3 Havaintolaitteet. 3.1 Ilmakehän vaikutus havaintoihin
|
|
- Pirkko Hakala
- 8 vuotta sitten
- Katselukertoja:
Transkriptio
1 3 Havaintolaitteet 3.1 Ilmakehän vaikutus havaintoihin Vain pieni osa sähkömagneettisesta säteilystä pääsee ilmakehän läpi.
2 aallonpituus nm 0.01 nm 0.1 nm 1 nm 10 nm 100 nm 1 µm 10 µm 100 µm 1 mm 10 mm 100 mm 1 m 10 m 400 nm 500 nm 600 nm violetti 700 nm näkyvä valo sininen vihreä keltainen oranssi punainen gammasäteily röntgensäteily ultravioletti infrapunasäteily mikroaallot radioaallot Auringon säteilyjakauma 100% ilmakehän läpäisykyky 50% hapen ja typen absorptio otsonin absorptio vesihöyryn absorptio 0% optinen ikkuna infrapunaikkuna radioikkuna
3 Ilmakehän väreilyn vuoksi tähtien kirkkaudet vaihtelevat (skintillaatio) Tähden kuva leviää kiekoksi (seeing). Seeing-kiekon koko voi vaihdella vajaasta kaarisekunnista jopa useisiin kymmeniin kaarisekunteihin. Ilmakehästä siroaa valoa, joten taustataivas ei ole musta.
4 3.2 Optiset teleskoopit Tähtitieteellisissä havainnoissa kaukoputkella on kolme päätehtävää: 1) koota mahdollisimman paljon kohteesta tulevaa säteilyä niin, että himmeitäkin kohteita voidaan tutkia, 2) parantaa erotuskykyä ja suurentaa kohteen näennäistä kulmaläpimittaa, 3) toimia kohteen paikan mittausvälineenä. Valoa kokoava pinta voidaan muodostaa joko linssin tai peilin avulla. Tämän mukaisesti optisella alueella toimivat teleskoopit ovat kahta päätyyppiä: linssikaukoputkia eli refraktoreita tai peilikaukoputkia eli reflektoreita.
5 Geometrista optiikkaa. Linssikaukoputki koostuu kahdesta linssistä, objektiivista, joka kerää tulevan valon ja muodostaa kohteesta kuvan polttotasoon, ja okulaarista. Peilikaukoputkessa objektiivina on peili. Okulaarin paikalla voi olla myös kamera tai muu mittalaite. objektiivi polttotaso okulaari peili apupeili polttotaso okulaari
6 f f u u D s Objektiivin halkaisijaa D sanotaan kaukoputken aukoksi. Aukon D ja polttovälin f suhde F = D/f on aukkosuhde. Aukkosuhdetta merkitään usein f/n (esimerkiksi f/8), missä n on polttovälin suhde aukkoon. Valovoimaisilla kaukoputkilla aukkosuhde voi olla f/1 f/3, mutta tavallisesti se on pienempi, esimerkiksi f/8 f/15. Kun kohde näkyy kulmassa u, siitä muodostuu polttotasoon kuva, jonka korkeus s on s = f tanu fu. Esimerkki: Jos f = 343 cm, yhden kaariminuutin läpimittaista kuvaa vastaa s = 343 cm 1 = 343 cm (1/60) (π/180) = 1 mm.
7 Kaukoputken suurennus ω on ω = u /u f/f, missä f on objektiivin polttoväli ja f okulaarin polttoväli. Jos esimerkiksi f = 100 cm ja käytetään okulaaria, jolla f = 2 cm, saadaan 50-kertainen suurennus. Suurennusta voidaan muuttaa vaihtamalla okulaaria. Tärkeämpi kaukoputken ominaisuus on objektiivin koosta riippuva erotuskyky, ts. kuinka lähekkäisiä kaksoistähtiä tai vaikkapa Kuun pinnan yksityiskohtia kaukoputkella voi erottaa. Teoreettinen erotuskyvyn raja johtuu valon diffraktiosta. Kaukoputken teoreettinen erotuskyky ilmoitetaan usein Rayleigh n esittämässä muodossa sinθ θ = 1.22λ/D. Käytännön muistisääntönä voidaan pitää, että kaksi kohdetta erottuvat toisistaan jos niiden välinen kulma on θ > λ/d, [θ] = rad. Keltaisen valon aallonpituudella λ = 550 nm on metrin peilikaukoputken teoreettinen erotuskyky noin 0.1. Kuitenkin seeing levittää kuvan tyypillisesti noin yhden kaarisekunnin suuruiseksi, joten teoreettista erotuskykyä ei maanpinnalta tehtävissä havainnoissa voida yleensä saavuttaa.
8 a) b) c) d) e)
9 Valokuvattaessa täytyy ottaa huomioon vielä valokuvauslevyn tai CCD-kameran rajallinen tarkkuus. Valokuvauslevyn raekoko aiheuttaa sen, että pienimmän kuvan koko on mm. Esimerkiksi 1 m:n polttovälillä on valokuvan mittakaava 1 mm = 206, joten 0.01 mm vastaa noin 2 kaarisekuntia. Tällainen erotuskyky saavutetaan visuaalihavainnoissa jo sellaisella kaukoputkella, jonka aukko on 7 cm. CCD-kamerassa kuvapikselien pienin koko on nykyään vielä hiukan suurempi (noin 0.04 mm). Esimerkki: Kaksoistähden ζ Herculis komponenttien välinen etäisyys on Mikä pitäisi kaukoputken objektiivin läpimitan olla, jotta komponentit nähtäisiin erillisinä? Jos kaukoputken objektiivin polttoväli on 80 cm, mikä pitäisi okulaarin polttovälin olla, jotta komponentit voitaisiin erottaa, kun silmän erotuskyky on 2? Optisella alueella voidaan käyttää aallonpituuden arvoa λ 550 nm. Kaukoputken läpimitta saadaan erotuskyvyn lausekkeesta (3.3) D λ θ = π m = 0.08 m = 8 cm. Tarvittava suurennus on ω = 2 = Toisaalta suurennus on ω = f f, joten okulaarin polttovälin on oltava f = f ω = = 0.9 cm.
10 Visuaalihavainnoissa on otettava huomioon myös ihmissilmän erotuskyky, joka yöhavainnoissa (kun silmä on täysin mukautunut pimeään) on noin e 2 = rad. Maksimisuurennus ω max on suurin käyttökelpoinen suurennus, jota visuaalihavainnoissa kannattaa käyttää. ω max = e/θ ed/λ = D m D/1 mm. Jos käytetään esimerkiksi 100 mm:n läpimittaista objektiivia, maksimisuurennus on noin 100. f f D L Minimisuurennus on pienin suurennus, jota visuaalihavainnoissa kannattaa käyttää. Kaukoputken lähtöpupillin L on oltava silmän pupilli d. L = f f D = D ω, joten ehto L d merkitsee, että ω D d. (1)
11 Kaukoputken objektiivin halkaisija on 90 mm ja polttoväli 1200 mm. a) Mikä polttoväli okulaarilla on oltava, jotta lähtöpupilli olisi yhtä suuri kuin silmän aukko, eli 6 mm? b) Mikä on tällöin suurennus? c) Mikä on Kuun kulmaläpimitta ko. kaukoputken läpi katsottaessa? a) L = f f D f = f L D = 1200 mm 6 mm 90 mm = 80 mm. b) Suurennus on ω = f/f = 1200 mm/80 mm = 15. c) Kuun kulmaläpimitta on noin α = 31 = Koska kulmat ovat pieniä, on Kuun läpimitta kaukoputkella katsottaessa ωα = 7.8.
12 violetti punainen Väriaberraatio. Koska lasi taittaa valon eri värejä eri suuruisen kulman verran; polttoväli pitenee aallonpituuden kasvaessa. Akromaattinen linssi: polttovälillä on ääriarvo (yleensä minimi), jonka läheisyydessä polttovälin muutos aallonpituuden mukana on hyvin pieni
13 Maailman suurin linssikaukoputki on Yerkesin observatorion 102 cm:n linssillä varustettu refraktori.
14 Reflektorit. Valon keräämiseen käytetään ohuella alumiinikalvolla päällystettyä peiliä, joka on yleensä paraboloidi. Paraboloidin muotoisen peilin akselin suuntaiset valonsäteet kohdistuvat kaikki samaan polttopisteeseen. Peilikaukoputken tärkeä etu on, ettei väriaberraatiota ole lainkaan, vaan kaikki aallonpituudet heijastuvat samaan polttopisteeseen. pääfokus Newtonfokus Cassegrain
15 f p P 2 P 1 O S 1 S 2 a b Cassegrain-tyyppisen peilikaukoputken periaate. Kovera pyörähdysparaboloidin muotoinen pääpeili P 1 heijastaa optisen akselin O suuntaiset valonsäteet kohti primäärifokusta S 1. Kupera apupeili P 2 (hyperboloidi) heijastaa säteet pääpeilin keskellä olevan reiän kautta putken ulkopuolelle sekundäärifokukseen S 2. Cassegrain-teleskoopin tehollinen eli efektiivinen polttoväli f e määräytyy apupeilin paikan ja kuperuuden perusteella. f e = b a f p. (2) Jos a b, on f e f p, ja tehollinen polttoväli tulee paljon suuremmaksi kuin primääripolttoväli f p. Näin kaukoputkesta saadaan pitkästä polttovälistä huolimatta ulkomitoiltaan lyhyt. Erityisen sopiva Cassegrain-teleskooppi on spektrografisia ja valosähköisiä ym. instrumentteja varten, koska laitteet on helppo asentaa sekundäärifokukseen, missä ne myös ovat vaivattomasti havaitsijan ulottuvilla.
16 Peilikaukoputkella on oma kuvausvirheensä, koma, joka syntyy kaukana optisesta akselista olevien kohteiden kuviin. Niistä tulevat valonsäteet eivät heijastu samaan pisteeseen, vaan muodostavat pyrstötähtimäisen kuvion. Niinpä virheetön kuvakenttä on hyvin pieni. Koma rajoittaa käyttökelpoisen kuvakentän läpimitan kaukoputken aukkosuhteesta riippuen 2 20 kaariminuuttiin. Jos pääpeili olisi pallonmuotoinen, komaa ei esiintyisi. Tällaisessa peilissä olisi kuitenkin virheenä palloaberraatio: reunoilta tulevat säteet kohdistuvat eri polttopisteeseen kuin keskeltä tulevat. Palloaberraation poistamiseksi virolainen Bernhardt Schmidt keksi ohuen korjauslasin, joka asetetaan tulevan valon tielle.
