Refraktorit Ensimmäisenä käytetty teleskooppi-tyyppi

Transkriptio

1 Refraktorit Ensimmäisenä käytetty teleskooppi-tyyppi Galilei 1609 Italiassa, keksitty edellisenä vuonna Hollannissa(?) vastasi teatterikiikaria (kupera objektiivi, kovera okulaari) Kepler 1610: tähtititeellinen teleskooppi: kupera objektiivi & okulaari (kääntää kuvan ylösalaisin) Haittana väri-aberraatio Linssin polttoväli kasvaa aallonpituuden mukana Ratkaisu 1700lla: akromaattilinssi yhdistetään eri taitekertoimen lasista hiotut kupera & kovera linssi Korjaus toimii vain kapealla aallonpituusalueella apokromaattinen objektiivi (useampien linssien yhdistelmät) Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

2 Maailman suurin linssikaukoputki: Yerkes Observatorio 102cm, valmistui jo 1897 Haitat: pieni kuvakenttä, pitkiä ja painavia Linssit vaikeasti tuettavia Hyödyt: valon hävikki vähäinen, ei heijastumia peilien tukirakenteista hyvä kontrasti (planeettahavainnot) Aurinkoteleskoopit, astrometria Astrograafi: useita linssejä, laaja kuvakenttä (jopa 5 astetta) Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

3 Reflektorit Valon kerääminen alumiinikalvon peittämällä paraboloidi-peilillä akselin suuntaiset säteet samaan polttopisteeseen Ei väriaberraatiota! Periaate: James Gregory 1663, toteutus Newton 1668 Newton v versio 2:n kopio Erilaisia fokus-vaihtoehtoja: Newton: valo-ohjataan tasopeilillä sivussa olevan aukon kautta aukkosuhde f/3 -f/10 (Kiimingin Observatorio 40 cm) Pääfokus: detektori voi olla putken sisällä Cassegrain: kupera apupeili heijastaa valon pääpeilin keskellä olevan reiän kautta aukkosuhde f/8 -f/15 Coude, useita peilejä, f/30 - f/40 Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

4 Suuret teleskoopit: eri fokukset käytössä eri instrumenteille jne. Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

5 Schmidt-kamera Reflektoreissa kuvausvirhe koma optisen akselin ulkopuolisten kohteiden kuvissa häntä rajoittaa käyttökelpoista kuva-alaa (2-20 ) Schmidt-kamera (1931) pallomainen pääpeili ei komaa, mutta sensijaan palloaberraatio: reunoilta heijastuvat säteet eri polttopisteeseen lisätään ohut korjauslasi poistaa palloaberraation Jopa 7 asteen virheetön kuvakenttä Schmidt-Väisälä Schmidt-kaukoputkessa kaareva kuvakenttä Ylimääräinen korjauslasi tasainen kuvakenttä (Yrjö Väisälä 1930-lla Turussa) Esimerkki katadioptrisesta kaukoputkesta: sisältää linssejä + peilejä Schmidt-Cassagrein, Maksutov... Koma voidaan eliminoida myös käyttämällä monimutkaisempia peilipintoja: Ritchey-Chretien Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

6 Kaukoputken pystytys Ekvatoriaalinen pystytys Tuntiakseli kohti taivaannapaa, deklinaatiakseli kohtisuorassa. Maapallon pyöriminen eliminoidaan tasaisella kierrolla tuntiakselin ympäri Ongelma: suuret vääntömomentit Atsimutaalinen pystytys Pystysuora ja vaakasuora akseli Erittäin vahva rakenne Ongelma: Maan pyörimisen eliminoimiseksi putkea kierrettävä molempien akselien ympäri, samoin eliminoitava kuvakentän kiertymä Nordic Optical telescope (NOT): 2.6m atsimutaalinen teleskooppi, rakennus pyörii teleskoopin mukana Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

