Medicin de ngulos 15 Los bastones pueden percibir

Medición de ángulos 15°

Los bastones pueden percibir la luz más débil. Los conos se utilizan para detectar los colores.

La fovea es responsable de nuestra visión central y más aguda El campo de visión de la fovea tiene sólo cinco grados de ancho. Si dos objetos llaman la atención al mismo tiempo, necesitan entrar en ese estrecho ángulo para ser percibidos. La fovea es un área de tejido de 1. 5 mm de ancho en donde hay conos muy densamente empacados. Lo que se ve con la fovea se ve en alta definición. La fovea es crítica para leer, manejar, ver televisión. La fovea concentra la atención del cerebro.

La UNIDAD ASTRONÓMICA (UA) se define como la distancia media entre la Tierra y el Sol. 1 U. A. = 149, 600, 000 km En notación científica: 1 U. A. = 1. 496 x 108 km

Definición de Parsec (pc) 1 pc es la distancia a una estrella cuyo paralaje (ángulo Sol- -Tierra) es igual a 1 segundo de arco (1”). 1” 2 UA 1 pc

El AÑO LUZ Comúnmente se abrevia ly, por sus iniciales en inglés. 1 ly es la distancia que recorre la luz en un año. Por lo tanto: 1 ly = (365)(24)(60 s)(300, 000 km/s) 1 ly = 9. 46 x 1012 km 1 pc= 3. 08 x 1013 km / 9. 46 x 1012 km 1 pc= 3. 26 ly

Magnitud de las Estrellas La unidad de magnitud fue introducida por Hiparco. A Sirio, la estrella más brillante del cielo, le asignó un valor m=1, mientras que a las más débiles (a simple vista) les asignó m=6. Una estrella que es 100 veces más brillante que otra, posee una magnitud menor en cinco unidades que la más débil. Esta relación puede escribirse en forma más general como:

m 2 -m 1 = 2. 5 log 10(b 1/b 2), donde m 1 y b 1 son la magnitud y el brillo de la estrella 1. Magnitudes aparentes de algunos objetos: Sirio -1. 5 Venus -4. 4 Luna llena -12. 6 Sol -26. 8 Estrellas más débiles +6 (a simple vista) Con gran telescopio terrestre +27 Con el Telescopio Espacial Hubble +30

Magnitu d aparente Objeto celeste − 26. 73 Sol − 12. 6 Luna llena − 8. 0 Máximo brillo de un satélite (destello Iridium) − 4. 4 Máximo brillo de Venus − 4. 0 Objeto más débil observable durante el día a simple vista − 2. 8 Máximo brillo de Marte − 1. 5 Estrella más brillante: Sirio − 0. 7 Segunda estrella más brillante: Canopus 0 Definición de estrella de magnitud cero: Vega 3. 0 Estrellas más débiles visibles en una ciudad 6. 0 Estrellas más débiles observables a simple vista 12. 6 Quasar más brillante 27 Objetos más débiles observables en el visible con telescopios de 8 m, en la superficie terrestre 30 Objetos más débiles observables en el visible con el HST 38 Objetos más débiles que serán observables en el visible con el Telescopio OWL (2020)

m (aparente) y M (absoluta) La magnitud aparente m es una unidad relativa, ya que depende de la distancia al objeto. Es el brillo que se percibe desde la Tierra. La magnitud absoluta M no depende de la distancia, sino solo del brillo intrínseco del objeto.

Magnitud Absoluta La magnitud absoluta (M) se define como la magnitud aparente que tendría un objeto si este se encontrara a una distancia de 10 pc del Sol. El propósito de esta definición es poner a todos los objetos celestes a la misma distancia al medir su brillo. De acuerdo con ésta, la relación entre m y M está dada por: m-M = 5 log 10(r/10)

Instrumentos astronómicos previos a la invención del telescopio

Merkhet (600 a. C. ) Fue inventado por los egipcios, para medir el tiempo en la noche utilizando la posición de las estrellas.

Manera en que los egipcios usaban el merkhet y la plomada para marcar la posición de la estrella polar y definir líneas Norte-Sur en cimentaciones.

Astrolabio Marinero Utilizado para medir la latitud de un barco en el mar http: //www. astrolabes. org/mariner. htm

Philippe Danfrie París, 1600

http: //www. hps. cam. ac. uk/starry/sacrosundlrg. jpg

http: //www. sil. si. edu/Digital. Collections/HST/Brahe/sil 4 -3 -12 a. htm

En octubre de 1608 se discutieron en La Haya solicitudes de patente para un instrumento “que permite ver objetos lejanos como si estuvieran cerca”. Primero se discutió la de Hans Lipperhey y después la de Jacob Metius de Alkmaar. Había que considerar además a Zacharias Janssen, que estaba vendiendo este instrumento en una feria. La decisión del gobierno holandés fue que no podía otorgarse patente, porque la invención era demasiado fácil de imitar.

Galileo fue el primero en usar el telescopio en Astronomía. Él mismo construyó el telescopio que utilizó en sus observaciones. Al instrumento que diseñó se le conoce como: Telescopio Refractor Galileano.

