravioleta-Visible ( 5 ), Infrarrojo y ondas milimétricas ( 4 ), Astrometría ( 1 )sin citar las mas numerosas, que corresponden a las exploraciones denuestro sistema solar. Actualmente tiene ya programadas más de 30 nuevasmisiones ( Fig 1-3-4).



Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones●

Problemas●

Cuestiones

1. Discutir la ventajas que presenta la utilización de la emulsión fotográficasobre la observación a simple vista.

2. Criterios más importantes para elegir el sitio de un observatorio

astronómico.

3. Qué principales ventajas tiene un telescopio espacial pequeño sobre un

telescopio más grande situado en lo alto de una montaña.

4. Indicar las principales ventajas de la red de difracción sobre el prisma. 5. Qué información proporciona la observación de un astro con un filtro. 6. De que factores depende la resolución espectral. 7. Qué relación puede haber entre la turbulencia atmosférica y la anchura de la

rendija del espectrógrafo, durante una observación astronómica.

8. Cómo es posible identificar las líneas del espectro de un astro. 9. Cómo se define la eficiencia de un detector. Comparar las eficiencias del

fotomultiplicador, detector CCD y el ojo.

10. Cuáles son las principales diferencias entre las radioastronomía, la

astronomía de rayos X , la astronomía infrarroja y la astronomía visible.

11. Indique algún proyecto muy conocido de la Agencia Espacial Europea. 12. España es contribuye con una financiación de miles de millones de

pesetas a la Agencia Espacial Europea. ¿ Tiene alguna ventaja para nuestropaís ?

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13. Indicar las principales ventajas de la red de difracción sobre el prisma.

Problemas

1. Las placas fotográficas tomadas con un telescopio Schmidt tienen un áreade 360x360mm. El tamaño del pixel es de 5x5m m. Determinar el número depixels por milímetro cuadrado.


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Proyectos o actividades de observación

1. Utilizando una cámara fotográfica de 35 mm y un trípode, realizarexposiciones de larga duración de diversas constelaciones focalizando alinfinito. Elija lugares de observación a diferentes distancias de un núcleohabitado y finalmente en un lugar donde la obscuridad y transparencia delcielo sean las mejores posibles. Una vez reveladas, identifique las estrellas ycompare el número de objetos identificados. En función de la transparenciadel cielo y demás condiciones indique cuáles son los lugares conocidos porUd, que son más idóneos para la instalación de un observatorio astronómico.


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Soluciones

Cuestiones●

Problemas●

Cuestiones

1. Discutir la ventajas que presenta la utilización de la emulsión fotográficasobre la observación a simple vista.

Gran capacidad de almacenamiento, suministra un registro

objetivo y permanente de la observación, acumula luz durantelargos periodos de tiempo, y permite la observación de objetosmás débiles que los perceptibles a simple vista.

3. Qué principales ventajas tiene un telescopio espacial pequeño sobre un

telescopio más grande situado en lo alto de una montaña.

Permite observar radiación que no es absorbida por la atmósfera.

Por ejemplo, ultravioleta lejano.

10. Cuáles son las principales diferencias entre las radioastronomía, la

astronomía de rayos X , la astronomía infrarroja y la astronomía visible.

Estudiar la radiación emitida por los astros en diferentes

frecuencias y permite identificar las estructuras emisoras y losprocesos físicos responsables.

11. Indique algún proyecto muy conocido de la Agencia Espacial Europea. METEOSAT

Problemas

1. Las placas fotográficas tomadas con un telescopio Schmidt tienen unárea de 360x360mm. El tamaño del pixel es de 5x5m m. Determinar elnúmero de pixels por milímetro cuadrado.


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