Radioastronomia harjoitustyö; vedyn 21cm spektriviiva

Transkriptio

1 Radioastronomia harjoitustyö; vedyn 21cm spektriviiva Tässä työssä tehdään spektriviivahavainto atomaarisen vedyn 21cm siirtymästä käyttäen yllä olevassa kuvassa olevaa Observatorion SRT (Small Radio Telescope) radioteleskooppia. HI atomin siirtymä syntyy oheisten kuvien mukaisesti seuraavasti: vetyatomin 1S perustila on jakautunut kahteen hyperhienorakennetasoon, riippuen siitä ovatko ytimen ja elektronin spinit yhdensuuntaiset vai vastakkaiset. Tapaus jossa ne ovat yhdensuuntaiset on energeettisesti suurempi, joten spinien muuttuessa vastakkaisiksi HI emittoi fotonin tarkalleen taajuudella MHz, aallonpituudella cm, ja tunnetaan siten vedyn 21cm spektriviivana. Havaittu HI viivojen leveys on kuitenkin tyypillisesti useita kymmeniä km/s, ja spektrissä näkyy usein eri nopeuskomponentteja. Tämä johtuu kaasun liikkeistä HI pilven sisällä (turbulenssi) ja näkösäteellä olevien useiden pilvien erilaisista säteisnopeuksista, joiden syynä on Linnunradan pyörimisliike.

2 Laitoksen radioteleskooppi on tietokoneohjattu teleskooppi jolla voi tehdä havaintoja taajuusalueella MHz, sekä kontinuumi että spektriviiva havaintoja. Spektrometrisissa havainnoissa käytetään yleensä havaintomoodia jolla saadaan 1200 khz kaistanleveys ja 8 khz taajuusresoluutio. Laitteessa on 2.3m halkaisijainen peiliantenni ja azimutaalinen pystytys. Antennin keilan leveys 1.4 GHz taajuudella on noin 7 astetta. Lisätietoja teleskoopista voit katsoa sivulta I Havaintojen kalibraatio Radioastronomiassa kohteen kirkkaus ilmoitetaan yleensä antennilämpötilana, Kelvin yksiköissä. Se on sellainen lämpötila joka koko antennin keilan täyttävällä kuvitteellisella mustalla kappaleella pitäisi olla jotta teleskooppi mittaisi saman tehon kuin itse kohteesta. Jotta voimme ilmaista mitattujen spektriviivojen intensiteetin antennilämpötilana meidän pitää saada relaatio vastaanottimen mittaaman tehon ja antennilämpötilan välille. SRT:llä tämä kalibraatio suoritetaan käyttämällä kohinadiodikalibraattoria, olettaen että se vastaa tietyssä lämpötilassa olevaa mustan kappaleen säteilijää. Havaintojen yhteydessä teimme kalibraation, joten tässä työssä käyttämäsi data on jo kalibroitu. II Havaintojen käsittely Ensinnäkin, tarvitset datatiedoston 'HavTaht_22_10_2009_G130.bur' jonka voit imuroida osoitteesta johonkin omaan hakemistoosi. Sen jälkeen sinun pitää logata itsesi Observatoriolla olevaan sky6, sky7, sky8 tai sky9 koneeseen. Käynnistä CLASS ohjelmisto komennolla class.

3 Anna CLASS'issa seuraavat komennot: LAS> file in HavTaht_22_10_2009_G130.bur LAS> find LAS> get first LAS>set plot histo LAS>plot ;avataan tiedosto lukua varten ;haetaan spektrit tiedostosta ;luetaan ensimmäinen ja ainoa tiedosto ;plottausmoodi histogrammi ;plotataan spektri Nyt näytössä pitäisi näkyä mittaamasi spektri. Seuraavaksi sovitamme spektrin Gaussisilla funktioilla ja laskemme spektrin pinta alan, yksiköissä K km/s. Aloitetaan työ sovittamalla ja vähentämällä niin sanottu 'baseline' eli tausta. Anna seuraavat komennot: LAS> set cursor on LAS> set window ;kursori käyttöön ;määritä kursorilla ne alueet jotka haluat jättää taustan ;sovituksen ulkopuolelle, eli itse spektriviivat. ;Katso komennolla help set window ikkunat määritellään ;(Ohje: laita kursori spektriviivojen vasemmalle puolelle, ; paina n, sitten oikealle puolelle, paina n, ja lopuksi e) LAS> base 1 /plot LAS> plot ;tehdään baseline sovitus ja plotataan se ;plotataan spektri uudestaan, nyt baseline vähennettynä Spektrisi pitäisi näyttää nyt tämän tapaiselta:

