Sähkömagneettinen säteily ja sen vuorovaikutusmekanismit

Koko: px

Aloita esitys sivulta:

Download "Sähkömagneettinen säteily ja sen vuorovaikutusmekanismit"

Aarne Laaksonen
6 vuotta sitten
Katselukertoja:

1 Astrofysiikkaa

Sähkömagneettinen säteily ja sen vuorovaikutusmekanismit Sähkömagneettista säteilyä kuvataan joko aallonpituuden l tai taajuuden f avulla, tai vaihtoehtoisesti fotonin energian E avulla.

2 Sähkömagneettinen säteily ja sen vuorovaikutusmekanismit Sähkömagneettista säteilyä kuvataan joko aallonpituuden l tai taajuuden f avulla, tai vaihtoehtoisesti fotonin energian E avulla. Näiden välinen riippuvuus on f=c/l =E/h, missä c on valon nopeus (tyhjiössä c= m/s) ja h on Planckin vakio (6,626x10-34 J. s). Eli fotonille E=hc/l tai E=hf Sähkömagneettinen säteily ei tarvitse väliainetta edetäkseen Tähtitiede 1

3 Transmissio ja absorptio Ilmakehä estää suurinta osaa sähkömagneettisen säteilyn spektristä pääsemästä maanpinnalle. Tärkeimmät havaintoikkunat maanpinnalla ovat radioalueella ja kapeammassa optisessa ikkunassa. Tähtitiede 1

4 Skintillaatio ja seeing Ilmakehä ei ole homogeeninen, vaan siinä on pieniskaalaista turbulenssia (isoplanaattinen alue n. 10 cm), joka aiheuttaa hyvin nopeita muutoksia ilman taitekertoimessa havaitsijan silmän ja kohteen välisessä näkösäteessä. Tästä aiheutuu mm. tähtien tuikkiminen. Skintillaatio on voimakkainta horisontin lähellä ja esim. Sirius on usein melko lähellä horisonttia ja siten tuikkii voimakkaasti kauniissa väreissä. Ilmakehän vaikutuksesta ja paikallisista vaihteluista (maasto+kaukoputki) johtuen tähden valo leviää havaittaessa pyöreäksi läiskäksi Seeingin mitta on tähden puoliarvoleveys Merenpinnalla tyypillisesti 2-5 ja parhaissa paikoissa n. 0.3 Seeingistä johtuen maan pinnalta ei saavuteta teoreettista erotuskykyä optisilla kaukoputkilla (tästä myöhemmin lisää) Tähtitiede 1

5 Hyvä seeing Huono seeing, sama tähti leviää laajalle alueelle

Kaukoputken päätehtävät ja kuvien perusominaisuudet Tähtitieteellisissä havainnoissa kaukoputkella on kolme päätehtävää: 1) koota mahdollisimman

kulmaläpimittaa 3) toimia kohteen paikan mittausvälineenä (astrometria) Kuvissa voidaan erottaa kolme eri ominaisuutta: 1) Intensiteetti ja

8 Kaukoputken päätehtävät ja kuvien perusominaisuudet 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 (astrometria) Kuvissa voidaan erottaa kolme eri ominaisuutta: 1) Intensiteetti ja kontrasti: Miten eri valovoiman kohteita voidaan erotella 2) Resoluutio eli erotuskyky: Miten pieniä yksityiskohtia voidaan erottaa 3) Suurennus: Kuinka isolta kohde näyttää

9 Optiset teleskooppityypit Optisia teleskooppeja on kahta päätyyppiä: peiliteleskooppeja eli reflektoreja ja linssiteleskooppeja eli refraktoreita Tähtitiede 1

10 Kaukoputkien pystytykset Ekvatoriaalinen pystytys: yksi akseli (tuntiakseli) osoittaa kohti taivaannapaa ja sitä vastaan kohtisuorassa suunnassa on toinen akseli (deklinaatioakseli). Ongelmana on deklinaatioakselin laakerointi, jos kaukoputki on painava. Kohdetta seuratessa tarvitaan vain tuntiakselin suuntainen kiertyminen. Hyvä esim. tähtikuvauksiin. Alt-atsimutaalinen pystytys: yksi akseli osoittaa zeniittiin ja toinen on tätä vastaan kohtisuorassa. Kaukoputken kiertyminen molempien akselien mukaan. Tietokoneiden ansiosta kaukoputken ohjaaminen on helppoa ja tämä on nykyisin yleisin tapa. Suurilla kaukoputkilla tämä on myös tukevampi rakenne. Variaatiota ovat mm. kolmijalka, haarukka ja Dobsonilainen kiinnitys. Ongelma on kuvakentän kiertyminen! Tähtitiede 1

