Astronomía

¿Cuál sería exactamente la resolución de un exoplaneta captado hipotéticamente utilizando el Sol como lente gravitacional?

¿Cuál sería exactamente la resolución de un exoplaneta captado hipotéticamente utilizando el Sol como lente gravitacional?


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Este video habla sobre cómo al enviar una nave espacial a alrededor de 600 AU y más, podríamos usar el Sol como una lente gravitacional y tomar imágenes claras y detalladas de exoplanetas a años luz de distancia.

Sin embargo, lo que no dice es la resolución exacta. Un exoplaneta a 4 años luz de distancia obviamente parecería más grande y más detallado que uno a 100 años luz de distancia. ¿Pero por cuánto?

¿Existe una fórmula directa que muestre la resolución de un exoplaneta a x años luz? ¿Como kilómetros / píxel?


Ep. 512: Imágenes directas de exoplanetas

Encontrar planetas es una vieja noticia, ahora conocemos miles y miles de lugares. Pero la terrible ironía es que solo podemos ver una fracción de los planetas usando los métodos tradicionales de velocidad radial y tránsitos. Pero los nuevos telescopios llevarán las cosas al siguiente nivel y tomarán imágenes de los planetas directamente.

En este episodio mencionamos donaciones y giras. ¡Haz click para aprender mas!

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Desplazamiento Doppler de planetas y estrellas & # 8211 desplazamiento rojo / azul debido al movimiento
El efecto Doppler

Misiones CORAVEL, Elodie, Coralie y HARPS & # 8211 para la detección de planetas

Transcripción

Fraser: Astronomy Cast, Episodio 512: Imágenes directas de exoplanetas. Bienvenido a Astronomy Cast, su viaje semanal basado en hechos a través del cosmos donde lo ayudamos a comprender no solo lo que sabemos, sino cómo sabemos lo que sabemos. Soy Fraser Cain, editor de Universe Today. Conmigo, como siempre, la Dra. Pamela Gay, científica senior del Planetary Science Institute y directora de CosmoQuest. Hola Pamela, ¿cómo estás?

Pamela: Estoy bien, ¿cómo estás?

Fraser: Estoy muy bien. Primer episodio que estamos grabando en el Año Nuevo de 2019. Hasta ahora se siente como un incendio marginal en un basurero. Debería ser un buen año.

Fraser: Como mencionamos la semana pasada, hay un montón de ciencia espacial realmente fascinante, cosas astronómicas que sucederán este año. Todo lo demás es irrelevante para nosotros. Todo lo que nos importa es el espacio, el espacio, el espacio. Y eso no es ...

Pamela: Manténgalo simple, la ciencia es lo otro, manténgalo simple.

Fraser: Guárdelo, sí, exactamente, manténgalo simplemente en el espacio. Ni siquiera la ciencia completa, incluso eso es demasiado, hay demasiadas posibilidades de que las cosas salgan mal. Fresco. Bueno, ¿cómo fue la recaudación de fondos con CosmoQuest, dónde estamos?

Pamela: Entonces, para el 31 de diciembre, todavía estamos esperando que lleguen los números finales, pero parece que hemos traído $ 35,000. Esto es realmente impresionante dado que comenzamos la recaudación de fondos el día después del cierre del gobierno de EE. UU., Lo que significa que hay muchas personas a las que realmente les importa nuestro programa y que no saben cuándo será su próximo cheque de pago.

Es muy impresionante porque el Dow Jones también se derrumbó ese día, por lo que estoy muy orgulloso de la cantidad de personas que en estos tiempos súper turbulentos dijeron: “Ayudar a este proyecto científico, ayudar a la gente mejor, aprender astronomía y ciencia espacial es importante para yo, y voy a poner mi billetera donde está mi boca ". Y gracias a todos los que demostraron que quieren que sigamos adelante y solo espero que podamos hacerlos sentir orgullosos.

Fraser: Sí. Sí, muchas gracias a todos los que contribuyeron. Pamela tiene una pista para ejecutar CosmoQuest durante los próximos meses y, con suerte, podemos llegar a un punto en el que obtengamos más fondos provenientes de algunas de las subvenciones y demás, y seguiremos haciendo ciencia. Especialmente ahora que OSIRIS REx está en Bennu y esa pequeña nave espacial necesitará ayuda para elegir una roca.

Pamela: Cualquier día vamos a tener ese primer mosaico y no puedo esperar.

Fraser: Sí, será emocionante. Está bien. Encontrar planetas es una vieja noticia, pero ahora conocemos miles y miles de ellos. Pero la terrible ironía es que solo podemos ver una fracción de los planetas usando los métodos tradicionales de velocidad de radio y tránsitos. Pero los nuevos telescopios llevarán las cosas al siguiente nivel y tomarán imágenes de los planetas directamente. Está bien, Pamela. Así que hoy hablaremos sobre planetas de imágenes directas. Antes de entrar en imágenes directas, retrocedamos un poco y hablemos de las formas tradicionales de encontrar planetas orbitando otras estrellas.

Fraser: Al estilo de la vieja escuela. La forma en que lo hacían nuestros abuelos.

Pamela: La forma inicial en que las personas encontraron planetas fue buscar el desplazamiento Doppler de estrellas regulares y cotidianas por Júpiter calientes. Y debido a que la atracción gravitacional de un planeta, de hecho, girará alrededor de su sol, medimos esos movimientos de la misma manera que un oficial de policía mide si estás acelerando o no, al ver cómo la luz proveniente de la estrella podría desviarla hacia el rojo. o guardias azules en su movimiento. Ahora, esto era bueno en 1995, 1998, principios de la década de 2000. Pero rápidamente se advirtió que en realidad se puede ver la caída de la luz de una estrella cuando un planeta pasa frente a ella.

Inicialmente, esto se hizo principalmente con estrellas que sabíamos que tenían planetas girando y alrededor de ellos, y después de que las personas con telescopios de entrada de cuatro pulgadas comenzaron a ser capaces de replicar los resultados de los planetas, bueno, lanzamos esta pequeña nave espacial que podría haber sido llamado Kepler, y comenzamos a atraer planetas de uno en uno. Planetas potenciales mil a la vez. Y desde entonces, los hemos estado confirmando usando la técnica Doppler, y a veces incluso ... bueno, últimamente hemos encontrado un pequeño, diminuto puñado de planetas buscándolos directamente.

Fraser: Está bien. Entonces, antes de entrar en la imaginación directa, mencionó que los aficionados con telescopios de cuatro pulgadas en su camino de entrada pueden confirmar exoplanetas. Entonces, si tiene un telescopio pequeño y tiene una cámara CCD conectada a su telescopio, o tiene una DSLR conectada al telescopio, entonces puede hacerlo usted mismo. Puede tomar el catálogo de exoplanetas que existe en este momento, puede averiguar cuándo un planeta va a transitar frente a su estrella, puede realizar mediciones de observación de la estrella durante varias noches y medir la cantidad de luz que proviene del estrella.

Y puede detectar una caída notable en la cantidad de luz que proviene de esa estrella. Puedes replicar, puedes confirmar, que hay un planeta orbitando esa estrella. Y me sorprende que no supiéramos esto hace veinte, treinta, cuarenta años. Como, esto es algo que podríamos haber hecho si hubiéramos sabido qué hacer. Y supongo que si los CCD fueran lo suficientemente buenos ...

Pamela: No lo fueron. Esta es la cuestión: esto no es algo que puedas hacer mediante fotometría de placa de vidrio. El tiempo que lleva exponer el vidrio, medir la luz, los errores en él, no puede hacerlo de esa manera. Entonces necesitabas tener la invención del CCD. Los primeros CCD no tenían la precisión, la eficiencia cuántica. Buscamos huecos diminutos, minúsculos, minúsculos, a veces sólo una décima parte de un porcentaje de luz en la luz de una estrella. Y esto es algo que solo hemos podido hacer durante las últimas dos décadas.

Fraser: Muy bien, hablemos de la desventaja tanto de la velocidad de radio como del método de tránsito, que es, por supuesto, la alineación.

Pamela: Con el método de la velocidad de radio, nos limitamos a encontrar planetas que se muevan hacia nosotros y se alejen de nosotros en el plano del cielo. Esto significa que, idealmente, solo podemos encontrar cosas que, en primer lugar, sean lo suficientemente grandes como para hacer girar su estrella y, en segundo lugar, que estén lo suficientemente cerca como para que sean lo suficientemente grandes como para tener un efecto. Y tienes que tener la geometría donde se mueven hacia adentro y hacia afuera, hacia y lejos de nosotros en el plano del cielo. Bien, todo eso es molesto y limita lo que podemos ver.

Ahora, con el método de tránsito se pone aún peor. Con el método de tránsito, tenemos que tener el planeta alineado con precisión para que pase frente a su estrella, eclipsando parte de la luz de la estrella en relación con nosotros. Lo que significa que la alineación tiene que ser no solo dentro y fuera del cielo, sino precisamente para que no se incline demasiado hacia arriba o hacia abajo. Incluso en nuestro propio sistema solar, no vemos a Venus y Mercurio eclipsando regularmente nuestro sol. Si solo vemos a Venus cada pocas generaciones teniendo un par de tránsitos, ¿cuánto más raro será ver planetas alienígenas transitando sus estrellas? Bueno, resulta que es bastante común, pero aún limita lo que podemos ver.

Fraser: Sí. Entonces, ¿qué porcentaje de los planetas se alinean realmente para que podamos verlos?

Pamela: Bueno, eso me requeriría saber cuántas estrellas tienen planetas. Y entonces-

Fraser: Correcto. Pero asumiendo que una estrella tiene un planeta, ¿cuáles son las posibilidades de que se alinee de manera que podamos detectarlo usando, digamos, incluso solo el método de tránsito?

Pamela: Es solo un pequeño porcentaje.

Fraser: ¿Estamos mirando, estamos hablando de decenas de porcentajes, o como un par de por ciento, la mitad de un por ciento?

Pamela Es un pequeño porcentaje. Depende de lo lejos que esté & # 8211

Fraser: Un pequeño porcentaje como máximo.

Pamela: Incluso va a ser más difícil encontrar los que están más lejos, pero sí, es un pequeño porcentaje.

Fraser: Correcto. Entonces, por cada planeta que podemos ver, hay entre cincuenta y cien planetas que no podemos ver porque simplemente no están alineados y todo es aleatorio. Eso apesta. Muy bien, pasemos al método de imágenes directas. ¿Qué estamos haciendo aquí?

Pamela: Entonces, con el método de imágenes directas, estamos diciendo que no nos importa lo que esté haciendo la estrella, no nos importa la alineación entre el planeta y la estrella. De hecho, esa estrella es nuestro enemigo. Haremos todo lo posible para ignorar su luz y mirar estrictamente directamente la luz que se refleja en ese planeta o la luz que emite el planeta. Esto se hace a menudo en el infrarrojo, donde mundos como Júpiter a veces emiten más luz de la que reciben de su sol. Así que a menudo usamos lo que se llama coronógrafos para bloquear la luz de la estrella.

Esto se hizo más famoso con la estrella Fomalhaut, que cualquiera de ustedes que esté correctamente ubicado en el planeta puede salir y ver. Y con este pequeño mundo, bloquearon la estrella central y luego tomaron imágenes del disco de polvo a su alrededor, vieron remolinos en el disco de polvo y usaron las matemáticas para predecir en qué parte de esa masa debería estar ubicado el planeta. Y durante un período de años, observó ese planeta orbitar sistemáticamente alrededor de Fomalhaut. Y no fue por el hecho de que hayamos visto moverse a la ventosa, solo parece otro parpadeo en el disco de polvo. Estas cosas son realmente pequeñas porque están muy lejos.

Fraser: Y entonces esta idea de este coronógrafo, quiero decir, uno no simplemente bloquea la luz de una estrella. ¿Por qué es ésto tan complicado?

Pamela: Bueno, se complica de manera diferente con diferentes sistemas. El problema principal es que la luz del sol entra, o supongo que entra la luz de las estrellas, en forma de onda. No puedes simplemente pararte en un lugar del planeta y decir, "está bien, aquí veo la estrella", y luego dar un paso a la izquierda y "aquí no puedo ver la estrella". No. Esa estrella emite luz en una esfera perfecta en todas direcciones. Ocasionalmente, la gravedad dobla esa esfera de aquí para allá, pero en general, la luz de las estrellas llega en todas direcciones. Por lo tanto, debe descubrir cómo bloquear todos los caminos posibles hacia el telescopio para esa luz sin bloquear nada más.

