Havaitseva tähtitiede 1

Transkriptio

1 Havaitseva tähtitiede elokuuta 2009 Leo Takalo puh takalo@utu.fi

2 Kirjallisuutta Nilsson, Takalo, Piironen: Havaitseva tähtitiede I (kurssikirja) Kitchin: Astrophysical techniques Howell: Handbook of CCD astronomy Web Osoitteita:

3 Sisältö 1. Historiaa 2. Ilmakehän vaikutus havaintoihin 3. Optiikkaa 4. Kaukoputket 5. Ilmaisimet (silmä, valokuvaus, valomonistin,...) 6. CCD 7. Kuvankäsittely 8. Fotometria 9. Polarimetria 10. Spektrometria 11. Muut aaltoalueet 12. Astrometria 13. Nykyaikaiset suuret teleskoopit

4

5

6

7 Historiaa Ensimmäinen merkittävä havaitsija oli Hipparkhos, joka eli toisella vuosisadalla ennen ajanlaskumme alkua. Hän laati varhaisimman tunnetun tähtiluettelon. Siinä esitetyt suuruusluokat ovat jääneet elämään nykyisen magnitudin käsitteessä.

8 Hipparkhos käytti ainakin armillaaripalloa, joka koostuu taivaanpallon perusympyrää kuten ekliptikaa ja meridiaania vastaavista renkaista. Armillaaripallo koostuu kehistä, jotka vastaavat taivaanpallon perusympyröitä.

9 Toinen vanha kulmien mittauksen apuväline on kvadrantti, jossa on neljännesympyrän muotoinen kaari ja ympyrän keskipisteen ympäri kiertyvä tähtäyssauva. Kvadrantista kehittyivät suuret seinään kiinteästi kiinnitetyt seinäkvadrantit sekä pienet oktantit ja sekstantit, joita varsinkin merenkulkijat käyttivät. Havaintolaitteet oli tarkoitettu vain kulmien mittaamiseen. Niiden tarkkuutta parannettiin suurentamalla laitteita, muotoilemalla tähtäimet sopivasti, ettei havaitsijan silmän paikka pääse vaikuttamaan tähtäyssuuntaan, sekä kehittää apukeinoja asteikkojen lukematarkkuuden parantamiseksi.

10 Tämän kehityksen veivät pisimmälle Tyko Brahe ( ) ja Johannes Hevelius ( ). Tyko Brahe onnistui pienentämään virheet vajaaseen kaariminuuttiin. Hän oli myös ensimmäinen tähtitieteilijä, joka systemaattisesti tutki ja pyrki vähentämään havaintovirheitä Viimeinen vanhan havaintoperinteen jatkaja oli Johannes Hevelius. Hevelius kylläkin rakensi ja käytti kaukoputkia, mutta halusi silti suorittaa tähtiluetteloihin tarvittavat koordinaattien mittaukset ilman optisia apuvälineitä. Hevelius pääsi tarkkuuteen, joka on keskimäärin noin puolen kaariminuutin luokkaa eli hiukan parempi kuin Tykolla.

11 Kaukoputken kehitys Pian Tykon kuoleman jälkeen havaitseva tähtitiede siirtyi uudelle aikakaudelle kaukoputken keksimisen ansiosta. Linssejä oli valmistettu jo aikaisemminkin, mutta vasta 1600-luvun alussa keksittiin yhdistää kaksi erilaista linssiä kiikariksi. Ensimmäisenä tämän keksi ilmeisesti hollantilainen Hans Lippershey (n ), mutta samoihin aikoihin vuoden 1608 paikkeilla muutkin alkoivat valmistaa kiikareita. Galileo Galilei ( ) kuuli keksinnöstä seuraavana vuonna ja onnistui pian valmistamaan kiikarin itselleen, vaikka ei ehkä täysin ymmärtänytkään sen toimintaperiaatetta. Pian hän sai aikaan 30-kertaisen suurennuksen, jolloin laitetta voi jo kutsua kaukoputkeksi.

12 Ensimmäisten kaukoputkien optiikan laadussa ei ollut hurraamista. Pahin ongelma oli linssin väriaberraatio. Virhettä yritettiin pienentää pidentämällä polttoväliä. Tämä johti 1600-luvulla hyvin pitkiin ja hankalasti käsiteltäviin rakennelmiin. Esim. Johannes Heveliuksen suurimman kaukoputken polttoväli oli peräti 45 metriä.

