Kaukoputket ja observatoriot

Transkriptio

1 Kaukoputket ja observatoriot Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos kevät 2013

2 7. Kaukoputket ja observatoriot Perussuureet Klassiset optiset ratkaisut Teleskoopin pystytys Fokus Kuvan laatuun vaikuttavia tekijöitä Observatorion sijoituspaikka Teleskooppeja

3 7.1 Teleskoopin perussuureet Tärkeimmät ominaisuudet: Tyyppi (peili/linssi) Objektiivin halkaisija D Polttoväli f Havaintoihin vaikuttaa: Valonkeräyskyky, F D 2 Aukkosuhde D/f kuvaa teleskoopin valovoimaa Kuvan mittakaava polttotasolla, ilmoitetaan yleensä yksiköissä /mm tai /pix Erotuskyky (Rayleigh θ 1.22λ/D), yleensä kuitenkin ilmakehän rajoittama Visuaalihavainnoissa suurennus ω = f/f, missä f on okulaarin polttoväli

4 7.1 Teleskoopin perussuureet Esim. Tuorlan 1.05 m teleskoopin erotuskyky on 0.13, Hubblen (2.4 m) 0.06 ja NOT:n Seeing on yleensä hyvälläkin paikalla ja merenpinnan tasolla usein 3 5. Apupeilin pidike aiheuttaa diffraktiokuvion, joka voi aiheuttaa ongelmia hyvällä seeingillä tai kirkkaiden tähtien kanssa.

5 7.1 Teleskoopin perussuureet Teleskoopin mitat valitaan käyttötarkoituksen mukaan: Kohteet ovat himmeitä tai edellyttävät hyvää erotuskykyä suuri D Laajat matalan pintakirkkauden kohteet pieni f Pienet mutta kirkkaat kohteet suuri f

6 7.2 Klassiset optiset ratkaisut Dioptriset eli linssikaukoputket Kataoptriset eli peilikaukoputket Katadioptriset eli sekä peilejä että linssejä käyttävät kaukoputket

7 7.2.1 Linssikaukoputket + Umpinainen tukeva rakenne + Ei juuri tarvetta huollolle ja säädöille + Ei apupeiliä Pitkä rakenne Kapea näkökenttä Värivirheet Valmistaminen hankalaa

8 7.2.1 Linssikaukoputket Käytetään yleensä havaintoihin, joissa apupeilin aiheuttamasta diffraktiorakenteesta halutaan päästä eroon tämän erotuskykyä ja kuvan kontrastia heikentävän vaikutuksen takia. SST (1 m linssikaukoputki), La Palma

9 7.2.2 Newtonin kaukoputki Pääpeili paraboloidi, apupeili vinoon asetettu taso + Helppo valmistaa + Halpa Painavien ilmaisimien asentaminen hankalaa Voimakas koma Polttoväli on valittava pitkäksi, jottei apupeili kasvaisi liian suureksi

10 7.2.3 Cassegrain Apupeili hyperboloidi Useimmat isot teleskoopit ovat Cassegrain tai Ritchey-Chretien tyyppisiä. Ritcher-Chretien on Cassegrainin parannettu versio, jossa myös pääpeili on hyperboloidi

11 7.2.3 Cassegrain + Kompakti rakenne, helppo rakentaa vakaaksi + Ilmaisimien asentaminen helppoa + Koma ja palloaberraatio pienempiä kuin Newtonissa + Ritchey-Chretien: ei komaa eikä palloaberraatiota Kuvakentän kaarevuus ja astigmatismi suurempia kuin vastaavien mittasuhteiden Newtonissa Ritchey-Chretien: Korkean asteen pinnat vaikeita valmistaa Tarkennus tehtävä tarkasti

12 7.2.4 Schmidt-kamera Pallopeili + korjauslasi + Laaja kuvakenttä Korjauslasi vaikea valmistaa Yleensä umpinainen rakenne lämpöongelmia Kuvataso voimakkaan kaareva (voidaan korjata erillisellä korjausoptiikalla)

13 7.2.5 Schmidt-Cassegrain Kuin Schmidt-kamera, mutta kuva muodostetaan pääpeilin taakse Cassegrain-apupeilillä + Erityisen lyhyt verrattuna polttoväliinsä + Laaja lähes virheetön kuvakenttä Vaikea valmistaa Kallis

14 7.2.6 Maksutov Korjauslasin pinnat, pääpeili ja apupeili ovat kaikki samankeskisiä pallopintoja. Samat edut ja haitat kuin Schmidt- Cassegrainissa.