4 Nyt olet valmis sovittamaan spektrin Gaussisilla funktioilla. Todennäköisesti spektrissäsi on useampi komponentti joten arvioi ensin montako Gaussista komponenttia spektriisi voisi sovittaa. Yllä olevassa tapauksessa sovitamme 2 komponenttia. Älä yritä löytää spektristä liikaa komponentteja, kunhan suurimmat rakenteet tulevat sovitetuiksi. Anna seuraavat komennot: LAS> lines n LAS> gauss LAS> fit LAS> fit 1 ;sovitetaan n komponenttia (esim lines 2). Jokaisen komponentin ;sijainti pitää antaa kursorin avulla seuraavasti: kursori spektriviivan ;vasempaan laitaan, paina space, kursori viivan oikeaan laitaan, paina ;space. Näin siis yhteensä 2 kertaa. ;tehdään sovitus ;plotataan kaikki Gaussiset sovitukset laskettuna yhteen ;plotataan ensimmäinen komponentti. Vastaavasti plottaa fit 2 jne. Liitä työselostukseen Gaussisen sovituksen antamat parametrit, kullekin komponentille. Sovituksen pitäisi näyttää seuraavan tapaiselta:

5 Seuraavaksi tee PostScript tuloste seuraavasti: LAS> device PS grey /output plotti.ps LAS> plot LAS> fit LAS> fit 1 ; plottaa sovitus kaikille komponenteille erikseen fit n komennolla LAS> device xlandscape white Hakemistossasi on nyt tiedosto plotti.ps jonka plottaat (komento lpr P laser plotti.ps, joka tulostaa tietokoneluokan printteriin), ja liität työselostukseen. Lopuksi laskemme vielä emission kokonaispinta alan. Yllä olevassa tapauksessa HI emissiota on nopeusvälillä noin 90 0 km/s. Laskemme pinta alan seuraavilla komennoilla: LAS> draw LAS> define real linearea LAS> for i ch1 to ch2 ;katso kanavaväli millä emissiota esiintyy: laita kursori emission ;vasempaan laitaan, paina <space>, sitten oikeaan laitaan ja <space>, ;lopuksi paina e näppäintä. Katso mitkä ovat ohjelman antamat ;'Channel number' arvot. ;määritetään muuttuja nimeltä linearea ;aloitetaan for silmukka, laita parametrien ch1 ja ch2 tilalle ;edellä saamasi kanavien numerot, ensin pienempi, sitten suurempi ;kanava LAS: let linearea = linearea+ry[i] ;spektri on vektorissa ry. HUOM: noudata tarkalleen ;annettua formaattia, eli + merkin ympärillä ei saa olla tyhjää LAS: next LAS> let linearea = linearea*abs(velo_step) ;yhden kanavan leveys yksiköissä km/s on ;parametrissa velo_step. Se on negatiivinen luku, ;joten otetaan siitä itseisarvo LAS> exam linearea ;tulosta pinta ala yksiköissä K km/s

6 Vedyn pylvästiheys, eli vetyatomien kokonaislukumäärä näkösäteen suunnassa (havaitsijasta aina Linnunradan ulkopuolelle asti) yhden neliösenttimetrin läpimittaisessa sylinterissä, voidaan laskea kaavasta N(HI) T(v) dv missä yksiköt ovat seuraavat: pylvästiheys N(HI): [atomia cm 2 ] emissioviivan intensiteetti nopeuden funktiona T(v): [K] nopeus dv: [km s 1 ] eli integraali on sama kuin edellä laskemasi emission pinta ala yksiköissä K km s 1. Liitä saamasi arvo työselostukseen Jos tulee ongelmia niin kysy neuvoja Kimmo Lehtiseltä (kimmo.lehtinen@helsinki.fi, länsirotundassa, huone 234) tai Jorma Harjulta (jorma.harju@helsinki.fi, keittiön vieressä, huone 209). Jos radioastronomiset havainnot vaikuttivat kiinnostavilta, niin muista että voit tehdä tällä teleskoopilla erillisen, laajemman harjoitustyön. Voit esim. kartoittaa vedyn 21cm viivan jakautumista Galaksin tason läheisyydessä, ja tutkia Galaksin rotaatiota. Ota tarvittaessa yhteys Lehtiseen tai Harjuun.