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Efectos de la atmósfera al observar: Refracción atmosférica, Extinción. (seeing)

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Autor Tema: Efectos de la atmósfera al observar: Refracción atmosférica, Extinción. (seeing)  (Leído 5844 veces)
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Sebtor
chico de los recados

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« en: Dom, 04-Dic-2011, UTC 23h.32m. »

Efectos Atmosféricos en la observación astronómica

introducción:

en principio el hilo se centra en relacionar y presentar sobre la modelización desde un punto de vista homogéneo de éstos fenómenos, sin entrar en detalles matemáticos del caso de como afecta a la intensidad o extinción atmosférica en magnitudes.  No pretende ser mas que un punto de partida, útil para aclarar conceptos, y de donde surgen.
Estudiando "la misma fenomenología" pero justamente en sus efectos "no-homogéneos", nos abrirían respectivamente a tratar con el centelleo y el "seeing",   todos ellos efectos bien conocidos por los astrónomos aficionados, amateurs y/o profesionales.

Efectos Atmosféricos en
la observación astronómica



en su Modelización homogénea




en efectos no-homogéneos



         cambios en el brillo
          o magnitudes

(a) Extinción Atmosférica

    (a1)--  por Absorción y Dispersión (scattering)
    (a2)-- La Absorción diferencial en el espectro

(c) Centelleo

    (centelleo del brillo, "scintillation")

         cambios en la dirección
          (imagen)

(b) Refracción Atmosférica

    (b1) -- cambio de dirección aparente
    (b2) -- Refracción Diferencial en el espectro

(d) inestabillidad imagen


     (nos provoca el "mal seeing")




modelizado homogéneo:

Extinción Atmosférica (a)  y Refracción Atmosférica (b)




-notar las consecuencias sobre el brillo: la pérdida de brillo, el enrojecimiento
-y las consecuencias de distorsión:  modificación geometría posición real por falsa elevación, achatamiento de la forma,
y faltaría ver mas aumento, como se dispersa la luz espectralmente con un borde azul-verdoso arriba y mas rojo debajo  

créditos: http://cseligman.com/text/sky/atmosphericrefraction.htm




La cantidad de atmósfera que atravesamos es función del ángulo de observación

 aproximación a una atmósfera planoparalela



alturaatmósferas
[ sec(z) ]
90º 1.000
15º75º 1.036
30º60º 1.155
40º50º 1.305
50º40º 1.556
60º30º 2.000
70º20º 2.92_
75º15º 3.9__
79º11º 5.___
--- --- ---
Zº es la distancia cenital

   tener estrella    En las observaciones terrestres, es obvio que no podemos librarnos de la atmósfera,  que puede ser ¿mejor o peor?, ¿con más partículas y humedad flotando o mas seca?, y también podemos subir a un lugar elevado para dejar atrás las capas de mas densidad atmosférica y "acercarnos" un poco mas al espacio  PERO hagamos lo que hagamos, la cantidad de atmósfera que tiene que atravesar un rayo de luz, será mas o menos larga dependiendo de la altura del astro, o también lo que es decir lo mismo midiendo su complementario: Z ( 90º - altura ),  que es el ángulo zenital , contando desde el zenit hasta la posición del astro a observar.

  En una aproximación teórica rápida, lo que se conoce como suponer que la atmósfera es planoparalela (a pesar de la curvatura de la Tierra, que localmente despreciaremos en ésta "hipótesis"), es una aproximación matemática acertada excepto para objetos muy a ras de horizonte (para los que en la práctica tampoco se puede teorizar mucho debido a las inhomogeneidades):     Si medimos en 1 atmósfera, la absorción zenital que se produce en un astro , tendremos que el factor que multiplicará ese valor, es la secante(z)  =   1 / coseno (z) ,  donde recordemos también que   z = 90º - altura sobre horizonte .

