Observatório do Valongo
Universidade Federal do Rio de Janeiro
Ementa: Métodos Observacionais em Astronomia (OVL725/825)
Atividade Prática #4 (OVL725/825)
Data de entrega: 8 de outubro, 2013
Instruções: Completar e enviar por e-mail (com imagens em anexo) a: [email protected]
Programa Observacional
I. Baseado no que você aprendeu durante a pesquisa literária, apresente uma proposta observacional para
responder uma questão relacionada a seu objeto; pense em algo que representa uma pergunta em
aberto na comunidade (aproveite e discuta com pessoal do OV que trabalha no tópico!). Dica: foque
nas regiões do espectro electromagnético discutidas na disciplina (visível, IV próximo).
Para isso:
1) [4 pontos] Apresente a questão de forma explícita (~150-300 palavras)
2) Quais observações compreendem o programa observacional que você propõe para resolver
essa questão.
(a) [0.5 pontos] Qual banda? Banda u’
(b) [0.5 pontos] Usando qual telescópio? Keck I
(c) [0.5 pontos] Usando qual instrumento? LRIS
II. Descreva o telescópio:
1) [0.5 pontos] Nome e Localização (latitude, longitude, país)
Mauna Kea, Havaí, EUA 19.82636°N 155.47501°W
2) [0.5 pontos] Tipo de Telescópio (tipo de objetiva, montagem)
tipo: refletor (objetiva é um espelho)
montagem: altazimute
3) [0.5 pontos] Tamanho da Abertura
10m
4) [1 pontos] Comparado ao olho humano, como se compara a capacidade de coletar fótons
desse telescópio em específico?
Olho humano possui uma abertura de ~7mm, Keck tem uma abertura de 10m:
Capacidade relativa = razão das áreas: (10m)2 / (0.007m)2 ≈ 2×106
 Keck sobrepassa a capacidade do olho coletar fótons por um fator de ~2 milhões!!
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5) [2 pontos] Resolução espacial definida pelo limite de difração.
Pelo critério de Rayleigh, a resolução (no limite de difração) é ~1.22 × λ/D
Considerando que LRIS funciona no intervalo de λ:[3200-10,000 Å], consideremos λ=5000
como um λ “representativo” para determinar a resolução limite do telescópio:
Resolução limite de Keck:
~ 1.22 × 5000 × 10-10m/10m ~ 6100× 10-11 rad
É comum expressar a resolução em unidades de segundos de arco:
 6100× 10-11 rad (360°×60’×60”/2π) = 1.26 × 10-2 arcsecs ≈ 13mas
A resolução limite de Keck é 13 mas.
III. Descreva o instrumento (indique as referencias; i.e., os links para os manuais do instrumento)
1) [0.5 pontos] Foco do telescópio onde está instalado o instrumento
f/15, foco Cassegrain
2) [0.5 pontos] Cobertura em λ
LRIS funciona no intervalo de λ:[3200-10,000 Å]; o intervalo específico depende do filtro
3) [0.5 pontos] Razão focal, distância focal
Distância Focal, F= 149.6 m (ref: http://www2.keck.hawaii.edu/observing/interfacvinst/ifvifrm-1.html#_Toc476020670)
Razão focal: f/<numero> = (distância focal) / (abertura) =149.6/10 = 14.96 ≈ 15
Correponde com a informação sobre o instrumento LRIS, localizado no foco f/15
(ref: http://www2.keck.hawaii.edu/observing/kecktelgde/ktelinstupdate.pdf):
4) [0.5 pontos] Campo de visão, tamanho do detetor
Baseado na informação no site de LRIS
(http://www2.keck.hawaii.edu/inst/lris/detectors.html), o detetor está composto por 2 CCDs,
cada um com 2000 × 4000 pixels, onde cada pixel mede 15 µm pixels. O campo de visão é
de 6’ × 7.8’
IV. Mesmo se seu objeto é uma fonte pontual, imagine que este possui uma extensão espacial de 10”.
Considerando o fluxo integrado numa banda de sua seleção [em unidades de erg/s/cm2], responda às
seguintes perguntas:
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1) [3 pontos] Assumindo uma distribuição de brilho homogênea, qual é o brilho deste objeto
[mag/arcsec2]?
Meu objeto de interesse científico é a galáxia starburst, M82, no universo local.
A fluxo de M82 na banda H é ~5mag (sistema AB).
mAB = !2, 5 log[ f! ]! 48.6
Isso corresponde a um fluxo integrado na banda H de:
fν = 1e(-21.44) erg/s/cm2/Hz = 3.6 × 10-20 erg/s/cm2/Hz
Assumindo uma extensão de 10” e uma distribuição homogênea, o brilho superficial é dado por:
µ = [10-21.44 erg/s/cm2/Hz]/[10 arcsecs]2 = 10-23.44 erg/s/cm2/Hz/arcsec2
ou, em unidades de mag/arcsec2:
µ = -2.5log[10-23.44] - 48.6 = (-2.5) × (-23.44) - 48.6 = 10 mag/arcsec2
brilho superficial de M82 na banda H µH = 10 mag/arcsec2
2) [2.5 pontos] Qual será o tamanho da imagem no detetor do instrumento que você selecionou?
Tamanho da imagem:
h = θrad F
onde:
θrad = tamanho angular do objeto no céu em unidades de radianes:
F = distância focal do sistema óptico.
 θrad = 10” × 2π/(360° × 60’/grau × 60”/arcmin) ~ 4.85 × 10-5 rads
Para o meu instrumento de escolha (LRIS, Low Resolution Imaging Spectrometer, no telescópio
Keck I, no foco f/15; ref: http://www2.keck.hawaii.edu/observing/kecktelgde/ktelinstupdate.pdf):
Distância Focal = 149.6 m (ref: http://www2.keck.hawaii.edu/observing/interfacvinst/ifvifrm-1.html#_Toc476020670)
h = 4.85 × 10-5 rads × 149.6m ~ 0.007m = 7mm
3) [2 pontos] Escala de imagem?
Escala de imagem (arcsec/mm):
h/θrad = F/57.3° = 149.6m/(57.3°× 60’/grau × 60”/arcmin) ~ 0.0007m/arcsec
 escala de imagem: ~0.7mm/arcsec
(pode comparar com o
valor citado: http://www2.keck.hawaii.edu/observing/interfacvinst/ifvifrm-1.html#_Toc476020670)
4) [0.5 pontos] Escala de placa?
Escala de placa = inverso da escala de imagem: ~1.4”/mm