11 Käytännön muistisääntönä voidaan pitää, että kaksi kohdetta erottuvat toisistaan jos niiden välinen kulma on: (teoreettinen maksimi erotuskyvylle)

12 Esimerkki: Optisen teleskoopin halkaisija on 5 metriä. Kuinka pieniä yksityiskohtia teleskoopilla voidaan nähdä kuussa, jonka etäisyys maapallolta on noin kilometriä. Aallonpituus on 550 nm ja erotuskyky on diffraktiorajoitteinen. Rayleigh n kriteerin mukaan l 1. min 22 D Kun kulma on pieni, voidaan käyttää approksimaatiota tan l D 550nm 5m min 10 7 x km rad 53. 7m

13 CCD-kenno

14 pikselit CCD-siru Ilmaisimeen osunut fotoni irrottaa elektronin, joka jää vangiksi syntykohtaansa.

15 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. Prisman sijasta spektrin muodostamiseen käytetään tavallisimmin hilaa. Hilassa on vieri vieressä uurteita, tyypillisesti useita satoja millimetrillä. Hiloja on kahdenlaisia: heijastus ja läpäisyhiloja. Heijastushilassa valoa ei absorboidu lasiin kuten prismassa tai läpäisyhilassa.

16 Projektin esittäminen Wordissa, PowerPointissa tai Visiossa

17 Yksityiskohtaista 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.

18 Spektrografin tärkein tekninen 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 tutkia yksittäisten spektriviivojen muotoa. Dispersio ilmoitetaan usein laaduttomana suureena. Esimerkiksi dispersio 1 nm/mm tarkoittaa aallonpituusskaalan kasvamista miljoonakertaiseksi, joten se voidaan ilmoittaa myös muodossa Hilan dispersio on yleensä suurempi kuin prismalla.

20 NOT = Nordic Optical Telescope

22 2.56 m peili - hiottu Tuorlassa

23 magnitudi = 0 vuontiheydellä F 0 Kahdelle kohteelle magnitudien välinen ero: magnitudien ero ero vuontiheydessä

24 Huomaa: Skaala on logaritminen. Yhden magnitudin muutos on ~2.512 kertainen muutos vuontiheydessä! 5 magnitudin ero merkitsee kerrointa 100=10 0.4*5 Pienempi ja negatiivisempi arvo merkitsee kirkkaampaa kohdetta.

27 Absoluuttinen Magnitudi M Kuvaa kohteen etäisyydestä riippumatonta kirkkautta. Määritelty siten, että se vastaa kohteen magnitudia 10 parsekin etäisyydeltä havaitsijasta:

30 Absoluuttinen magnitudi ja luminositeetti Absoluuttinen bolometrinen magnitudi voidaan lausua luminositeetin avulla seuraavasti: Olkoon kokonaisvuon tiheys etäisyydellä r = 10 pc tähdelle F ja Auringolle F. Koska tähdelle luminositeetti on L = 4πr 2 F ja Auringolle L, on Vakio: M bol, = 4.74

31 visuaalialueella 4.82, eli

33 Johnson Strömgren Myös infrapuna-alueen kaistat: J, H, K, L, M

34 Tunnetuin järjestelmä, mikä on edelleen käytössä on Johnsonin ja Morganin 1950-luvulla kehittämä UBV-järjestelmä. Nykyisin käytössä on useita eri magnitudijärjestelmiä!

35 Elektronin siirtymän aiheuttama spektriviiva vedyssä

Samankaltaiset tiedostot

Tähtitieteen pikakurssi

Tähtitieteen pikakurssi Etäisyyden yksiköt tähtitieteessä: Astronominen yksikkö AU = 149 597 870 kilometriä. Tämä vastaa sellaisen Aurinkoa kiertävän kuvitellun kappaleen etäisyyttä, jonka kiertoaika on