Astronomía

¿Cómo afecta el vidrio a la toma de espectros solares?

¿Cómo afecta el vidrio a la toma de espectros solares?


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En este caso, estoy usando un telescopio montado en una cámara CCD apuntando a las nubes para tomar los espectros solares y me preguntaba cómo el telescopio apuntando a las nubes a través de una ventana de vidrio de doble mirada (dos capas) afectaría los espectros, si es que afecta a los espectros.


necesitará encontrar la transmisividad espectral de cada pieza de vidrio. Lo más probable es que todos bloqueen los rayos ultravioleta y grandes secciones de las bandas de infrarrojos. Además, a menos que haya eliminado el filtro IR interno, su cámara no grabará ningún IR. Los CCD también se cortan en azul, por lo que no se registrarán los rayos UV.

Por cierto, ¿cómo estás separando las longitudes de onda en la cámara? Normalmente se utiliza un espectrómetro de rejilla (caro).


Blog de la tienda Spectrum Scientifics & # 039

Así que estamos a) configurando y maldiciendo nuestro sistema de proyección solar, b) maldiciendo a las nubes, c) preguntándonos cómo podemos vivir hasta el año 2117, d) preguntándonos por qué no hicimos tanto alboroto por la Venus de 2004 tránsito.

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Proyección Astronomía Solar

Con el eclipse anular que acaba de pasar en la parte occidental de los EE. UU. Hace un par de fines de semana y la próxima transición de Venus, es posible que se sienta inclinado a comprar un filtro solar elegante para ese telescopio.

Bueno, podría haber un problema con eso. Verá que todos los demás tuvieron la misma idea que usted, ¡y eso significa que los fabricantes de tales filtros están prácticamente agotados! ¡Incluso puede ser difícil encontrar solo el material del filtro! ¿Qué hacer?

Bueno, hay otra forma de ver el sol sin el uso de un filtro. Puede ser complicado y peligroso si no se tiene el cuidado adecuado. Ese método se llama astronomía de proyección. Aquí es donde usa el telescopio y el ocular amplificador para proyectar la imagen que normalmente vería con su ojo en una pizarra u otra superficie brillante.

¿Que necesitas? Necesita un telescopio con un ocular (preferiblemente de potencia media-baja), un día soleado y algo sobre lo que proyectar la imagen.

Se nos ocurrió esta especie de último minuto, así que usamos una caja plana en un portapapeles. Tenía problemas con las costuras de la caja, pero la superficie era muy brillante (más brillante que la hoja promedio de papel de impresora) y, por lo tanto, daría una imagen decente.

A continuación, necesitamos un telescopio. Usamos un Orion StarBlast 6, principalmente porque eso es lo que teníamos en la tienda.

Tenga en cuenta que la imagen de arriba muestra el telescopio en acción. Al configurarlo y apuntarlo, DEJE LA CUBIERTA CONTRA EL POLVO ENCENDIDA. Esto es lo mejor para su seguridad.

Apuntar su telescopio al sol es bastante fácil, solo intente hacer que su tubo haga la sombra más pequeña posible. Cuando crea que está en el objetivo, retire la cubierta antipolvo y vea si entra luz a través del ocular. NO Mire por el ocular, TAMBIÉN NO MIRE HACIA ABAJO EL OJO. Míralo desde un lado. No somos responsables de que pierda la vista.

Ahora, una advertencia de seguridad adicional: trate de evitar que cualquier parte del cuerpo se interponga en el camino de la luz que sale del ocular. Sostenga la tabla en el borde, trabaje alrededor del telescopio, no sobre él, etc.

Entonces, ahora que está alineado con el sol, puede ver qué tipo de imagen tiene. Coloque la placa de proyección aproximadamente a un pie de distancia del ocular. Acérquelo o aléjelo para intentar enfocarlo. NO lo acerque a más de 6 pulgadas del ocular, la luz está demasiado concentrada allí y algunos tipos de papel podrían quemarse.

Se necesitarán algunos ajustes. Es mejor mover la pantalla en lugar del telescopio. Si debe ajustar el enfocador, coloque la cubierta antipolvo sobre la parte frontal del telescopio.

Entonces, ¿qué tipo de vista tienes? Bueno, aquí hay una toma de la pantalla que está un poco más cerca que la última foto:

Esto no se ve muy bien en la foto, pero si miras de cerca, puedes ver algunas manchas solares proyectadas en el tablero a la derecha y derecha / abajo del centro.

¿Qué tan bien funcionará la astronomía de proyección en el tránsito de Venus? No lo sabemos con certeza. El sol estará muy bajo en el cielo y, como resultado, puede haber más distorsión o decoloración. Pero si tiene el tiempo y el telescopio, ¡este no es exactamente un experimento costoso! ¡Solo recuerda tener cuidado! Apuntar con un telescopio al sol siempre tiene riesgos & # 8211 solo use el sentido común y manténgase fuera del camino de la luz solar proyectada y debería estar bien.

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Next Up in Solar Astronomy & # 8211 El tránsito de Venus 5 de junio (y 6 de junio)

Entonces, ayer la parte occidental de los EE. UU. Pudo disfrutar de un eclipse anular & # 8230 ¡NO SOMOS AMARGOS!

En cualquier caso, este no es el único evento solar para nosotros este año, ¡porque del 5 al 6 de junio está el Tránsito de Venus !.

Un tránsito es cuando uno de los planetas interiores (que es prácticamente Mercurio y Venus) se mueve entre la Tierra y el Sol. Una pequeña sombra de ese planeta se puede ver a través de un telescopio con filtro. El último tránsito de Venus fue apenas en 2004, ¡pero el próximo será en 2117! Así que no te lo pierdas.

Nota: Imagen de foto de satélite de Venus & # 8211 su vista probablemente ganó & # 8217t ¡será tan nítida!

Recuerda que mirar al sol sin filtrar es muy peligroso. ¡Utilice siempre un telescopio con filtro o un sistema de proyección para ver el sol!

El tránsito será visible a través de todo Estados Unidos (y Canadá y gran parte de América Central) durante la tarde / puesta del sol del 5 de junio. El tránsito estará en curso cuando se ponga el sol. La mayor parte de Europa podrá ver el tránsito en la mañana del 6 de junio. Partes de Asia, Australia y Alaska podrán ver el tránsito completo.

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El eclipse solar anular & # 8211 20 de mayo de 2012

Es un poco difícil escribir sobre un eclipse solar cuando llueve, y el doble cuando el área de observación no es donde vives. Pero este es un evento astronómico bastante importante y muchos lectores podrían estar en condiciones de verlo realmente. Estamos hablando del eclipse solar anular del domingo 20 de mayo.

Los eclipses anulares ocurren cuando la Luna se coloca frente al sol, pero a diferencia de los eclipses totales, el sol no está completamente bloqueado debido a que la Luna está más lejos que en un eclipse total. Esto significa un diámetro aparente reducido y da como resultado la apariencia de & # 8220 anillo de fuego & # 8217.