  Ésto es solo introducción para entrar en materia, mejor tratado lo encontrareis en éste PDF por ejemplo http://astro.ft.uam.es/old/TJM/tjm/webpaginas/practicas/guiones/guion_practica/extincion/index.html

modelización matemática de la extinción atmosférica
 ( con z como el ángulo zenital , y X la masa de aire, con la unidad como referencia de masa "atravesada" en el zenit )
 X = secz - 0.0018167 (secz - 1) - 0.002875 (secz - 1)^2 - 0.0008083 (secz - 1)^3




ver
Filtros en Astronomía, ¿para qué el uso de un filtro? [ listado descriptivo ]
estandarización en publicación de imágenes ? metodología recomendada ? (seeing)




Oscurecimiento por absorción mayor al atravesar una masa de aire creciente. (y enrojecimiento por absorción diferencial)

(a) Extinción Atmosférica


(a1)--  por Absorción y Dispersión (scattering)

efectos homogéneos en intensidad
( ver Rayleigh scattering, Aerosol scattering, absorción molecular provocando lineas de absorción en el espectro como el H2O ... )
Ésta absorción es la que nos hace perder luminosidad a los objetos celestes, y "perder" magnitudes.    Pero no es igual de efectiva en todas las bandas espectrales, sinó que lo es mucho más en el azul,  esa es la razón por la que vemos enrojecer los astros muy bajos con respecto el horizonte, y a su vez ver el brillo del cielo como azulado.

(a2)-- La Absorción diferencial en el espectro:

Reddening atmosférico
Es lo que nos hace enrojecer a los astros en baja altura respecto el horizonte, como la típica puesta de Sol que todos hemos visto.  Reddening atmosférico (Enrojecimiento):  es consecuencia de la Extinción diferencial por longitud de onda, más efectiva en el azul.  

el scattering:
la razón de ver el cielo azul

La Dispersión (o scattering)  es lo que le da al cielo su característico color azul.
En el medio interestelar, debido al polvo existente en las regiones galácticas, mas abundante cuanto más cercanos estemos al disco galáctico (en una galaxia espiral), ocurre un fenómeno totalmente similar y bien estudiado llamado  Absorción Interestelar, ...  con una disminución de la magnitud esperada, y un enrojecimiento del brillo al ser más efectiva la absorción en ondas mas cortas :  interestellar REDDENING  ( fenómeno QUE NO TIENE QUE VER CON EL CORRIMIENTO AL ROJO POR EFECTO DOPPLER DE LA LUZ ).
En los cálculos para tener en cuenta la extinción se usa mucho el término: Masa de Aire, que hace referencia como su nombre indica a la masa de aire que hemos de atravesar cuando observamos un objeto, ...   el   valor de " 1 masa atmosférica"  lo tendremos al mirar hacia el zenith,  aumentando cuando vamos bajando hacia el horizonte,  a 30º tendremos el valor de " 2 masas atmosf."   ( una aproximación es dividir por el seno de la altura,  útil y realista hasta unos 5º-10º de altura ).   Cada masa de aire, nos "roba" X magnitudes,  un valor típico en lugares excelentes y a 2000 metros puede ser  0.35mag. por masa de aire,  ... así hay que multiplicar por la masa de aire a la altura observada,  en el caso de 30º de altura sabemos que si hemos calibrado, y la atmósfera es homogenea, que perderíamos 0,70 mags  con nuestro ejemplo.

La k = pérdida de magnitud por masa de aire (X), varía mucho dependiendo de la banda espectral observada
      aquí tenemos un ejemplo típico, de "buenas condiciones" en un observatorio terrestre, en otros lugares o cerca del nivel de mar, lógicamente empeorarán
banda         k
 ----------------------
      U            0.6
      B            0.4
      V            0.2
      R            0.1
      I            0.08



(b) Refracción Atmosférica

 

(b1) -- cambio de dirección aparente

efectos homogéneos en dirección (geometría)  ----> cambio de posición aparente
El vacío y el aire tienen índices de refracción distintos. Así, las ondas electromagnéticas cuando entran en la atmósfera de la Tierra desde el espacio se curvan ligeramente por causa de la refracción. La refracción atmosférica es mayor cerca del horizonte, y crea una altitud aparente del objeto aproximadamente del orden de medio grado superior de su altitud real en el mismo horizonte. Si el objeto gana altitud, el efecto de la refracción se reduce, (es cero en el cenit).

(b2) -- Refracción Diferencial en el espectro

  en la que las distintas componentes espectrales, son refractadas de manera distinta (distintos valores), provocando una dispersión "irisada" en colores.




La atmósfera actúa como un prisma, con los rayos de luz provenientes del vacío pasan a entrar a otro medio (mas denso en éste caso y como no puede ser de otra manera proveniente del espacio), como la atmósfera, pierden velocidad, y depende de su tangencialidad, la inclinación es modificada, haciendo creer que el objeto está en una dirección que no está, ... en éste caso que nos ocupa levanta los objetos unos 30' de arco en pleno horizonte ( creo recordar ).