Fraser: ¿Y cómo lo hacen?

Pamela: Bueno, depende del telescopio. Mi ejemplo favorito de coronógrafo es el que se está desarrollando potencialmente para volar con la nave espacial WFIRST. Este es un telescopio que resulta que los militares tenían, esencialmente en una caja esperando ser lanzado, y ...

Fraser: Correcto. Sí, cuenta esta historia de vez en cuando, cierto, este telescopio de clase Hubble que usó la Fuerza Aérea, o la Oficina Nacional de Reconocimiento habría usado para la observación de la Tierra, pero ya no era lo suficientemente bueno, así que simplemente, como, dijeron, “Oye NASA, ¿quieres esto, tal vez? De lo contrario, simplemente lo tiraremos porque es basura por lo que podemos hacer ".

Pamela: Y lo molesto es que tenían dos y solo podíamos pagar uno.

Fraser: Me quedo con el otro.

Pamela: Sí. Si. Así que, con suerte, estamos en el proceso de construir WFIRST, suponiendo que el gobierno vuelva a abrir. Y uno de sus acompañantes, no sé si la palabra correcta es instrumento, instalaciones, lo que se espera que se construya para volar junto a él es un coronógrafo masivo en forma de girasol que es esencialmente un disco sólido rodeado de pétalos. . Estas cosas vienen en una variedad de diseños diferentes. Todos parecen sacados de una película de James Bond, que se usa para matar a alguien, arrojar estrellas con cualquier analogía que te apetezca.

Es esa combinación de diferentes bordes la que funciona para construir patrones de interferencia de la manera correcta para bloquear la estrella y permitirle ver potencialmente cualquier planeta que pueda haber alrededor de la estrella.

Fraser: Y estos ... sé que esta sombra de estrella volará como a 10,000 kilómetros del telescopio y se posicionará perfectamente para que la parte central bloquee la estrella, y luego tendrás los pétalos como juntando algo de eso. luz adicional que se derrama. Y todos los planetas, en teoría, se verán a su alrededor.

Pero incluso, no sé si ha investigado mucho sobre coronógrafos, hay otra forma que es realmente interesante, la forma en que funcionará con algunos de los basados ​​en la Tierra y algunos de los basados ​​en el espacio. El coronógrafo está integrado en la nave espacial, o en el telescopio, y utiliza la interferencia destructiva de la luz para que tome la luz, la rompa, haga que la luz se pelee por sí misma, de modo que usted, en realidad, obtenga el bloque de ... usted todavía. tiene un disco que bloquea el sol. Pero también lo has hecho, usando la interferencia destructiva de la luz para limpiarlo todo. Y estos funcionarán mejor en el espacio, pero aún funcionan bien en la atmósfera. Y hay un tremendo instrumento adjunto al Observatorio Europeo Austral. Tienen el Espresso

Pamela: Very Large Telescope y Keck tienen estos instrumentos.

Fraser: Sí. Sí, estos coronógrafos, creo que Espresso es el que está en el VLT.

Fraser: Sí. Entonces, ¿estaba diciendo que funcionan mejor en infrarrojos que en visibles?

Pamela: Infrarrojos. Y el problema que hace que la luz infrarroja sea mejor que la luz visible es que las longitudes de onda son solo un poco más largas, y esa diferencia en el tamaño de la longitud de onda de la luz es, en muchos sentidos, más fácil de manejar. Ahora, eso no es lo único. La otra cosa es que las estrellas emiten menos luz en el infrarrojo, está por debajo del pico en su relación entre el color y la cantidad de luz que emiten. Y está en la luz máxima para un planeta.

Entonces, los planetas son objetos cálidos, no son calientes, no son estrellas. Entonces, estamos comenzando a obtener un infrarrojo hacia la temperatura máxima que, o la longitud de onda máxima correspondiente a la temperatura que un planeta emite su luz, y estamos por debajo de la longitud de onda máxima de una estrella. Entonces esto también ayuda. Solo estamos buscando en un color diferente y obtenemos una gran cantidad de funciones adicionales. Y, a veces, eso es todo lo que se necesita: son solo esas características adicionales que el universo te ofrece de forma gratuita si te alejas de lo que el globo ocular puede ver.

Fraser: Y una de las cosas, también, que el instrumento Espresso puede hacer en el Very Large Telescope es que es capaz de detectar la polarización de la luz. Y entonces obtienes la luz que sale de la estrella, rebotará en la atmósfera del planeta, y posiblemente en los océanos y otras cosas, y polariza la luz y la cambia a una alineación diferente. Y luego el instrumento puede detectar, puede tirar todo lo que no sea ese tipo exacto de luz polarizada, de modo que solo puedas ver el movimiento de ese planeta. Que es esencialmente un pequeño punto de polarización, moviéndose. Y sé que a principios de este verano, nuevamente, el Observatorio Europeo Austral detectó un planeta recién formado por primera vez usando esta técnica.

Pamela: Y lo que es tan frustrante es que muchos de los objetos que decimos que son detecciones directas de planetas se encuentran alrededor de enanas marrones, se encuentran alrededor de enanas rojas, no son necesariamente planetas en sí mismos porque podrían ser enanas marrones. . Muchos de estos descubrimientos, muchas de estas detecciones directas actuales tienen asteriscos junto a ellos, solo porque no estamos completamente seguros de en qué lado de la línea estelar del planeta estamos. Y, para recordarles a todos, una enana marrón es un objeto que es lo suficientemente masivo como para haber podido quemar tritio en su núcleo, pero solo tuvo una fusión nuclear temporal dentro de la estrella.

Y es esa naturaleza temporal a la que en realidad no inicia la combustión del hidrógeno lo que nos lleva a: no es un planeta, no es una estrella, es su propia especie de enana marrón. Ahora, ¿llamas planeta a algo que está en órbita alrededor de una enana marrón? Seguro Por qué no. Pero, ¿lo llama detección directa de un exoplaneta, o lo llama detección directa de una roca alrededor de algo que no es una estrella? Así que pones un asterisco. Y luego están todas las estrellas que tienen muchos objetos de masa de Júpiter que se detectan a distancias bastante significativas de la estrella y la pregunta es, ¿son estas cosas que son super-Júpiter, son estas cosas que son enanas marrones, qué diablos hacen les llamas? Con nuestras detecciones directas actuales, hay un asterisco a la izquierda y a la derecha.

Fraser: Aquí estamos ahora, quiero decir, creo que estamos en la fase en la que la gente está produciendo estas primeras imágenes, están mostrando lo que es posible con la fruta madura, de Fomalhaut, que es la estrella y la la forma en que funciona el planeta, es una especie de contraste perfecto. Entonces, ¿qué se está preparando para llevar todo este plan al siguiente nivel? Mencionaste la sombra de la estrella, que es una idea. ¿Cuáles son algunos de los otros? ¿Qué hay en proceso que nos permitirá llevar esto al siguiente nivel?

Pamela: Bueno, creo que lo que se hizo con Fomalhaut potencialmente va a comenzar a darnos una nueva forma de buscar planetas. Esta es una investigación que encaja a la perfección con mucho de lo que vemos salir del Atacama Large Millimeter Array, donde, día tras día, vemos nuevas imágenes de discos protoplanetarios con planetas en proceso de formación. Pero, en estas longitudes de onda de radio, no podemos ver los planetas.Al acoplar las observaciones de Atacama Large Millimeter Array con futuras observaciones terrestres del VLT que nos permitan aprovechar el infrarrojo, aprovechar las tecnologías como Espresso, tendremos una nueva forma de encontrar tipos específicos de planetas que tienen ya nos ha mostrado dónde están por cómo se mueven gravitacionalmente alrededor de los discos en los que se encuentran.

Ahora, encontrar los planetas aislados será más complicado, y aquí es donde tenemos que seguir mirando hacia el futuro. Una nave espacial que, tal vez, tal vez, tal vez, por favor, denos Terrestrial Planet, encuéntrela, hemos estado rogando durante trece años, realmente tendremos que esperar a que las misiones espaciales como WFIRST despeguen. , tanto en sentido figurado como literal.

Fraser: Correcto, WFIRST, quiero decir, James Webb probablemente podría hacerlo si estuviera conectado con la sombra de la estrella. Lo mejor de esta idea de la sombra de estrella es que puede funcionar desde múltiples naves espaciales. Muchos pueden usarlo. Pero la desventaja es que debes obtener esta alineación a los 10,000 kilómetros. Tienes la nave espacial, tienes la sombra de la estrella, solo puedes mirar lo que está perfectamente detrás de la sombra de la estrella desde la posición de la nave espacial. Introduzca varias naves espaciales ahora, todas están usando el mismo tono de estrella, pero por la forma en que vienen las líneas, están mirando a diferentes objetivos. Entonces eso es efectivo. Hice un video, oh, continúa.

Pamela: Y estás limitado con el tono de estrella y cuánto tiempo puedes usarlos antes. Porque tienen esto, en una sola observación, porque tienen esta gran separación entre ellos, lo que significa que van a estar orbitando a velocidades muy diferentes. Y está limitado en la diversidad de órbitas en las que pueden estar sus telescopios, porque debe poder entrar en órbitas lo suficientemente similares. Entonces, una sombra de estrella diseñada para WFIRST orbitando la Tierra en cualquier órbita en la que la coloquen no funcionará para los telescopios espaciales James Webb. Entonces, si bien puedes compartir cosas, solo puedes compartir hasta ahora, y aparentemente tengo que capturar un cachorro, lo siento mucho, todos.

Fraser: Sí, una de las cosas que hemos mencionado en el pasado es que hay una tecnología completamente nueva: además, hay algunas tecnologías, como la óptica adaptativa, que permiten que estos telescopios terrestres tomen mejores fotografías ahora que en el mejor espacio. -imágenes basadas en que hemos visto. Y mencionaste esa idea de la matriz muy grande; solo había una imagen asombrosa que salió hace unas dos semanas, y había un montón, tenían como veinte discos protoplanetarios diferentes capturados por el VLA. Y los ves de manera diferente, cara a cara ...

Fraser: ALMA. Sí, sí. Cara a cara, un poco hacia un lado, ¿verdad? Todas las diferentes variaciones que le gustaría ver en otros sistemas estelares. Ahora los está viendo desde todos los ángulos, así que ...

Pamela: Y cada etapa de su formación, desde ser un disco bastante sólido hasta tener sistemas planetarios cada vez más complejos a su alrededor. Estamos construyendo lentamente una película, un sistema a una edad a la vez, de cómo se ve el crecimiento de un sistema planetario. Y esto es realmente asombroso. Va a encontrar los sistemas solares superiores que ya no tienen esos discos masivos a su alrededor para señalarnos gravitacionalmente exactamente hacia dónde alrededor de la estrella para buscar ese pequeño planeta tenue. Ahí es donde vamos a tener nuestros problemas.

Fraser: Sí. Pero la próxima clase de telescopios que están en proceso, en todos los ámbitos, este será el tipo de cosas que están intentando hacer. Tienes el telescopio Extremely Large, que es el que se está desarrollando para el Observatorio Europeo Austral. Este es un telescopio de 39 metros, cuando lo compara con los cuatro telescopios de 8,4 metros del Very Large Telescope. Tienes el Telescopio Magellan, tienes el telescopio de 30 metros, que es de 30 metros, y luego tienes algunos de los telescopios espaciales, James Webb, y luego ¿qué viene después de eso? Y esta imagen directa de exoplanetas será una de las capacidades que se incorporará a todos ellos. Que, si este es el camino, una vez que tengamos cosas como TESS y CoRoT y Kepler y CHEOPS para encontrar todos los planetas en tránsito cercanos, entonces es hora de pasar a un sistema que nos permita verlos a todos.

Pamela: Y con Gaia y su astrometría extraordinariamente precisa, tenemos una forma más de encontrar planetas, y es viendo cómo giran alrededor de sus estrellas en el plano del cielo. Entonces, no es que la estrella se acerque a nosotros y se aleje y podamos medir los cambios Doppler, es que en realidad se está moviendo en relación con otros objetos y ...