La mayor parte de este eclipse tendrá lugar sobre el Océano Pacífico, y solo partes de la parte occidental de los EE. UU. Podrán verlo cerca de la puesta del sol. Aquí hay un mapa aproximado de las áreas que pueden ver una parte de este eclipse:

¡La gente de Alberquerque tiene toda la suerte!

Recuerde que se debe tener especial cuidado para ver un eclipse & # 8211, ya sea a través de un método de proyección o con un filtro solar o lentes de eclipse hechos correctamente. NO intente ver con gafas de sol. Incluso al atardecer, el sol puede ser excesivamente brillante y perjudicial para los ojos.

¡Disfruta del eclipse si puedes!

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Consejos de astronomía n. ° 15: ¡Filtrar! ¡Filtrar!

Una de las cosas más amplias para usar en astronomía son los filtros. Hay un gran número de ellos y su finalidad varía enormemente. Pueden reducir la luz, ayudar con la luz. contaminación, atravesar detalles o ayuda con la astrofotografía. La mayoría de los filtros se enroscan fácilmente en los oculares del telescopio y # 8217s y pueden cambiar su experiencia de visualización.

Pero al elegir filtros hay que recordar esto: son filtros, están diseñados para eliminar algo, incluso si no es deseado. Algunas personas tienen la idea, especialmente con los filtros de contaminación lumínica, que los filtros hacen que los objetos que se ven mucho más brillantes. Pero ese no es el caso. Piénselo de esta manera: si tiene una cocina, es probable que tenga un filtro de agua en su grifo o algún tipo de jarra. Cuando usa este filtro, no produce más agua al usarlo, simplemente está eliminando las cosas en el agua que no desea. Los filtros de agua son bastante buenos porque si pones 1 litro de agua sobre un filtro de agua, lo más probable es que termines con muy cerca de 1 litro de agua limpia. Pero ganó & # 8217t terminará con 1,1 litros. Suena obvio, pero algunas personas tienen la idea de que eso es lo que pueden hacer los filtros astronómicos. Pero no es así. De hecho, usar un filtro astronómico en la luz de las estrellas significa que perderá parte de la buena luz junto con las cosas que no desea. Si volvemos al filtro de agua, puede pensar que nuestro 1 litro de agua sin filtrar se convierte en .9 o incluso .8 de litro.

Pero analicemos los distintos tipos de filtros:

Filtros lunares

Los filtros lunares son filtros simples de densidad neutra (lo que significa que reducen uniformemente la luz en todo el espectro visible) que se enroscan en su ocular. Se utilizan porque la Luna es realmente muy, muy brillante y verla incluso con telescopios pequeños puede dañar sus ojos después de un corto período de tiempo (no de forma permanente, claro). Un filtro lunar puede hacer que la visualización sea más cómoda. Por lo general, los filtros permiten el 25% de la luz, o el 12% (para telescopios más grandes) o en un modelo variable que usted mismo ajusta.

Filtros solares

Los filtros solares son los únicos filtros que no se enroscan en el ocular. Pasa por delante del telescopio. Si encuentra un & # 8216 filtro solar & # 8217 destinado a enroscarse en un ocular, destrúyalo inmediatamente. Esos son muy peligrosos ya que pueden agrietarse dejando pasar la luz solar que puede dañar sus ojos. No los use, no los conserve, alguien más podría verse tentado. Destruyelos.

La mayoría de los filtros solares son pantallas simples de Mylar que reducen el 99,999% de la luz para que pueda ver el sol con seguridad. Principalmente, lo que verá es un disco blanco con algunas manchas solares. Es una buena visualización durante los puntos altos de los ciclos de manchas solares, sin embargo, durante los mínimos, el sol puede parecer un poco sin rasgos distintivos.

Otro tipo de filtro solar es el filtro de hidrógeno-alfa. Estos le permiten ver prominencias de color rojizo y llamaradas solares. Sin embargo, son muy caros (en miles de dólares) y necesitan una cierta cantidad de & # 8216tweaking & # 8217. Pero pueden ofrecer vistas muy impresionantes de la actividad solar.

Filtros de color

Los filtros de color se utilizan en los planetas o la Luna y cortan demasiada luz para usar en objetos del cielo profundo. Los filtros de color se utilizan para intentar resaltar más detalles en el planetas que podrían desaparecer con el filtrado regular. Los detalles sacados a la luz podrían incluir las bandas en Júpiter, los casquetes polares en Marte, más detalles del cráter lunar, etc. Los filtros de color pueden ser impredecibles entre los astrónomos. Algunos piensan que son geniales, otros los encuentran menos útiles. El campo parece bastante subjetivo, pero si planeas ver la Luna y los planetas más que cualquier otra cosa, es posible que desees invertir en un conjunto.

Filtros de contaminación lumínica

Los filtros de contaminación lumínica están diseñados para ayudar a los astrónomos que viven en suburbios o ciudades con contaminación lumínica. No son un sustituto de los cielos oscuros, pero ciertamente pueden ayudar cuando las opciones son limitadas. Los filtros de contaminación lumínica ayudan a reducir las frecuencias de luz que producen las farolas, las luces de los estacionamientos y otras fuentes de luz artificiales, mientras dejan pasar la mayor parte de la luz que emiten las estrellas, la nebulea y otros objetos del cielo profundo.

Este conjunto de fotos rápidas puede darte una idea del efecto de los filtros. Aquí hay una toma de una farola de la ciudad que está encendida durante el día:

Farola, a través de la cámara de un teléfono, durante el día, sin filtro.

Y luego, con un filtro Orion Ultrablock Filer sobre la lente:

Misma farola, con filtro de contaminación lumínica sobre la lente de la cámara. Note la diferencia.

Notará que el filtro ayuda, pero no elimina por completo la luz de la farola, y también tiene algún efecto sobre la luz de fondo natural. Es por eso que son útiles pero no una solución completa para los cielos oscuros.

Los filtros de contaminación lumínica también son de poca utilidad en la Luna (que es lo suficientemente brillante como para no ser molestada por la contaminación lumínica) o los planetas principales (que tampoco se ven afectados por la contaminación lumínica). Tienen un efecto limitado en los planetas exteriores, ya que esos planetas emiten luz en gran parte del espectro y se filtran tanto como la luz de fondo. Algunos filtros de contaminación lumínica pueden denominarse filtros Nebula, que están muy enfocados e incluso están diseñados para reducir parte de la luz de las estrellas cercanas.

Filtros de astrofotografía

Hay una gran cantidad de estos y sus usos podrían llenar un libro o un libro sobre astrofotografía. Estos filtros hacen cosas como cortar la porción de infrarrojos del espectro (que estropea los chips CCD en las cámaras digitales) o filtran solo la parte del espectro excepto la roja, verde o azul para las cámaras monocromáticas. El número de estos filtros se ha expandido enormemente en los últimos años. Cubrirlos requeriría una entrada muy grande, por lo que los dejaremos por ahora, ya que está más allá del alcance de Sugerencias de astronomía.