13 Väriaberraatiosta päästään eroon käyttämällä linssin sijasta peiliä. Koska valon ei tarvitse kulkea erilaisten väliaineiden läpi, se ei taitu, eikä siten myöskään hajoa väreiksi. Ensimmäisen peilikaukoputken periaatteen esitti englantilainen James Gregory ( ) vuonna Siinä valo heijastuu ensin paraboloidin muotoisesta pääpeilistä ja osuu pienempään apupeiliin, joka on muodoltaan kovera ellipsoidi. Apupeilistä valo heijastuu pääpeilissä olevan reiän lävitse okulaariin. Tämä kaukoputkityyppi ei koskaan yleistynyt, sillä siinä peilien kuvausvirheet vahvistavat toisiaan. Vähän myöhemmin Isaac Newton ( ) korvasi apupeilin vinoon asetetulla tasopeilillä, joka heijastaa kuvan putken sivulle. Varsinkin harrastajat käyttävät edelleen paljon Newton-tyyppistä kaukoputkia, sillä siinä on vähän optisia osia, joten se on halpa ja helppo itsekin valmistaa.

14 Rossen jaarlin, William Parsonsin, suurin kaukoputki oli 72-tuumainen (180-senttinen). Se valmistui 1845 ja oli maailman suurin teleskooppi aina 1910-luvulle, jolloin Mount Wilsonille rakennettiin 100-tuumainen Hooker-teleskooppi. (Kuva Risto Heikkilä)

15 Ensimmäisten peilikaukoputkien peilit eivät olleet lasia vaan metallia. Peilimateriaali, speculum-metalli, koostui pääasiassa kuparista ja tinasta, mutta mukana voi olla myös arseenia. Vuonna 1672 esitettiin, että Gregoryn kaukoputken kovera apupeili korvattaisiin kuperalla peilillä. Keksinnön tekijä oli luultavasti ranskalainen lääkäri Giovanni Cassegrain ( ), mutta aivan varmoja henkilöllisyydestä ei olla. Newton piti Cassegrainin ajatusta täysin kelvottomana. Vasta vuosisata myöhemmin huomattiin, että Cassegrainin kaukoputkessa pää- ja apupeilien kuvausvirheet eliminoivat osittain toisensa, joten järjestelmä on Gregoryn kaukoputkea selvästi parempi. Nykyisin suuret kaukoputket ovatkin juuri Cassegrain-tyyppisiä.

16 Vuonna 1729 optisia kokeita harrastellut Chester Moor Hall ( ) keksi, että yhdistämällä kaksi erilaisista laseista tehtyä linssiä väriaberraatio voidaan poistaa. Siksi sitä kutsutaankin akromaattiseksi eli värittömäksi linssiksi. Linssikaukoputkien valmistajana suurta mainetta sai Joseph Fraunhofer ( ). Tunnetuin Fraunhoferin rakentamista kaukoputkista on 1820 pystytetty Tarton 9.5-tuumainen refraktori. Yksi tämän kaukoputken uutuuksista oli ensimmäinen nykyaikainen ekvatoriaalinen jalusta ja painojen käyttämä kellokoneisto, joka piti kaukoputken jatkuvasti kohteeseen suunnattuna luvulla keksittiin, että lasi voidaan pinnoittaa ohuella kiiltävällä hopeakalvolla. Ensimmäisenä lasisia kaukoputken peilejä kokeilivat Carl von Steinheil ja Léon Foucault ( ).

17 Ensimmäinen kaukoputkeen liitettävä mittalaite oli hiusristikko, jonka William Gascoigne ( ) kehitti vuoden 1640 paikkeilla. Siitä hän kehitti edelleen mikrometrin, jolla voitiin mitata aikaisempaa paljon tarkemmin pieniä kulmia, kuten kaksoistähtien välimatkoja. Absoluuttiseen astrometriaan käytettiin aikaisemmin suuria, kiinteästi pystytettyjä seinäkvadrantteja. Niistä kehittyivät uudemmat meridiaanikoneet.

18 Ohikulku- eli pasaasikone on periaatteessa samanlainen kuin meridiaanikonekin, mutta se on tarkoitettu nimenomaan kulminaatioaikojen määrittämiseen. Siksi siinä on pienempi ja epätarkempi lukemakehä korkeuden määritystä varten. Aina 1900-luvun alkuun saakka tähtiluettelot on laadittu pääasiassa erilaisilla meridiaanikoneilla. Sittemmin niiden käyttö on vähentynyt. Nykyään vakituisessa käytössä on vain muutama pitkälle automatisoitu laitteisto. Sittemmin astrometriaan on käytetty valokuvauslevyjä ja nykyisin CCD-kuvia. Kyseessä on tällöin suhteellinen astrometria: kuvassa on oltava tunnettuja vertailutähtiä joiden suhteen paikat mitataan.