17 R korjauslinssi peilin kaarevuuskeskipisteessä kaareva kuvapinta R/2 Schmidt-kameran periaate. Koveran pallopeilin kaarevuuskeskipisteeseen asetettu korjauslasi poikkeuttaa yhdensuuntaisia valonsäteitä siten, että pallopeilin palloaberraatio häviää. Koska korjauslasi on kaarevuuskeskipisteessä, kuvaus on käytännöllisesti katsoen riippumaton säteiden tulokulmasta. Komaa tai astigmatismia ei esiinny, ja tähtien kuvat muodostuvat pistemäisiksi pallopinnalle, jonka säde on R/2, missä R on pallopeilin säde. Schmidt-kamerassa on erittäin laaja (noin 7 ), lähes virheetön kuvakenttä, ja korjauslasi on niin ohut että se ei juuri ime valoa itseensä. Haittana on kaareva polttopinta. Kuvakenttä voidaan oikaista polttotason lähelle asetetulla ylimääräisellä korjauslinssillä. Tällaisia ratkaisuja kehitti Yrjö Väisälä Turussa 1930-luvulla. Järjestelmää kutsutaan usein Scmidt-Väisälä-teleskoopiksi. CCD-kameroiden kennot ovat tavallisesti paljon pienempiä kuin valokuvauslevyt, jolloin polttopinnan kaarevuudesta ei ole merkittävää haittaa.
18 Schmidt-kamera on esimerkki katadioptrisesta kaukoputkesta, jossa on sekä linssejä että peilejä. Harrastajakäytössä yleinen on Schmidt-Cassegrain-kaukoputki. Siinä korjauslasin keskelle on kiinnitetty apupeili, joka heijastaa kuvan okulaariin pääpeilin keskellä olevan reiän lävitse. Näin efektiivinen polttoväli voi olla varsin pitkä, vaikka pääpeilin polttoväli ja siten myös putki ovat lyhyitä. Toinen yleinen katadioptrinen kaukoputkityyppi on Maksutov. Myös sen peili on pallopinta. Korjauslasi on voimakkaasti kaareva linssi, jonka molemmat pinnat ovat myös pallopintoja.
19 Toinen tie klassisen peilikaukoputken koma-virheen voittamiseksi on käyttää monimutkaisempia peilipintoja. Ritchey-Chrétien-järjestelmässä sekä pääpeili että sekundääripeili ovat hyperboloideja, ja näin saadaan myös melko laaja käyttökelpoinen kuva-ala. Ritchey-Chrétien -optiikkaa käytetään useimmissa uusissa kaukoputkissa, ja sellainen on myös esimerkiksi La Palmalla sijaitsevassa yhteispohjoismaisessa 2.5 m:n NOT-teleskoopissa.
20 tuntiakseli deklinaatioakseli pystyakseli vaaka-akseli Maan akseli Kaukoputken ekvatoriaalinen pystytys (vasemmalla) ja atsimutaalinen pystytys (oikealla)
21 Ekvatoriaalisessa pystytyksessä jalustan toinen akseli osoittaa kohti taivaannapaa. Sitä sanotaan napa-akseliksi tai tuntiakseliksi. Toinen, deklinaatioakseli, on tätä vastaan kohtisuorassa. Koska tuntiakseli on aina maapallon akselin suuntainen, tähtitaivaan näennäisen kierron seuraamiseksi kaukoputkea tarvitsee kääntää vain tämän akselin ympäri tasaisella nopeudella. Ekvatoriaalisen pystytyksen suurin tekninen ongelma on deklinaatioakselin laakerointi. Kun kaukoputki on suunnattu etelään, putken paino vaikuttaa kohtisuoraan deklinaatioakselia vastaan. Kun putki kohdetta seuratessaan kääntyy länttä kohti, se aiheuttaa yhä kasvavan akselin suuntaisen voiman. Atsimutaalisessa pystytyksessä toinen akseli on pystysuora, toinen vaakasuora. Tällainen pystytys on helpompi rakentaa ja se kantaa tukevammin suurenkin kaukoputken, mutta vaikeutena on, että tähtitaivaan seuraamiseksi putkea on käännettävä koko ajan kahden akselin ympäri muuttuvalla nopeudella. Jos kaukoputkea käytetään esimerkiksi valokuvaukseen, on lisäksi korjattava kuvakentän kiertyminen. Jos kohde kulkee läheltä zeniittiä, sen atsimuutti muuttuu noin 180 hyvin lyhyessä ajassa. Sen vuoksi zeniitin ympärille jää pieni alue, jonka kautta kulkevia kohteita ei voi seurata atsimutaalisella kaukoputkella niiden ohittaessa meridiaanin. Suurimmatkin kaukoputket olivat pitkään ekvatoriaalisesti pystytettyjä, kunnes tietokoneiden kehitys teki mahdolliseksi myös atsimutaaliseen pystytykseen liittyvän hankalamman ohjauksen. Nykyisin suuret kaukoputket pystytetäänkin yleensä atsimutaalisesti. Tällaisessa kaukoputkessa apupeilistä heijastuva valo voidaan ohjata yhdellä tasopeilillä vaaka-akselin päissä sijaitseviin Nasmyth-fokuksiin.
22 Tähtien absoluuttisten paikkojen mittaamisessa käytetään etelämeridiaaniin osoittavia kaukoputkia, joita voidaan kääntää ainoastaan pystysuunnassa itä-länsi-suuntaisen akselin ympäri. Varsinkin 1800-luvulla näitä meridiaaniympyröitä tai ohikulkukoneita rakennettiin runsaasti.
23 Uudet tekniikat. Ilmaisimet ovat jo lähellä teoreettista rajaa, jossa ne rekisteröivät jokaisen niihin osuvan fotonin. Lopulta ainoaksi vaihtoehdoksi yhä himmeämpien kohteiden havaitsemisessa jää kaukoputkien koon kasvattaminen. Perinteisten peilien koon yläraja on ilmeisesti jo lähellä, joten suurkaukoputkien rakentamiseksi on etsittävä uusia teknisiä ratkaisuja. Aktiivinen optiikka: Peili on hyvin ohut, ja sen muoto pidetään oikeana säätämällä tuentamekanismia jatkuvasti tietokoneella. Tällaisen peilin paino ja valmistuskustannukset ovat paljon pienemmät kuin tavanomaisella peilillä. Kevyemmän peilin vuoksi kaukoputken rakenteidenkaan ei tarvitse olla kovin järeitä. Adaptiivinen optiikka: Seurataan jatkuvasti seeingin vaikutusta vertailutähteen ja samalla säädetään joko pääpeiliä tai erillistä pientä korjauspeiliä niin, että ilmakehän väreilystä huolimatta kohteen valo keskittyy mahdollisimman pienelle alueelle. Jotta menetelmällä toimisi, peilin muotoa on muutettava satoja kertoja sekunnissa. Menetelmää käytetään jo useimmissa uusissa suurissa kaukoputkissa.
24 ESO:n VLT (Very Large Telescope) käsittää neljä lähekkäin olevaa 8 metrin peiliä. Peilin kokonaispinta-ala vastaa yhtä 16-metristä peiliä. Erotuskyky on vielä parempi, sillä äärimmäisten peilien etäisyys on useita kymmeniä metrejä.
25 Mosaiikkipeili: Peilin valmistuskustannukset saadaan pienemmiksi kokoamalla peili useasta erillisestä palasta, joiden asentoa ja muotoa ohjataan aktiivisella optiikalla.
26 3.3 Ilmaisimet ja mittalaitteet 1800-luvun lopulta valokuvaus; kvanttihyötysuhde vain noin 0.1 %. Epälineaarisen vasteen vuoksi kirkkauksien mittaaminen hankalaa. Valosähköinen fotometria ja 1950-luvuilla 1970-luvun puolivälissä puolijohdeilmaisimet (CCD, kvanttihyötysuhde joillakin aallonpituuksilla jo lähes 100 %)
27 Fotokatodi perustuu valosähköiseen ilmiöön. Fotoni irrottaa fotokatodilta elektronin, joka kulkeutuu positiiviselle kohtiolle eli anodille ja näin syntyvä virta voidaan mitata. Fotokatodin kvanttihyötysuhde on parhaimmillaan noin 30 %. Fotokatodi on myös lineaarinen ilmaisin: jos fotonien määrä kaksinkertaistuu, kaksinkertaistuu myös ulostuleva virta. Valomonistin: fotokatodilta lähtevät elektronit osuvat dynodille, ja jokaista dynodiin osunutta elektronia kohti irtoaa useita uusia. Kun dynodeja on peräkkäin useampia, vahvistuu alkuperäinen heikko virta jopa miljoonakertaisesti. Valomonistin mittaa kaiken siihen osuvan valon, eikä muodosta kuvaa. Valomonistinta käytetäänkin lähinnä fotometriassa, ja sen avulla päästään yleensä % tarkkuuteen. Fotometri, polarimetri. Kirkkauden mittaamiseen käytetty laite eli fotometri kiinnitetään tavallisimmin kaukoputken taakse Cassegrain-fokukseen. Polttotasossa on pieni reikä, diafragma, jonka läpi tutkittavan kohteen valo pääsee. Näin estetään esimerkiksi muiden kaukoputkessa näkyvien tähtien valon pääsy fotometriin. Diafragman jälkeen on kenttälinssi, joka taittaa valonsäteet fotokatodille. Valomonistimen jälkeen on vielä esivahvistin, jossa edelleen vahvistetaan ulostulevaa virtaa. Valomonistin tarvitsee toimiakseen noin voltin jännitteen.
28 puoliläpäisevät peilit diafragma kenttälinssi suodin fotokatodi dynodit anodi kollimaattori valomonistin pulssilaskuri vahvistimet Valosähköisen monivärifotometrin periaate. Kaukoputken kokoama valo saapuu kuvassa vasemmalta. Polttotasossa olevan pienen reiän, diafragman, kautta mitattavan kohteen valo päästetään mittauslaitteeseen. Kollimaattorilinssi yhdensuuntaistaa valokimpun. Puoliläpäisevillä peileillä valo jaetaan usealle valomonistimelle. Kenttälinssi ohjaa valon suotimen kautta valomonistimen fotokatodille. Valokvantit eli fotonit irrottavat katodilta elektroneja, jotka noin 1500 V:n jännitteellä kiihdytetään kohti dynodeja. Dynodeihin törmätessään elektronit irrottavat yhä uusia elektroneja, ja virta kasvaa vyöryn tavoin. Jokainen katodilta irronnut elektroni aiheuttaa anodille noin 10 8 elektronin virtapulssin, joka lisävahvistimen jälkeen voidaan rekisteröidä pulssilaskurilla. Näin itse asiassa lasketaan tähden valon fotoneja.
29 Tavallisesti ei haluta mitata kaikkea taivaalta tulevaa valoa, vaan vain tiettyä aallonpituuskaistaa. Haluttu aallonpituusalue voidaan valita sopivalla suotimella. Suotimen tilalla tai sen lisäksi voidaan käyttää polarisoivaa suodinta (polarisaattoria), jolloin laitetta kutsutaan polarimetriksi. Mittaamalla läpipäässeen säteilyn voimakkuus polarisaattorin eri asennoilla saadaan selville valon polarisaation määrä ja polarisaatiosuunta. Diafragma täytyy valita niin suureksi, että kohteen ympärillä näkyy hiukan myös taustataivasta. Mitattu kirkkaus on todellisuudessa kohteen ja taustan yhteinen kirkkaus. Jotta kohteen kirkkaus saataisiin selville, tausta on mitattava erikseen ja vähennettävä yhteisestä kirkkaudesta. Fotometriset havainnot ovat useimmiten suhteellisia. Jos havaitaan esimerkiksi muuttuvan tähden kirkkauden vaihteluita, mitataan ajoittain jotakin lähellä näkyvää vertailutähteä, jonka kirkkaus pysyy vakiona. Mittalaitteen kalibrointia varten mitataan lisäksi aika ajoin standarditähtiä, joiden kirkkaudet tunnetaan hyvin tarkasti.