Filtros violetas del refractor

Estos filtros son para un tipo de telescopio y refractores # 8211. Las lentes grandes de estos telescopios a veces actúan como prismas y dividen la luz en los colores que la componen. Esto es especialmente notable en objetos brillantes como Júpiter o la estrella Sirio. El efecto es que el objeto que se está viendo tendrá un halo de color violeta que se conoce cariñosamente como & # 8216purple neblina & # 8217. Los filtros Violet-Minus cortan esta porción del espectro sin afectar mucho la visualización general. Si tiene un refractor más grande que a veces muestra una neblina menor, podría considerar adquirir uno de estos filtros.

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Relojes de sol verticales de papel, ahora dónde estamos & # 8230.

& # 8230 ¡Oh, cierto! Le decíamos a la gente cómo imprimir un reloj de sol de papel. Bueno, tenemos el nuestro impreso y feliz. Lo cortamos y lo doblamos.

& # 8230 y se dio cuenta de que no duraría hasta la primera llovizna. Esto sería un problema ya que las lluvias de verano ocurren casi a diario en este punto. ¿Entonces lo que hay que hacer?

Bueno, en nuestro caso imprimimos otro reloj de sol y lo pasamos por la laminadora. Ahora estaba cubierto de plástico y protegido de los elementos, al menos por un tiempo. Si no tiene una máquina de laminación (la mayoría de la gente no la tiene), la cinta de embalaje transparente puede ayudar a proteger su reloj de sol. Depende de usted si es más fácil aplicar la cinta antes o después de cortarla. Ciertamente tuvimos que pasar el papel por la laminadora antes de cortarlo (las máquinas laminadoras atascadas tienden a quemarse).

Una vez que cortamos el reloj de sol laminado y lo pegamos con cinta adhesiva, lo colocamos en la pared. Entonces descubrimos que había un problema. Las paredes exteriores de nuestra tienda # 8217t no tienen muchos lugares donde no hay otros objetos que coloquen sombras en el espacio del reloj de sol # 8217s. Echar un vistazo:

está bien. por lo que la gran sombra que ve es desde el dosel de la tienda al lado de la nuestra. Durante gran parte del día cubre completamente el reloj de sol y la sombra # 8217s. Pero durante unas horas, la cosa hace un buen trabajo al darte el tiempo. Tenga en cuenta que muestra la hora en un patrón de reloj de 24 horas.

Con suerte, tendrás mejor suerte que nosotros y tendrás un espacio sin sombras.


Un curso de actualización de observación solar

Por: Jeff Medkeff 17 de julio de 2006 0

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Los filtros solares generalmente se fabrican con un sustrato de vidrio o Mylar con recubrimiento especial montado en una celda que se ajusta cómodamente sobre la parte frontal del telescopio. Dichos filtros ofrecen vistas seguras del Sol con luz blanca, revelando manchas solares, fáculas, oscurecimiento de las extremidades y una serie de características menores.

Foto de cielo y telescopio por Craig Michael Utter.

"Seguridad del filtro solar"). Ver el sol también exige una vigilancia adicional cuando se trata de equipos. Nunca deje un telescopio o binoculares desatendidos, especialmente cuando hay niños cerca. Solo se necesita un momento de falta de atención para crear una situación peligrosa.

Los vidrios Welder & # 039s de las cortinas 12 a 14 son filtros solares populares y seguros, que se obtienen fácilmente en las salidas de suministro de soldadura. La mayoría de los observadores prefieren los tonos 13 o 14, la imagen solar a través de un filtro número 12 es incómodamente brillante.

Foto de cielo y telescopio de Chuck Baker.

La superficie solar, vista con luz blanca, incluye manchas solares, fáculas, prominencias y otras características asociadas con los campos magnéticos que resultan del movimiento de la materia ionizada en el interior del Sol.

Primer plano de una mancha solar. Esta imagen, tomada por el Telescopio Solar Sueco de 1 metro en La Palma en las Islas Canarias, resuelve los filamentos que forman la penumbra del spot & # 039s con una resolución de 0.1 segundos de arco, cortesía de un avanzado sistema de óptica adaptativa. Las imágenes en blanco y negro se han coloreado aquí para enfatizar los contrastes. Las estructuras resueltas más pequeñas tienen unos 90 kilómetros de diámetro.

Cortesía de la Real Academia de Ciencias de Suecia.

Varios tipos de filtros solares están ayudando a aumentar la popularidad de la observación solar. Aquí, Cielo y telescopio los miembros del personal demuestran varias formas diferentes de estudiar el Sol de manera segura.

Cielo y telescopio: Craig Michael Utter.

Los telescopios pequeños son especialmente adecuados para el método de proyección solar. Aquí se ve un sistema de proyección simple hecho a partir de una caja de cartón con un trozo de papel blanco como superficie de proyección. Se puede ver una cantidad sorprendente de detalles con esta configuración.

Foto de cielo y telescopio por Craig Michael Utter.

"Observación del Sol por proyección"). Se coloca un ocular en el enfocador del telescopio y se usa para proyectar una imagen del Sol en una superficie plana conveniente. No se recomiendan los telescopios con trayectorias de luz plegadas, como los newtonianos o los Schmidt-Cassegrains, ya que el haz de luz convergente puede producir suficiente calor para dañar los componentes internos.

Cuando se trata de oculares para proyectar la imagen del Sol, el muy difamado diseño de Huygenian es una buena opción porque no contiene elementos cementados que puedan ser dañados por el intenso calor del Sol. La mayor parte de la proyección solar se realiza sobre papel blanco o cartulina. Pero no importa cuán blanca sea la pantalla, debe protegerse adecuadamente de la luz solar directa y otras luces extrañas para que el espectador pueda ver los detalles más finos en la imagen solar. Esta poderosa técnica permite que un telescopio de 4 pulgadas produzca una imagen utilizable del Sol de 30 pulgadas de ancho. El tamaño y el brillo de la imagen del Sol dependen principalmente de la distancia entre el ocular y la superficie de visualización y cuanto más lejos esté, más grande y más tenue será la imagen.

Las manchas solares son regiones más frías de la superficie solar causadas por intensos campos magnéticos localizados que detienen la convección ascendente del material interno. Aunque parecen casi negros, esto es simplemente un efecto de contraste. Si fuera posible colocar una mancha solar de tamaño modesto en el cielo nocturno, ¡brillaría 10 veces más que la Luna llena!

Incluso el observador casual pronto aprenderá que las manchas solares vienen en una amplia variedad de formas y tamaños. Mientras que las manchas solares más simples son áreas oscuras aisladas, las manchas más grandes son bastante dramáticas. Los puntos complejos presentan una región central oscura llamada umbra rodeada por una penumbra gris. La penumbra normalmente aparece como una franja suave, pero en condiciones de visibilidad constante puede presentar patrones radiales o nudos de luz y oscuridad. Durante esos momentos fugaces de buena vista, también puede ver pequeñas manchas solares circulares de 2 segundos de arco de diámetro o menos. Estos se llaman poros. A veces estallan en manchas completas, pero por lo general simplemente desaparecen y, a veces, después de una vida útil de solo unos minutos.