7 Kuvanparannusmenetelmiä Kaukoputken seeing paranee heikompien kohteiden havaitseminen Avaruusteleskoopit Hubble Avaruusteleskooppi (1990; yhtä toiminnassa) ei ilmakehän häiriöitä erotuskyky lähellä teoreettista maksimia (n. 0.1 ) James Webb Space Telescope (JWST) suunniteltu laukaisu metrin peili, sijainti Maa-Aurinko L2 piste Aktiivinen optiikka ohut peili, muodon jatkuva seuraaminen ja korjaaminen (lämpötila, asennon muutoksesta aiheutavat jännitykset) Adaptiivinen optiikka seurataan ilmakehän vaikutusta valorintamaan korjataan niin että seeing-kiekko mahdollisimman pieni (jopa 100/sekunti) voidaan käyttää laser-vertailutähteä Nykyaikaiset peilit usein mosaiikkipeilejä (Keck 1992) Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

8 Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

9 Orionin sumu 3.3 Detektorit - valokuvaus 1800 luvun lopulla - valosähköinen fotometria 1950lla - CCD -detektorit 1970lla Henry Draper 1880 A.A. Common 1883 VALOKUVAUSLEVY Hopeabromidi AgBr hajoaa valon vaikutuksesta hopea-atomeiksi Valottamattomat kiteet poistetaan kuva Etuja: pysyvä kuva, valotusta pidentämällä heikompia kohteita mutta: erittäin epäherkkä - kvanttihyötysuhde 0.1 % (Quantum efficiency QE) ( vain 1/1000 fotonista synnyttää hopearakeen) epälineaarinen, valon vaikutus riippuu aallonpituudesta absoluuttinen tarkkuus n. 5% soveltui positiotähtitieteeseen, kartoituksiin (Palomar Sky Survey) Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

10 VALOMONISTINPUTKI Valosähköinen ilmiö: katodiputki, korkea jännite katodin ja anodin välillä putkeen osuva fotoni irrottaa katodilta elektronin, joka kulkeutuu anodille ja synnyttää sähkövirran Valomonistinputki: useita perkkäisiä dynodeja, joista irtoaa aina uusia elektroneja. hyötysuhde jopa 30% lineaarinen tarkkuus 0.1-1% Huom:Ei muodosta kuvaa, käytetään fotometriassa Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

11 FOTOMETRI Kohteiden kirkkauksien mittaaminen: valo ohjataan kapean reiän (diafragma) kautta valomonistinputkeen (päästää läpi esim. vain yhden tähden valon) suodattimella valitaan aallonpituusalue Monikanava-fotometri: valo ohjataan puoliläpäisevien peilien kautta eri suotimien läpi eri valomonistinputkille Etu: mittaukset samanaikaiset Polarimetri: valo ohjataan polarisoivan soudattimen (polarisaattorin) kautta detektoriin Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

12 CCD Puolijohteessa tapahtuva valosähköinen ilmiö kvanttihyötysuhde jopa 90% mullistaneet havaitsevan tähtititeen Laaja lineaarinen alue Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

13 CCD-kenno: esim x 2048 pikseliä (1 pixeli = µm) fotoelektrinen efekti saapuva fotoni irrottaa elektronin, joka jää pikseliin valotuksen jälkeen varays luetaan ja siirretään ns analgia/digitaali-muuntimeen elektronit digitaalisiksi yksiköiksi (kuva suoraan digitaalisessa muodossa) Nykyisin mahdollista valmistaa erittäin suuria (> 100 Mpix) kennoja Tai koota useasta kennosta Dark Energy Camera: 62 * 8 Mpix kennoa lukuaika 13 sec Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

14 Tähtitieteen perusteet, Luento 4,

15 CCD-kuvien reduktio =havaitsevan tähtitieteiljän arkipäivää Raakakuvista vähennettävä BIAS = detektorin perustaso DARK = pimeä virta Kuva on korjattava FLATFIELD-kuvalla pikseleiden erilaisen herkkyys Kuvien yhdistäminen korjaa esim. kosmiset säteet pienentää hälyä Poisson-häly eli kohteesta rekistöröityjen fotonien lukumäärän statistinen vaihtelu detektorin lukuhäly + elektroniikan kohina Signaali/kohina -suhde (S/N) Eri suodattimien läpi otetut kuvat värikuvat Kuvankäsittelyohjelmistot IRAF IDL jne. Tähtitieteen perusteet, Luento 4,