NOT-tutkielma. ~Janakkalan lukio 2013~ Jenita Lahti, Jenna Leppänen, Hilla Mäkinen ja Joni Palin

Transkriptio

1 NOT-tutkielma ~Janakkalan lukio 2013~ Jenita Lahti, Jenna Leppänen, Hilla Mäkinen ja Joni Palin

2 2 Johdanto Osallistuimme NOT-projektiin, joka on tähtitiedeprojekti lukiolaisille. Projektiin kuului tähtitieteen opiskelua sekä tähtitieteilijöiden käyttämän Iraf-datankäsittelyohjelman käytön opettelua. Projekti huipentui matkaan La Palman saarelle, jossa teimme havaintoja Pohjoismaiden yhteisellä NOT-teleskoopilla. Havainnoista koostimme kauniin tähtikuvan Irafohjelman avulla. Projektiin kuului päättötyön tekeminen. Tässä tutkielmassa kerromme teleskooppien ja havaintolaitteiden toiminnasta sekä NOT-projektin havaintokohteestamme Lyyran rengassumusta. Käsittelemme myös lyhyesti fotometriaa. Sovelsimme matkan ja projektin aikana oppimiamme asioita ja saamiamme kokemuksia sekä käytimme runsaasti eri lähteitä.

3 3 Sisällysluettelo Johdanto... 2 Sisällysluettelo... 3 Teleskoopit... 4 NOT (Nordic Optical Telescope)... 7 CCD-kamera... Virhe. Kirjanmerkkiä ei ole määritetty. Lyyran rengassumu M Havaintodatan käsittely Fotometria... Virhe. Kirjanmerkkiä ei ole määritetty. Lähteet Kirjallisuuslähteet Verkkolähteet Kuvalähteet... 13

4 4 Teleskoopit Teleskoopit ovat kaukoputkia, joiden avulla voidaan tutkia ja ottaa kuvia erittäin kaukana olevista avaruuden kohteista. Niiden tärkeimpiä optisia osia ovat muun muassa objektiivi sekä okulaari. Objektiivina kaukoputkessa toimii joko linssi tai peili, jonka tarkoitus on kerätä valoa ja muodostaa optinen kuva tarkkailtavasta kohteesta okulaarille. Okulaari on linssijärjestelmä, jonka avulla kuva saadaan suurennettua ihmissilmälle katselukelpoiseksi. Kaukoputkia on erityyppisiä; linssija peilikaukoputkia sekä niiden yhdistelmiä. Linssikaukoputkessa objektiivina toimii linssi, joka kerää ja taittaa valoa putken toisessa päässä sijaitsevalle okulaarille. Koska linssi taittaa valoa eri tavalla riippuen valon aallonpituudesta (sininen valo taittuu enemmän kuin punainen), kaikki värit eivät osu samaan polttotasoon, Peili- ja linssikaukoputken toimintaperiaate minkä vuoksi syntyvä kuva ei ole kovin tarkka. Tästä syystä linssikaukoputkien objektiivit täytyy tehdä useasta eri lasilaadusta, jolloin syntyvä virhe saadaan korjattua. Peilikaukoputki on yleisin kaukoputkityyppi. Peilikaukoputkessa putken pohjalla oleva peili toimii objektiivina. Kuva heijastetaan joko putken sivulle okulaariin tai peilin keskellä olevan reiän läpi. Peilikaukoputken erotuskyky ei ole yhtä hyvä kuin linssikaukoputken, koska apupeili aiheuttaa diffraktiota kuvaan. Peilit pinnoitetaan alumiinilla, joka ei tummu yhtä nopeasti kuin aikaisemmin käytetty hopea. Peili kuitenkin tummuu noin 5-10 vuodessa ja se pitää pinnoittaa uudelleen. Peilit hiotaan tarkasti ja niissä saa esiintyä vain nanometrien vaihtelua pinnan alimman ja ylimmän kohdan välillä. Suomi on edelläkävijä peilien valmistuksessa ja Tuorlan observatorion peilihiomossa onkin valmistettu maailman tarkin peili, joka on Herschell-avaruusteleskoopissa.