19 Tähtien magnitudit arvioitiin aluksi silmämääräisesti. Objektiivisempiin mittauksiin päästiin mittaamalla valon määrä jollakin silmästä riippumattomalla tavalla. Zöllnerin fotometri. Kohdetta havaitaan vasemmalla olevalla kaukoputkella. Oikealla olevassa purkissa on lamppu. Sen valo muodostaa standardin, johon tähden kirkkautta verrataan. Lampun valoa säädetään polarisaattoreilla niin, että se näkyy yhtä kirkkaana kuin tähti.

20 Steinheilin fotometrissä käytettiin halkaistua objektiivia, jonka puoliskoja voitiin siirrellä pitkin kaukoputken optista akselia. Okulaari ei ollut aivan polttotasossa, joten tähdet näkyivät läiskinä Säämällä objektiivin puoliskojen etäisyydet sopiviksi läiskien pintakirkkaudet saatiin samoiksi. Johann Zöllnerin ( ) fotometrissä kohdetta verrattiin keinotekoiseen valonlähteeseen, jonka kuva säädettiin polarisaattorien avulla yhtä kirkkaaksi kuin kohde. Harvardissa Edward Pickering ( ) kehitti Zöllnerin fotometristä laitteen, jolla voitiin verrata kahden tähden kirkkautta. Laitteessa oli kaksi vaakasuoraa kaukoputkea, joihin valo ohjattiin peilien avulla. Toinen kohde oli yleensä standardina käytetty Pohjantähti. Myöhemmin kuitenkin osoittautui, että Pohjantähti on muuttuva tähti.

21 1900-luvun alkuvuosina Joel Stebbins ( ) kehitti valosähköisen fotometrin. Siinä valoherkkänä aineena oli seleeni, jonka sähköinen vastus pienenee siihen osuvan valon vaikutuksesta. Hieman myöhemmin Guthnick ja Rosenberg kehittivät huomattavasti herkemmän fotometrin, jossa tähden valo irrottaa alkalimetallin pinnasta elektroneja. Näistä elektroneista aiheutuva virta voidaan sitten mitata. Tällaisen fotokatodin herkkyys on jo paljon parempi kuin valokuvauslevyn. Fotokatodi on herkimmillään spektrin sinisessä päässä ja lähiultraviolettialueessa. Parhaimmillaan kvanttihyötysuhde eli todennäköisyys, että yksi fotoni irrottaa elektronin fotokatodilta, on hieman yli 30 %. Näkyvän valon kohdalla se on enään luokkaa 5 10 % ja putoaa nopeasti infrapunaiseen siirryttäessä

22 Fotokatodiin perustuu myös kuvanvahvistin, joka kehitettiin 1960-luvulla. Siinä fotonien irrottamat elektronit kiihdytetään korkealla jännitteellä fluoresoivalle varjostimelle, missä ne aiheuttavat valonvälähdyksiä, jotka voidaan valokuvata tai muuttaa videosignaaliksi. Nykyisissä fotometreissä käytetään valomonistinputkia, jotka vahvistavat fotokatodilta tulevan virran jopa kertaiseksi. Valomonistimen ikävä puoli on, että se tuhoutuu, jos siihen osuu liikaa valoa. CCD-kameran yleistyessä fotometrien käyttö on nopeasti vähentynyt, ja laitteet ovat jääneet suureksi osaksi historiaan. Tietynlaisissa havainnoissa, kuten polarimetriassa, niillä on kuitenkin edelleen käyttöä

23 Jo Isaac Newton huomasi, että valo voidaan hajottaa prismalla eri väreiksi. William Herschel ( ) asetti lämpömittareita Auringon spektriin ja havaitsi, että korkein lämpötila löytyy näkyvän spektrin punaisen pään ulkopuolelta. Varsinainen spektroskopia alkoi kuitenkin kehittyä vasta 1800-luvun alkupuolella. Vaikka ranskalainen filosofi Auguste Comte väittikin 1835, ettei taivaankappaleiden lämpötiloja tai kemiallista koostumusta voitaisi ikinä saada selville, spektroskopia oli jo alkanut tuoda valoa asiaan. Vuonna 1802 William Wollaston ( ) havaitsi Auringon spektrissä muutamia tummia viivoja. Vuonna 1814 Joseph Fraunhofer löysi Auringon spektristä tällaisia viivoja sadoittain. Hän totesi samojen viivojen esiintyvän myös Kuusta ja planeetoista heijastuneessa valossa. Tähtien spektreissä esiintyi myös viivoja, mutta niiden paikat ja voimakkuudet olivat erilaisia. Nämä havainnot osoittivat, että spektriviivat todellakin liittyivät itse valonlähteen ominaisuuksiin.