Fraser: Correcto. Espiral. Y puedes ver a la estrella haciendo una pequeña ola en el cielo mientras su planeta la jala.

Pamela: Y esto es algo completamente nuevo, algo que hemos estado tratando de hacer, esperando hacer con objetos como la estrella de Barnard durante décadas. Pero finalmente podemos hacerlo gracias a los asombrosos sistemas de alta resolución y alta eficiencia cuántica que tenemos ahora en órbita.

Fraser: Sí. Y eso servirá como un gran buscador para estas observaciones directas de seguimiento. Porque conocerás todos los planetas cercanos que serán fáciles de observar gracias a los datos de Gaia. Así que todos simplemente se construyen uno encima del otro. Pero es sorprendente pensar que en, digamos, otros 10 años más o menos, 15 años, la forma principal en que miramos los planetas ahora será haciendo estas observaciones directas. Habremos eliminado todos los frutos maduros de la velocidad radial y los tránsitos, y luego comenzaremos a tomar fotografías de planetas. Sin embargo, ¿qué se necesita para darnos esa imagen de otro planeta, como para ver montañas, océanos, continentes y cosas así? ¿Qué vas a necesitar?

Pamela: ¿Una nave espacial de una generación y esperando unos años a que la señal regrese una vez que lleguen allí?

Fraser: Correcto. Así que tendremos que enviar disparos de estrellas innovadoras a otros sistemas estelares antes de que podamos ver realmente cómo se verán de cerca. La única idea es esta idea de usar la luz del sol como un gra, usando la gravedad del sol como una lente gravitacional. El único desafío que tienes que hacer es llevar tu nave espacial a unas mil unidades astronómicas del sol, y luego puedes tomar una fotografía de otros sistemas estelares. Pero luego es asombroso. Por ejemplo, puedes verlos, luego puedes ver montañas o lo que sea que esté perfectamente alineado detrás del sol.

Pamela: Y es ese truco de alinearlo perfectamente, porque si no estás alineado perfectamente, terminas con una racha, una mancha, una carita sonriente. Hay tantas formas que puede obtener que no son perfectas. Por lo tanto, no me gustan los mundos de espejos de funhouse. En su lugar, vayamos allí.

Fraser: Oh, yo digo que hagamos ambas cosas.

Fraser: Está bien. Gracias, Pamela. Gracias a todos. Hablaremos contigo la semana que viene.


No ganarías nada si estuvieras un poco más cerca de los exoplanetas. Sin embargo, ganarías ... o más bien perder - algo por estar más lejos del sol:

Tendrias frio

Tener frío no suena como una ventaja, pero si está utilizando un telescopio de luz visible / IR, permite que sus espejos y ópticas sean extremadamente precisos al eliminar los errores relacionados con la deformación térmica. El satélite WMAP del mundo real hace uso de un escudo de sombra (pantalla solar gigante) para mantener su óptica fría y obtener lecturas muy finas. Poner su telescopio en el vacío interestelar significa que puede construir un telescopio muy grande, muy fresco, muy preciso y muy sensible, lo que significa que podría observar exoplanetas directamente.

TLDR: Cuanto más fríos hagas tus telescopios, mejores serán. Cuanto más lejos esté del sol, más frío estará. Ergo, telescopio interestelar = buen telescopio.


Lente gravitacional solar

El año pasado (2017) comencé a colaborar con Slava Turyshev en el tema de la Lente Gravitacional Solar, o SGL. Slava ya ha realizado una gran cantidad de trabajo sobre el tema, así que me siento privilegiado de poder agregar mi contribución.

El concepto es simple. El sol dobla los rayos de luz. Los rayos que pasan a ambos lados del Sol finalmente se encuentran. En este lugar, con la instrumentación adecuada, es posible formar una imagen. Y este & # 8220telescopio & # 8221 tiene asombrosos poderes de resolución y amplificación de luz, lo que hace posible, en principio, utilizarlo para obtener una imagen detallada de un planeta lejano parecido a la Tierra en un sistema solar lejano.

Los desafíos, por otro lado & # 8230

Para empezar, la región focal del Sol comienza en alrededor de 550 unidades astronómicas (AU). Una AU es la distancia entre la Tierra y el Sol. Nuestra nave espacial más distante hasta la fecha, la Voyager 1, está a unas 140 UA del Sol, y la nave espacial tardó cuarenta años en llegar allí. No obstante, es posible construir un vehículo que pueda viajar a 550 AU en 20-30 años, por lo que el concepto básico es tecnológicamente factible.

A continuación, la nave espacial tendría que colocarse exactamente en el lado opuesto del Sol en relación con el objeto que se está fotografiando. Esto es más difícil de lo que parece. El planeta remoto no es un objetivo estacionario: está orbitando su propio sol, su órbita puede verse perturbada por la gravedad de sus satélites y otros planetas, y su sol también se mueve a través del cielo. Además, nuestro propio Sol tampoco permanece en su lugar, ya que está siendo arrastrado por la gravedad de sus planetas, especialmente Júpiter.

En tercer lugar, el SGL sufre una aberración esférica. No tiene un punto focal más bien, la luz se enfoca a lo largo de una línea focal. Por un lado, esta es una buena noticia, porque una nave espacial no tiene que detenerse una vez que alcanza el comienzo de la línea focal, puede continuar alejándose del Sol mientras completa su campaña de imágenes. Por otro lado, significa que cualquier imagen es necesariamente borrosa y requiere un serio posprocesamiento, deconvolución, para que sea útil.

De hecho, permítanme detenerme aquí por un momento y explicar un poco cómo se forma esta imagen. El SGL en sí no es realmente un telescopio. Más bien, la luz que amplifica aparece, como se ve desde la línea focal, como un anillo alrededor del Sol. Este sería un famoso anillo de Einstein, como se demuestra en este video de la NASA:

La luz en el anillo de Einstein proviene predominantemente de la región del objeto distante que está exactamente en el lado opuesto del Sol en relación con usted, pero también hay mucha contaminación de las regiones vecinas. A medida que se mueve lateralmente (perpendicular a la línea focal), el anillo de Einstein cambia y su luz ahora está dominada por una región diferente del objeto distante.

Así que ahí lo tienes: una nave espacial puede & # 8220scan & # 8221 el plano de la imagen, uno & # 8220pixel & # 8221 a la vez, mientras recolecta luz de la totalidad del anillo de Einstein. Es fácil calcular que cada píxel de metro cuadrado en el plano de la imagen corresponde, aproximadamente, a una región de 100 kilómetros cuadrados en la superficie del objeto distante que se está fotografiando. Al moverse alrededor de una región de aproximadamente un kilómetro cuadrado en el plano de la imagen, una sonda puede escanear la sección transversal de aproximadamente 100 millones de kilómetros cuadrados de un exoplaneta similar a la Tierra con una resolución de megapíxeles.

¿Por qué un metro cuadrado & # 8220pixels & # 8221? La resolución angular real del SGL en longitudes de onda ópticas es mejor, en realidad. Aquí está la ganancia de amplificación de luz del SGL en la longitud de onda del infrarrojo cercano de 1 micrón, a una distancia de 600 AU (línea continua) frente a 1000 AU (línea discontinua):

Sin embargo, no debemos olvidar lo que estamos viendo: un anillo delgado alrededor del Sol muy brillante. La luz del Sol mismo debe bloquearse de alguna manera si deseamos poder medir el brillo del anillo. Esto se puede hacer usando un coronógrafo, pero para que el coronógrafo funcione, primero debemos poder resolver el disco solar. Para ello, se necesitará un telescopio de suficiente apertura (al menos un telescopio de 1 metro).

Además de la aberración esférica, el SGL también sufre de astigmatismo. Esto se debe a dos factores. Primero, el Sol es ligeramente achatado, como resultado de su rotación. En segundo lugar, la rotación en sí también aporta una pequeña corrección relativista general, este valor es minúsculo pero, no obstante, es notable. Debe tenerse en cuenta cuando se calcula la función de dispersión puntual (PSF) de SGL & # 8217 en tres dimensiones, ya que esto formará la base de una deconvolución precisa.

Luego viene otro factor de considerable dificultad: si intentamos capturar una imagen de un planeta distante, no estamos mirando un objetivo estático. Imagínese tratando de obtener una imagen de la Tierra un píxel a la vez, lentamente (a lo largo de días, semanas, meses, tal vez incluso años) construyendo una imagen completa. Mientras tanto, la Tierra cambia. Se ilumina desde distintas direcciones a medida que viaja alrededor del Sol. Ocasionalmente puede quedar oculto por la Luna. Gira alrededor de su propio eje. Su cubierta de nubes cambia. Incluso la superficie cambia, a medida que la vegetación va y viene, a medida que los casquetes polares crecen y se encogen.

Algunos de estos cambios (por ejemplo, iluminación, rotación) se pueden modelar y eso es algo bueno: de hecho, pueden ayudar con el proceso de deconvolución. Pero otros cambios (como los patrones climáticos) son más o menos aleatorios, impredecibles. En algunos casos, podría ser posible filtrar contribuciones como el ruido, pero no obstante, lo que realmente estamos tratando de reconstruir es una vista dinámica del planeta distante, que evoluciona con el tiempo.

Por último, aunque el anillo de Einstein se forma alrededor del Sol, todavía se encuentra dentro de la corona solar. Resulta que esto es un problema menor de lo que uno podría pensar. Primero, el anillo de Einstein es delgado pero brillante en comparación con su brillo, la contribución de la corona solar puede despreciarse como ruido. En segundo lugar, los efectos de difracción de la corona solar (que en realidad es solo la atmósfera superior brillante, pero por lo demás transparente, del Sol) son insignificantes en las frecuencias ópticas.

Así que ahí lo tienes. Los desafíos que deben superarse incluyen:

  1. Cómo llegar (tiempo de viaje de varias décadas)
  2. Operando allí (operación confiable durante varios años mientras se recopilan los datos)
  3. Comunicación (cuatro veces más distante que nuestra nave espacial más lejana hasta la fecha)
  4. Posicionamiento dinámico preciso (objetivo en movimiento, sol en movimiento)
  5. Bloqueando la luz del sol
  6. Modelado preciso de la formación de imágenes
  7. Objetivo variable en el tiempo (iluminación, rotación, nubes, cambios de superficie, etc.)
  8. Deconvolución (datos recopilados un píxel a la vez).

Una forma posible de superar los desafíos técnicos es utilizar no una sola nave espacial, sino un enjambre, quizás incluso varios enjambres, trabajando en tándem, ofreciendo redundancia y acelerando la recopilación de imágenes.

Ya hemos escrito varios trabajos y artículos sobre este tema. Algunos de ellos se enumeran a continuación. Hasta ahora, nuestro enfoque principal ha sido un tratamiento teórico de ondas del Sol esférico. La óptica geométrica simple no servirá, a pesar de que estamos hablando de & # 8220rays & # 8221 de luz. Lo que necesitamos saber es cómo se extiende la luz cerca de la línea focal, y para ello es necesario describir cómo el Sol distorsiona el frente de onda de una onda electromagnética plana.

Resulta que gran parte de la maquinaria matemática está fácilmente disponible, utilizada en física nuclear para describir la dispersión en un campo de Coulomb. En el caso más simple, la solución se da en forma de funciones hipergeométricas, que producen un patrón ordenado que caracteriza la forma de onda, que se muestra aquí en un caso visualmente exagerado:

Si solo mira esta imagen durante unos segundos, debería aparecer un patrón concéntrico muy tenue. De hecho, así es como se puede caracterizar la forma de onda: es la combinación de una onda plana desviada y una onda esférica perturbada. Es esta forma de onda la que produce el patrón de ganancia que se mostró en la figura anterior.

Las matemáticas se vuelven más complicadas a medida que agregamos contribuciones de las desviaciones de la simetría esférica del Sol, la atmósfera solar y la rotación solar, pero los principios básicos siguen siendo los mismos.

El resultado final de este esfuerzo es un PSF preciso y bien probado, que forma la base del proceso de desconvolución. Esto se ilustra con el siguiente ejemplo simulado, comenzando con una imagen monocromática de la Tierra:

Esta imagen está muy destrozada por el SGL, que deposita lo siguiente en una pantalla de proyección imaginaria en el plano de la imagen:

El conocimiento del PSF nos permite deconvolucionar la imagen con una pérdida moderada de información:

La clave para la deconvolución es un teorema que reduce la tarea a una transformada de Fourier de la imagen convolucionada, para dividirla por la transformada de Fourier de la PSF, la imagen original se puede obtener realizando una transformada de Fourier inversa.