30 Varsinkin 1970-luvun puolivälin jälkeen on puolijohdeilmaisimiin perustuvia laitteita otettu käyttöön yhä runsaammin. Puolijohdeilmaisimien avulla on päästy jo % kvanttihyötysuhteeseen (joillakin aallonpituuksilla jo lähelle 100 %), joten herkkyys ei voi en kovin paljon parantua. Myös aallonpituusalue, jolle nämä ilmaisimet sopivat, on huomattavan laaja valokuvauslevyyn verrattuna. Lisäksi ilmaisimet ovat lineaarisia: fotonien määrän kaksinkertaistaminen kaksinkertaistaa myös ulostulosignaalin. Kuva saadaan suoraan tietokoneelle, joten jatkokäsittely on helppoa.
31 CCD-kamera. Nykyisin tärkein ilmaisin on CCD-kamera (Charge-Coupled Device). Se koostuu valoherkistä piidiodeista, jotka on järjestetty suorakulmaiseksi hilaksi. Suurimmissa kameroissa voi olla jopa pikseliä, mutta useimmat ovat huomattavasti pienempiä. CCD on viime aikoina yleistynyt myös tavallisten video- ja digitaalikameroiden ilmaisimena. Ilmaisimeen osunut fotoni irrottaa elektronin, joka jää vangiksi syntykohtaansa. Valotuksen jälkeen syntyneet varaukset siirretään ilmaisimen potentiaalieroja muuttamalla rivi kerrallaan lukupuskuriin. Lukupuskurissa niitä siirretään edelleen pikseli kerrallaan analogia/digitaali-muuntimeen, josta digitaalinen lukuarvo lähetetään tietokoneeseen. Kuvan lukeminen tyhjentää samalla ilmaisimen. Lyhyitä valotuksia käytettäessä CCD:n lukemiseen voi kulua huomattava osa havaintoajasta.
32 a) A/D b) A/D c) A/D d) A/D e) A/D
33 CCD-kamera on lähes lineaarinen: elektronien määrä on suoraan verrannollinen kameraan osuvan säteilyvuon tiheyteen. Tulosten kalibrointi on siten paljon helpompaa kuin valokuvauslevyjä käytettäessä. Kvanttihyötysuhde eli fotonia kohti syntyvien elektronien määrä on korkea, ja CCD-kamera on paljon herkempi ilmaisin kuin valokuvauslevy. Herkimmillään kamera on punaisen valon alueella noin nm:n paikkeilla, jossa kvanttihyötysuhde voi olla jopa %. Kameran herkkyysalue ulottuu pitkälle infrapunaiseen. Ultravioletissa herkkyys laskee piin aiheuttaman absorption vuoksi jyrkästi noin 500 nm:n jälkeen. Tätä ongelmaa on yritetty ratkaista kahdella tavalla. Yksi keino on piirin päällystäminen kalvolla, joka absorboi ultraviolettivalon fotonit ja säteilee pitempiaaltoista valoa. Toinen keino on kääntää piiri ylösalaisin ja ohentaa se hyvin ohueksi, jolloin sen aiheuttama absorptio jää vähäisemmäksi.
34 Kameran lämpökohina aiheuttaa pimeää virtaa, vaikka kameraan ei osuisi lainkaan valoa. Kohinan vähentämiseksi kamerat jäähdytetään. Tähtitieteellisissä havainnoissa käytettävät CCD-kamerat jäähdytetään tavallisesti nestemäisellä typellä, jolloin pimeä virta saadaan hyvin pieneksi. Toisaalta kameran herkkyys vähenee sitä jäähdytettäessä, joten liika kylmyyskään ei ole hyväksi. Kohinasta aiheutuva pimeä virta voidaan mitata helposti ottamalla kuvia suljin suljettuna. Kun se vähennetään varsinaisesta kuvasta, saadaan todellinen elektronien määrä. Pikselien herkkyys vaihtelee hieman. Siksi esimerkiksi ennen havaintojen aloittamista kuvataan tasaisesti valaistua kohdetta, kuten hämärää taivasta, jolla tähdet eivät vielä näy. Tästä kuvasta käytetään nimitystä flat-field. Jakamalla kuvat tällä flat-fieldillä voidaan poistaa pikselien erilaisista herkkyyksistä johtuva virhe. CCD-kamera on varsin stabiili. Siksi pimeää virtaa ja flat-fieldiä esittäviä kuvia ei tarvitse ottaa erikseen jokaista havaintoa varten. Usein nämä kalibrointikuvat otetaankin vain juuri ennen havaintojaksoa ja sen jälkeen ilta- ja aamuhämärän aikana.
35 Kosmiset säteet ovat varattuja hiukkasia, jotka aiheuttavat CCD-kuviin ylimääräisiä kirkkaita piikkejä. Ne ovat yleensä yhden tai muutaman pikselin laajuisia. Tyypillisesti kosmisia säteitä osuu kameraan muutama kappale minuutissa. Jos kohteesta otetaan useita valotuksia, kosmisten säteiden aiheuttamat piikit osuvat eri kuvissa eri paikkoihin, ja ne on helppo tunnistaa ja poistaa. Vakavampi ongelma on elektroniikasta aiheutuva lukukohina (readout noise). Tämä rajoittaa sitä, miten heikko signaali voidaan havaita: jos signaali on samaa luokkaa kuin lukukohina, sitä on mahdoton erottaa kohinasta. Vaikka CCD-kamera onkin erittäin valoherkkä laite, runsaskaan valo ei vaurioita sitä. Valomonistimen tai kuvavahvistimen sen sijaan voi helposti rikkoa päästämällä siihen liikaa valoa. Pikseli voi kuitenkin kerätä vain tietyn määrän elektroneja, jonka jälkeen se kyllästyy eli saturoituu. Liiallinen saturoituminen voi aiheuttaa varauksen leviämisen myös naapuripikselien alueelle. Suurimmat CCD-kamerat ovat edelleen kalliita, ja niiden kuvakentän koko on vielä pieni valokuvauslevyihin ja -filmeihin verrattuna.
36 Spektrografi. Yksinkertaisin spektrografi on prisma, joka asetetaan kaukoputken eteen. Tällaista laitetta kutsutaan objektiiviprismaspektrografiksi. Prisma levittää valon aallonpituuden mukaan spektriksi, joka voidaan tallettaa esimerkiksi CCD-kameralla. Kaukoputkea yleensä liikutellaan valotuksen aikana hieman spektriä vastaan kohtisuorassa suunnassa, jotta spektrille saadaan tarpeellinen leveys. Objektiiviprismaspektrografin avulla saadaan kerralla kuvatuksi suuri määrä spektrejä, joita voidaan käyttää mm. tähtien spektriluokitteluun.
37 rako kollimaattori prisma kameralinssi detektori vihreä violetti punainen Yksityiskohtaisempaa tietoa saadaan rakospektrografin avulla. Siinä valo johdetaan kaukoputken polttotasossa olevan kapean raon kautta kollimaattoriin, joka taittaa tai heijastaa valonsäteet yhdensuuntaisiksi. Tämän jälkeen valo hajotetaan prismalla tai hilalla spektriksi ja fokusoidaan kameralinssin avulla ilmaisimelle, joka nykyisin on yleensä CCD-kamera. Varsinaisen spektrin viereen voidaan valottaa vertailuspektri, jonka avulla saadaan selville tarkat aallonpituudet.
38 Spektrografin tärkein ominaisuus on sen muodostaman spektrin mittakaava eli dispersio. Dispersio ilmoittaa, kuinka pitkä aallonpituusväli mahtuu ilmaisimen pituusyksikölle. Objektiiviprisman dispersio on tyypillisesti muutamia kymmeniä nanometrejä millimetrillä, kun taas rakospektrografilla voidaan saavuttaa dispersio nm/mm, jolloin voidaan jo tutkia yksittäisten spektriviivojen muotoa. Dispersio ilmoitetaan usein laaduttomana suureena. Esimerkiksi dispersio 1 nm/mm tarkoittaa aallonpituusskaalan kasvamista miljoonakertaiseksi, joten se voidaan ilmoittaa myös muodossa Prisman sijasta spektrin muodostamiseen käytetään tavallisimmin hilaa. Hilassa on vieri vieressä uurteita, tyypillisesti useita satoja millimetrillä. Hiloja on kahdenlaisia: heijastusja läpäisyhiloja. Heijastushilassa valoa ei absorboidu lasiin kuten prismassa tai läpäisyhilassa. Hilan dispersio on yleensä suurempi kuin prismalla.
39 3.4 Radioteleskoopit 1930-luvulla alkaneen radioastronomian ansiosta sähkömagneettisen spektrin havaittavissa oleva osa on laajentunut useilla kertaluvuilla. Radioalue ulottuu muutamasta megahertzistä (100 m) aina noin 300 GHz:iin (1 mm) saakka. Alimpien taajuuksien puolella havaintoja rajoittaa ionosfäärin läpinäkymättömyys; korkeimmilla taajuuksilla absorptiota aiheuttavat puolestaan alemman ilmakehän happi ja vesihöyry. Ensimmäiset havainnot taivaalta tulevasta radiosäteilystä tehtiin 1932, kun amerikkalainen insinööri Karl Jansky tutki ukkosen radioliikenteelle aiheuttamia häiriöitä 20.5 MHz:n taajuudella (14.6 m). Havainnoista löytyi tuntematon häiriölähde, jonka voimakkuuden vaihtelun jakso oli sama kuin Maan pyörähdysaika tähtien suhteen. Jansky onnistui paikallistamaan lähteen suunnaksi Linnunradan keskustan suunnan.
40 Maailman suurin radioteleskooppi toimii Arecibossa Puerto Ricossa. Se on pystytetty 300 metrin läpimittaisen pyöreän laakson yläpuolelle. Antenni on kiinteä, mutta havaintosuuntaa voidaan säädellä siirtämällä antennin yläpuolella riippuvaa vastaanotinta.