15 7.2.7 Erikoisuuksia Esim. kaupallisella kameraoptiikalla varustettuja CCD-kameroita (SuperWASP) Monimutkaisia vinopeilisysteemejä

16 7.3 Teleskoopin pystytys Ekvatoriaalinen tai (alt)azimutaalinen pystytys Monta eri teknistä ratkaisua ekvatoriaaliseen pystytykseen: haarukka, saksalainen pystytys, englantilainen pystytys, hevosenkenkäpystytys

17 7.3 Teleskoopin pystytys Haarukka Saksalainen Englantilainen Hevosenkenkä (Palomar 5 m)

18 7.3 Teleskoopin pystytys

19 7.4 Fokus Primäärifokus Newton-fokus

20 7.4 Fokus Cassegrain-fokus + Minimoidaan peilien määrä Ilmaisin liikkuu Coude-fokus + Ilmaisin voi olla erillään teleskoopista Monimutkainen valon reitti

21 7.4 Fokus Nasmyth-fokus + Ilmaisin liikkuu vain vähän Ylimääräinen peili Teleskooppiin voidaan kiinnittää useita ilmaisimia yhtä aikaa.

22 7.5 Kuvan laatuun vaikuttavia tekijöitä Optisen systeemin valinta Hionnan laatu Tarkkuuden oltava < λ/10 Pääpeilin tuenta Aktiivinen optiikka Suojaus hajavalolta (baffling)

23 7.5 Kuvan laatuun vaikuttavia tekijöitä

24 7.5 Kuvan laatuun vaikuttavia tekijöitä Kirkkaan tähden hajavalo CCD-kuvassa NOT:n hajavalon vähentäminen (Grundahl & Sörensen 1996)

25 7.6 Terminen suunnittelu Lämpölähteitä: Kaukoputki, peili, rakenteet Rakennus Ilmaisin Havaitsija Ympäröivät rakennukset Maaperä

26 7.6 Terminen suunnittelu Kuinka terminen suunnittelu näkyy kuvassa?

27 7.6 Terminen suunnittelu NOT: Terminen suunnittelu optimoitu

28 7.6 Terminen suunnittelu Termisen suunnittelun haasteita: Teleskoopin kontrollihuone

29 7.7 Mekaaninen suunnittelu Laakerointi Tasapainotus Värähtelyn estäminen Tuulelta suojaaminen Lämpölaajenemisen minimointi

30 7.8 Havaintopaikan valinta Mahdollisimman vähän pilvisiä öitä Kuiva ilmasto Sijainti korkealla (ohut ilmakehä, tumma taivas) Hyvä seeing Vähän valosaastetta Ympäröivä infrastruktuuri Hyviä havaintopaikkoja: La Palma, Havaiji, Chile, Arizona, Australia, Etelä-Afrikka

31 7.8 Havaintopaikan valinta

32 7.8 Havaintopaikan valinta Miksi Big Bear aurinko-observatorio on rakennettu järvelle?

33 7.9 Teleskooppeja Suomen suurimpia: Tuorlan Cassegrain 1.03 m Metsähovin Ritchey-Chretien 0.6 m Maailman suurimpia Keck, 2 10 m (Mauna Kea) GTC, 10.4 m (La Palma) VLT, m (Paranal) Subaru, 8.2 m (Mauna Kea) LBT, m (Mt. Graham) Gemini N & S, 8.1 m (Mauna Kea & Cerro Pachon) LBT

34 7.9 Teleskooppeja tulevaisuus GMT (Giant Magellan Telescope), 25 m, Las Campanas TMT (Thirty Meter Telescope), 30 m, Mauna Kea E-ELT (European Extremely Large Telescope), 39 m, Cerro Armazones TMT E-ELT

35 7.9 Tehtävä Mitä etuja ja haittoja olisi sijoittaa observatorio seuraaviin paikkoihin? Mt. Everestin huipulle Antarktikselle Utön majakkasaarelle