Cada uno de los píxeles antes de la deconvolución se obtiene colocando físicamente una nave espacial que mira al Sol y mide la luz proveniente del anillo de Einstein que aparece alrededor del Sol, compuesto por luz proveniente del planeta distante al otro lado del Sol.

Ignorando la luz del Sol y la corona solar, una nave espacial que se mueve perpendicular al eje óptico (la línea imaginaria que conecta el objetivo distante con el centro del Sol y se extiende más en el lado opuesto del Sol, donde se encuentra la nave espacial) vería el anillo de Einstein como en esta breve animación:

La apariencia algo gruesa del anillo de Einstein se debe a la resolución limitada del telescopio de 1 metro. Un telescopio más grande usaría un anillo correspondientemente más delgado, pero ningún telescopio de tamaño práctico sería capaz de resolver el anillo. Eso está bien, la información que se necesita para reconstruir la imagen del exoplaneta es la cantidad total de luz recolectada del anillo.


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Los exoplanetas ahora se pueden observar directamente. Video espacial 1:51

Tenemos observaciones espectrales limitadas de exoplanetas más grandes, un número mayor y mejor calidad (aunque no perfecta) de lo que sugiere / u / kotzwuerg.

Usan espectroscopía de transmisión y eclipse para intentar producir espectros de solo la atmósfera del planeta.

Si bien algunos elementos se pueden detectar de forma segura (potasio, sodio), las moléculas son complicadas. Ciertamente, hay algunos espectros en los que el ajuste con el H20 es convincente y otros en los que es seguro que no hay H20 y en otros es muy difícil decirlo de cualquier manera.

Parte del problema es que a menudo es necesario ajustar una atmósfera modelo a su espectro para encontrar la mejor opción y nuestras atmósferas modelo para gigantes gaseosos y enanas marrones aún no son tan buenas.

Hay algunos artículos que afirman haber detectado agua y CO2 (en gigantes gaseosos, no en planetas como la Tierra), pero son muy controvertidos. En un artículo, los errores sistemáticos instrumentales fueron mayores que el efecto que intentaron medir. En otro, el descubrimiento depende de cómo elimine los efectos instrumentales.

Sí, creo que JWT puede hacer espectros de exoplanetas en tránsito. Lo que me gustaría ver es una imagen directa con la misma resolución que el hubble tiene en Plutón: tal vez una bola de 16x16 píxeles, donde podamos seleccionar algunas de las características más grandes, algunos colores y la atmósfera. Sin embargo, creo que necesita el Buscador de planetas terrestres.

Todos son gigantes del gas, por lo que los resultados no son tan interesantes.

Necesitamos construir un buscador de planetas terrestres basado en el espacio.

Los telescopios del futuro pueden ser tan poderosos que pueden ver cosas en exoplanetas

JAJA sigue soñando amigo. Es bastante sorprendente que podamos crear una gota de píxeles en este momento, y es probable que mejore, pero ese tipo de resolución nunca sucederá.

Bueno, muchos de ellos dijeron lo mismo sobre cualquier detección de exoplanetas. Luego se trataba de cualquier exoplaneta alrededor de una estrella de secuencia principal. Luego se trataba de cualquier exoplaneta rocoso alrededor de una estrella de secuencia principal, aunque cada salto sucesivo reducía la multitud escéptica restante.

No me importaría apostar una botella de 75 cl de mi ámbar belga favorito a que en 2040 tendremos mapas de superficie de baja resolución de más de un exoplaneta rocoso. Un parasol espacial o un interferómetro óptico de base larga cambiaría todo muy rápidamente. ESO también parece bastante confiado en las capacidades de imágenes directas del E-ELT. No es que el ELT pueda hacer esto, pero solo demuestra que el estado del arte ya es impresionante.

Ya tenemos un mapa de superficie infrarroja de uno de los gigantes gaseosos más grandes. 2040 incluso podría ser demasiado conservador.


Astronomía - Exoplanetas

Este espacio lo declaramos infinito. En él hay una infinidad de mundos del mismo tipo que el nuestro.

En el siglo XVI, el filósofo italiano Giordano Bruno, uno de los primeros partidarios de la teoría de que la Tierra y otros planetas orbitan alrededor del Sol (heliocentrismo), propuso la opinión de que las estrellas fijas son similares al Sol y también están acompañadas de planetas.

Un exoplaneta (planeta extrasolar) es un planeta ubicado fuera del Sistema Solar.

La primera evidencia de un exoplaneta se observó ya en 1917, pero no se reconoció como tal.

La primera confirmación de un exoplaneta que orbitaba una estrella de la secuencia principal se realizó en 1995, cuando un planeta gigante, & ldquoa caliente Júpiter & rdquo, a 50 años luz de distancia, se encontró en una órbita de cuatro días alrededor de la estrella 51 Pegasi.

Michael Mayor Didier Queloz

Primer exoplaneta que orbita una estrella de secuencia principal

Al 2 de junio de 2018, hay 3.786 planetas confirmados en 2.834 sistemas, con 629 sistemas que tienen más de un planeta.

Actualmente hay unos cincuenta exoplanetas conocidos cuyos diámetros van desde el tamaño de Marte hasta varias veces el de la Tierra y que también residen dentro de la zona habitable de sus estrellas y la distancia orbital dentro de la cual las temperaturas de su superficie permiten el agua líquida. Estos exoplanetas son actualmente nuestros mejores candidatos para albergar vida.

En la primera observación de este tipo, el telescopio espacial Hubble encontró helio en la atmósfera de un exoplaneta de clase Júpiter a 200 años luz de la Tierra.

Otro equipo de investigadores, utilizando Europe & rsquos Very Large Telescope en Chile, ha encontrado un exoplaneta, WASP-96b, con una atmósfera libre de nubes, lo que les permite detectar sodio en niveles similares a las abundancias en la Tierra.

Principales métodos de detección de exoplanetas

Imágenes directas

Cualquier planeta es una fuente de luz extremadamente débil en comparación con su estrella madre.

Por ejemplo, una estrella como el Sol es aproximadamente mil millones de veces más brillante que la luz reflejada de cualquiera de los planetas que la orbitan.

Además de la dificultad intrínseca de detectar una fuente de luz tan débil, la luz de la estrella madre provoca un resplandor que la apaga.

Los planetas que orbitan lo suficientemente lejos de las estrellas para ser resueltos reflejan muy poca luz estelar, por lo que los planetas se detectan a través de su emisión térmica.

es más fácil obtener imágenes cuando el sistema estelar está relativamente cerca del Sol, y cuando el planeta es especialmente grande (considerablemente más grande que Júpiter), está muy separado de su estrella madre y está caliente de modo que emite una intensa radiación infrarroja.

Por esas razones, muy pocos de los planetas extrasolares reportados hasta abril de 2014 se han observado directamente, y aún menos se han resuelto desde su estrella anfitriona.

Las imágenes directas de exoplanetas, es decir, las imágenes reales desempeñarán un papel cada vez más importante.

La gran mayoría de exoplanetas se han encontrado buscando sombras: la increíblemente diminuta caída de la luz de una estrella cuando un planeta cruza su cara. Los astrónomos llaman a este cruce a & ldquotransit. & Rdquo

El tamaño de la caída de la luz de las estrellas revela cuán grande es el planeta en tránsito.

El telescopio espacial rsquos Kepler de la NASA, lanzado en 2009, ha encontrado cerca de 2.700 exoplanetas confirmados de esta manera.

La principal ventaja del método de tránsito es que el tamaño del planeta se puede determinar a partir de la curva de luz.

El método de tránsito también permite estudiar la atmósfera del planeta en tránsito. Cuando el planeta transita por la estrella, la luz de la estrella atraviesa la atmósfera superior del planeta.

Al estudiar detenidamente el espectro estelar de alta resolución, se pueden detectar elementos presentes en la atmósfera del planeta.

Este método tiene dos grandes desventajas. Primero, los tránsitos planetarios son observables solo cuando la órbita del planeta está perfectamente alineada desde el punto de vista de los astrónomos.

La segunda desventaja de este método es una alta tasa de detecciones falsas. Un estudio de 2012 encontró que la tasa de falsos positivos para los tránsitos observados por la misión Kepler podría llegar al 40% en sistemas de un solo planeta.

Velocidad radial

Una estrella con un planeta se moverá en su propia pequeña órbita en respuesta a la gravedad del planeta.

Esto conduce a variaciones en la velocidad con la que la estrella se acerca o se aleja de la Tierra.

La velocidad radial se puede deducir del desplazamiento en las líneas espectrales de la estrella madre debido al efecto Doppler. El método de velocidad radial mide estas variaciones para confirmar la presencia del planeta.

El tamaño del bamboleo revela el "peso" o "masa" del planeta.

Hasta alrededor de 2012, el método de velocidad radial era, con mucho, la técnica más productiva utilizada por los cazadores de planetas (después de 2012, el método de tránsito de la nave espacial Kepler lo superó en número).

La señal de velocidad radial es independiente de la distancia, pero requiere espectros de alta relación señal / ruido para lograr una alta precisión, por lo que generalmente se usa solo para estrellas relativamente cercanas, a unos 160 años luz de la Tierra, para encontrar planetas de menor masa. .

Microlente gravitacional

La microlente gravitacional ocurre cuando el campo gravitacional de una estrella actúa como una lente, magnificando la luz de una estrella de fondo distante. Este efecto ocurre solo cuando las dos estrellas están alineadas casi exactamente.

Los eventos de lentes son breves, duran semanas o días, ya que las dos estrellas y la Tierra se mueven entre sí. Se han observado más de mil eventos de este tipo en los últimos diez años.

Si la estrella de lente en primer plano tiene un planeta, entonces el propio campo gravitacional de ese planeta puede hacer una contribución detectable al efecto de lente. Dado que eso requiere una alineación altamente improbable, se debe monitorear continuamente una gran cantidad de estrellas distantes para detectar microlentes planetarios.

Este método es más fructífero para los planetas entre la Tierra y el centro de la galaxia, ya que el centro galáctico proporciona una gran cantidad de estrellas de fondo.

Las principales ventajas del método de microlente gravitacional son que puede detectar planetas de baja masa (en principio hasta la masa de Marte) puede detectar planetas en órbitas anchas comparables a Saturno y Urano, que tienen períodos orbitales demasiado largos para la velocidad radial o el tránsito. métodos y puede detectar planetas alrededor de estrellas muy distantes.

Una desventaja notable del método es que la lente no se puede repetir, porque la alineación casual nunca vuelve a ocurrir.

Además, la única característica física que se puede determinar mediante microlentes es la masa del planeta, dentro de las limitaciones de espacio.

Las observaciones se suelen realizar mediante redes de telescopios robóticos. Además del OGLE financiado por el Consejo Europeo de Investigación, el grupo de Observaciones de Microlente en Astrofísica está trabajando para perfeccionar este enfoque.

El método de variación del tiempo de tránsito considera si los tránsitos ocurren con una periodicidad estricta o si hay una variación. Cuando se detectan múltiples planetas en tránsito, a menudo se pueden confirmar con el método de variación del tiempo de tránsito. Esto es útil en sistemas planetarios alejados del Sol, donde los métodos de velocidad radial no pueden detectarlos debido a la baja relación señal / ruido.

Si un planeta ha sido detectado por el método de tránsito, las variaciones en el tiempo del tránsito proporcionan un método extremadamente sensible para detectar planetas adicionales que no están en tránsito en el sistema con masas comparables a la Tierra y rsquos. Es más fácil detectar variaciones en el tiempo del tránsito si los planetas tienen órbitas relativamente cercanas.

El principal inconveniente del método de cronometraje de tránsito es que, por lo general, no se puede aprender mucho sobre el planeta en sí.

La variación del tiempo de tránsito puede ayudar a determinar la masa máxima de un planeta.

La próxima generación de telescopios espaciales está sobre nosotros. El primero es el lanzamiento de TESS, el satélite de estudio de exoplanetas en tránsito en abril. Este extraordinario instrumento realizará un estudio de casi todo el cielo de las estrellas más cercanas y brillantes para buscar planetas en tránsito.