41 Suurin täysin suunnattava radioteleskooppi sijaitsee Green Bankissa Virginiassa. Antennin läpimitta on m.
42 Radioteleskoopin antenni vastaanottaa radiosäteilyä, jonka vastaanotin eli radiometri muuttaa sähköiseksi signaaliksi. Signaali vahvistetaan, integroidaan jonkin aikavälin yli ja tallennetaan tietokoneeseen. Koska signaalit ovat hyvin heikkoja, käytetään vahvistimia, jotka on yleensä jäähdytetty vastaanottimen oman kohinan pienentämiseksi. Pitkillä aallonpituuksilla heijastava pinta voi olla karkea metalliverkko, koska säteilyn fotonit eivät näe pinnan aukkoja. Millimetrialueen havainnoissa pinnan on oltava yhtenäinen. Pinnan epätarkkuudet eivät saa olla suurempia kuin noin 1/10 käytetystä aallonpituudesta. Paraboloidiantennin toimintaperiaate on sama kuin optisen peiliteleskoopin. Suurin ero optisiin teleskooppeihin verrattuna on signaalin vastaanottamisessa. Radioteleskoopit eivät muodosta kuvaa, vaan mittaavat vain säteilyn voimakkuutta. Koska radioaaltojen ja näkyvän valon aallonpituuksien suhde on noin , vaaditaan kilometrien läpimittaisia radioantenneja, jotta saavutettaisiin samanlainen erotuskyky kuin optisella alueella.
43 ALMA (Atacama Large Millimetre Array) tulee koostumaan noin 60 antennista. Se rakennetaan Euroopan, Yhdysvaltojen ja Japanin yhteistyönä.
44 λ/2 λ θ θ Interferometrin periaate. Jos säteily tulee radioteleskooppeihin samassa vaiheessa, nähdään yhdistetyssä säteilyssä maksimi aaltojen vahvistaessa toisiaan (tapaukset 1 ja 3). Jos tulevat aallot ovat vastakkaisessa vaiheessa, ne kumoavat toisensa (tapaus 2).
45 Suurimmilla radioteleskoopeilla voidaan parhaimmillaan saavuttaa noin 5 :n erotuskyky. Radioteleskoopin erotuskyvyn parantaminen yksittäisen antennin kokoa suurentamalla on vaikeata, koska nykyisissä konstruktioissa ollaan jo lähellä koon ylärajaa. Erilaisilla interferometreillä päästään kuitenkin parempaan erotuskykyyn kuin suurimmillakaan optisilla teleskoopeilla. Interferometrissä on vähintään kaksi yhteenkytkettyä antennia. Antennien välimatkaa D kutsutaan kannaksi. Oletetaan aluksi, että kanta on kohtisuorassa saapuvaa säteilyä vastaan. Tällöin säteily saapuu kumpaankin antenniin samanvaiheisena ja yhteenlasketussa säteilyssä havaitaan maksimi. Maapallon pyörimisen johdosta kannan ja saapuvan säteilyn välinen kulma kuitenkin muuttuu, jolloin antenneihin tulevien signaalien välille syntyy vaihe-ero. Tuloksena on sinimuotoinen interferenssikuvio, jonka minimit sattuvat silloin, kun vaihe on vastakkainen. Huippujen etäisyydet saadaan ehdosta θd = λ, missä θ on kannan kääntymä kulma ja λ säteilyn aallonpituus. Interferometrin erotuskyky on siis sama kuin antennin, jonka läpimitta on D. Yksityiskohtaisempaa tietoa lähteen rakenteesta saadaan, kun kantaa D muutellaan siirtämällä teleskooppeja toistensa suhteen. Näin voidaan periaatteessa havaita yhtä paljon yksityiskohtia kuin antennilla, jonka ulottuvuudet ovat samat kuin siirrettävien antennien eri asennoissaan yhteensä peittämä alue. Kuvassa 3.29 on esitetty apertuurisynteesin periaate. Menetelmää on erityisesti kehittänyt Sir Martin Ryle. Jos teleskoopit sijaitsevat itä-länsisuunnassa, niiden projektio taivaalla piirtää kohteen suunnasta riippuen maapallon pyöriessä ympyrän tai ellipsin 12 tunnin aikana. Muuttelemalla antennien paikkoja saadaan erikokoisia ympyröitä tai ellipsejä. Näin voidaan jäljitellä sellaista yhtenäistä antennia, jonka läpimitta on sama kuin antennien maksimietäisyys. Kun käytetään mahdollisimman monia erilaisia perusviivoja, saadaan yksityiskohtainen kartta yksittäisen antennin keilan kattamasta alueesta. Apertuurisynteesillä voidaan siten tuottaa taivaan radiovalokuvia.
46 a) b) c) AD & CD AB AC BC BD A a B A C B A D C B Apertuurisynteesin periaatteen selvittämiseksi tarkastellaan itä-länsisuuntaista interferometria, jonka antennit osoittavat kohti taivaannapaa. Antennit ovat identtisiä, kunkin läpimitta on D, ja käytetty aallonpituus on λ. Antennien minimietäisyys on a ja maksimietäisyys 6a. Kuvassa (a) antenneja on vain kaksi, A ja B, ja niiden välimatka on suurin mahdollinen. Maan pyöriessä antennit piirtävät 12 tunnin aikana taivaalle ympyrän, jonka halkaisija on λ/6a; tämä on paras tällä laitteistolla saavutettava erotuskyky. Kuvassa (b) mukaan on otettu kolmas antenni C, jolloin saadaan myös kannat AC ja BC. Niitä vastaavat halkaisijat taivaalla ovat λ/2a ja λ/4a. Kuvassa (d) laitteistoon on lisätty vielä antenni D. Nyt kannat AD ja DC ovat samoja, joten taivaalle muodostuu vain kaksi uutta ympyrää. Lisäämällä antenneja voidaan näin täyttää yksittäisen antennin koko keila. Kuvasta (c) nähdään, että kaikkia mahdollisia antennin paikkoja ei tarvitse käyttää, koska ne eivät enää anna uutta informaatiota; oleellista on sijoittaa antennit niin, että muodostuu mahdollisimman monta erilaista kantaa.
47 New Mexicossa sijaitseva VLA on synteesiteleskooppi, johon kuuluu 27 siirrettävää antennia.
48 Vieläkin parempi erotuskyky voidaan saavuttaa VLBI-tekniikalla (Very Long Baseline Interferometry), jossa perusviivan pituutta rajoittaa vain maapallon koko. Menetelmässä käytetään olemassaolevia teleskooppeja, jotka voivat sijaita vaikka eri mantereilla. Eri antenneista tulevat signaalit rekisteröidään yhdessä tarkoista atomikelloista saatavien ajoitussignaalien kanssa, ja lopuksi eri antennien tiedot yhdistetään ja käsitellään. VLBI-tekniikalla saavutetaan jopa erotuskyky. Menetelmä antaa myös tarkan keinon maanpäällisten etäisyyksien mittaamiseen. Mannertenvälisten perusviivojen pituudet pystytään mittaamaan muutaman senttimetrin tarkkuudella. Tätä käytetään geodesiassa mannerlaattojen ja navan liikkeiden tutkimiseen.
49 3.5 Muut aaltoalueet Gammasäteily. Gammatähtitiede tutkii säteilykvantteja, joiden energia vaihtelee välillä ev. Gamma- ja röntgentähtitieteen rajaksi valittu 10 5 ev vastaa m:n aallonpituutta. Ensimmäiset havainnot gammalähteistä saatiin 1960-luvun lopulla, kun OSO 3-tekokuussa ollut laite havaitsi Linnunradan gammasäteilyn. Myöhemmin on lähetetty useita gammatähtitieteelle omistettuja tekokuita. Viimeaikaisista satelliiteista voidaan mainita Compton Gamma Ray Observatory (GRO), joka oli toiminnassa , sekä yhä toimivat eurooppalainen Integral ja amerikkalainen Fermi. Gammakvanttien havaitseminen perustuu erilaisiin tuikeilmaisimiin. Niissä on tavallisesti päällekkäin useita kerroksia ilmaisinlevyjä, joissa gammasäteily muuttuu valosähköisen ilmiön kautta valomonistimella havaittavaksi valoksi. Gammakvantin energia saadaan selville siitä, kuinka syvälle ilmaisimeen kvantti tunkeutuu. Kvantin jättämien jälkien perusteella saadaan selville myös likimääräinen tulosuunta. Näkökenttä on rajoitettu tietylle alueelle varjostimen avulla. Suuntatarkkuus on kuitenkin heikko ja gammatähtitieteessä erotuskyky onkin kaukana muiden aaltoalueiden erotuskyvystä. Gammasäteily ei pääse ilmakehän lävitse, mutta sillä on vaikutuksia, jotka voidaan havaita myös maanpinnalta. Suurienerginen gammasäteilyn fotoni voi ilmakehään törmätessään synnyttää hiukkas-antihiukkaspareja. Hiukkasilla voi olla niin suuri liike-energia, että ne liikkuvat nopeammin kuin paikallinen valon nopeus ilmakehässä. Sellaiset hiukkaset synnyttävät Tšerenkovin säteilyä, joka voidaan havaita näkyvän valon alueella.
50 Kanarian saariin kuuluvalla La Palmalla sijaitsee MAGIC-teleskooppi, joka havaitsee gammasäteilyn synnyttämää Tšerenkovin säteilyä.
51 Röntgensäteily. Röntgentähtitieteen havaintoalue kattaa energiat välillä ev eli aallonpituudet nm. hyperboloidi paraboloidi polttotaso Röntgenkaukoputket perustuvat hipaisevaan heijastukseen (grazing reflection). Peilipintaan suoraan osuva röntgensäde ei heijastu pinnasta, vaan absorboituu. Jos fotoni osuu pintaan lähes pinnan suuntaisesti hipaisten, peilipinta pystyy heijastamaan säteen. Röntgenteleskoopin peilinä on hitaasti ohenevan lieriön sisäpinta. Alkuosa pinnasta on pyörähdysparaboloidin ja loppuosa hyperboloidin muotoinen. Säde heijastuu molemmista pinnoista ja kohdistuu polttotasoon. Käytännössä asetetaan sisäkkäin useita putkia.
52 Ensimmäisen röntgentaivaan kartoituksen teki SAS 1 eli Uhuru-tekokuu luvun lopulla Maata kiertävälle radalle lähetettiin HEAO 1 (High Energy Astronomy Observatory) ja HEAO 2 eli Einstein-observatorio, jotka kartoittivat röntgentaivasta paljon heikompiin kohteisiin kuin Uhuru. Viimeisimpiä röntgensatelliitteja ovat olleet 1999 laukaistut amerikkalainen Chandra ja eurooppalainen XMM-Newton. Koko taivasta tutkivien röntgentekokuiden lisäksi Maata on kiertänyt Aurinkoa tutkivia röntgenlaitteita, joista viimeisimpiä ovat japanilaiset Yohkoh ja Hinode sekä eurooppalainen SOHO. Useimmissa röntgentähtitieteen havainnoissa ilmaisimena on käytetty Geiger-Müller -laskuria, verrannollisuuslaskuria tai tuikeilmaisinta. Geiger-Müller- ja verrannollisuuslaskurit ovat kaasulla täytettyjä laatikoita, joiden seinät muodostavat katodin ja joiden keskellä kulkee anodilanka. Tarkemmissa laskureissa on useampi anodilanka. Laatikkoon tuleva röntgenkvantti ionisoi kaasua, jolloin anodin ja katodin välinen jännite synnyttää elektronien ja positiivisten ionien virran.