El efecto Wilson, que está muy exagerado en este diagrama, muestra cómo la umbra y la penumbra de una mancha solar típica se vuelven cada vez más simétricas a medida que se acercan al centro del disco solar.

Ilustración de cielo y telescopio.

Este boceto de Jeffery Sandel muestra un grupo complejo de manchas solares. A diferencia del método tradicional en el que las posiciones de las manchas solares se trazan y sus contornos se trazan directamente en la imagen solar proyectada, él las dibuja a mano alzada en un círculo en blanco de 8 pulgadas de diámetro. Esto resulta en tamaños exagerados de las manchas solares.

La actividad solar varía con un ciclo de 11 años. A medida que avanza el ciclo, la actividad aumenta y disminuye, y con ella la cantidad de detalles visibles en el Sol. En el mínimo solar, el Sol a menudo parece casi sin rasgos distintivos, completamente libre de manchas solares. Sin embargo, como máximo, puede haber cientos de manchas solares dispuestas en media docena o más grupos y muchas fáculas. Obviamente, el momento más emocionante para observar el Sol es en los años que rodean el máximo solar. El último máximo solar fue en 2000, y el Centro de Predicción del Clima Espacial de la NOAA pronostica el próximo máximo para mayo de 2013. ¡Así que no hay mejor momento que ahora para convertirse en astrónomo diurno!


Vidrio ED en binoculares

ED significa que el vidrio tiene una dispersión muy baja. Eso por sí solo no tiene ningún significado en lo que respecta a la corrección de color y no tiene relación con la corrección de color final de un doblete, triplete o lente de elementos múltiples. La dispersión no rige la corrección de color de una lente. El término "ED" no implica ningún nivel particular de corrección de color. Hay vidrios de dispersión extra baja que producen una mala corrección de color, y hay vidrios de alta dispersión que producen excelentes correcciones de color.

El término "espectro secundario reducido" se usa para describir una lente que tiene una corrección mejor que la acromática, pero que aún tendrá color residual. Si un error de color de la lente no se especifica como apocromático, puede apostar a que la lente sigue siendo un simple acromático. En muchos casos, el término DE no es más que una táctica de marketing.

De las notas de un diseñador de lentes de renombre mundial
â € œEl tà © rmino DE significa dispersión extrabaja. Una gran cantidad de vidrio tiene una dispersión muy baja (generalmente cualquier vidrio que tenga un valor Vd & gt 70). No todas las gafas que tienen esta propiedad producirán una corrección de color considerablemente mejor que una combinación acromática estándar de corona y pedernal. Mediblemente mejor sería mejor que 1 parte en 2000 error de color sobre el espectro C-F (rojo a azul-verde). Por lo tanto, puede afirmar fácilmente que tiene una lente (Semi-ED) si usa la corona FK5 de diseño común y el pedernal SF1, pero tiene exactamente el mismo error de color que cualquier acromático normal.

No es ED el que produce una mejor corrección de color. Es el hecho de que algunos vidrios, especialmente los que utilizan elementos de fluorita en su construcción, tienen una propiedad conocida como dispersión anormal. Esta propiedad permite que dos materiales diferentes (como la corona y el pedernal) tengan errores de color opuestos e iguales que se cancelan cuando se combinan. La mayoría (no todos) de estos vidrios con dispersión anormal también son vidrios de Dispersión Extrabaja, pero las dos propiedades no deben confundirse ”.
Roland Christen

La corrección de color de dos osciloscopios acromáticos diferentes puede sesgarse hacia el extremo rojo o el extremo azul del espectro, pero seguir siendo igual. Algunas personas están más apagadas por la CA roja y otras más por la CA azul. Algunas personas (IIRC, personas mayores con pupilas más pequeñas) son menos sensibles al azul y es posible que ni siquiera vean la extensión completa del CA azul y, por lo tanto, encuentran que un instrumento con sesgo CA azul parece no tener color. Sin embargo, puede tener exactamente el mismo error de color que otro sesgado hacia el rojo, que, a los mismos ojos, parece tener mucho color falso.

Además, la cantidad de error de color que se ve depende de la relación focal, un f / 4 tiene un error de color potencial mayor que un f / 5. Finalmente, la apertura juega un papel importante en la corrección del color. Un f / 4 80 mm mostrará la mitad del error de color que un lente f / 4 160 mm de diseño idéntico.

A partir de esto, puede ver lo fácil que puede ser comercializar un osciloscopio ED pequeño, no tan rápido, para el público espectador y hacer que al menos la mitad de los espectadores declaren que es casi libre de colores y, sin embargo, sigue siendo un acromático.

Los lentes ED pueden ser dobletes o tripletes. Incluso en un doblete ED bien hecho con vidrio ED bien combinado, una relación F más larga mostrará una mejor corrección de color. Por ejemplo, un ED doblete de 80 mm f / 7 tendrá menos color que un ED de 80 mm f / 5. Generalmente, ningún doblete ED con vidrio Abbe # ED más bajo igualará el rendimiento del vidrio Abbe # más alto.

Bien, entonces, ¿cómo se relaciona esto con el cristal ED en binoculares?

Dejando a un lado lo que realmente significa ED para el usuario final, tómese un momento para pensar dónde se emplea el vidrio ED en el diseño y cuál puede ser el resultado general. En un sistema óptico, el error de color depende mucho más de la corrección de la lente del objetivo que del ocular. La relación entre la contribución y el error de color (longitudinal) se puede encontrar comparando la distancia focal del objetivo con la distancia focal del ocular. Algunos pueden reconocer esto como aumento. Entonces, a 10x, el objetivo contribuye 10x al error de color que el ocular. Hay muchos oculares etiquetados como ED, sin embargo, su contribución total a la corrección de color es bastante pequeña. En una corrección de color ED binocular 20x, la contribución de un ocular se limita a corregir el 5% del error CA longitudinal.

Entonces, teniendo dos binoculares aparentemente de la misma calidad, ¿por qué un binocular puede verse mucho mejor que otro? Consulte la parte anterior sobre el sesgo. La corrección de color de dos visores acromáticos diferentes (dos binoculares diferentes) se puede sesgar hacia el extremo rojo o el extremo azul del espectro, pero aún así ser igual. Algunas personas están más apagadas por la CA roja y otras más por la CA azul. Algunas personas (IIRC, personas mayores con pupilas más pequeñas) son menos sensibles al azul y es posible que ni siquiera vean la extensión completa del CA azul y, por lo tanto, encuentran que un instrumento con sesgo CA azul parece no tener color. Sin embargo, puede tener exactamente el mismo error de color que otro sesgado hacia el rojo, que, a los mismos ojos, parece tener mucho color falso.