Kepler, el antiguo maestro de los tránsitos, pasará la antorcha del descubrimiento a TESS.

TESS, a su vez, revelará los mejores candidatos para una mirada más cercana con el Telescopio Espacial James Webb, actualmente programado para su lanzamiento en 2021.


La comunidad escéptica

La nave espacial robótica Chang'e-4 de China hizo algo el año pasado que nunca se había hecho antes: aterrizó en el lado lejano de la luna, y Yutu-2, un pequeño rover que transportaba, comenzó a atravesar un cráter allí. Uno de los instrumentos del rover, un radar que penetra en el suelo, ahora está revelando lo que hay debajo.

En un artículo publicado el miércoles en la revista Science Advances, un equipo de investigadores chinos e italianos mostró que la capa superior del suelo lunar en esa parte de la luna es considerablemente más gruesa de lo que algunos esperaban, unos 130 pies de lo que los científicos llaman regolito.

"Es un ambiente fino, polvoriento y arenoso", dijo Elena Pettinelli, profesora de matemáticas y física en la Universidad Rome Tre, quien fue una de las autoras del artículo.

Según lo que observaron los astronautas de la NASA durante los alunizajes del Apolo, otros científicos dijeron que habrían esperado una cuarta parte del suelo.

Aunque el cráter Von Karman se encuentra dentro de lo que se conoce como la cuenca del Polo Sur-Aitken, un antiguo cráter de impacto de 1,100 millas de ancho, está demasiado al norte para que haya hielo en el suelo.

Las ondas de radar atravesaron los 40 pies superiores aproximadamente sin esfuerzo, lo que indica un material granular poroso. Debajo de eso, había rocas, quizás de un par de pies a un par de yardas de tamaño. Una tercera porción de suelo, aún más baja, parecía consistir en capas alternas de partículas finas y gruesas pero sin cantos rodados.

Una sorpresa fue que los investigadores no vieron señales de que el radar rebotara en el basalto (lava solidificada) que se habría acumulado en el fondo de un cráter cuando las rocas derretidas por el impacto de un meteorito se enfriaron. Las señales de radar de Yutu-2 habrían rebotado en esa roca si el rover hubiera visitado el cráter Von Karman poco después de su formación.

Pero varios miles de millones de años después, la superficie de basalto ha sido enterrada por regolito que posteriormente fue arrojado por impactos posteriores. Es posible que la capa superior de partículas finas también haya contenido rocas, pero es posible que se hayan roto en eones de golpes cósmicos posteriores.

Re: fotos geniales de astronomía

Post por Testigo & raquo Mié 04 de marzo de 2020 11:20 pm

Saturno: sombras de un reloj de sol estacional

Los anillos de Saturno forman uno de los relojes de sol más grandes conocidos. Este reloj de sol, sin embargo, determina solo la estación de Saturno, no la hora del día. En 2009, durante el último equinoccio de Saturno, los anillos delgados de Saturno casi no arrojaron sombras sobre Saturno, ya que el plano del anillo apuntaba directamente hacia el Sol. Sin embargo, a medida que Saturno continúa en su órbita alrededor del Sol, las sombras de los anillos se vuelven cada vez más anchas y se proyectan más al sur. Estas sombras no son fácilmente visibles desde la Tierra porque desde nuestro punto de vista cercano al Sol, los anillos siempre bloquean las sombras. La imagen de arriba fue tomada en agosto por la nave espacial robótica Cassini que actualmente orbita Saturno. Los anillos en sí aparecen como una barra vertical a la derecha de la imagen. El Sol, en la parte superior derecha, brilla a través de los anillos y proyecta sombras cautivadora y complejas en el sur de Saturno, en la imagen de la izquierda. Cassini ha estado explorando Saturno, sus anillos y sus lunas desde 2004, y se espera que continúe hasta que al menos el alargamiento máximo de las sombras de Saturno ocurra en 2017. [12 de octubre de 2011].

Re: fotos geniales de astronomía

Post por Testigo & raquo Jue 05 de marzo de 2020 8:09 p.m.

Cazando auroras: los astrónomos encuentran un exoplaneta usando un nuevo enfoque

Si se confirma, el descubrimiento apunta a cómo los radiotelescopios podrían ayudar a los astrónomos a descubrir y estudiar exoplanetas buscando sus auroras.

Los astrónomos han descubierto un exoplaneta de masa terrestre que orbita una pequeña estrella enana roja a menos de 30 años luz de la Tierra. Y aunque encontrar otro exoplaneta no es nada nuevo, lo único es exactamente cómo los investigadores descubrieron el mundo exótico: buscaron ondas de radio emitidas por auroras brillantes.

Las nuevas observaciones, realizadas con el radiotelescopio Low Frequency Array (LOFAR) en los Países Bajos, indican que un planeta con menos de cinco veces la masa de la Tierra se encuentra en una órbita rápida alrededor de una pequeña enana roja llamada GJ 1151. Y gracias al El campo magnético de las estrellas interactuando con la atmósfera del planeta cercano, los investigadores pudieron detectar las señales de radio reveladoras de las auroras.

En el caso del mundo recién descubierto alrededor de GJ 1151, los investigadores pintan una imagen de un planeta conectado magnéticamente a su estrella, produciendo auroras cuando los dos interactúan. Según Joseph Callingham, un miembro de Veni en el Observatorio de Leiden en la Universidad de Leiden, se espera que estas auroras exoplanetarias se vean más brillantes e intensas que cualquier cosa vista en la Tierra, luciendo tonos púrpuras y amarillos que solo aparecen en los espectáculos de luz más fuertes de la Tierra.

Este tipo de actividad magnética produce emisiones de radio, que los radioastrónomos han esperado durante mucho tiempo utilizar para encontrar y estudiar exoplanetas. En 2018, por ejemplo, los astrónomos descubrieron la impresionante actividad auroral de un exoplaneta deshonesto llamado SIMP J01365663 + 0933473 (o simplemente SIMP). Esto marcó la primera detección de auroras en un objeto del tamaño de un planeta fuera de nuestro propio sistema solar. Si se confirman, las observaciones recientes de GJ 1151 servirán como la primera detección de interacción estrella-exoplaneta en frecuencias de radio.

"Todos los métodos anteriores de detección de exoplanetas alrededor de estrellas de la secuencia principal utilizan telescopios ópticos", dice Benjamin Pope, miembro de la NASA Sagan Fellow de la Universidad de Nueva York que participó en la investigación. "¡Al abrir la ventana de la radio, no necesariamente sabemos lo que encontraremos!"

Y debido a que la mayoría de las estrellas enanas rojas, que se cree que representan aproximadamente el 75 por ciento de las estrellas en el universo, tienen campos magnéticos excepcionalmente fuertes, este nuevo método de detección de exoplanetas basado en su actividad auroral podría ser particularmente revelador.


Imágenes de exoplanetas desde el espacio: EXCEDE & # 038 Expectativas

Estamos entrando en la mayor era de descubrimientos en la historia de la humanidad, una era de exploración que los miles de planetas de Kepler, tanto confirmados como candidatos, solo insinúan. Hoy, Ashley Baldwin analiza lo que se avecina, en forma de varios observatorios espaciales, incluidos diseños que pueden encontrar e imaginar mundos de clase terrestre en las zonas habitables de sus estrellas. Psiquiatra consultor en 5 Boroughs Partnership NHS Trust (Warrington, Reino Unido), el Dr. Baldwin es también un astrónomo aficionado de primer rango cuyas ideas son compartidas y apreciadas por los profesionales que diseñan y construyen tales instrumentos. A medida que avanzamos en el análisis atmosférico de los planetas en el espacio interestelar cercano, usaremos herramientas de exquisita precisión conformadas en torno a los principios descritos aquí.

por Ashley Baldwin

Esta revisión analizará la situación actual con respecto a las imágenes directas de exoplanetas. Hasta la fecha, esto solo se ha hecho desde telescopios terrestres, limitados por la turbulencia atmosférica a gigantes gaseosos jóvenes y luminosos de órbita amplia. Sin embargo, la tecnología de imágenes que se ha desarrollado sobre el terreno se puede adaptar y mejorar enormemente para obtener imágenes basadas en el espacio. La tecnología para hacer esto ha madurado inconmensurablemente incluso durante los últimos 2-3 años y estamos al borde del siguiente paso en la ciencia de los exoplanetas. No menos importante debido a una colección dispar de & # 8220coronagraphs & # 8221, originalmente un simple bloque físico colocado en la vía óptica de los telescopios diseñados para obtener imágenes de la corona del Sol por el astrónomo francés Bernard Lyot, quien presta su nombre a un tipo de coronógrafo.

Este es un instrumento que, en combinación con el trabajo pionero en tierra sobre telescopios & # 8220 óptica adaptativa & # 8221 sistemas y sensores infrarrojos avanzados a finales de la década de 1980 y principios de & # 821790, progresó en los últimos diez años más o menos hacia el diseño de sistemas espaciales. instrumentos & # 8211 generaciones posteriores de los cuales ahora han progresado hasta el punto de conducir telescopios como 2.4m WFIRST, 0.7m EXCEDE y 4m HabEX. Los diferentes coronógrafos funcionan de diferentes maneras, pero el principio básico es el mismo. La luz de las estrellas en el eje se bloquea tanto como sea posible, creando un & # 8220 agujero oscuro & # 8221 en el campo de visión del telescopio donde se pueden obtener imágenes de exoplanetas fuera del eje mucho más tenues.

La caracterización exoplanetaria detallada, incluida la formación y las características atmosféricas, está ahora al alcance de la tentación. Numerosos telescopios insignia se encuentran en varias etapas de desarrollo esperando solo el eventual lanzamiento del Telescopio Espacial James Webb (JWST), y su costo excesivo, antes de continuar.Mientras tanto, he aprovechado la oportunidad que esto brinda para revisar dónde están las cosas al observar la ciencia a través de los ojos de un elegante concepto de telescopio llamado EXCEDE (Exoplanetary Circumstellar Environment & # 038 Disk Explorer), propuesto para el programa Explorer de la NASA & # 8217s para observar circunestelar discos protoplanetarios y de escombros y estudian la formación de planetas alrededor de estrellas cercanas de clases espectrales M a B.

Imagen: Astrónomo francés Bernard Lyot.

Aunque solo es un concepto y aún no se ha seleccionado para el desarrollo, creo que EXCEDE & # 8211 o algo parecido & # 8211 aún puede volar en una iteración u otra, cerrando la brecha entre la madurez del laboratorio y la prueba de concepto en el espacio y, al hacerlo, apresurarse. el paso a los telescopios más grandes por venir. Dos de los cuales, WFIRST (Wide Field Infrared Survey Telescope) y HabEX (Habitable Exoplane Imaging Mission) también reciben cobertura aquí.

¿Por qué la implementación segmentada del telescopio se buscó de manera tan agresiva para el JWST?

& # 8220Monolítico & # 8221, los telescopios de espejo de una pieza son pesados ​​y voluminosos & # 8211, lo que les da su conveniente estabilidad rígida, por supuesto.

Sin embargo, incluso un telescopio monolítico basado en un espejo de 4 m ocuparía todo el carenado de 8,4 m del bloque SLS propuesto 1b y con una pantalla estelar añadida solo encajaría longitudinalmente si tuviera un deflector & # 8220scarfed & # 8221 parcialmente desplegable. El telescopio tendría una masa de alrededor de 20 toneladas construidas con materiales convencionales. Aunque si se construye con carburo de silicio liviano probado, ya probado con el éxito del telescopio Herschel de 3,5 m de la ESA & # 8217, tendría aproximadamente una cuarta parte de esta masa.

Espejos grandes hechos de cerámicas de vidrio mucho más pesadas como Zerodur aún no se han utilizado en el espacio más allá del Hubble de 2,4 my necesitarían la construcción de una prueba de 4 m & # 8220blanks & # 8221 antes de su incorporación en un telescopio espacial. Tenga en cuenta también que Herschel también tuvo que llevar cuatro años de refrigerante líquido además del propulsor. Con una modificación mínima, un telescopio de proporciones similares podría caber también dentro del carenado de un lanzador New Glenn modificado. Si la NASA se deshace de su reticencia sobre el uso de carburo de silicio en la construcción de telescopios espaciales, algo que aún puede ser impulsado, como JWST antes, por la disponibilidad del lanzador. Esto dado el futuro incierto del SLS y especialmente sus iteraciones posteriores.