53 Ultraviolettisäteily. Röntgensäteilyn ja näkyvän valon välissä on ultraviolettialue, aallonpituuksilla nm. Lyhytaaltoinen pää on nimeltään äärimmäinen ultraviolettialue (Extreme Ultraviolet, EUV, XUV) ja se ulottuu aallonpituuksille nm. Tähtienvälisen vedyn absorption vuoksi EUV-alueella näkyvyys rajoittuu muutamaan sataan valovuoteen Auringon lähiympäristössä. Galaksin tasoa vastaan kohtisuorassa suunnassa on kuitenkin vedyn jakaumassa aukkopaikkoja, joiden lävitse nähdään Linnunradan ulkopuolelle. Taivas kartoitettiin EUVE-tekokuulla (Extreme Ultraviolet Explorer) 1990-luvulla. Vuonna 1978 laukaistu IUE oli yksi menestyksekkäimpiä tähtitieteellisiä satelliitteja. IUE:n teleskooppi oli 45 cm:n läpimittainen Ritchey-Chrétien -kaukoputki. Satellittia voitiin käyttää lähes kuten maanpäällisiä teleskooppeja: havaitsija voi kontrolliasemilta jatkuvasti seurata ja muuttaa satelliitin havainto-ohjelmaa. IUE toimi 20 vuoden ajan vuoteen 1998 saakka.
54 Infrapunahavainnoissa on käytettävä peilikaukoputkea, koska lasi ei päästä infrapunasäteilyä lävitseen. Erityisesti infrapunatyöskentelyyn tarkoitetuissa teleskoopeissa Cassegrainapupeili heilahtelee nopeasti edestakaisin ja kuvaa ilmaisimeen vuorotellen kohteen ja sen viereisen alan taustataivasta. Vähentämällä taustan kirkkaus kohteen kirkkaudesta saadaan taustan vaikutus poistetuksi. Ensimmäinen tehokas infrapunasatelliitti oli IRAS. Yhdysvaltain ja Hollannin yhteistyössä rakentama satelliitti lähetettiin vuoden 1983 alussa ja toimi kahdeksan kuukauden ajan. Se kartoitti koko taivaan neljällä eri aallonpituudella (12, 25, 60 ja 100 µm), ja löysi yli uutta infrapunakohdetta. Eurooppalainen ISO (Infrared Space Observatory) teki tarkempia havaintoja tuhansista infrapunakohteista Vuodesta 2003 lähtien on infrapunataivasta on kartoittanut amerikkalainen Spitzer, ja vuonna 2009 Euroopan avaruusjärjestö laukaisi avaruuteen oman Herschel-tekokuunsa.
55 Tämän hetken tehokkain infrapunasatelliitti on 2009 laukaistu eurooppalainen Herschel. Sen peilin läpimitta, 3.5 metriä, on suurempi kuin yhdessäkään aikaisemmassa tähtitieteellisessä satelliitissa. Peilin hioi lopulliseen muotoonsa Suomessa Tuorlan observatoriossa toimiva Opteon Oy.
56 Maailmankaikkeuden alkuräjähdyksen jäänteitä on kartoitettu infrapuna- ja mikroaaltoalueen tekokuilla. Erittäin menestyksekäs satelliitti oli 1989 lähetetty COBE (Cosmic Background Explorer), joka kartoitti taivaan taustasäteilyä submillimetri- ja infrapuna-alueessa. Vuodesta 2001 COBEn työtä jatkoi WMAP-luotain (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Toukokuussa 2009 lähetettiin eurooppalainen Planck-satelliitti.
57 3.6 Muita energiamuotoja Kosminen säteily. Kosminen säteily koostuu täysin ionisoituneista atomiytimistä, joita tulee maapallolle kaikista suunnista yhtä paljon. Niiden suunnasta ei voi päätellä säteilyn lähteen suuntaa, koska varattuina hiukkasina kosmiset säteet muuttavat jatkuvasti suuntaansa kulkiessaan pitkin Linnunradan magneettikenttää. Hiukkasten suuri energia kertoo, että ne ovat lähtöisin suurienergisistä lähteistä, kuten supernovaräjähdyksistä. Suurin osa kosmisista säteistä on protoneja (lähes 90 %) ja heliumytimiä (10 %), mutta mukana on raskaampiakin ytimiä. Näiden energiat vaihtelevat välillä ev. Kosmisista säteistä energisimmät aiheuttavat ilmakehän molekyyleihin osuessaan lähinnä myoneista koostuvaa sekundäärisäteilyä, joka havaitaan maanpinnalla.
58 Neutriinot. Vähäisten vuorovaikutusten vuoksi havaitseminen on vaikeaa. 1) Radiokemiallinen menetelmä. Havaintoaineena esimerkiksi tetrakloorieteeniä (C 2 Cl 4 ). Neutriinon osuessa klooriatomiin tämä muuttuu argoniksi: 37 Cl + ν 37 Ar + e Syntynyt argon on radioaktiivinen, joten se voidaan havaita. Kloorin ohella voidaan neutriinojen havaitsemiseksi käyttää myös litiumia ja galliumia. 2) Neutriinot aiheuttavat erittäin puhtaassa vedessä tai muussa väliaineessa Tšerenkovin säteilyä. Syntyvät valon välähdykset rekisteröidään valomonistimilla, jolloine saadaan selville myös säteilyn tulosuunta. (Japanilainen Kamiokande ja kanadalainen Sudburyn neutriino-observatorio SNOlab)
59
60 Gravitaatiosäteily. Gravitaatiosäteilyä syntyy kiihtyvässä liikkeessä olevista massoista. Säteily aiheuttaa avaruuden metriikan muutoksia. Voidaan havaita esimerkiksi interferometrilla, jolla seurataan peilien välimatkan muutoksia. Pisin peilien väli, noin 25 km, on amerikkalaisessa LIGO-järjestelmässä (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory). Jotta gravitaatioaallot voitaisiin havaita varmuudella, sama värähtely on rekisteröitävä usealla eri puolilla maapalloa sijaitsevalla ilmaisimella. Toistaiseksi varmoja havaintoja ei ole saatu.
Sähkömagneettinen säteily ja sen vuorovaikutusmekanismit
Astrofysiikkaa Sähkömagneettinen säteily ja sen vuorovaikutusmekanismit Sähkömagneettista säteilyä kuvataan joko aallonpituuden l tai taajuuden f avulla, tai vaihtoehtoisesti fotonin energian E avulla.
LisätiedotRefraktorit Ensimmäisenä käytetty teleskooppi-tyyppi
Refraktorit Ensimmäisenä käytetty teleskooppi-tyyppi Galilei 1609 Italiassa, keksitty edellisenä vuonna Hollannissa(?) vastasi teatterikiikaria (kupera objektiivi, kovera okulaari) Kepler 1610: tähtititeellinen
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I
4. Teleskoopit ja observatoriot Lauri Jetsu Fysiikan laitos Helsingin yliopisto (kuva: @garyseronik.com) Tavoite: Kuvata, kuinka teleskooppi rakennetaan aiemmin kuvatuista optisista elementeistä Teleskoopin
LisätiedotPolarimetria. Teemu Pajunen, Kalle Voutilainen, Lauri Valkonen, Henri Hämäläinen, Joel Kauppo
Polarimetria Teemu Pajunen, Kalle Voutilainen, Lauri Valkonen, Henri Hämäläinen, Joel Kauppo Sisällys 1. Polarimetria 1 2 1.1 Polarisaatio yleisesti 2 1.2 Lineaarinen polarisaatio 3 1.3 Ympyräpolarisaatio
Lisätiedot5. Kaukoputket ja observatoriot
5. Kaukoputket ja observatoriot 1. Perussuureet 2. Klassiset optiset ratkaisut 3. Teleskoopin pystytys 4. Fokus 5. Kuvan laatuun vaikuttavia tekijöitä 6. Observatorion sijoituspaikka 5.1 Teleskooppia kuvaavat
Lisätiedot5. Kaukoputket ja observatoriot. Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, luento Thomas Hackman
5. Kaukoputket ja observatoriot Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, luento 14.2.2008 Thomas Hackman 1 5. Kaukoputket ja observatoriot 1. Perussuureet 2. Klassiset optiset ratkaisut 3. Teleskoopin pystytys
LisätiedotHarjoitukset (20h): Laskuharjoitukset: 6x2h = 12h Muut harjoitukset (ryhmätyöskentely): 8h Luentomateriaali ja demot:
Tähtitieteen perusteet (5 op): FT Pasi Nurmi/Tuorlan Observatorio, pasnurmi@utu.fi Luento-opetus ja seminaarit (30h): Aikataulu Ma 12.15-17 Ti 12.15-17 Ke 12.15-17 To 12.15-17 Pe 12.15-17 1.vko Luennot
LisätiedotKaukoputket ja observatoriot
Kaukoputket ja observatoriot Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos kevät 2013 7. Kaukoputket ja observatoriot Perussuureet Klassiset optiset ratkaisut Teleskoopin pystytys Fokus Kuvan laatuun vaikuttavia
LisätiedotYleistä kurssiasiaa. myös ensi tiistaina vaikka silloin ei ole luentoa. (opiskelijanumerolla identifioituna) ! Ekskursio 11.4.
Yleistä kurssiasiaa! Ekskursio 11.4.! Tentti 12.5. klo 10-14! Laskarit alkavat tulevaisuudessa 15.45, myös ensi tiistaina vaikka silloin ei ole luentoa! Laskaripisteet tulevat verkkoon (opiskelijanumerolla
LisätiedotTeleskoopit ja observatoriot
Teleskoopit ja observatoriot Teleskoopin ensisijainen tehtävä on kerätä mahdollisimman paljon valoa (fotoneja) siihen liitettyyn instrumenttiin (kuten valokuvauslevy tai CCD-kamera). Kaukoputkea kuvaavat
Lisätiedot6. Kaukoputket ja observatoriot
6. Kaukoputket ja observatoriot Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, luento 23.2.2012 Kalvot: Jyri Näränen ja Thomas Hackman HTTPKI, kevät 2011, luento 4 1 6. Kaukoputket ja observatoriot Perussuureet
LisätiedotTähtitieteen Peruskurssi, Salon Kansalaisopisto, syksy 2010: HAVAINTOLAITTEET
Tähtitieteen Peruskurssi, Salon Kansalaisopisto, syksy 2010: HAVAINTOLAITTEET FT Seppo Katajainen, Turun Yliopisto, Finnish Center for Astronomy with ESO (FINCA) Havaintolaitteet Havaintolaitteet sähkömagneettisen
Lisätiedot3. Optiikka. 1. Geometrinen optiikka. 2. Aalto-optiikka. 3. Stokesin parametrit. 4. Perussuureita. 5. Kuvausvirheet. 6. Optiikan suunnittelu
3. Optiikka 1. Geometrinen optiikka 2. Aalto-optiikka 3. Stokesin parametrit 4. Perussuureita 5. Kuvausvirheet 6. Optiikan suunnittelu 3.1 Geometrinen optiikka! klassinen optiikka! Valoa kuvaa suoraan
LisätiedotYHDEN RAON DIFFRAKTIO. Laskuharjoitustehtävä harjoituksessa 11.