5 5 Katadioptrisissa teleskoopeissa eli linssi- ja peilikaukoputken yhdistelmissä on pääpeilin edessä korjauslinssi eli meniskus, joka korjaa peilin aiheuttamia virheitä. Näitä virheitä ovat muun muassa koma ja palloaberraatio. Koman vuoksi peilin muodostama kuva ei ole tarkka, sillä peiliin vinossa tulevat säteet eivät fokusoidu pisteeksi. Palloaberraatio taas aiheuttaa peilin reunoilta heijastuvien säteiden osumista polttopisteen ohi. Tähtien tarkkailuun suunnitellut suurimmat tähtiteleskoopit ovat yleensä peilikaukoputkia. Ne sijoitetaan korkealle vuoristoon lähelle päiväntasaajaa, jossa ilmakehä on harvempi ja ilmasto-olot sopivat. Tärkeitä havainnointiin vaikuttavia säätekijöitä ovat ilmankosteus, lämpötila, tuulen voimakkuus ja sade. Teleskoopit pyritään rakentamaan myös mahdollisimman kauas asutuksesta valosaasteen vähentämiseksi. Maailman suurimmat observatoriot sijaitsevatkin La Palman saarella, Chilen Atacaman autiomaassa ja Hawaijilla Mauna Kean vuorella. Teleskooppeja La Palmalla Avaruusteleskoopit ovat avaruuteen lähetettyjä teleskooppeja. Koska avaruudessa ei ole häiritsevää ilmakehää, avaruusteleskoopeilla saadaan tarkimpia kuvia, vaikka niiden peilit eivät olekaan yhtä isoja kuin suurimpien maassa sijaitsevien teleskooppien. Maailman kuuluisin avaruusteleskooppi on Hubble, joka lähetettiin Maan kiertoradalle vuonna Hubblen pääpeilin halkaisija on 2,4 metriä. Hubble on tyypiltään Ritchey-Chrétien kaukoputki, joka on katadioptrinen kaukoputki. Radioteleskoopit ovat suuria lautasantenneja, jotka havainnoivat kohteitaan radioaaltojen taajuuksilla. Ne eivät pysty muodostamaan kuvaa kohteestaan, vaan mittaavat säteilyn voimakkuutta. Radioteleskoopit voidaan yhdistää toisiinsa interferometrilla, jolla voidaan yhdistää monesta eri lähteestä tulevat valoaallot yhdeksi interferenssikuvioksi. Radioteleskoopeilla on havaittu mm. pulsarit ja kvasaarit.

6 6 Gammatähtitiede tutkii energialtaan välillä ev olevia säteilykvantteja. Gammakvantteja havaitaan tuikeilmaisimilla eli mittaamalla kvanttien rata niiden tunkeutuessa ilmaisimeen. Gammasäteilyä on tutkittu havaintosatelliiteilla, kuten SAS 2 ja COS B sekä MAGIC-teleskoopeilla, jotka sijaitsevat La Palmalla. MAGICteleskooppeja on kaksi ja niiden peilien halkaisijat ovat 17 metriä. MAGIC-teleskoopit ovat Cherenkov-teleskooppeja eli ne havaitsevat kvantteja niiden ilmaisimessa lähettämän säteilyn suunnan perusteella; Cherenkovin säteilyn avulla. MAGIC-teleskooppi

7 7 NOT (Nordic Optical Telescope) NOT eli Nordic Optical Telescope on La Palmalla Roque de los Muchachosin vuorella 2382 metrin korkeudessa sijaitseva yhteispohjoismainen optinen teleskooppi, joka otettiin käyttöön vuonna Teleskooppi on tyypiltään Ritchey- Chrétien kaukoputki. Sen pääpeilin halkaisija on 2,56 metriä ja se on hiottu Suomessa Tuorlan observatoriossa. Peili painaa 1925 kg ja on kokoisekseen kevyt, sillä sen paksuus on vain 19 cm, mikä on ohuempi kuin aiempien samankokoisten peilien paksuus. Tämän lisäksi NOT-teleskooppi peilin polttoväli on lyhyt, mikä mahdollistaa kaukoputken lyhyyden. Teleskoopin kokonaismassa on kg. NOT-teleskoopilla käytettäviä havaintolaitteita ovat muun muassa ALFOSC, NOTCam, FIES, MOSCA ja StanCam. NOT-teleskoopilla menetetään suurista teleskoopeista kaikista vähiten havaintoaikaa teknisten vikojen vuoksi. Tämä ja sen hyvä sijainti sääolosuhteiltaan otollisella La Palman saarella tekevät teleskoopista erittäin hyvän havaintovälineen. Nordic Optical Telescope