Hevelius con su telescopio

Historia del telescopio • Holanda: Hans Lipperhey y otros, 1608. • Galileo: su primer telescopio, julio de 1609. • René Descartes describe la aberración esférica en Dioptrique, escrito como apéndice de su famoso libro El Discurso del Método. • Christiaan Huygens: telescopio de 7 m de largo (1656). Inicia la carrera por grandes telescopios. • Johannes Hevelius: telescopio abierto de 55 m en 1670. • Isaac Newton: inventa el reflector, 1671. • En la segunda mitad del siglo XVIII, Herschell y James Short logran desarrollar telescopios reflectores de gran calidad. Comienza el reinado de este tipo de telescopios.

Telescopio reflector de Newton Issac Newton publica La Luz y sus Colores. Afirma que la luz blanca es una mezcla de colores. Discute la aberración cromática y construye el primer reflector (el telescopio newtoniano). Al principio es bien recibido por la Royal Society, pero el espejo resulta difícil de hacer y se oxida muy rápidamente.

Christiaan Huygens 14 abril 1629 - 8 julio 1695 La Haya, Holanda. Perfeccionó el telescopio y descubrió con él a Titán en 1655 y los anillos de Saturno (1659). Primer reloj de péndulo preciso y primer estudio de un sistema dinámico (péndulo doble). Especuló acerca de la vida extraterrestre.

Systema Saturnium de Christiaan Huygens, 1659

http: //www. sil. si. edu/Digital. Collections/HST/Huygens/huygens-ill 6. htm

Percival Lowell (1855 -1916) Globo de Marte Lowell en su observatorio en Flagstaff, AZ.

http: //www. wanderer. org/references/lowell/Mars/chap 04. html Los “canales” de Marte. Lowell pensaba, erróneamente, que habían sido construidos para transportar agua.

Tipos de Telescopios

ASTROFOTOGRAFÍA

Newton (1666) mostrando el espectro de la luz solar: Descomposición de la luz en colores

Explicación del Espectro por Newton en Opticks

Dispersión de la luz

Nanómetros

Análisis químico mediante la observación del Espectro GUSTAV KIRCHHOFF y ROBERT BUNSEN Annalen der Physik und der Chemie (Poggendorff), Vol. 110 (1860), pp. 161 -189 (dated Heidelberg, 1860)

Identificación de las líneas del Espectro de Fraunhofer por Edmund Beckerel en 1843 O 2 Ca Fe + Ca Hß Fe Mg Na Hα

H He Ne

Tan solo 20 Å del espectro solar. I denota átomos neutros, II denota que los átomos están ionizados una sola vez.

Espectroscopía astronómica Espectrógrafo con autoguiado de SBIG

O B A F G K M (Superior a 31, 000 °K) 9, 750 - 31, 000 °K 7, 100 - 9, 750 °K 5, 950 - 7, 100 °K 5, 250 - 5, 950 °K 3, 950 - 5, 250 °K 2, 000 - 3, 950 °K Se han añadido dos nuevos tipos para estrellas rojas débiles, descubiertos gracias a nuevas técnicas de observación: L T 1, 500 - 2, 000 °K ~1, 000 °K El conjunto completo: OBAFGKMLT.

Tipo espectral Tipo Espectro Color Temperatura O Helio ionizado y neutro, hidrogeno débil Azuloso Superior a 31, 000 °K B Helio neutro, hidrógeno un poco más fuerte Azul-blanco 9750 -31, 000 °K A Hidrógeno muy fuerte, metales ionizados Blanco 7100 -9750 °K F Hidrógeno debilitándose, metales ionizados Blanco amarillento 5950 -7100 °K G Hidrógeno aún más débil, metales ionizados y neutros Amarillento 5250 -5950 °K K Hidrógeno, metales neutros Anaranjado 3950 -5250 °K M Poco o nada de hidrógeno, metales neutros, moléculas Rojizo 2000 -3950 °K L Ausencia de hidrógeno, hidridos metálicos, metales alcalinos Rojo-infrarrojo 1500 -2000 °K T Bandas de metano Infrarrojo 1000 °K

Galaxias en el visible y en el UV

Una de las antenas del Very Large Array (VLA), localizado en Socorro, Nuevo México

http: //www. aoc. nrao. edu/intro/vlapix/vlaviews. index. html

Rayos X. Se observan en regiones de gas (plasma) que se encuentran a muy altas temperaturas (entre 1 millón y 100 millones de grados): gas en cúmulos de galaxias, remanentes de supernova (gas chocado, alrededor de estrellas neutrónicas y hoyos negros. Telescopio Espacial Chandrasekhar Cúmulo de Galaxias Sra. Röntgen

Estrella siendo devorada por un super hoyo negro

Luz visible Infrarrojo

Radiación de fondo en el Universo Imagen del satélite COBE (Explorador del Fondo Cósmico), que muestra las pequeñas anisotropías en la radiación de fondo. Estas pequeñas fluctuaciones dieron origen a la formación de las estructuras de materia: cúmulos de galaxias, vacíos.