Además, la cantidad de error de color que se ve depende de la relación focal, un f / 4 tiene un error de color potencial mayor que un f / 5. Finalmente, la apertura juega un papel importante en la corrección del color. Un f / 4 80 mm mostrará la mitad del error de color que un lente f / 4 160 mm de diseño idéntico. Relacione eso con un binocular de 50 mm o 40 mm y el error de color ya es muy pequeño debido a la apertura.

Además, no es raro que un binocular tenga una viñeta interna que reduzca la apertura a algo incluso más pequeño que el nominal establecido según el tamaño del objetivo. Bueno, al mismo tiempo que se reduce la apertura (beneficioso para reducir el color falso), esto aumenta la relación focal (también beneficioso para reducir el color falso), reduciendo algunas aberraciones, incluido el error de color. En el caso de dos binoculares de igual tamaño (nominales), pero uno con una viñeta más grande que el otro, una parte del color falso es ligeramente suprimida por la viñeta interna mayor.

Muchos diseños, especialmente los diseños binoculares, son más rápidos de lo deseable para una corrección de color ED óptima y, como resultado, su rendimiento de color se ve afectado. En las discusiones de alcance casi innumerables que tenemos, se ha dicho que los datos muestran consistentemente que los mejores diseños incorporan vidrio Abbe # ED más alto en un objetivo de relación focal significativamente más del doble del diámetro en pulgadas. Por ejemplo, en lo que se refiere a un binocular, el WO22x70 Apo (aprox. F / 5,8 af / 6) se especifica como APO y utiliza vidrio FPL-51 ED (un vidrio Abbe # ED inferior) en una configuración de doblete. Este binocular todavía muestra algo de falso color. Sigue siendo cuestionable que produzca lo que se consideraría una imagen apocromática.

Hay muchos testimonios sobre osciloscopios que utilizan vidrio FPL-51 ED que todavía muestran un color falso de moderado a significativo. Los trillizos que utilizan vidrio ED de varios tipos han demostrado constantemente que tienen una gran corrección visual del color. El objetivo Flourite de 4 elementos Tak Astronomer 22x60 no muestra ningún error de color visual perceptible.

Por lo tanto, aquí no solo tenemos muchas razones por las que puede ser bastante fácil comercializar ED en un endoscopio y mostrar buenos resultados, aunque los resultados pueden no ser del todo el resultado de una mejor combinación de vidrio ED, sino que también tenemos una serie de problemas que están específicamente relacionados con los binoculares y que tenderían a disminuir aún más el grado de mejora del rendimiento resultante del uso de DE en un binocular.

No se sienta tan abrumado por lo que lee en algunos sitios web sobre el excelente rendimiento de los prismáticos para la disfunción eréctil. Hay tantos, si no más, binoculares finos que no son para DE. ¿Con qué frecuencia ha visto reseñas de binoculares ED en las que el autor aisló varias pruebas e informó la contribución al rendimiento general de aspectos como la relación focal, el tamaño de apertura, la viñeta, etc.? ¿Podría ser que el rendimiento de los modelos comercializados por ED no se deba completamente a la inclusión de algunos DE en el diseño? Eso lo dejo a usted para que decida.


5.6 El efecto Doppler

Las dos últimas secciones le presentaron muchos conceptos nuevos, y esperamos que a través de ellos, haya visto surgir una idea importante. Los astrónomos pueden aprender sobre los elementos en estrellas y galaxias decodificando la información en sus líneas espectrales. Sin embargo, hay un factor que complica el aprendizaje de cómo decodificar el mensaje de la luz de las estrellas. Si una estrella se acerca o se aleja de nosotros, sus líneas estarán en un lugar ligeramente diferente en el espectro de donde estarían en una estrella en reposo. Y la mayoría de los objetos del universo tienen algún movimiento relativo al Sol.

El movimiento afecta las ondas

En 1842, Christian Doppler Primero midió el efecto del movimiento en las olas contratando a un grupo de músicos para tocar en un vagón de ferrocarril abierto mientras se movía por la vía. Luego aplicó lo que aprendió a todas las ondas, incluida la luz, y señaló que si una fuente de luz se acerca o se aleja del observador, las ondas de luz estarán, respectivamente, más juntas o dispersas. El principio general, ahora conocido como el efecto Doppler, se ilustra en la Figura 1.

Efecto Doppler.

Figura 1. (a) Una fuente, S, produce ondas cuyas crestas numeradas (1, 2, 3 y 4) bañan a un observador estacionario. (b) La fuente S ahora se mueve hacia el observador A y se aleja del observador C. La cresta de onda 1 se emitió cuando la fuente estaba en la posición S1, la cresta 2 en la posición S2, y así sucesivamente. El observador A ve ondas comprimidas por este movimiento y ve un desplazamiento hacia el azul (si las ondas son ligeras). El observador C ve las ondas estiradas por el movimiento y ve un corrimiento al rojo. El observador B, cuya línea de visión es perpendicular al movimiento de la fuente, no ve ningún cambio en las ondas (y se siente excluido).

En la parte (a) de la figura, la fuente de luz (S) está en reposo con respecto al observador. La fuente emite una serie de ondas, cuyas crestas hemos etiquetado como 1, 2, 3 y 4. Las ondas de luz se extienden uniformemente en todas direcciones, como las ondas de un chapoteo en un estanque. Las crestas están separadas por una distancia, λ, donde λ es la longitud de onda. El observador, que se encuentra ubicado en la dirección de la parte inferior de la imagen, ve las ondas de luz que vienen de manera agradable y uniforme, a una longitud de onda de distancia. Los observadores ubicados en cualquier otro lugar verían lo mismo.

Por otro lado, si la fuente de luz se mueve con respecto al observador, como se ve en la parte (b), la situación es más complicada. Entre el momento en que se emite una cresta y la siguiente está lista para salir, la fuente se ha movido un poco hacia la parte inferior de la página. Desde el punto de vista del observador A, este movimiento de la fuente ha disminuido la distancia entre las crestas; está comprimiendo las crestas, podría decir este observador.

En la parte (b), mostramos la situación desde la perspectiva de tres observadores. La fuente se ve en cuatro posiciones, S1, S2, S3y S4, cada uno correspondiente a la emisión de una cresta de onda. To observer A, the waves seem to follow one another more closely, at a decreased wavelength and thus increased frequency. (Remember, all light waves travel at the speed of light through empty space, no matter what. This means that motion cannot affect the speed, but only the wavelength and the frequency. As the wavelength decreases, the frequency must increase. If the waves are shorter, more will be able to move by during each second.)

The situation is not the same for other observers. Let’s look at the situation from the point of view of observer C, located opposite observer A in the figure. For her, the source is moving away from her location. As a result, the waves are not squeezed together but instead are spread out by the motion of the source. The crests arrive with an increased wavelength and decreased frequency. To observer B, in a direction at right angles to the motion of the source, no effect is observed. The wavelength and frequency remain the same as they were in part (a) of the figure.