YHDEN RAON DIFFRAKTIO Laskuharjoitustehtävä harjoituksessa 11. Vanha tenttitehtävä Kapean raon Fraunhoferin diffraktiokuvion irradianssijakauma saadaan lausekkeesta æsin b ö I = I0 ç b è ø, missä b = 1
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen pk1 luento 11, Muut aaltoalueet. Kalvot: Jyri Näränen, Mikael Granvik & Veli-Matti Pelkonen
Havaitsevan tähtitieteen pk1 luento 11, Muut aaltoalueet Kalvot: Jyri Näränen, Mikael Granvik & Veli-Matti Pelkonen 11. Muut aaltoalueet 1. 2. 3. 4. 5. 6. Gamma Röntgen Ultravioletti Lähiinfrapuna Infrapuna
LisätiedotFYSIIKAN LABORATORIOTYÖT 2 HILA JA PRISMA
FYSIIKAN LABORATORIOTYÖT HILA JA PRISMA MIKKO LAINE 9. toukokuuta 05. Johdanto Tässä työssä muodostamme lasiprisman dispersiokäyrän ja määritämme työn tekijän silmän herkkyysrajan punaiselle valolle. Lisäksi
LisätiedotCCD-kamerat ja kuvankäsittely
CCD-kamerat ja kuvankäsittely Kari Nilsson Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA) Turun Yliopisto 6.10.2011 Kari Nilsson (FINCA) CCD-havainnot 6.10.2011 1 / 23 Sisältö 1 CCD-kamera CCD-kameran toimintaperiaate
LisätiedotMIKKELIN LUKIO SPEKTROMETRIA. NOT-tiedekoulu La Palma
MIKKELIN LUKIO SPEKTROMETRIA NOT-tiedekoulu La Palma Kasper Honkanen, Ilona Arola, Lotta Loponen, Helmi-Tuulia Korpijärvi ja Anastasia Koivikko 20.11.2011 Ryhmämme työ käsittelee spektrometriaa ja sen
LisätiedotSPEKTROGRAFIT. Mitataan valon aallonpituusjakauma
SPEKTROGRAFIT Mitataan valon aallonpituusjakauma Objektiivi-prisma: Objektiivin edessä oleva prisma levitää valon spektriksi tallennetaan CCD-kennolla Rakospektrografi: Teleskoopista kapean raon kautta
LisätiedotKokeellisen tiedonhankinnan menetelmät
Kokeellisen tiedonhankinnan menetelmät Ongelma: Tähdet ovat kaukana... Objektiivi Esine Objektiivi muodostaa pienennetyn ja ylösalaisen kuvan Tarvitaan useita linssejä tai peilejä! syys 23 11:04 Galilein
LisätiedotNOT-tutkielma. ~Janakkalan lukio 2013~ Jenita Lahti, Jenna Leppänen, Hilla Mäkinen ja Joni Palin
NOT-tutkielma ~Janakkalan lukio 2013~ Jenita Lahti, Jenna Leppänen, Hilla Mäkinen ja Joni Palin 2 Johdanto Osallistuimme NOT-projektiin, joka on tähtitiedeprojekti lukiolaisille. Projektiin kuului tähtitieteen
Lisätiedot11. Astrometria, ultravioletti, lähiinfrapuna
11. Astrometria, ultravioletti, lähiinfrapuna 1. Astrometria 2. Meridiaanikone 3. Suhteellinen astrometria 4. Katalogit 5. Astrometriasatelliitit 6. Ultravioletti 7. Lähi-infrapuna 13.1 Astrometria Taivaan
LisätiedotGeometrinen optiikka. Tasopeili. P = esinepiste P = kuvapiste
Geometrinen optiikka Tasopeili P = esinepiste P = kuvapiste Valekuva eli virtuaalinen kuva koska säteiden jatkeet leikkaavat (vs. todellinen kuva, joka muodostuu itse säteiden leikkauspisteeseen) Tasomainen
LisätiedotTähtitieteen perusteet: Johdatusta optiseen havaitsevaan tähtitieteeseen. FT Thomas Hackman FINCA & HY:n fysiikan laitos
Tähtitieteen perusteet: Johdatusta optiseen havaitsevaan tähtitieteeseen FT Thomas Hackman FINCA & HY:n fysiikan laitos TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 1 Luennon sisältö Ilmakehän vaikutus
LisätiedotTyö 2324B 4h. VALON KULKU AINEESSA
TURUN AMMATTIKORKEAKOULU TYÖOHJE 1/5 Työ 2324B 4h. VALON KULKU AINEESSA TYÖN TAVOITE Työssä perehdytään optisiin ilmiöihin tutkimalla valon kulkua linssisysteemeissä ja prismassa. Tavoitteena on saada
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, yhteenveto
Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, yhteenveto Luento 23.4.2009, T. Hackman & J. Näränen 1. Yleisesti tärkeätä Peruskäsitteet Mitä havaintomenetelmää kannatta käyttää? Minkälaista teleskooppia millekin
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I. Spektroskopia. Jyri Lehtinen. kevät Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos
Spektroskopia Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos kevät 2013 8. Spektroskopia Peruskäsitteet Spektroskoopin rakenne Spektrometrian käyttö Havainnot ja redusointi Spektropolarimetria 8. Yleistä spektroskopiasta
Lisätiedot5. Optiikka. Havaitsevan tähtitieteen pk I, luento 5, Kalvot: Jyri Näränen ja Thomas Hackman. HTTPK I, kevät 2012, luento 5
5. Optiikka Havaitsevan tähtitieteen pk I, luento 5, 16.2. 2012 Kalvot: Jyri Näränen ja Thomas Hackman 1 5. Optiikka 1. Geometrinen optiikka 2. Peilit ja linssit 3. Perussuureita 4. Kuvausvirheet 5. Aalto-optiikka
LisätiedotTähtitieteen pikakurssi
Tähtitieteen pikakurssi Etäisyyden yksiköt tähtitieteessä: Astronominen yksikkö AU = 149 597 870 kilometriä. Tämä vastaa sellaisen Aurinkoa kiertävän kuvitellun kappaleen etäisyyttä, jonka kiertoaika on
LisätiedotRATKAISUT: 16. Peilit ja linssit
Physica 9 1 painos 1(6) : 161 a) Kupera linssi on linssi, jonka on keskeltä paksumpi kuin reunoilta b) Kupera peili on peili, jossa heijastava pinta on kaarevan pinnan ulkopinnalla c) Polttopiste on piste,
LisätiedotFaktaa ja fiktiota Suomi-asteroideista
Aurinkokuntatapaaminen 2019 Faktaa ja fiktiota Suomi-asteroideista Hannu Määttänen Yrjö Väisälä 1891 1971 Kuva: Turun yliopisto Kuva: Turun yliopisto Akateemikko Yrjö Väisälä ja observaattori Liisi Oterma
LisätiedotSPEKTROMETRI, HILA JA PRISMA
FYSA234/K2 SPEKTROMETRI, HILA JA PRISMA 1 Johdanto Kvanttimekaniikan mukaan atomi voi olla vain tietyissä, määrätyissä energiatiloissa. Perustilassa, jossa atomi normaalisti on, energia on pienimmillään.
Lisätiedot34. Geometrista optiikkaa
34. Geometrista optiikkaa 34. Kuvan muodostuminen 2 Lähtökohta: Pistemäisestä esineestä valonsäteet lähtevät kaikkiin suuntiin. P P 3 s s Arkihavainto: Tasopeili muodostaa kuvan heijastamalla esineen pisteistä
LisätiedotFotometria ja avaruuskuvien käsittely
NOT-tiedekoulu 2011 Fotometria ja avaruuskuvien käsittely Rapusumu Ryhmä 2: Anna Anttalainen, Oona Snicker, Henrik Rahikainen, Arttu Tiusanen ja Sami Seppälä Sisällysluettelo 1 Fotometria 1.1 Johdantoa
Lisätiedot4. Kaukoputket, observatoriot ja ilmaisimet
4. Kaukoputket, observatoriot ja ilmaisimet Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, luento 10.2.2011 Thomas Hackman HTTPKI, kevät 2011, luento 4 1 4. Kaukoputket ja observatoriot Perussuureet Klassiset
LisätiedotFYSA230/2 SPEKTROMETRI, HILA JA PRISMA
FYSA230/2 SPEKTROMETRI, HILA JA PRISMA 1 JOHDANTO Työssä tutustutaan hila- ja prismaspektrometreihin, joiden avulla tutkitaan valon taipumista hilassa ja taittumista prismassa. Samalla tutustutaan eräiden
Lisätiedot7.4 Fotometria CCD kameralla
7.4 Fotometria CCD kameralla Yleisin CCDn käyttötapa Yleensä CCDn edessä käytetään aina jotain suodatinta, jolloin kuvasta saadaan siistimpi valosaaste UV:n ja IR:n interferenssikuviot ilmakehän dispersion
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I
5. Ilmaisimet Lauri Jetsu Fysiikan laitos Helsingin yliopisto Ilmaisimet Ilmaisimet (kuvat: @ursa: havaitseva tähtitiede, @kqedscience.tumblr.com) Ilmaisin = Detektori: rekisteröi valon ja muuttaa käsiteltävään
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I
Geometrinen optiikka 3. Optiikka Lauri Jetsu Fysiikan laitos Helsingin yliopisto Geometrinen optiikka Geometrinen optiikka Geometrinen optiikka (kuva: @www.goldastro.com) Ei huomioi, että valo on aaltoliikettä
LisätiedotDiplomi-insinöörien ja arkkitehtien yhteisvalinta - dia-valinta 2014 Insinöörivalinnan fysiikan koe 28.5.2014, malliratkaisut
A1 Diplomi-insinöörien ja arkkitehtien yhteisvalinta - dia-valinta 014 Insinöörivalinnan fysiikan koe 8.5.014, malliratkaisut Kalle ja Anne tekivät fysikaalisia kokeita liukkaalla vaakasuoralla jäällä.
LisätiedotValon havaitseminen. Näkövirheet ja silmän sairaudet. Silmä Näkö ja optiikka. Taittuminen. Valo. Heijastuminen
Näkö Valon havaitseminen Silmä Näkö ja optiikka Näkövirheet ja silmän sairaudet Valo Taittuminen Heijastuminen Silmä Mitä silmän osia tunnistat? Värikalvo? Pupilli? Sarveiskalvo? Kovakalvo? Suonikalvo?
LisätiedotVALAISTUSTA VALOSTA. Fysiikan ja kemian perusteet ja pedagogiikka. Kari Sormunen Kevät 2014
VALAISTUSTA VALOSTA Fysiikan ja kemian perusteet ja pedagogiikka Kari Sormunen Kevät 2014 OPPILAIDEN KÄSITYKSIÄ VALOSTA Oppilaat kuvittelevat, että valo etenee katsojan silmästä katsottavaan kohteeseen.
