Observaciones
Interferométricas
Pablo Andrés Espinoza V.
Junio / 2005
•
El
interferómetro
combina dos o mas
partes de un frente de
onda para producir
franjas. Para esto se
requiere:
Corrección
inclinación
haces.
en la
de los
Igualar los caminos
de los haces, sin lo
cual no hay franjas.
Conceptos Básicos de Interferometría
• En este caso tenemos como observable
franjas, y no imágenes como en los
sistemas ópticos
• La visibilidad es el contraste entre
franjas:
I max  I min
V 
I max  I min
• La curva de visibilidad es la
transformada de Fourier de la
distribución de brillo del objeto
observado
• Para
reconstruir
una
imagen,
necesitamos el máximo de mediciones
de V a distintas líneas de base
Closure Phase
• La F.T es una cantidad compleja. La amplitud esta dada por la Visibilidad
y la fase por la posición de las franjas.
• En el caso de tener tres telescopios se puede medir el movimiento relativo
de las franjas, closure phase que contiene información acerca de la
asimetría del objeto.
• La suma de tres fases, en una línea de base triangular, es independiente de
los corrimientos de fase inducidos por la atmósfera.
Dificultades
• El largo de coherencia atmosférica : r0
El frente de onda que llega al detector es distorsionado por
fluctuaciones en el índice de refracción de la atmósfera.
• El modelo de turbulencia estacionaria:  0
La forma del frente de onda cambia con el tiempo, pero en una
aproximación, el tiempo de coherencia atmosférica es el que tarda el
viento en soplar el pedazo de largo r0 del frente de onda fuera del
alcance del telescopio.
¿ Por qué Interferometría entonces ?
Resolución Angular ordenes de magnitud mejor que los sistemas ópticos,
incluyendo el Telescopio Espacial Hubble. Miliarcosegundos.
Imágenes
• Se necesita una buena cobertura del plano (u,v) . Esto nos dará el numero de
pixeles distintos de cero.
• En cuanto al tamaño, la limitación está dada por la resolución del
interferómetro.
• Rango Dinámico. VLTI 1000:1
• Comparación con RadioInterferometría (VLA)
• ¿ Por qué no es bueno añadir muchos telescopios?
Un ejemplo: Búsqueda Interferométrica de
acompañante para 51 Pegasi
• Un planeta a una distancia de 0.05 A.U tendría una separación angular
de 3.5 mas.
• Para detectar un acompañante hay que determinar la estabilidad de la
visibilidad (V)
V
V1  V
2
V
2

2
 2  J 1 ( /  ) 
 

 / 


2
2
2
 2  V1  V 2  r  cos ( 2   /  ) B  s 
(1  r )
2
Observaciones en el PTI (Boden, Belle , Colavita Et Al.)
• Pan, observaciones erradas, en
1996
• Calibradores cercanos para
obtener
la
visibilidad:
HD215510 y HD211006
• Hipótesis de Estrella Solitaria o
Binaria (¿Por qué?)
• Ajuste de las curvas a los
modelos
2
• Mapeo de  en el subespacio
de semieje mayor y razón de
intensidades.
Space Interferometry Mission (SIM)
Algunos Datos
•
•
•
•
•
Línea de Base: 10 metros.
Rango: 0.4-0.9 micrometros.
Diámetro de Aperturas: 0.3 metros.
Precisión: ~ 1 microarcseg.
Observaciones para detectar planetas según
la señal astrométrica.
• Precursor del TPF.
El trabajo de Ford & Tremaine (2003)
• Estrellas brillantes: V < 10.5
• Se espera que la precisión en una integración de 30 segundos a una de
estas estrellas sea ~3 uas.
• Luego 10 mediciones nos darían una precisión de ~ 1 uas.
• 1. Se generan listas de estrellas para ser observadas por SIM.
• 2. Se les asignan planetas a estas estrellas según la distribución
empírica de exoplanetas conocidos según sus masas y periodos.
• 3. Se simula la cantidad de planetas que SIM encontraría, constreñidos
por ajustes empíricos a su capacidad.
• 4. Se analiza el numero y las propiedades de los planetas descubiertos,
para anticipar el potencial de ciencia de SIM.
Estrellas candidatas para observar con SIM (Ford, Tremaine)
El Modelo
• Semiamplitud del Wooble astrométrico:

arc sec
• “Señal Escalada”
S 

m

• Suposiciones
• Nos enfocaremos aquí en los resultados para planetas con :
• Otros resultados
pc
M * AU D

m  MT
ap
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