Extinción atmosférica Flashcards
(21 cards)
La adecuación de nuestra instrumentación al sistema fotométrico (eg filtros vs bandas) se le denomina…
conformindad
El flujo de energía lo transformamos en magnitud astronómica mediante la expresión:
mi=−2,5log(Fi)
donde el subíndice i nos indica que obtenemos una magnitud para cada filtro.
Si comparamos mi=−2,5log(Fi) con la definición de magnitud astronómica, vemos que nos falta una constante aditiva. Deberíamos preocuparnos?
No, como la constante es arbitraria, podemos elegirla como igual a cero para nuestro sistema instrumental, y la fijaremos de forma adecuada cuando transforemos al sistema estándar.
Parte de la radiación se pierde en su paso por la atmósfera, lo que provoca una disminución del flujo de energía, que denominamos
extinción atmosférica
La extinción se debe principalmente al proceso denominado:
dispersión de Rayleigh
Dispersión de Rayleigh:
Los fotones chocan con los electrones ligados de los ́atomos presentes en la atmósfera, y de resultas de ese choque el ́astico cambian de direcci ́on, desapareciendo del haz de luz que se dirige al telescopio.
La dispersión de Rayleigh depende de λ^(?)
λ^(-4), de forma que la luz azul se dispersa mucho más que la roja.
También contribuyen a la extinción atmosférica la absorción por
moléculas y la dispersión por polvo. La absorción por moléculas es muy pequena en el rango óptico, al menos hasta los 700nm.
Al ser estas partículas en suspensión mucho más grandes que la longitud de onda de la radiación, la dispersión no depende de la longitud de onda, y por tanto la extinción es…
gris, es decir, igual para todos los filtros a diferentes longitudes de onda.
Consideremos un elemento de la atmósfera de espesor dx que absorbe o dispersa una fracción τdx de un rayo de luz que antes de ser absorbido o dispersado teníá un flujo de energía F. El cambio de F será:
dF=−Fτdx
Integrando a lo largo del recorrido total en la atmósfera, x, obtenemos:
logF= logF0−τx
donde F es el flujo final
Multiplicamos logF= logF0−τx por -2,5, tenemos
m0=m−2,5τx
m0=m−kX
donde −2,5τ=k y normalizamos el espesor a la unidad en el cénit, lo llamamos masa de aire, X.
Si la estrella está en el cenit,
X=1
si está más baja, X aumenta
X= secZ
siendo Z la distancia cenital del astro
m=m0+kX
k es el coeficiente de extinción, X la masa de aire, m es la magnitud observada, m0 la magnitud que observaríamos si no hubiese extinción (magnitud fuera de atmósfera).
El coeficiente de extinción, hay que calcularlo. A lo largo de la noche debemos…
observar una o varias estrellas no variables a diferentes alturas. Para cada una obtendremos un conjunto de magnitudes a diferentes masas de aire. Dibujamos un gráfico y usamos regresión lineal (ajuste por mínimos cuadrados).
Un gráfico de m vs secZ:
pendiente es k, m0 es el punto de corte a masa de aire cero.
Este proceso es el mismo para todos los filtros?
No, extinción depende de la longitud de onda.
Hemos de suponer que los coeficientes de extinción no varían…
a lo largo de la noche.
Si la extinción varía a lo largo de la noche…
no podemos hacer fotometría.
El conjunto de magnitudes fuera de magnitudes fuera de atmósfera obtenidas para una lista de estrellas no variables en un telescopio dado se le denomina:
sistema instrumental/natural
