Efectos Atmosféricos y estabilidad de la observación astronómica desde la superficie terrestre: el desafío observacional que afrontan los astrónomos.
Introducción a los Efectos Atmosféricos en la observación astronómica
Estudiaremos cuales son las limitaciones que impone la atmósfera, por el imperativo de tener que observar desde la superficie terrestre, y nos marca la "calidad de observación astronomica del cielo nocturno, y del diurno !!En principio, el hilo se centra en relacionar y presentar la modelización desde un punto de vista homogéneo de estos fenómenos, sin entrar en detalles matemáticos sobre cómo afectan la intensidad o
extinción atmosférica en magnitudes. No pretende ser más que un punto de partida, útil para aclarar conceptos y entender de dónde 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 [el “mal seeing”] |
| | | | | |
- cambios en el brillo
(oscilación magnitud) | | (a) Extinción Atmosférica
(a1)-- por Absorción y Dispersión (scattering)
(a2)-- La Absorción diferencial en el espectro | | | (c) Centelleo
(centelleo ‘cambio’ del brillo, “scintillation”) |
- cambios en la dirección
(posición imagen) | | (b) Refracción Atmosférica
(b1) – cambio de dirección aparente
(b2) – Refracción Diferencial en el espectro | | | (d) inestabilidad ‘espacial’ de la imagen
(el efecto más evidente de “mal seeing” al telescopio) |
El modelizado homogéneo: (a) Extinción Atmosférica (b) Refracción Atmosférica
- Notar las consecuencias sobre el brillo: la pérdida de brillo, el enrojecimiento ! Y las consecuencias de distorsión: modificación de la geometría, posición real por falsa elevación, achatamiento de la forma, y falta de aumento, como se dispersa la luz espectralmente con un borde azul-verdoso arriba y más rojo debajo Créditos:
https://cseligman.com/text/sky/atmosphericrefraction.htm
La cantidad de atmósfera que atravesamos es función del ángulo de observación aproximación a una atmósfera planoparalela:
| Zº | altura | atmósferas
[ sec(z) ] |
| 0º | 90º | 1.000 |
| 15º | 75º | 1.036 |
| 30º | 60º | 1.155 |
| 40º | 50º | 1.305 |
| 50º | 40º | 1.556 |
| 60º | 30º | 2.000 |
| 70º | 20º | 2.92_ |
| 75º | 15º | 3.9__ |
| 79º | 11º | 5.___ |
| --- | --- | --- |
Zº es la distancia cenital
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 plano-paralela (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
https://astro.ft.uam.es/old/TJM/tjm/webpaginas/practicas/guiones/guion_practica/extincion/index.htmlmodelización 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 Astronómicos: Visual, Fotografía. Guía y Análisis completopresentar imágenes de planetas: estándares, métodos, seeing
(a) Extinción Atmosférica
Oscurecimiento por absorción mayor al atravesar una masa de aire creciente. (y enrojecimiento por absorción diferencial)(a1)-- por Absorción y Dispersión (scattering)
- efectos homogéneos en intensidad. ( ver
Rayleigh scattering,
Aerosol scattering,
absorción molecular provocando
líneas 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 - el enrojecimiento.
Es el fenómeno que 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 azulLa 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 homogénea, 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 0.60
B 0.40
V 0.20
R 0.10
I 0.08
(b) Refracción Atmosférica
(b1) -- cambio de dirección aparente
,
efectos homogéneos en dirección (geometría) ----> cambio de posición aparenteEl 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
así 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 )
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 dispersiónasimismo, 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
los efectos no-homogéneos (c) centelleo, (d) inestabilidad de imagen
(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:
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muy interesante complementarlo con éste PDF externo
https://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
(
https://www.astro.ufl.edu/~oliver/ast3722/lectures/EffectOfAtmosphere/EffectAtmos.htm )
https://www.astro.ufl.edu/~anthonyhg/AST_3722_files/AST3722_lecture4.pdf
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