24 Fraunhofer havaitsi, että joidenkin viivojen aallonpituudet olivat samat kuin palavan natriumin spektrissä esiintyvät kirkkaat viivat. Vaikka useat muutkin tutkivat spektreissä esiintyviä viivoja, vasta Robert Bunsen ( ) ja Gustav Kirchhoff ( ) esittivät vuonna 1859 spektroskopian perusperiaatteet. He osoittivat, että kylmä kaasu absorboi sen läpi kulkevasta valosta samoja aallonpituuksia, joita se kuumana ollessaan säteilee. Vuonna 1885 Johann Balmer ( ) keksi, että vedyn spektriviivojen aallonpituudet saadaan yksinkertaisesta kaavasta. Vertaamalla tähtien spektrejä laboratoriossa tuotettuihin eri alkuaineiden spektreihin voitiin päätellä, mistä aineista spektriviivat olivat peräisin. Tähtien kemiallinen koostumus alkoi selvitä, vaikka spektriviivojen syntymekanismia ei vielä ymmärrettykään. Vasta kvanttimekaniikka tarjosi seli tyksen spektriviivojen synnylle.

25 Käsitteitä spektroskopia ja spektrometria käytetään lähes synonyymeinä. Tarkkaan ottaen spektrometria viittaa spektrien mittaamiseen ja spektroskopia spektrien katseluun. Varhaisimmat laitteet olivat spektroskooppeja, joilla spektriä tarkkailtiin visuaalisesti. Nykyisin spektri tallennetaan tavalla tai toisella pysyvään muotoon, jolloin kyseessä on spektrometri.

26 Heti kun valokuvaus oli keksitty, sitä alettiin käyttää myös tähtitieteessä. Ensimmäisen kuukuvan otti tunnetun spektritutkijan Henry Draperin isä John Draper vuonna Kaukoputki oli kolmen tuuman linssiputki ja valotus-aika puoli tuntia. Seuraavana vuonna Draper onnistui jo kuvaamaan Auringon spektrin.

27 Tähtitieteellisessä valokuvauksessa on yleensä käytetty lasilevyjä. Jonkin aikaa käytettiin märkälevymenetelmää, jossa valoherkkä emulsio levitettiin lasilevylle, valotettiin sen ollessa vielä märkänä ja kehitettiin saman tien. Menetelmä oli käytännössä erittäin hankala. Vasta kuivalevymenetelmä teki valokuvauksesta käyttökelpoisen tähtitieteen apuvälineen. Siinäkin emulsio levitettiin lasilevylle, mutta sen käsittelyssä ei tarvinnut pitää kiirettä ja levyjä voitiin valottaa miten kauan tahansa. Ensimmäisiä kuivalevymenetelm käyttäjiä oli spektroskopian uranuurtaja William Huggins ( ). Vuonna 1875 hän valokuvasi Vegan spektrin ja pian sen jälkeen myös muiden kirkkaiden tähtien, planeettojen, Kuun ja Auringon spektrit.

28 Helsingissä kuvattu Carte du Ciel -levy. Levyn koko on cm ja kuvan kenttä noin 2 deg 2 deg. Levylle on valotettu erikseen koordinaattiruudukko, jonka viivojen väli on 5. Valokuvauksen kehittyessä siitä tuli luonnollinen tähtien paikkojen mittaamisen apuväline. Ensimmäinen suurisuuntainen valokuvauksellinen kartoitustyö oli 1800-luvun lopulla alkanut Carte du Ciel -projekti. CCD-kameroiden syrjäytettyä valokuvauksen myös valoherkkien lasilevyjen valmistus on lopetettu 1990-luvulla.

29 Valosähköiseen ilmiöön perustuvilla ilmaisimilla on valokuvauslevy parempi kvanttihyötysuhde. Valomonistinputkella kohteesta ei kuitenkaan saada kuvaa luvun puolivälin jälkeen on kokeiltu erilaisia televisiokameran tapaisia laitteita, mutta niiden merkitys on jäänyt vähäiseksi. Vasta CCD-kamera merkitsi huomattavaa edistysaskelta kuvausmenetelmissä CCD-kameran (Charge Coupled Device) historia alkaa vuodesta 1969, jolloin Bellin laboratorion tutkijat W. S. Boyle ja G. E. Smith sovelsivat ensimmäisen kerran alunperin tietokoneiden muistilaitteeksi tarkoitettua piisirua kuvaukseen. Ensimmäiset tähtitieteelliset CCD-havainnot julkaistiin 1975 (kohteena oli Uranus), minkä jälkeen CCD-kameroiden kehitys on ollut nopeaa. Nykyisin CCD-siru on detektorina lähes kaikissa instrumenteissa ja se on syrjäyttänyt valokuvauslevyt ammattikäytössä käytännöllisesti katsoen kokonaan.