We can see from this illustration that the Doppler effect is produced only by a motion toward or away from the observer, a motion called radial velocity. Sideways motion does not produce such an effect. Observers between A and B would observe some shortening of the light waves for that part of the motion of the source that is along their line of sight. Observers between B and C would observe lengthening of the light waves that are along their line of sight.

You may have heard the Doppler effect with sound waves. When a train whistle or police siren approaches you and then moves away, you will notice a decrease in the pitch (which is how human senses interpret sound wave frequency) of the sound waves. Compared to the waves at rest, they have changed from slightly more frequent when coming toward you, to slightly less frequent when moving away from you.

Color Shifts

When the source of waves moves toward you, the wavelength decreases a bit. If the waves involved are visible light, then the colors of the light change slightly. As wavelength decreases, they shift toward the blue end of the spectrum: astronomers call this a blueshift (since the end of the spectrum is really violet, the term should probably be violetshift, but blue is a more common color). When the source moves away from you and the wavelength gets longer, we call the change in colors a redshift. Because the Doppler effect was first used with visible light in astronomy, the terms “ blueshift " y " redshift ” became well established. Today, astronomers use these words to describe changes in the wavelengths of radio waves or X-rays as comfortably as they use them to describe changes in visible light.

The greater the motion toward or away from us, the greater the Doppler shift. If the relative motion is entirely along the line of sight, the formula for the Doppler shift of light is

where λ is the wavelength emitted by the source, Δλ is the difference between λ and the wavelength measured by the observer, C is the speed of light, and v is the relative speed of the observer and the source in the line of sight. The variable v is counted as positive if the velocity is one of recession, and negative if it is one of approach. Solving this equation for the velocity, we find v = C × Δλ/λ.

If a star approaches or recedes from us, the wavelengths of light in its continuous spectrum appear shortened or lengthened, respectively, as do those of the dark lines. However, unless its speed is tens of thousands of kilometers per second, the star does not appear noticeably bluer or redder than normal. The Doppler shift is thus not easily detected in a continuous spectrum and cannot be measured accurately in such a spectrum. The wavelengths of the absorption lines can be measured accurately, however, and their Doppler shift is relatively simple to detect.

The Doppler Effect

We can use the Doppler effect equation to calculate the radial velocity of an object if we know three things: the speed of light, the original (unshifted) wavelength of the light emitted, and the difference between the wavelength of the emitted light and the wavelength we observe. For particular absorption or emission lines, we usually know exactly what wavelength the line has in our laboratories on Earth, where the source of light is not moving. We can measure the new wavelength with our instruments at the telescope, and so we know the difference in wavelength due to Doppler shifting. Since the speed of light is a universal constant, we can then calculate the radial velocity of the star.A particular emission line of hydrogen is originally emitted with a wavelength of 656.3 nm from a gas cloud. At our telescope, we observe the wavelength of the emission line to be 656.6 nm. How fast is this gas cloud moving toward or away from Earth?

Solución

Because the light is shifted to a longer wavelength (redshifted), we know this gas cloud is moving away from us. The speed can be calculated using the Doppler shift formula:

Check Your Learning

Suppose a spectral line of hydrogen, normally at 500 nm, is observed in the spectrum of a star to be at 500.1 nm. How fast is the star moving toward or away from Earth?

ANSWER:

Because the light is shifted to a longer wavelength, the star is moving away from us:

You may now be asking: if all the stars are moving and motion changes the wavelength of each spectral line, won’t this be a disaster for astronomers trying to figure out what elements are present in the stars? After all, it is the precise wavelength (or color) that tells astronomers which lines belong to which element. And we first measure these wavelengths in containers of gas in our laboratories, which are not moving. If every line in a star’s spectrum is now shifted by its motion to a different wavelength (color), how can we be sure which lines and which elements we are looking at in a star whose speed we do not know?

Take heart. This situation sounds worse than it really is. Astronomers rarely judge the presence of an element in an astronomical object by a single line. It is the pattern of lines unique to hydrogen or calcium that enables us to determine that those elements are part of the star or galaxy we are observing. The Doppler effect does not change the pattern of lines from a given element—it only shifts the whole pattern slightly toward redder or bluer wavelengths. The shifted pattern is still quite easy to recognize. Best of all, when we do recognize a familiar element’s pattern, we get a bonus: the amount the pattern is shifted can enable us to determine the speed of the objects in our line of sight.

The training of astronomers includes much work on learning to decode light (and other electromagnetic radiation). A skillful “decoder” can learn the temperature of a star, what elements are in it, and even its speed in a direction toward us or away from us. That’s really an impressive amount of information for stars that are light-years away.

Conceptos clave y resumen

If an atom is moving toward us when an electron changes orbits and produces a spectral line, we see that line shifted slightly toward the blue of its normal wavelength in a spectrum. If the atom is moving away, we see the line shifted toward the red. This shift is known as the Doppler effect and can be used to measure the radial velocities of distant objects.

Para mayor exploración

Articles

Augensen, H. & Woodbury, J. “The Electromagnetic Spectrum.” Astronomía (June 1982): 6.Darling, D. “Spectral Visions: The Long Wavelengths.” Astronomía (August 1984): 16 “The Short Wavelengths.” Astronomía (September 1984): 14.Gingerich, O. “Unlocking the Chemical Secrets of the Cosmos.” Sky & Telescope (July 1981): 13.Stencil, R. et al. “Astronomical Spectroscopy.” Astronomía (June 1978): 6.

Websites

Doppler Effect: http://www.physicsclassroom.com/class/waves/Lesson-3/The-Doppler-Effect. A shaking bug and the Doppler Effect explained.Electromagnetic Spectrum: http://imagine.gsfc.nasa.gov/science/toolbox/emspectrum1.html. An introduction to the electromagnetic spectrum from NASA’s Imagine the Universe note that you can click the “Advanced” button near the top and get a more detailed discussion.Rainbows: How They Form and How to See Them: http://www.livescience.com/30235-rainbows-formation-explainer.html. By meteorologist and amateur astronomer Joe Rao.

Videos

Doppler Effect: http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/07/Doppler_effect_-_classroom_demonstration_video_VP05. ESA video with Doppler ball demonstration and Doppler effect and satellites (4:48).How a Prism Works to Make Rainbow Colors: https://www.youtube.com/watch?v=JGqsi_LDUn0. Short video on how a prism bends light to make a rainbow of colors (2:44).Tour of the Electromagnetic Spectrum: https://www.youtube.com/watch?v=HPcAWNlVl-8. NASA Mission Science video tour of the bands of the electromagnetic spectrum (eight short videos).

Introductions to Quantum Mechanics

Ford, Kenneth. The Quantum World. 2004. A well-written recent introduction by a physicist/educator.Gribbin, John. In Search of Schroedinger’s Cat. 1984. Clear, very basic introduction to the fundamental ideas of quantum mechanics, by a British physicist and science writer.Rae, Alastair. Quantum Physics: A Beginner’s Guide. 2005. Widely praised introduction by a British physicist.