Eso es lo que nos da una visibilidad del Sol, de un par de minutos mas antes de la salida, o después de la puesta real, geométrica.

La Refracción igual que la extinción es mas notable a mas baja altura respecto el horizonte,  cuanto mas a ras pues peor.




Otra consecuencia, es que esté cambio, produce un achatamiento en el Sol (Luna, ... o cualquier objeto exterior que veamos en el horizonte).

Pero no acaba allí,  la atmósfera no se comporta igual con todas las longitudes de onda,  ... de las visibles, el azul queda más afectada, con un efecto de inclinación mayor, ... ese sería el motivo de ver cromatismo por culpa de la refracción atmosférica,  o la observación del "rayo verde" como último destello solar antes de su puesta, ... y la que determina todo un arco iris en los bordes  (arriba-abajo) de los planetas, Luna, Sol .. etc

asi que es normal ver una bola deformada,  y con dispersión cromática en la dirección de la vertical, en los planetas o bordes lunar (Sol).
(casi siempre es cuando peores condiciones geométricas muestran también, con lo que el empeoramiento es total )




Rayo Verde o Green Flash


y de aquí, surge la evidencia de otra ventaja, incluso necesidad, sobretodo en monocromo,  como la de observar los planetas con filtro Rojo o Infrarrojo ( bandas R, IR) , para "cortar" esa dispersión cromática. (*)  


 z es el ángulo zenital aparente, y r la dispersión

asimismo, es fácil ver como para trabajos serios de astrometría, una baja altura, puede empezar a afectar al posicionamiento de los objetos dependiendo sus longitudes de onda predominantes
aspectos de imágenes estelares ideales  en Monocromo versus Color
normalmente las mayores turbulencias e inhomogeneidades nos dan
imágenes inquietas, deformadas y poco enfocables




efectos no-homogéneos  (c) y (d)

   

(c) Centelleo

           (centelleo del brillo, "astronomical scintillation")

el centelleo, no está relacionado con cambios rápidos o caóticos de absorción, sinó mas bien con las interferencias que le ocurren al llegar un frente de onda y pasar por las turbulencias atmosféricas, pequeños cambios de refracción, ... y debido a la casi puntualidad matemática que ofrece el tamaño aparente de las estrellas.  En cambio como los observadores experimentados saben, los planetas suelen mostrarse mucho mas estables: aunque no veamos los diámetros planetarios a simple vista, son lo suficientemente grandes, para que la luz proveniente de varias partes del disco, sigan caminos diferentes, y compensen mejor esas variaciones.

(d) Inestabilidad imagen

           (buen o mal seeing)

el mal seeing está relacionado con el centelleo, (también notaremos alteración y saltos de color)

Escalas de Pickering: 3, 5, 7 y 9
(*) Lo comentado del "R" o "IR" en un párrafo anterior, es porqué a longitudes de onda mayor, se ven menos afectadas por las turbulencias y absorción atmosférica   (pero ojo ! recordad, que los telescopios, tienen su máximo poder de resolución en ondas mas cortas que largas,  ... o sea que en el IR en el fondo llegaremos antes al límite resolutivo del telescopio, pero cuando no hay otra manera pues lo mejor es filtrar )



otros links del foro relacionados:
PSF, FWHM, disco Airy, distribución gauss ... Poisson, deconvolución, resolución
Filtros en Astronomía, ¿para qué el uso de un filtro? [ listado descriptivo ]
estandarización en publicación de imágenes ? metodología recomendada ? (seeing)
Diametro Optica Versus Seeing
resolución " / pixel imágenes CCD según objetivo de estudio , elección chip
Colimación en telescopios Newton. Precisión y enfoque. Mantenimiento. Limpieza



muy interesante complementarlo con éste PDF externo
http://www.ucm.es/info/Astrof/users/jaz/IA/IA_01.pdf  PDF   Instrumentación Astronómica -  Jaime Zamorano y Jesús Gallego





esquema de las capas de la atmósfera de La Tierra
con su temperatura y presión según altitud


http://www.astronomynotes.com/telescop/s11.htm
http://pveducation.org/pvcdrom/properties-of-sunlight/atmospheric-effects
http://archive.is/ANn7I  ( http://www.astro.ufl.edu/~oliver/ast3722/lectures/EffectOfAtmosphere/EffectAtmos.htm )
http://www.astro.ufl.edu/~anthonyhg/AST_3722_files/AST3722_lecture4.pdf

equipo:  MEADE LX200 8" f:6,3, Vixen 150/750 SP, Meade ETX 105 Autostar y ETX 70, R60 Vixen AZ, bin 7x50, bin 10x50 TS, bin Swift 16x70. KT&C650 = (PC164) & WATEC's 902 b&w + video capture devices,  DMK 21AU04.AS b&w, Starlight Xpress MX716, Tucsen color 1/2” 3mpx 2048×1536