LisätiedotValo, valonsäde, väri
Kokeellista fysiikkaa luokanopettajille Ari Hämäläinen kevät 2005 Valo, valonsäde, väri Näkeminen, valonlähteet Pimeässä ei ole valoa, eikä pimeässä näe. Näkeminen perustuu esineiden lähettämään valoon,
LisätiedotFysiikka 8. Aine ja säteily
Fysiikka 8 Aine ja säteily Sähkömagneettinen säteily James Clerk Maxwell esitti v. 1864 sähkövarauksen ja sähkövirran sekä sähkö- ja magneettikentän välisiä riippuvuuksia kuvaavan teorian. Maxwellin teorian
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen pk1 luento 7, Astrometria, ultravioletti ja lähi-infrapuna. Kalvot: Jyri Näränen, Mikael Granvik & Veli-Matti Pelkonen
Havaitsevan tähtitieteen pk1 luento 7, Astrometria, ultravioletti ja lähi-infrapuna Kalvot: Jyri Näränen, Mikael Granvik & Veli-Matti Pelkonen 7. Astrometria, ultravioletti, lähi-infrapuna 1. 2. 3. 4.
LisätiedotOptiikkaa. () 10. syyskuuta 2008 1 / 66
Optiikkaa Kaukoputki on oikeastaan varsin yksinkertainen optinen laite. Siihen liitettävissä mittalaitteissa on myös optiikkaa, joskus varsin mutkikastakin. Vaikka havaitsijan ei tarvitsekaan tietää, miten
LisätiedotTyön tavoitteita. 1 Teoriaa
FYSP103 / K3 BRAGGIN DIFFRAKTIO Työn tavoitteita havainnollistaa röntgendiffraktion periaatetta konkreettisen laitteiston avulla ja kerrata luennoilla läpikäytyä teoriatietoa Röntgendiffraktio on tärkeä
Lisätiedot6. Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat. Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, luento Thomas Hackman (Kalvot: J.
6. Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, luento 21.2.2008 Thomas Hackman (Kalvot: J. Näränen) 6. Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat 1. Silmä, valokuvaus, valomonistinputki
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I. Optiikka. Jyri Lehtinen. kevät Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos
Optiikka Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos kevät 2013 5. Optiikka Geometrinen optiikka Peilit ja linssit Perussuureita Kuvausvirheet Aalto-optiikka Optiikan suunnittelu 5.1 Geometrinen optiikka Klassinen
LisätiedotVALAISTUSTA VALOSTA. Fysiikan ja kemian pedagogiikan perusteet. Kari Sormunen Syksy 2014
VALAISTUSTA VALOSTA Fysiikan ja kemian pedagogiikan perusteet Kari Sormunen Syksy 2014 OPPILAIDEN KÄSITYKSIÄ VALOSTA Oppilaat kuvittelevat, että valo etenee katsojan silmästä katsottavaan kohteeseen. Todellisuudessa
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I
2. Ilmakehän vaikutus havaintoihin Lauri Jetsu Fysiikan laitos Helsingin yliopisto Ilmakehän vaikutus havaintoihin Ilmakehän häiriöt (kuva: @www.en.wikipedia.org) Sää: pilvet, sumu, sade, turbulenssi,
LisätiedotHavaitseva tähtitiede 1
Havaitseva tähtitiede 1 19. elokuuta 2009 Leo Takalo puh. 3338229 email: takalo@utu.fi Kirjallisuutta Nilsson, Takalo, Piironen: Havaitseva tähtitiede I (kurssikirja) Kitchin: Astrophysical techniques
LisätiedotTeoreettisia perusteita I
Teoreettisia perusteita I - fotogrammetrinen mittaaminen perustuu pitkälti kollineaarisuusehtoon, jossa pisteestä heijastuva valonsäde kulkee suoraan projektiokeskuksen kautta kuvatasolle - toisaalta kameran
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen pk 1 Luento 11: (kalvot: Jyri Näränen ja Mikael Granvik)
Havaitsevan tähtitieteen pk 1 Luento 11: (kalvot: Jyri Näränen ja Mikael Granvik) 11. Uusi havaintoteknologia 1. Suuret teleskoopit 2. Monipeili- ja mosaiikkiteleskoopit 3. Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka
LisätiedotPlanck satelliitti. Mika Juvela, Helsingin yliopiston Observatorio
Planck satelliitti Mika Juvela Helsingin yliopiston Observatorio kosmista taustasäteilyä tutkiva Planck satelliitti laukaistaan vuonna 2008 Planck kartoittaa koko taivaan yhdeksällä radiotaajuudella 30GHz
LisätiedotTähtitieteen Peruskurssi, Salon Kansalaisopisto, syksy 2010: Valo ja muu säteily
Tähtitieteen Peruskurssi, Salon Kansalaisopisto, syksy 2010: Valo ja muu säteily FT Seppo Katajainen, Turun Yliopisto, Finnish Center for Astronomy with ESO (FINCA) Valo ja muu sähkömagneettinen säteily
Lisätiedotd sinα Fysiikan laboratoriotyöohje Tietotekniikan koulutusohjelma OAMK Tekniikan yksikkö TYÖ 8: SPEKTROMETRITYÖ I Optinen hila
Fysiikan laboratoriotyöohje Tietotekniikan koulutusohjelma OAMK Tekniikan yksikkö TYÖ 8: SPEKTROMETRITYÖ I Optinen hila Optisessa hilassa on hyvin suuri määrä yhdensuuntaisia, toisistaan yhtä kaukana olevia
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, kevät 2007
Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, kevät 2007 Luennoitsijat: FM J. Näränen ja FT T. Hackman Laskuharjoitusassistentti: M. Lindborg Luentoajat: To 12-14, periodit 3-4 Kotisivu: http://www.astro.helsinki.fi/opetus/kurssit/havaitseva
Lisätiedot7.4 PERUSPISTEIDEN SIJAINTI
67 7.4 PERUSPISTEIDEN SIJAINTI Optisen systeemin peruspisteet saadaan systeemimatriisista. Käytetään seuraavan kuvan merkintöjä: Kuvassa sisäänmenotaso on ensimmäisen linssin ensimmäisessä pinnassa eli
LisätiedotKvantittuminen. E = hf f on säteilyn taajuus h on Planckin vakio h = 6, Js = 4, evs. Planckin kvanttihypoteesi
Kvantittuminen Planckin kvanttihypoteesi Kappale vastaanottaa ja luovuttaa säteilyä vain tietyn suuruisina energia-annoksina eli kvantteina Kappaleen emittoima säteily ei ole jatkuvaa (kvantittuminen)
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen pk 1 Luento 5: Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat. Jyri Näränen
Havaitsevan tähtitieteen pk 1 Luento 5: Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat Jyri Näränen Metsähovin ekskursio Keskiviikko 11.3. klo 18.30-> Tutustutaan teleskooppeihin ja observatorioalueeseen Jos sää
LisätiedotFotometria 17.1.2011. Eskelinen Atte. Korpiluoma Outi. Liukkonen Jussi. Pöyry Rami
1 Fotometria 17.1.2011 Eskelinen Atte Korpiluoma Outi Liukkonen Jussi Pöyry Rami 2 Sisällysluettelo Havaintokohteet 3-5 Apertuurifotometria ja PSF-fotometria 5 CCD-kamera 5-6 Havaintojen tekeminen 6 Kuvien
Lisätiedot1. Polarimetria. voidaan tutkia mm. planeettojen ilmakehien ja tähtien välistä pölyä.
Polarimetria Tekijät: Immonen Antti, Nieminen Anni, Partti Jussi, Pylkkänen Kaisa ja Viljakainen Antton Koulut: Mikkelin Lyseon lukio ja Mikkelin Yhteiskoulun lukio Päiväys: 21.11.2008 Lukion oppiaine:
Lisätiedot1/6 TEKNIIKKA JA LIIKENNE FYSIIKAN LABORATORIO V1.31 9.2011
1/6 333. SÄDEOPTIIKKA JA FOTOMETRIA A. INSSIN POTTOVÄIN JA TAITTOKYVYN MÄÄRITTÄMINEN 1. Työn tavoite. Teoriaa 3. Työn suoritus Työssä perehdytään valon kulkuun väliaineissa ja niiden rajapinnoissa sädeoptiikan
Lisätiedot25 INTERFEROMETRI 25.1 Johdanto
5 INTERFEROMETRI 5.1 Johdanto Interferometrin toiminta perustuu valon interferenssiin. Interferenssillä tarkoitetaan kahden tai useamman aallon yhdistymistä yhdeksi resultanttiaalloksi. Kuvassa 1 tarkastellaan
LisätiedotAurinko. Tähtitieteen peruskurssi
Aurinko K E S K E I S E T K Ä S I T T E E T : A T M O S F Ä Ä R I, F O T O S F Ä Ä R I, K R O M O S F Ä Ä R I J A K O R O N A G R A N U L A A T I O J A A U R I N G O N P I L K U T P R O T U B E R A N S
LisätiedotPolarisaatio. Timo Lehtola. 26. tammikuuta 2009
Polarisaatio Timo Lehtola 26. tammikuuta 2009 1 Johdanto Lineaarinen, ympyrä, elliptinen Kahtaistaittuvuus Nicol, metalliverkko Aaltolevyt 2 45 Polarisaatio 3 Lineaarinen polarisaatio y Sähkökentän vaihtelu
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I. Spektroskopia. Jyri Lehtinen. kevät Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos
Spektroskopia Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos kevät 2013 8.2.6 Échelle-spektroskooppi Harva hila, n. 50 viivaa/mm Suuri blaze-kulma, n. 60 Havaitaan korkeita kertalukuja, m 20 60 suuri dispersio ja
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I. Ilmakehän vaikutus havaintoihin. Jyri Lehtinen. kevät Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos
Ilmakehän vaikutus havaintoihin Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos kevät 2013 2. Ilmakehän vaikutus havaintoihin Ilmakehän transmissio (läpäisevyys) sähkömagneettisen säteilyn eri aallonpituuksilla 2.
LisätiedotTarinaa tähtitieteen tiimoilta FYSIIKAN JA KEMIAN PERUSTEET JA PEDAGOGIIKKA 2014 KARI SORMUNEN
Tarinaa tähtitieteen tiimoilta FYSIIKAN JA KEMIAN PERUSTEET JA PEDAGOGIIKKA 2014 KARI SORMUNEN Oppilaiden ennakkokäsityksiä avaruuteen liittyen Aurinko kiertää Maata Vuodenaikojen vaihtelu johtuu siitä,
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, kevät 2008
Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, kevät 2008 Luennoitsijat: FM J. Näränen ja FT T. Hackman Laskuharjoitusassistentti: J. Lehtinen Luentoajat: To 12-14, periodit 3-4 Kotisivu: http://www.astro.helsinki.fi/opetus/kurssit/havaitseva
LisätiedotValon luonne ja eteneminen. Valo on sähkömagneettista aaltoliikettä, ei tarvitse väliainetta edetäkseen
Valon luonne ja eteneminen Valo on sähkömagneettista aaltoliikettä, ei tarvitse väliainetta edetäkseen 1 Valonlähteitä Perimmiltään valon lähteenä toimii kiihtyvässä liikkeessä olevat sähkövaraukset Kaikki
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, kevät 2012
Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, kevät 2012 Luennoitsijat: FT Thomas Hackman & FT Veli-Matti Pelkonen Luentoajat: To 14-16, periodit 3-4 Kotisivu: http://www.helsinki.fi/astro/opetus/kurssit/havaitseva
LisätiedotKuva 1. Valon polarisoituminen. P = polarisaattori, A = analysaattori (kierrettävä).