Mientras tanto, en el momento de la concepción de JWST simplemente no había ningún cohete de elevación pesado / gran carenado disponible (¡o de hecho ahora!) Para llevar un solo telescopio de espejo de 6,5 m al espacio. Especialmente no al punto de observación principal en el punto de Lagrange L2 Sol / Tierra a 900 K millas de distancia en el espacio profundo. Y esa fue la apertura que se consideró necesaria para ser un digno sucesor del Hubble.

Se encontró una respuesta en un espejo segmentado estilo Keck que se podía plegar para su lanzamiento y luego desplegar después del lanzamiento. Origami cósmico, por así decirlo (puede ser un mito urbano, pero se rumorea que se consultó a expertos en origami).

El error fue pensar que transferir el principio bien establecido de antenas de radio espaciales desplegables a telescopios visibles / infrarrojos sería (mucho) más fácil de lo que resultaría. El inicialmente de bajo costo & # 8220evolved & # 8221, pero a medida que lo hizo, lo hizo el telescopio y sus descendientes. Desde el telescopio de cosmología infrarroja hasta el & # 8220Hubble 2 & # 8221 y finalmente el caracterizador de exoplanetas cuando surgió la nueva rama de la astronomía a finales de los noventa.

Un gigante había sido despertado y lleno de una terrible resolución.

El asesino de JWST no ha sido el conjunto del telescopio óptico en sí, sino tanto como doblar la enorme sombrilla adjunta para su lanzamiento y luego desplegarla. Eso es lo que salió terriblemente mal con las & # 8220 costuras explosivas & # 8221 en la última ronda de pruebas y que sigue causando retrasos. Demasiadas piezas móviles también & # 8211 168 si mal no recuerdo. Las partes móviles y las aspiradoras duras simplemente no se mezclan y la respuesta no es algo tan simple como los lubricantes, dado que los convencionales se evaporarían en el espacio, dejando polvos, cuyas limitaciones se vieron con el fracaso de la infame reacción de Kepler. ruedas De vanguardia hace unos años, estos ahora se consideran obsoletos para los telescopios de imágenes de precisión, reemplazados en su lugar por & # 8220microthrusters & # 8221 & # 8211, una tecnología que ha madurado silenciosamente al margen y se empleará en el próximo Euclid de la ESA y luego en la NASA y # 8217s HabEX.

De WFIRST a HabEX

El Telescopio Espacial IR de Campo Amplio, WFIRST, es más por las circunstancias que por el diseño monolítico, y lamentablemente se ha comprometido a usar ruedas de reacción, seis en lugar de las insignificantes cuatro de Kepler y, sin duda, cuatro. He escrito sobre este telescopio antes, pero mucha agua, como dicen, ha corrido bajo el puente desde entonces. Un océano que vale la pena y con implicaciones más amplias con el vínculo como ciencia de exoplanetas.

Con este fin, no se puede intentar cualquier descripción general de las imágenes de exoplanetas sin comenzar con JWST y sus tribulaciones en curso, antes de volver a visitar WFIRST y pasar a HabEX. Luego, finalmente, ver cómo se puede aplicar todo esto. Haré esto enfocando un concepto de telescopio más antiguo pero aún robusto y bastante más humilde, EXCEDE.

Ruedas de reacción & # 8211 tan largas como apunta el telescopio. Pero ahora pasado, ¿y por qué? Imágenes de exoplanetas. La reacción de vibración que causan las ruedas, aunque leve, puede afectar la estabilidad de la imagen incluso en el ángulo de trabajo interno (IWA) más grande de 200mas del coronógrafo WFIRST, definiéndose IWA como el más cercano a la estrella en el que se puede mantener el máximo contraste. En el caso del coronógrafo WFIRST, este es un contraste 6e10 (que ya ha superado significativamente sus parámetros de diseño originales.

La separación angular de un planeta de su estrella, o & # 8220elongación & # 8221, e, se puede expresar como e = a / d, donde a es el semieje mayor planetario expresado en Unidades Astronómicas (AU) yd es la distancia de la estrella de la Tierra en parsecs (3,26 años luz). A modo de ilustración, la Tierra obtenida a partir de diez parsecs parecería estar a 100 ms del Sol & # 8211, pero requeriría un alcance de apertura mínima de 3,1 m para capturar suficiente luz y proporcionar suficiente resolución angular propia. La resolución angular de un telescopio es su capacidad para resolver dos puntos separados y se expresa como el ƛ / D relacionado, donde ƛ es la longitud de onda de observación y D es la apertura del telescopio & # 8211 en metros. Entonces, cuanto más corta sea la longitud de onda y mayor sea la apertura, mayor será la resolución angular.

Un coronógrafo en la vía óptica impactará en esta resolución de acuerdo con la ecuación relacionada n ƛ / D donde n es un número entero nominal establecido en algún lugar entre 1 y 3 y depende del tipo de coronógrafo, con un número menor que da un ángulo de trabajo interno más pequeño más cercano a el límite de resolución / difracción del telescopio principal. En la práctica, n = 2 es el mejor teóricamente posible actualmente para los coronógrafos, con HabEX establecido en 2.4 ƛ / D. EXCEDE & # 8217s PIAA coronógrafo con un objetivo bastante optimista para 1 ƛ / D & # 8211 actualmente inalcanzable, aunque iteraciones posteriores de VVD o quizás PIAA revisado todavía podría lograr esto y qué mejor manera de averiguarlo que a través de una pequeña misión de demostración tecnológica?

Esto también muestra que la búsqueda de exoplanetas se realiza mejor en longitudes de onda visibles más cortas entre 0,4 y 0,55 micrones, y la apertura del telescopio determina qué tan lejos de la Tierra se pueden buscar los planetas a diferentes distancias angulares de su estrella. Esto, a su vez, regirá los requisitos que determinan el diseño de la misión. Entonces, para un generador de imágenes de zonas habitables como HabEX donde n = 2.4 y cuya apertura de 4 m puede buscar zonas habitables de sol como estrellas a una distancia de aproximadamente 12 parsecs. El rendimiento del contraste del coronagrafo varía según el diseño y la longitud de onda, por lo que valores más altos de n, por ejemplo, aún podrían permitir imágenes de precisión más alejadas de una estrella, tal vez buscando analogías de Júpiter / Neptuno o cinturones exo-Kuiper. Los coronagramas también tienen ángulos de trabajo externos, la separación angular máxima que se puede ver entre una estrella y un planeta o sistema planetario (cf. las sombras estelares, cuyo ángulo de trabajo externo está limitado solo por el campo de visión del telescopio anfitrión y, por lo tanto, es grande).

Cualquier telescopio de este tipo, ya sea WFIRST o HabEX, para el éxito requerirá numerosos impedimentos de imagen para mitigar adecuadamente & # 8211 el llamado & # 8220 ruido & # 8221. Ruido de muchas fuentes: actividad de la estrella objetivo, fluctuación estelar, puntería del telescopio y deriva # 038. Aberraciones ópticas. Antiguos & # 8220 errores de frente de onda de orden bajo & # 8221 & # 8211 que representan hasta el 90% de todos los errores ópticos del telescopio (tierra y espacio) e incluyen el desenfoque, errores de puntería como la inclinación / inclinación y la deriva del telescopio que ocurren mientras se rastrea un objetivo, debido por ejemplo, a variaciones en la exposición a la luz solar en diferentes ángulos. Luego, errores ópticos clásicos & # 8220 de orden superior & # 8221 como astigmatismo, coma, aberración esférica & # 038 trébol & # 8211 debido a imperfecciones en la óptica del telescopio. Individualmente diminuto pero inevitablemente acumulativo.

No se puede enfatizar lo suficiente que para la obtención de imágenes de exoplanetas, especialmente de planetas de zonas habitables de masa terrestre, estamos tratando con niveles de precisión requeridos hasta centésimas de mil millonésimas de metro. Picómetros. Diminutas fracciones de longitudes de onda ópticas incluso cortas. Estos errores de frente de onda son, con mucho, el mayor obstáculo a superar en los sistemas de imágenes de alto contraste. La imagen de arriba hace que todo el proceso parezca tan simple, sin embargo, en la práctica, esta sigue siendo la barrera más grande para dirigir imágenes desde el espacio y desde el suelo aún más.

El retraso entre el error de frente de onda (variable) que es detectado por el sensor, alimentado a la computadora de a bordo y, a su vez, al espejo de modificación deformable para permitir la corrección (junto con la corrección paralela de los errores de inclinación / punta de apuntar mediante un espejo de dirección delicado y rápido) # 8221), y la precisión de esa corrección & # 8211 ha sido demasiado larga. El núcleo central del sistema de óptica adaptativa (AO).

Solo en los últimos años ha habido avances esenciales que finalmente deberían permitir que la teoría elegante se convierta en una práctica pragmática. Esto a través de una combinación de corrección de frente de onda a través de espejos deformables mejorados y sensores de frente de onda y su velocidad de procesamiento por computadora que permite trabajar en conjunto. Esto ha llevado a la creación de la llamada & # 8220extreme adaptive optics & # 8221 con la regla general de que cuanto más corta es la longitud de onda observada, mayor es la sensibilidad & # 8220extremity & # 8221 del AO requerido. Es un impedimento aún mayor en el suelo, donde la atmósfera agrega una capa adicional de dificultad. Estos se combinan para permitir que un telescopio encuentre e imágenes exoplanetas diminutos y débiles y, lo que es más importante, para mantener esa imagen durante las decenas o incluso cientos de horas necesarias para localizarlos y caracterizarlos. Esencialmente un telescopio espacial y óptica adaptativa # 8217s.

Una palabra aqui. Espejos deformables, espejos de dirección rápida, sensores de frente de onda, sensores de guía fina y computadoras # 038, coronógrafos, microprocesadores, algoritmos de software. Todos estos, y más, se suman a un telescopio & # 8217s óptica adaptativa & # 8211 originalmente desarrollado y luego evolucionado en el suelo, esta instrumentación ahora se está adaptando a su vez para su uso en el espacio. Todo comparte la característica de modificar y corregir cualquier error en el frente de onda de la luz que ingresa a la pupila de un telescopio antes de alcanzar su plano focal y sensores.

Sin él, la obtención de imágenes a través de grandes telescopios se vería gravemente obstaculizada y la increíble precisión de imágenes descritas aquí sería totalmente imposible.

Dicho esto, cuanto más pequeña es la IWA, mayor es la sensibilidad al ruido y especialmente a la vibración y a los errores de puntería en la línea de visión & # 8220tip / tilt & # 8221, y mayor es la necesidad del rendimiento más alto, la llamada & # 8220extreme adaptive optics & # 8221. HabEX tiene una pequeña IWA de 65 mas para su coronógrafo (para permitir la obtención de imágenes de al menos el 57% de todas las zonas habitadas de estrellas similares al sol hasta 12 parsecs) y opera con un contraste bruto tan bajo como 1e11 & # 8211 cien mil millonésima parte de un metro!

Realmente impresionante. Ser capaz de obtener imágenes a ese nivel es increíble, francamente, cuando esto era solo una teoría hace menos de una década.

Eso es & # 8217s donde el revolucionario Vector Vortex & # 8220charge & # 8221 corongraph (VVC) ahora viene en & # 8211 la & # 8220charge 6 & # 8221 versión todavía ofrece un IWA diminuto pero es menos sensible a todas las formas de ruido & # 8211 y especialmente los errores de frente de onda bajos descritos anteriormente & # 8211 que otros coronógrafos de rendimiento ultra alto, ruido que surge de errores pequeños pero acumulativos en la óptica del telescopio.

Esto jugó un papel importante, si no fundamental, en la selección de VVC 6 para HabEX. La desventaja (compromiso) es que solo el 20% de la luz incidente en la pupila del telescopio llega a los instrumentos del punto focal. Aquí es donde la gran apertura despejada de 4 m de HabEX ayuda, por no hablar de eliminar las causas superfluas de difracción y ruido adicional en el camino óptico.