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Sebtor
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« RESPONDER #1 en: Mié, 03-Jul-2013, UTC 09h.42m. »

Sistema de correción anti-dispersión cromática atmosférica




links para éste sistema:
http://www.astro-electronic.de/wedge.htm
http://www.rkblog.rk.edu.pl/w/p/planetary-imaging-atmospheric-dispersion-corrector/
http://www.astrosystems.nl/projects_products/accessories/dispersion%20corrector/dispersie_correct.htm
http://www.cieletespace.fr/files/InstrumentTest/201110_test_ADC2.pdf PDF en francés
http://www.skyinspector.co.uk/Atm-Dispersion-Corrector-ADC%282587060%29.htm
http://spiff.rit.edu/classes/phys445/lectures/atmos/atmos.html

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Israel G.

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WWW


« RESPONDER #2 en: Mié, 02-Oct-2013, UTC 06h.42m. »

Muy buen post....  mi voto....    OKOK



  http://www.astronomylab.net

SW NEQ6 Pro II. Teles: C9.25 (XLT). TS65Q. Konus 90/910. EZG 60. Barlow: TS ED x2 (2"),TV PM x2.5, TV x3. Oculares: TS HR 6mm. Hyperion 8, 10, 13, 21, 31 (Asph)mm. Cámaras: Canon EOS 550D (mods.), QHY IMG OH, ZWO ASI120MM. Filtros: TS FXP 1.25", Neodym 2", DGM NPB 2", Astronomik IR, IDAS LPS-P2 2".

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José Manuel

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« RESPONDER #3 en: Mié, 02-Oct-2013, UTC 10h.51m. »

Este hilo es un imprescindible (must read). Se aprende mucho y lo que se sabe se afianza.

Gracias!!!!!

Enviado desde mi Nexus 10

_____
Montura: SkyWatcher AZ EQ6-GT
Tubos ópticos: SkyWatcher Explorer Maksutov-Newton 190
Oculares: MoonFish 30mm 82º, TS Optics HR 3.2mm, William Optics: Planetary HR 6mm y 12.5mm, SWA 20mm y 9mm
Guiado: Lunatico EZG 60 + ZWO ASI 120MM
Cámaras: Canon EOS 70D + Canon EOS 1100D modificada (sin filtro IR) + Atik CCD 460EX Mono
Filtros: Baader Neodymium 2" + Baader 1.25" L-R-G-B-Ha-SII-OIII
Rueda portafiltros: Atik EFW 2 - 9x1.25"

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« RESPONDER #4 en: Mar, 28-Ene-2014, UTC 12h.03m. »


otra review sobre este sistema http://www.skyinspector.co.uk/Atm-Dispersion-Corrector-ADC%282587060%29.htm

Skywatcher refractor AP 120/900 EvoStar ED
Celestron Advanced CG5 ADM motorizada
Radian 3mm, Vixen NLV 4mm, Vixen NLV 5mm, Baader Ortho 6mm, Baader Ortho 9mm, Pentax XL 14mm, GSO Super Plössl 32mm, GSO SuperView 30mm, Pentax XL 40mm
Barlow: TeleVue x2, GSO x2 ED 2"
Diagonal dieléctrica TeleVue 2”
Filtros Baader UHC-S y Neodymium; Polarizador variable Orion
Binoculares Tento 20x60, Seeadler Nürnberg Järgermeister 10x50

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No puedo decir que no estoy en desacuerdo contigo

Barcelona 
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« RESPONDER #5 en: Dom, 23-Feb-2014, UTC 10h.34m. »

Otra review más y esta en Spanish http://astronomico.enfoque-creativo.com/pruebas/AccesPlanetaria_Ene14.pdf

Aquí una "afoto" del modelo Pierro Astro que comenta el artículo


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Tema: Efectos de la atmósfera al observar: Refracción atmosférica, Extinción. (seeing)

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