8 8 CCD-kamera CCD-kameran (Charge-Coupled Device) ominaisuudet soveltuvat hyvin tähtitieteeseen ja sen vuoksi se onkin nykyisin käytetyin ilmaisin tähtitieteellisissä mittauksissa. Lisäksi on CCD:tä alettu viime aikoina käyttämään myös tavallisten videokameroiden ilmaisimena. CCD-siru koostuu pikseleistä, jotka ovat erittäin valoherkkiä. Pikselit ovat järjestetty neliön tai suorakulmion muotoon. Fotonien havaitseminen CCD-kameralla perustuu valosähköiseen ilmiöön. Fotonin osuessa tyhjennysalueelle tarpeeksi suurella energialla, se irrottaa elektronin, joka on vapaa liikkumaan. Sähkökentän ansiosta elektroni siirtyy elektrodin läheisyyteen ja irrotuksesta syntynyt aukko siirtyy tyhjennysalueen ulkopuolelle. Näin tieto pikselille saapuneesta fotonista tallentuu. Pikseleihin tallentuneet varaukset mitataan siirtämällä ne rivi kerrallaan sarjarekisteriin ja sieltä jokainen pikseli siirretään lukuelektroniikalle. Pikselien herkkyys vaihtelee hieman ja sen vuoksi ennen havaintojen aloittamista kuvataan tasaisesti valaistua kohdetta, kuten hämärää taivasta. Tällaisista kuvista käytetään nimitystä flat-field. Jakamalla kuvat flat-fieldillä voidaan poistaa pikseleiden erilaisista herkkyyksistä johtuva virhe. Kameran lämpökohina aiheuttaa pimeää virtaa, vaikka kameraan ei osuisikaan valoa. Kohinan vähentämiseksi kameraa on jäähdytettävä. Tähtitieteellisissä havainnoissa käytettävät CCD-kamerat jäähdytetään tavallisesti nestemäisellä typellä, mutta jäähdyttämisessä pitää olla kuitenkin tarkkana, koska liian jäähdyttämisen seurauksena kameran herkkyys vähenee. Jotta havainnot olisivat vertailukelpoisia, on lämpötila pidettävä vakiona. CCD-kamerat ovat erittäin tehokkaita sekä valoherkkiä ja parhaimmilla kameroilla voidaankin havaita jopa lähes 100 prosenttia saapuneista fotoneista. Tavallisillakin CCDkameroilla pystytään havaitsemaan prosenttia saapuvista fotoneista, mikä on paljon verrattuna valokuvauslevyyn, jolla voidaan havaita 1-3 prosenttia saapuneista fotoneista. Suurien CCD-sirujen valmistaminen on kuitenkin hankalaa ja ne ovat erittäin kalliita. Lisäk-