Hay otras versiones de VVC, el & # 8220charge 2 & # 8221 por ejemplo (ver ilustración), que permite un rendimiento del 70% & # 8211 pero es tan sensible al ruido que resulta ineficaz con alto contraste y bajo IWA. Siempre una compensación. Dicho esto, en el IWA más alto (144mas) y el contraste más bajo (1e8 sin procesar) de un pequeño telescopio generador de imágenes como el concepto EXCEDE del Programa Small Explorer, donde el rendimiento realmente importa, la carga 2 podría funcionar con un control de frente de onda adecuado. Con un contraste crudo (el contraste proporcionado por el coronógrafo solo) gol de Michael C. Fidler 26 de diciembre de 2018, 18:29

Gracias Ashley Baldwin por un informe tan profundo sobre un tema tan complicado. Espero que con la investigación en curso con la óptica y la física cuántica, se verán más avances que aumentarán la resolución, como la propuesta de combinación de interferometría con teletransportación cuántica.

Cómo construir un telescopio asistido por teletransportación.

Arreglos de telescopios con asistencia cuántica.
Emil T. Khabiboulline, Johannes Borregaard, Kristiaan De Greve, Mikhail D. Lukin
(Enviado el 10 de septiembre de 2018)
Las redes cuánticas proporcionan una plataforma para interferómetros astronómicos capaces de obtener imágenes de objetos estelares débiles. En un trabajo reciente [arXiv: 1809.01659], presentamos un protocolo que evita las pérdidas de transmisión con un uso eficiente de recursos cuánticos y memorias cuánticas modestas. Aquí, analizamos una serie de extensiones de ese esquema. Demostramos que puede funcionar como un interferómetro de banda ancha real y generalizarse a múltiples sitios en la matriz. También analizamos cómo las imágenes basadas en la transformada cuántica de Fourier proporcionan una relación señal-ruido mejorada en comparación con el procesamiento clásico. Finalmente, discutimos las realizaciones físicas, incluida la transferencia de estado cuántico basada en la detección de fotones.

Veo que Ole Burde ya capturó este, pero aquí hay algunos enlaces:

El papel:
Imágenes de campo lejano de superresolución mediante reflectores de fase codificada distribuidos solo a lo largo del límite de las aperturas sintéticas.
https://www.osapublishing.org/optica/fulltext.cfm?uri=optica-5-12-1607

Puedo ver cómo esto es una mejora, pero como con todas las matrices de apertura de suma, la pérdida de luz y contraste para los estudios de exoplanetas sería un factor limitante. Esto puede funcionar bien con las matrices de telescopios con asistencia cuántica, ya que se basa en conceptos similares, pero lo ideal sería de alguna manera clonar información cuántica en fotones en escalas de tiempo grandes para construir un telescopio verdaderamente cuántico.

Vaya, qué artículo tan maravilloso, Dr. Baldwin. Gracias sinceramente por compartir sus ideas.

Este es un tesoro de información fidedigna sobre un tema que estoy seguro de que muchos, como yo, encontrarán tremendamente fascinante, y estoy seguro de que volveré a menudo al artículo como referencia. Se me hace la boca agua por los descubrimientos por venir. Pero & # 8211y pido disculpas por las críticas & # 8211 boy, ¿podría haberlo hecho alguna vez con alguna edición para que sea legible? Cada pocas oraciones se redactaban breves pensando que debí haber perdido algunas palabras o algo así & # 8211 era así de elíptica y difícil de analizar, a mi velocidad de lectura normal. Hubo muchos fragmentos de oraciones que simplemente no pude hacer que funcionaran gramaticalmente; no era una cuestión de formalidad / informalidad, que no me importaba menos, sino una cuestión de legibilidad. Espero que pueda tomar esta crítica de manera constructiva. Gracias nuevamente por compartir sus conocimientos aquí.

¿La sombra estelar tiene que tener el borde de pétalos como lo ha dibujado o es solo una manifestación del empaque para el lanzamiento? Lo pregunto porque los diversos satélites de comunicaciones pasivos grandes de hace décadas (Echo, Pageos, PasComSat https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_passive_satellites y https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Echo_-_A_Passive_Communications_ Satellite_- _GPN-2002-000122.jpg y https://www.youtube.com/watch?v=qeN0_7ZXUrY -at end) fueron bastante simples y (en general) implementados con éxito, y parece que la tecnología podría realizar la función de sombra estelar cuando se maniobra en la ubicación correcta. Estos estaban todos en el rango de 30-40 m de diámetro. Eso derriba un desafío bastante & # 8220 fácilmente & # 8221 para permitir el enfoque ($ y diseño / esfuerzo fabuloso) en el telescopio.

A continuación, me pregunto si esa misma tecnología inflable podría usarse para formar un reflector o lente mediante una combinación de mylar aluminizado y transparente. Más tarde, los satélites pasivos se auto-endurecieron por exposición a los rayos UV, pero lograr una superficie puramente lisa no sería posible de manera confiable, por lo que seguramente necesitará correcciones de errores como describe.

La forma de pétalos es de hecho necesaria para un funcionamiento óptimo: crea un borde más suave alrededor de la sombra estelar para que la luz no se difracte alrededor de un borde & # 8220duro & # 8221.

¡Gracias por este artículo tan completo!

Un consejo: si escribe títulos para sus ilustraciones, los lectores sabrán de qué se tratan y, además, cuando diga & # 8220ver ilustración & # 8221, podrá hacer referencia a ellos por número. Lo mismo ocurre con & # 8220ver arriba & # 8221 y con títulos y números de sección.

Este tema es técnico y ha sido lo más detallado posible. Ya ha sido objeto de una extensa edición. Se basó en misiones específicas para intentar ilustrar la teoría en la práctica y dividir los detalles en partes manejables. Algunas de las ilustraciones tecnológicas demuestran la enorme complejidad que finalmente se ha superado para convertir la esperanza en un hecho. Nada menos que trascendental. El diablo está en los detalles, pero no necesariamente para que todos entendamos más allá de lo básico.

EXCEDE es el concepto de misión más básico y sus requisitos técnicos son los menos reforzados & # 8211 de hecho, como puede ver en las ilustraciones Hubble, ALMA y otros osciloscopios terrestres ya han captado imágenes de discos circunestelares. Estos son más fáciles de resolver que incluso los planetas gigantes & # 8211 que son mucho más grandes. Sin embargo, son vitales para determinar cómo y cuándo se forman los planetas y su interacción con el disco, que es fundamental para comprender las arquitecturas plmaerarias de los sistemas estelares y dónde buscar planetas.O incluso si hay demasiado polvo, & # 8221exozodiacal & # 8221 luz para verlos directamente. Estaba leyendo un artículo publicado en & # 8220Centauri Dreams & # 8221 en 2007 sobre el coronógrafo ahora cancelado basado en & # 8220Terrestrial Planet Finder & # 8221, TPF-C. La tecnología para eso fue esencialmente la misma que la descrita para WFIRST y HabEX & # 8211 más de una década después. La gran diferencia es que la tecnología ha pasado de ser teórico / aspiracional a ser realidad en el período intermedio. Gracias a los expertos dedicados basados ​​en grandes osciloscopios terrestres y sus laboratorios de espejos relacionados. Pero sobre todo gracias al trabajo dedicado que surge de la adición del generador de imágenes coronagráfico a WFIRST en la parte posterior de la donación de espejos NRO de 2,4 m. Ese fue el factor decisivo para mí. Su objetivo original era fotografiar planetas con una reducción de contraste de mil millones, & # 82201e9 & # 8221 en luz visible. Suficiente para ver gigantes gaseosos en Júpiter como distancias. Es probable que todavía estemos a una década del lanzamiento de WFIRST y ya ese objetivo ha sido mejorado (como se ilustra en el gráfico requerido) en un orden de 5 veces, lo que ya debería ser suficiente para obtener imágenes de Super Tierras cercanas (si existen, como parece). probablemente) en el borde de las zonas habitables de las estrellas cercanas (Tau Ceti en primer lugar). Agregue un Starshade y WFIRST & # 8217s la potencia aumenta muchas veces en un verdadero Observatorio exoplanetario. Eso & # 8217 es posible ahora, hoy & # 8211 a diferencia de 2007 y TPF, no es una meta exagerada durante cinco años. La tecnología para el HabEX enormemente más capaz está prácticamente ahí también. Es ahora sólo un caso de voluntad. Y dinero. HabEX (y WFIRST) con su nueva tecnología, a diferencia de JWST, han madurado ANTES del desarrollo. Atrás quedaron los días de obstáculos inesperados o extras ocultos que se salían de control. Ahora es solo una cuestión de las consecuencias financieras y políticas que la invasión del JWST tiene en el programa del telescopio espacial de la NASA a largo plazo en cuanto a si conseguimos que WFIRST y HabEX sucedan. . HabEX, aunque tiene la insignia de cazador de planetas, tiene una especificación tecnológica versátil que lo convierte efectivamente en un Hubble 2 más grande. Al igual que el Hubble, es robusto y completamente útil.

Actualmente hay mucho ruido sobre el regreso de los vuelos espaciales tripulados. Ruido pero sin sustancia. Cualquier objetivo de Marte o incluso un regreso a la Luna (¿por qué?) Requeriría que el presupuesto de la NASA se incremente muy por encima de su actual PIB de 0.5% y # 8211, lo que parece poco probable. El sector privado es innovador, pero aún depende de la financiación de la NASA, por lo que no puede hacerlo solo (lo que diga Musk). Pero los vuelos espaciales tripulados aún podrían resultar de gran ayuda para la comunidad astrofísica. La tecnología actual todavía está orientada alrededor de la órbita terrestre baja, independientemente de lo que escuchemos sobre Marte o la Luna. Si va a haber un trampolín hacia Marte, una solución más práctica podría ser servir misiones al punto de Lagrange Sol / Tierra, tan querido por los observatorios espaciales y solo cuatro veces más en el espacio profundo que la Luna. No hay un gran pozo de gravedad que superar, por lo que quizás sea una alternativa legítima a la captura de asteroides ARM para probar SLS, Orion, BFR, & # 8220starship & # 8221 et al.

No llamaría ruido al desarrollo de los grandes cohetes SpaceX. Además, sospecho que el mejor lugar para construir observatorios de exoplanetas podría ser la superficie de la Luna porque si hay estabilidad, los recursos para construir grandes estructuras y los científicos y técnicos humanos de base para mantenerlos, así como el obvio cielo despejado.

Sí, hay muchas razones para un optimismo cauteloso.

En términos de radiotelescopios, una base lunar & # 8211 especialmente en el lado oscuro & # 8211 donde la Tierra y sus emisiones de radio ambientales están eclipsadas. Pero a pesar de los mejores esfuerzos de Musk, Bezos et al, los vuelos espaciales tripulados siguen siendo costosos y no están exentos de riesgos significativos. Especialmente si está tratando de construir una base desde cero en las superficies de la Luna o Marte menos bañadas por radiación (o prácticamente menos atmósfera). La masa es un gran tema y su transferencia allí también. Especialmente para la puesta en marcha. Muchos lanzamientos (incluso BFR) .Sí, hay recursos in situ (hielo de agua, CO2, etc.) para aprovechar, pero estos deberían extraerse primero (en baja gravedad y sin atmósfera que requiera un traje de presión voluminoso & # 8211 que & # 8217s un sitio de construcción aterrador). ¿De dónde vendría la energía para esto también? Mucha energia. No hay reactores nucleares pequeños y transferibles remotamente cerca de su uso (incluso si su uso en el espacio no estaba prohibido por un tratado internacional), por lo que deja la energía solar. He visto cálculos de que incluso una base rudimentaria en Marte requeriría el equivalente a diez campos de fútbol en celdas solares de alto rendimiento para satisfacer sus necesidades mínimas de supervivencia, incluido el procedimiento de recursos in situ (para producir agua y O2 a partir de hielo y metano). combustible de CO2 y hielo) Esta es probablemente una estimación conservadora. Tampoco permite el tipo de tormenta de polvo que cubre el planeta y que parece haber acabado con la pobre y vieja Opportunity.

Dicho esto, el advenimiento de los lanzadores espaciales económicos (y grandes) debería permitir la construcción de telescopios espaciales modulares gigantes en los entornos de fácil acceso y relativamente seguros de la órbita terrestre baja (el precedente de esto es la Estación Espacial Internacional) antes de lanzarlos. al Sol / Tierra Lagrange 2 puntos. Es probable que el servicio in situ, perdido desde la retirada del Shuttle, vuelva a ser una opción.