Actividades grupales colaborativas

  1. Have your group make a list of all the electromagnetic wave technology you use during a typical day.
  2. How many applications of the Doppler effect can your group think of in everyday life? For example, why would the highway patrol find it useful?
  3. Have members of your group go home and “read” the face of your radio set and then compare notes. If you do not have a radio, research “broadcast radio frequencies” to find answers to the following questions. What do all the words and symbols mean? What frequencies can your radio tune to? What is the frequency of your favorite radio station? What is its wavelength?
  4. If your instructor were to give you a spectrometer, what kind of spectra does your group think you would see from each of the following: (1) a household lightbulb, (2) the Sun, (3) the “neon lights of Broadway,” (4) an ordinary household flashlight, and (5) a streetlight on a busy shopping street?
  5. Suppose astronomers want to send a message to an alien civilization that is living on a planet with an atmosphere very similar to that of Earth’s. This message must travel through space, make it through the other planet’s atmosphere, and be noticeable to the residents of that planet. Have your group discuss what band of the electromagnetic spectrum might be best for this message and why. (Some people, including noted physicist Stephen Hawking, have warned scientists not to send such messages and reveal the presence of our civilization to a possible hostile cosmos. Do you agree with this concern?)

Review Questions

Thought Questions

With what type of electromagnetic radiation would you observe:

  1. A star with a temperature of 5800 K?
  2. A gas heated to a temperature of one million K?
  3. A person on a dark night?

Figuring for Yourself

Glosario


These Astronomical Glass Plates Made History

O n a clear Christmas morning atop Mount Wilson, before the first tentacles of dawn struck the Los Angeles sprawl 5,700 feet below, George Willis Ritchey was capturing the most spectacular view of the “Great Nebula of Orion” anyone had ever seen. For close to four hours, he had been standing at the base of an enormous, steel-framed telescope, making minute adjustments as the machine tracked the nebula across the night sky.

The year was 1908, and the 60-inch reflector, which Ritchey had engineered and newly built, was the largest and most powerful in the world. As its huge curved mirror collected the nebular light, the incoming photons slowly exposed the emulsion on a photographic glass plate roughly the size of an iPad. Later, an assistant would develop the negative and label it “Ri-0”—the inaugural scientific image from Ritchey’s state-of-the-art scope.

The Great Nebula of Orion: This is a digital print of a photographic plate from the Ritchey 60-inch telescope at Mount Wilson Observatory, made in 1908.

Today, Ri-0 is one of more than 200,000 astronomical plates archived at the main offices of the Carnegie Observatories, in Pasadena, California. Made between 1892 and the early 1990s using telescopes at Mount Wilson, Palomar (near San Diego), Las Campanas (in Chile), and Kenwood (in Chicago) observatories, the plates range in size from centimeter-square slivers to pieces as large as a desktop computer screen. 1

This collection, the second largest in the United States, includes some of the most important observations in astronomy in the last century. It’s these images, for instance, that sparked Edwin Hubble’s realization of the expanding universe, that led George Ellery Hale to discover the sun’s magnetic field, and that provided the empirical basis for theories of how stars and galaxies form.

Here is a sampling of the most famous, and most striking, shots.

Schrödinger’s Cat When Nobody Is Looking

Some of the most perplexing topics in physics revolve around quantum theory. The quandary is seen most famously in the Schrödinger’s cat question and the issue of information loss in black hole evaporation. Richard Feynman said, “I think that I can safely. READ MORE

The sun’s magnetic field

Solar Magnetism: George Ellery Hale made this photographic plate using the Snow solar telescope at Mount Wilson Observatory, in 1908.

In early 1908, the solar astronomer and telescope engineer George Ellery Hale began tinkering with specialized photographic plates that were sensitive to red (long) wavelengths of light. He was particularly interested in observing the sun in the red wavelength known as H-alpha, an important signature of a star’s atmosphere. It took him a month to perfect the technique. The plate above was his first clear image, which revealed strange swirls surrounding sunspots, which Hale called flocculi. Although he (wrongly) hypothesized that the flocculi were gas tornadoes full of whirling electrons, the discovery led him to (rightly) conclude that the sun generated a magnetic field.

Sun spectrum: A photographic plate from the 60-foot solar tower at Mount Wilson Observatory, made in 1917.

Hale went hunting for direct evidence of the sun’s magnetic field using a spectrograph, which separates light into a frequency spectrum, as represented by a series of vertical lines. To spread out these lines so that he could see them in detail, Hale placed an enormous, 30-foot spectrograph in a concrete well beneath the brand new 60-foot solar telescope at Mount Wilson. He captured the projected spectra on a 17-inch-long glass plate, like the one depicted above by an unknown photographer, possibly Hale. When he compared the spectral lines from the surface of the sun with lines from its sunspots, he saw that the sunspots split some of the lines into multiples while also polarizing the light. (In the above plate, the split spectral lines are labeled K and H.) This splitting, known as the Zeeman effect, provided the first confirmation of a magnetic field beyond Earth.

Hubble’s famous “VAR!” revelation

It’s a galaxy!: Edwin Hubble made this photographic plate of the Andromeda “nebula” using the 100-inch Hooker telescope at Mount Wilson Observatory, in 1923.

One night in the fall of 1923, Edwin Hubble took a 45-minute exposure of what was then called the Andromeda nebula. At the time, astronomers were debating whether the spiral smudges, or “nebula,” they were seeing in their telescopes were small star clusters within our own galaxy, the Milky Way, or much larger, distant “island universes.” Hubble hoped to settle the debate once and for all.

When he developed the plate, he thought he saw a “nova,” or stellar explosion, on the outskirts of one of Andromeda’s spiral arms. He labeled the tiny black dot “N.” But when he compared the plate with other photographs taken on different dates, he realized that the star was actually a Cepheid variable, a kind of star that brightens and dims on a regular schedule. By measuring its period and luminosity relative to other known variables, Hubble could then calculate its distance, thus revealing that Andromeda was a huge stellar system far outside the Milky Way. In his excitement, Hubble crossed out the “N” and wrote “VAR!” in its place.

More Cepheid variables: This is a digital print of another of Hubble’s photographic plates of Andromeda. He made it using the 100-inch Hooker telescope at Mount Wilson Observatory, in 1924.

Hubble devoted dozens of plates to observing Andromeda in search of more Cepheid variables that would confirm his original discovery. Like many astronomers of his time, he adorned these plates with colorful notations—circles and arrows that identify candidate Cepheid variables, reference stars, and other notable objects. He numbered each confirmed Cepheid variable in order, often followed by exclamation points, as if he couldn’t contain his excitement. In this digital print of a plate made in early 1924, you can make out the notation “V4. ” in the lower left corner.

“My god, it’s full of stars!”

Stellar sensation: Walter Baade made this photographic plate of Andromeda using the 100-inch Hooker telescope at Mount Wilson Observatory, in 1943.