P O L A R I S A A T I O VALON POLARISAATIO = ilmiö, jossa valon sähkökentän värähtelyt tapahtuvat vain yhdessä tasossa (= polarisaatiotasossa) kohtisuorasti etenemissuuntaa vastaan Kuva 1. Valon polarisoituminen.
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I Johdanto
Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I Johdanto Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos kevät 2013 Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I Luennoitsijat:, Veli-Matti Pelkonen Luentoajat: To 14 16 Laskuharjoitusassistentti:
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen pk I, 2012
Havaitsevan tähtitieteen pk I, 2012 Kuva: J.Näränen 2004 Luento 2, 26.1.2012: Ilmakehän vaikutus havaintoihin Luennoitsija: Thomas Hackman HTTPK I, kevät 2012, luento2 1 2. Ilmakehän vaikutus havaintoihin
Lisätiedot9. Polarimetria. 1. Stokesin parametrit 2. Polarisaatio tähtitieteessä. 3. Polarisaattorit 4. CCD polarimetria
9. Polarimetria 1. Stokesin parametrit 2. Polarisaatio tähtitieteessä 3. Polarisaattorit 4. CCD polarimetria 10.1 Stokesin parametrit 10.1
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I
1. Historia Lauri Jetsu Fysiikan laitos Helsingin yliopisto Johdanto Luennot (kuva: @www.astro.utu.fi) Lauri Jetsu (lauri.jetsu@helsinki.fi) Veli-Matti Pelkonen (veli-matti.pelkonen@helsinki.fi) Paikka
LisätiedotTähtitiede Tutkimusta maailmankaikkeuden laidoilta Aurinkokuntaan
Tähtitiede Tutkimusta maailmankaikkeuden laidoilta Aurinkokuntaan Jyri Näränen Paikkatietokeskus, MML jyri.naranen@nls.fi http://personal.inet.fi/tiede/naranen/ Oheislukemista Palviainen, Asko ja Oja,
LisätiedotELEC-A4130 Sähkö ja magnetismi (5 op)
ELEC-A4130 Sähkö ja magnetismi (5 op) Jari J. Hänninen 2015 16/IV V Luentoviikko 9 Tavoitteet Valon luonne ja eteneminen Dispersio Lähde: https: //www.flickr.com/photos/fastlizard4/5427856900/in/set-72157626537669172,
LisätiedotInfrapunaspektroskopia
ultravioletti näkyvä valo Infrapunaspektroskopia IHMISEN JA ELINYMPÄ- RISTÖN KEMIAA, KE2 Kertausta sähkömagneettisesta säteilystä Sekä IR-spektroskopia että NMR-spektroskopia käyttävät sähkömagneettista
LisätiedotRatkaisu: Maksimivalovoiman lauseke koostuu heijastimen maksimivalovoimasta ja valonlähteestä suoraan (ilman heijastumista) tulevasta valovoimasta:
LASKUHARJOITUS 1 VALAISIMIEN OPTIIKKA Tehtävä 1 Pistemäinen valonlähde (Φ = 1000 lm, valokappaleen luminanssi L = 2500 kcd/m 2 ) sijoitetaan 15 cm suuruisen pyörähdysparaboloidin muotoisen peiliheijastimen
Lisätiedot10. Polarimetria. 1. Polarisaatio tähtitieteessä. 2. Stokesin parametrit. 3. Polarisaattorit. 4. CCD polarimetria
10. Polarimetria 1. Polarisaatio tähtitieteessä 2. Stokesin parametrit 3. Polarisaattorit 4. CCD polarimetria 10.1 Polarisaatio tähtitieteessä Polarisaatiota mittaamalla päästään käsiksi moniin fysikaalisiin
Lisätiedot9. Polarimetria. Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, Syksy 2017 Thomas Hackman (Kalvot JN, TH, MG & VMP)
9. Polarimetria Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, Syksy 2017 Thomas Hackman (Kalvot JN, TH, MG & VMP) 1 9. Polarimetria 1. Stokesin parametrit 2. Polarisaatio tähtitieteessä 3. Polarisaattorit 4.
LisätiedotKuvan etäisyys tässä tapauksessa on ns. polttoväli (focal length): ja kuvausyhtälö (6.3.2) voidaan kirjoittaa mukavaan muotoon + =. (6.3.
135 Kuvan etäisyys tässä tapauksessa on ns. polttoväli (focal length): R ì f > 0, kovera peili f = í (6.3.3) î f < 0, kupera peili ja kuvausyhtälö (6.3.) voidaan kirjoittaa mukavaan muotoon 1 1 1 + =.
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, kevät Luento 2, : Ilmakehän vaikutus havaintoihin Luennoitsija: Jyri Näränen
Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, kevät 2008 Luento 2, 24.1.2007: Ilmakehän vaikutus havaintoihin Luennoitsija: Jyri Näränen 1 2. Ilmakehän vaikutus havaintoihin Optinen ikkuna Radioikkuna Ilmakehän
LisätiedotS-108-2110 OPTIIKKA 1/10 Laboratoriotyö: Polarisaatio POLARISAATIO. Laboratoriotyö
S-108-2110 OPTIIKKA 1/10 POLARISAATIO Laboratoriotyö S-108-2110 OPTIIKKA 2/10 SISÄLLYSLUETTELO 1 Polarisaatio...3 2 Työn suoritus...6 2.1 Työvälineet...6 2.2 Mittaukset...6 2.2.1 Malus:in laki...6 2.2.2
LisätiedotTyön tavoitteita. 1 Johdanto
FYSP103 / K2 FRAUNHOFERIN DIFFRAKTIO Työn tavoitteita havainnollistaa valon taipumiseen (diffraktio) ja interferenssiin liittyviä ilmiöitä erilaisissa rakosysteemeissä sekä syventää kyseisten ilmiöiden
LisätiedotRatkaisu: Taittuminen ensimmäisessä pinnassa on tietysti sama kuin edellisessä esimerkissä. Säteet taittuvat ja muodostaisivat kuva 40 cm:n
141 ------------------------------------------------Esimerkki: Paksu linssi. Edellisessä esimerkissä materiaali 2 ulottuu niin pitkälle, että kuva muodostuu sen sisälle. Miten tilanne muuttuu, jos jälkimmäinen
Lisätiedot9. Polarimetria. tähtitieteessä. 1. Polarisaatio. 2. Stokesin parametrit. 3. Polarisaattorit. 4. CCD polarimetria
9. Polarimetria 1. Polarisaatio tähtitieteessä 2. Stokesin parametrit 3. Polarisaattorit 4. CCD polarimetria 9.1 Polarisaatio tähtitieteessä! Polarisaatiota mittaamalla päästään käsiksi moniin fysikaalisiin
LisätiedotLinssin kuvausyhtälö (ns. ohuen linssin approksimaatio):
Fysiikan laboratorio Työohje 1 / 5 Optiikan perusteet 1. Työn tavoite Työssä tutkitaan valon kulkua linssisysteemeissä ja perehdytään interferenssi-ilmiöön. Tavoitteena on saada perustietämys optiikasta
LisätiedotKosmos = maailmankaikkeus
Kosmos = maailmankaikkeus Synty: Big Bang, alkuräjähdys 13 820 000 000 v sitten Koostumus: - Pimeä energia 3/4 - Pimeä aine ¼ - Näkyvä aine 1/20: - vetyä ¾, heliumia ¼, pari prosenttia muita alkuaineita
Lisätiedota) Piirrä hahmotelma varjostimelle muodostuvan diffraktiokuvion maksimeista 1, 2 ja 3.
Ohjeita: Tee jokainen tehtävä siististi omalle sivulleen/sivuilleen. Merkitse jos tehtävä jatkuu seuraavalle konseptille. Kirjoita ratkaisuihin näkyviin tarvittavat välivaiheet ja perustele lyhyesti käyttämästi
Lisätiedot8. Fotometria (jatkuu)
8. Fotometria (jatkuu) 1. Magnitudijärjestelmät 2. Fotometria CCD kameralla 3. Instrumentaalimagnitudit 4. Havaintojen redusointi standardijärjestelmään 5. Kalibrointi käytännössä 6. Absoluuttinen kalibrointi
Lisätiedoteli HUOM! - VALEASIAT OVAT AINA NEGATIIVISIA ; a, b, f, r < 0 - KOVERALLE PEILILLE AINA f > 0 - KUPERALLE PEILILLE AINA f < 0
PEILIT KOVERA PEILI JA KUPERA PEILI: r = PEILIN KAAREVUUSSÄDE F = POLTTOPISTE eli focus f = POLTTOVÄLI eli polttopisteen F etäisyys pelin keskipisteestä; a = esineen etäisyys peilistä b = kuvan etäisyys
LisätiedotKapasitiivinen ja induktiivinen kytkeytyminen
Kapasitiivinen ja induktiivinen kytkeytyminen EMC - Kaapelointi ja kytkeytyminen Kaapelointi merkittävä EMC-ominaisuuksien kannalta yleensä pituudeltaan suurin elektroniikan osa > toimii helposti antennina
LisätiedotRadioastronomia harjoitustyö; vedyn 21cm spektriviiva
Radioastronomia harjoitustyö; vedyn 21cm spektriviiva Tässä työssä tehdään spektriviivahavainto atomaarisen vedyn 21cm siirtymästä käyttäen yllä olevassa kuvassa olevaa Observatorion SRT (Small Radio Telescope)
LisätiedotHarjoitustehtävien vastaukset
Harjoitustehtävien vastaukset Esimerkiksi kaiutinelementti, rumpukalvo (niin rummussa kuin korvassa), jännitetty kuminauha tai kielisoittimien (esimerkiksi viulu, kitara) kielet, kellon koneisto, heiluri,
Lisätiedot9. Polarimetria. Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, Kevät 2014 Veli-Matti Pelkonen (Kalvot JN, TH, MG & VMP)
9. Polarimetria Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, Kevät 2014 Veli-Matti Pelkonen (Kalvot JN, TH, MG & VMP) 1 9. Polarimetria 1. Stokesin parametrit 2. Polarisaatio tähtitieteessä 3. Polarisaattorit
LisätiedotHavaitsevan tähtitieteen pk 1 Luento 6: Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat. Jyri Näränen
Havaitsevan tähtitieteen pk 1 Luento 6: Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat Jyri Näränen Metsähovin ekskursio Tutustutaan teleskooppeihin ja observatorioalueeseen Jos sää on hyvä niin myös pyritään havaitsemaan
Lisätiedot