No estoy claro por qué la masa de la Luna tiene alguna ventaja. Para los humanos, la g baja podría no ser tan útil. Podría ser preferible una estación espacial con una centrífuga para ofrecer hasta 1 g. Cero g es probablemente mucho mejor para construir estructuras grandes, ya que la masa requerida solo es necesaria para mantener la forma, no para luchar contra la gravedad. Finalmente, la superficie de la Luna es muy polvorienta y el polvo levitado electrostáticamente podría contaminar los instrumentos y lentes. Esto podría resultar un problema mayor que las partículas meteóricas.

Mi preferencia sería la luna robótica semiautónoma y telequímica & # 8220miners & # 8221 y las fábricas para extraer materiales utilizables, tal vez fabricando materia prima para impresión 3-D que pueda ser lanzada a la órbita deseada y convertida en los componentes por más robots. reduce costos y peligros. Si las cuadrillas deben estar presentes cerca, entonces se pueden construir instalaciones habitacionales para acomodarlas.

Querida Ashley, sobre la edición, que solicité en otro comentario: no quise decir nada que deba cortarse, o que hayas hecho algo innecesariamente complicado. El artículo tiene toda la información que uno esperaría y entiendo que requiere cierta cantidad de compresión. Creo que mi comentario no fue claro, así que solo daré un ejemplo del artículo, con una tediosa cantidad de detalles sobre cómo lo leí, con la esperanza de ser constructivo (luego me callaré). Considere esta oración:

& # 8220Si la NASA se deshace de su reticencia sobre el uso de carburo de silicio en la construcción del telescopio espacial, algo que todavía puede ser impulsado, como JWST antes que él, por la disponibilidad del lanzador. & # 8221

Cuando leo una oración como esa, me quedo corto al final, porque comenzó con una cláusula if, & # 8220Si la NASA se deshace de su reticencia & # 8230 & # 8221, y entonces espero una consecuencia de ese condicional en la última parte de la oración & # 8211por ejemplo, algo como & # 8220Si la NASA se deshace de su reticencia [& # 8230] entonces podemos esperar [lo que sea] resultados. & # 8221 Pero no hay una cláusula & # 8220 then & # 8221, y & # # 8217 no es solo una cuestión de falta & # 8220 then & # 8221, que es bastante aceptable (por ejemplo, & # 8220Si me pagas, yo & # 8217 trabajaré & # 8221 en lugar de & # 8220Si me pagas, entonces yo & # 8217 trabajaré & # 8221), sino más bien una cláusula completa que falta. Entonces tengo que dejar de leer y volver atrás y ver si me perdí algo en la oración, lo cual es un poco complicado debido a la proliferación de guiones largos. En este caso, vuelvo a leer la oración dos veces y todavía no puedo hacer que tenga sentido, lo que implica que tengo que detenerme más para averiguar lo que quiso decir y, en última instancia, me obliga a retroceder una oración anterior para darme cuenta de que esta oración es una especie de condición en la oración anterior. Debido a que esta no es la práctica habitual de dividir una escritura en oraciones, cada una de las cuales está lógicamente completa, me costó varios segundos mentales volver atrás y averiguarlo mientras leía, y esto me saca del artículo. Multiplique esto por tantas oraciones como exhiban esta tendencia a la incompletitud en su artículo (que es mucho! Estimo que entre un cuarto y la mitad de las oraciones, el último párrafo completo contiene más fragmentos que oraciones reales), y el El efecto neto es que era mucho más difícil de leer de lo necesario. Y para el nivel de conocimiento experto exhibido, encontré esta dificultad en el análisis sintáctico como una experiencia de lectura inusual y por lo tanto sentí que un comentario no estaba injustificado.

Por otro ejemplo: la última oración (fragmento) es una instancia en la que, incluso si retrocedo lentamente y vuelvo a leer, no puedo entender su significado exacto.

He estado leyendo un poco últimamente sobre telescopios con objetivos primarios holográficos y ofrezco esto como un desarrollo futuro posiblemente interesante. No estoy seguro de que sea del todo relevante para esta discusión en particular, pero es emocionante, de todos modos, para este profano y, con suerte, de interés para otros. Una descarga en pdf sobre el tema está disponible en este enlace.


Hubble: por qué puede ver galaxias pero no esa roca lunar.

Muy buenas fotos de la luna ty. Lástima que no veo ninguna nave espacial, plantas de energía, etc., de lo que sigo escuchando.

TLDR (para la capacidad de atención deficiente) Cuanto más grande es el telescopio, más detalles se pueden resolver.

OP. gracias por tu hilo. Lo encontré bastante refrescante, no condescendiente y escrito en una prosa amigable ... No necesariamente estoy de acuerdo con todo lo que has dicho, pero aprecio la forma en que lo escribiste.

¿Con qué no estás de acuerdo y por qué?

Se trata de física y óptica, si no está de acuerdo con algo, diga lo que es y díganos sus razones.

Esto debería ser interesante

Y si es así, ¿por qué no podemos ver un poco más claramente en cuanto a filtrar esa estrella y acercar?

del Hubble o un telescopio de rayos X

La exótica señal de rayos X de la galaxia de Andrómeda en realidad es un agujero negro brillante
www.space.com.

¿Por qué no podemos ver estrellas como esta?


Oh, podemos, pero aparentemente no nuestra propia galaxia

sí, distorsión, distancia, perspectiva,


Lo que me gusta saber es por qué no es el gobierno,

haciendo cualquier cosa para que pueda ver Gran detalle en otros planetas para las estrellas cercanas y sus planetas al menos.


Bueno, sería bueno ver algo como lo que hicieron los satélites espía durante la guerra fría.


HISTORIA DE SENSORES REMOTOS, IMÁGENES SATELITALES,
PARTE II

Profesor Paul R. Baumann
Departamento de Geografia
Universidad Estatal de Nueva York
Universidad en Oneonta
Oneonta, Nueva York 13820
www.oneonta.edu.

el problema leve son años luz para capturar esas imágenes en la lente

¿No se le ha ocurrido que puede estar en el zoom máximo como lo expresó? Ahora está comparando fuentes de rayos X con luz visible.

¡Esto es de su propio enlace que parece que no leyó!

POR FAVOR, publique un ejemplo de lo que hicieron los satélites espías durante la guerra fría porque apuesto a que no leyó lo que vio.

Las estrellas más grandes parecen aún más pequeñas. Las dos más grandes a continuación son gigantes rojas a cierta distancia, mientras que las dos últimas son estrellas del tamaño de un sol a una distancia muy cercana.

R Doradus: 0.057 ″
Betelgeuse: 0.049 ″ - 0.060 ″
Antares: 0,0413 ″
Aldebarán: 0.020 ″
Alpha Centauri A: ca. 0,007 ″
Sirio: ca. 0,007 "

Si ENTIENDE los números anteriores, averiguará por qué el Hubble no puede mostrar detalles en estrellas.

El diámetro estimado de R Doradus es 515 ± 70 millones de km el sol 1.392 millones de km

Hice este hilo para mostrar qué tan grande se vería M31 Andrómeda en nuestro cielo nocturno si fuera lo suficientemente BRILLANTE.

Sí, esa es la luna en la imagen.


Veamos si se entiende parte de esta información.

Si realmente quieres ver de qué es capaz el Hubble, usa este enlace


Luego, descargue el archivo tiff de 349 MB que es una imagen de 17384 x 5558 píxeles.

A pesar de toda su experiencia en imágenes (como afirma), todavía no comprende la diferencia entre detectar y resolver.

El Hubble puede detectar exoplanetas. No puede resolverlos, debido a que no tiene suficiente resolución angular para eso.

Lectura de lectores, tuve que regresar para agregar una bandera y mi agradecimiento por la publicación excelente, altamente informativa y fácil de entender. ¡Bien hecho!

A pesar de toda su experiencia en imágenes (como afirma), todavía no comprende la diferencia entre detectar y resolver.

El Hubble puede detectar exoplanetas. No puede resolverlos, debido a que no tiene suficiente resolución angular para eso.

jajaja. eres bastante gracioso. hazlo a tu manera.

Por cierto, es posible que todos quieran comprobar su definición de "resolver". Parece que le está dando un poco más de lo que realmente se debe.


• (de equipos ópticos o fotográficos) separar o distinguir entre (objetos muy adyacentes):

"Hubble pudo resolver seis estrellas variables en M31"

Me parece que esas imágenes que publiqué muestran exactamente eso. la resolución de un exoplaneta. Sé que no tiene el detalle de la superficie que desea, pero, nuevamente, está a 25 ly de distancia.

¿Qué tal si te mantienes en el tema?

Este hilo trata sobre las limitaciones de Hubble sobre lo que puede o no puede ver en lo que respecta a los detalles destacados.

El límite de Dawes se usa para determinar esto e involucra luz a 562 nm, que es luz visible.

Este hilo no se trata de que el Hubble o cualquier otro telescopio puedan simplemente detectar algo, y especialmente no en otras longitudes de onda de luz no visible.

Si desea continuar esa discusión, inicie su propio hilo sobre ella. Es una discusión completamente diferente y es como comparar manzanas y naranjas.

¿Qué tal si te mantienes en el tema?

Este hilo trata sobre las limitaciones de Hubble sobre lo que puede o no puede ver en lo que respecta a los detalles destacados.

El límite de Dawes se usa para determinar esto e involucra luz a 562 nm, que es luz visible.

Este hilo no se trata de que el Hubble o cualquier otro telescopio pueda simplemente detectar algo, y especialmente no en otras longitudes de onda de luz no visible.

Si desea continuar esa discusión, inicie su propio hilo sobre ella. Es una discusión completamente diferente y es como comparar manzanas y naranjas.

Ahora que no te estoy jodiendo.
Mis comentarios han sido sobre el tema, a pesar de las longitudes de onda.

No estoy hablando de la capacidad de detectar un exoplaneta, sino de la capacidad de "resolverlo". Como lo demuestran las imágenes que publiqué.

La detección se realiza adquiriendo los efectos del planeta sobre su estrella madre, conoces el "oscurecimiento" del tránsito. El cambio de longitud de onda debido a los efectos Doppler. estos son detección.

Adquiriendo los espectros de una atmósfera de exoplanetas, imaginando el "disco" del planeta. esos solo se hacen cuando realmente podemos resolver el planeta. no solo afecta al medio ambiente.

Ok, lo entendemos, pero nuevamente, ¿cuál es el título de este hilo?

El hilo era para mostrar por qué incluso el Hubble no puede darnos la capacidad de ver en detalle pequeños objetos en la Luna, una pregunta que se hace a menudo aquí en los hilos de engaño de la Luna.

Inicie un hilo con sus cosas a muchos de nosotros nos gustaría saber más, he visto un video en youtube que confirma un exoplaneta con una DSLR y una lente de 300 mm.


publicado originalmente por: tanka418
No estoy hablando de la capacidad de detectar un exoplaneta, sino de la capacidad de "resolverlo". Como lo demuestran las imágenes que publiqué.

La detección se realiza adquiriendo los efectos del planeta sobre su estrella madre, conoces el "oscurecimiento" del tránsito. El cambio de longitud de onda debido a los efectos Doppler. estos son detección.

Adquiriendo los espectros de una atmósfera de exoplanetas, imaginando el "disco" del planeta. esos solo se hacen cuando realmente podemos resolver el planeta. no solo afecta al medio ambiente.

Ah, ahora veo que hubo una especie de malentendido.

Cuando dije "detectar" quise decir que el Hubble puede capturar la luz de un exopanet, creando un punto de luz en su sensor. Dado que el sensor registró el punto de luz, significa que el Hubble puede detectar un exoplaneta. Pero la resolución angular del Hubble no es suficiente para ver los exoplanetas como algo más que un punto.

Y, de hecho, la adquisición de espectros también se puede hacer a partir de un punto de luz (esto se ha hecho con todas las estrellas que se han estudiado en astronomía), simplemente usa un prisma para extender el punto de luz en su espectro.

Si hay imágenes que muestran un exoplaneta como algo más que un punto de luz, a nosotros y a la comunidad científica nos gustaría mucho verlas.