Although Hubble had proven that Andromeda was a massive galaxy, likely full of hundreds of billions of stars, it took two decades for astronomers to finally resolve the stars in its dense, central region. The first image [above], taken on a 5-by-7 inch plate, came about under unusual circumstances.

In 1943, at the height of World War II, the astronomer Walter Baade was at work on Mount Wilson. Being a German national, Baade was barred from war duties, and so spent his nights peering at the sky above Los Angeles, which was delightfully dark due to wartime brownouts. One night, he aimed the observatory’s 100-inch telescope at Andromeda, capturing for the first time individual stars in its nucleus. This shot laid the groundwork for Baade’s classification of stars into two types: young, hot stars that occupy a galaxy’s spiral arms, and their older, cooler relatives in the galaxy’s heart.

Nearly a century later, the image still astounds. When NASA astronomer Jane Rigby visited the Carnegie archive last year, she examined the plate under a loupe. “My god, it’s full of stars!” she exclaimed.

A supernova in a strange galaxy

Now you see it …: Halton “Chip” Arp made this pair of photographic plates showing the sudden appearance of a supernova using the 200-inch Hale telescope at Palomar Observatory, in 1964 [left] and 1971 [right].

The late astronomer Halton “Chip” Arp is best known for his 1966 Atlas of Peculiar Galaxies, for which he photographed hundreds of galaxies with strange shapes and behaviors. Among these was Stephan’s Quintet, five closely interacting galaxies undergoing violent collisions as far away as 300 million light-years. In one remarkable shot, taken five years after the Atlas’s publication at Palomar Observatory, in San Diego, he identified a supernova [labeled “SN” in the right image], which had exploded a month before. (The other arrows on this plate point to reference stars, which Arp used to calculate the supernova’s coordinates in space.) In an earlier shot [left], taken in 1964, this brilliant blast is noticeably absent.

A sweeping galactic survey

Too many to count: This image shows just a small section of a large photographic plate depicting hundreds of galaxies in or near the Virgo Cluster. It was made using the du Pont telescope at Las Campanas Observatory, in Chile, in 1980.

In the late 1970s and early 1980s, Allan Sandage, a onetime assistant to Hubble, and his collaborators conducted the first exhaustive survey of the Virgo Cluster, a bundle of galaxies that comprise the heart of the supercluster containing our own Milky Way. To do this, the astronomers made 67 enormous, 20-inch-square photographic plates, which together produced a catalogue of 2,096 galaxies. The image above shows just a small fraction of one plate, which Sandage made at Las Campanas Observatory, in Chile, in 1980. He painstakingly located and measured each galaxy one-by-one, noting their catalog number and magnitude directly onto the plate in red and green ink.


Notes for Astronomers

While it is possible to project an image of the sun through telescope optics onto a paper, it can damage your instrument. The sunlight can heat up optics in just a few minutes, damaging eyepiece coatings and even melting the cement that holds eyepiece optics together.

Also avoid so-called solar eyepieces that may come with less expensive telescopes. They are highly dangerous, as intense heat from incoming unfiltered sunlight can hit the eyepiece and cause the lens to crack, allowing the magnified sunlight to hit your eye.

Follow Andrew Fazekas, the Night Sky Guy, on Twitter and Facebook.


Acknowledgements

P.A. acknowledges STFC support from grant numbers ST/R004285/2 and ST/T000384/1 and support from the International Space Science Institute, Bern, Switzerland to the International Teams on ‘Implications for coronal heating and magnetic fields from coronal rain observations and modeling’ and ‘Observed Multi-Scale Variability of Coronal Loops as a Probe of Coronal Heating’. This project has received funding from the European Research Council (ERC) under the European Union’s Horizon 2020 research and innovation programme (grant agreement no. 647214). P.T. was also supported by contracts 8100002705 and SP02H1701R from Lockheed-Martin to the Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO), and NASA contract NNM07AB07C to the SAO. P.A. thanks I. De Moortel, R. Rutten and B. De Pontieu for valuable discussion and J. A. McLaughlin for the suggested name of the nanojet. Hinode is a Japanese mission developed and launched by ISAS/JAXA, with NAOJ as domestic partner and NASA and STFC (UK) as international partners. It is operated by these agencies in co-operation with ESA and NSC (Norway). IRIS is a NASA small explorer mission developed and operated by LMSAL with mission operations executed at NASA Ames Research Center and major contributions to downlink communications funded by ESA and the Norwegian Space Centre. SDO is part of NASA’s Living With a Star Program. All data used in this work are publicly available through the websites of the respective solar missions. This work used the [email protected] facility managed by the Institute for Computational Cosmology on behalf of the STFC DiRAC HPC Facility (https://www.dirac.ac.uk). The [email protected] equipment was funded by BEIS capital funding via STFC capital grants ST/P002293/1 and ST/R002371/1, Durham University and STFC operations grant ST/R000832/1. The DiRAC component of CSD3 was funded by BEIS capital funding via STFC capital grants ST/P002307/1 and ST/R002452/1 and STFC operations grant ST/R00689X/1. DiRAC is part of the National e- Infrastructure.


Atmospheric Evolution

  • Condensation of H2O into the oceans.
  • Locking up of CO2 into carbonaceous rocks
  • Formation of O2 by photosynthesis in plants & algae
  • CO2 content of the atmosphere is regulated by a complex balance cycle.
  • Increases in O2 and methane (CH4) from "biomass" (plants and animals)
  • Human activity (fuel burning & agriculture)

HYDROLOGY | Ground and Surface Water

Hydrological Cycle

Powered by solar energy , the hydrological cycle is the endless movement of water from one reservoir to another in the Earth system ( Figure 4 ). Water evaporates into the atmosphere from open waters such as oceans and lakes, from soil moisture in the unsaturated zone, and from the water table. Plants lose water to the atmosphere through the process of transpiration. These two processes, evaporation and transpiration, are collectively known as evapotranspiration. Water falls back to the Earth's surface as precipitation in the form of snow or rain. Upon reaching the surface, water flows overland as runoff to streams or infiltrates to the subsurface to become ground water. In the subsurface, water infiltrates through soils, recharges the ground water table and joins the ground water flow system. Ground water takes its course through geological basins of various scales, and some eventually makes its way to the oceans while some accumulates in inland aquifers. The rates of water flow between reservoirs within the hydrological cycle vary spatially and temporally in the Earth's system. As a result, the residence time of water – the time water remains in a reservoir since recharge – in different reservoirs varies from hours in the near-surface soil to tens of thousands of years in rocks several kilometers deep in the crust.

Figure 4 . The hydrologic cycle. The water table is the boundary between the unsaturated zone above and the saturated zone below. Upon reaching the land surface, precipitation either infiltrates soil to replenish ground water or flows overland as runoff to open water bodies. Water evaporates from open water bodies at the Earth's surface, soil moistures in the unsaturated zone, and the water table. Transpiration occurs over vegetated lands. Ground water flows through the vast domain of the subsurface and returns to the oceans.



Comentarios:

  1. Hulbart

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  5. Tearlach

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