9 9 si niiden koko on pieni verrattuna valokuvauslevyihin, ja sen vuoksi valokuvaaminen on hyvä vaihtoehto laaja-alaisempien kohteiden kuvaamiseen. Lyyran rengassumu M57 Lyyran rengassumu on planetaarinen sumu, joka sijaitsee noin 2000 valovuoden päässä maasta, Lyyran tähdistön beta- ja gamma-tähtien välissä. Sen kirkkaus on 8,8 magnitudia ja näennäinen läpimitta taivaalla 71 kaarisekuntia, joten se tarvitsee pienen kaukoputken erottuakseen ihmissilmälle. Rengassumun todellinen läpimitta on kuitenkin noin yksi valovuosi. Rengasrakenteen saa näkyviin vasta cm kaukoputkella. Lyyran rengassumu on melko nuori iältään; noin 4000 vuotta sitten sumun keskellä näkyvä tähti alkoi kuolla ja puhalsi ulkokerroksensa joka suuntaan avaruuteen. Keskustähti on nyt himmeä valkoinen kääpiö, joka valaisee sumun hehkuvaksi. Se oli omaa aurinkoamme massiivisempi, eikä ole varmaa, tuleeko auringostamme samanlaista sumua elämänsä lopulla. Planetaariset sumut eivät liity planeettoihin. Harhaanjohtava nimi syntyi 1800-luvulla kun ei vielä tiedetty, mikä planeetalta näyttävä kohde todella oli. Planetaarinen sumu on tähden elämän päätösvaihe ja lyhyt kestoltaan. Se on rauhallisempi tapahtuma kuin supernovaräjähdys. Kaasukupla laajenee pallomaisena sumumuodostelman ympärille, ja sumu leviää hitaasti avaruuteen, kunnes sitä ei enää erota ympäröivästä tähtienvälisestä aineesta. Tämä vie muutaman kymmenentuhatta vuotta aikaa. Lyyran rengassumu löydettiin jo yli 200 vuotta sitten, mutta toukokuussa 2013 Hubbleteleskooppi paljasti sumusta aivan uusia asioita. Tulosten mukaan se laajenee kilometrin tuntinopeudella arviolta vielä vuoden ajan. Näemme Lyyran rengassumun rengasmaisena, koska katsomme sitä kohtisuoraan. Tämän takia sumun leveyttä on vaikea arvioida. Uudet tutkimukset paljastivat kuitenkin myös renkaan keskellä olevan ainetta, joten sumu muistuttaa rinkelin sijaan enemmän hillomunkkia, kuten Tähdet ja avaruus-lehden artikkelissa (5/2013) kerrotaan.

10 10 Yllä Hubble-teleskoopin kuva vuodelta 2013, jossa sumun kolmiulotteinen rakenne erottuu aikaisempaa paremmin. Alla Lyyran tähdistö, jossa rengassumu M57 sijaitsee.

11 11 Havaintodatan käsittely Ryhmämme kohteena oli Lyyran rengassumu. Valotimme NOT-teleskoopin havaintolaitteella kohteesta kolme kuvaa eri filttereillä. Yksi suodatti punaista, toinen keltavihreää ja kolmas sinistä. Eri filttereillä otettuja kuvia tarvitaan tähtikuvauksessa sen takia, että saadaan muokattua lopulta monivärisiä kuvia. Muuten kohde näkyisi mustavalkoisena. Lisäksi eri värit symboloivat eri alkuaineita, joista havaittava kohde koostuu. Otettuihin kuviin kuuluivat myös kaikkien yhteiset bias-kuvat, joilla korjataan kuvien laitteistokohinaa, sekä flat field -kuvat, jotka puolestaan poistavat filtterien pinnalle päässeen pölyn ja mahdollisien lasin aiheuttamien vääristymien vaikutuksia. Havaintoyön jälkeen alkoi kuvien käsittely tietokoneella. Käsittely on tarpeellista kuville, jotta niistä saadaan näyttävä ja selkeä tähtikuva, sillä parhaimmallakaan laitteistolla ei voida välttää kuvien kaikkia mahdollisia virheitä. Tarkoitus oli yhdistää kaikki bias-, flat- ja filtterikuvat yhdeksi valmiiksi värikuvaksi. Kuvien yhdistäminen tapahtui Iraf-datankäsittelyohjelman avulla. Alustavien toimien jälkeen valmistelimme bias- ja flat-kuvat yhdistettävään muotoon. Lopulta kohdistimme eri filttereiden kuvat ja yhdistimme kaikki kuvat yhteen käyttäen GIMP-kuvankäsittelyohjelmaa. Kannessa näkyy ryhmämme luoma valmis kuva Lyyran rengassumusta.

12 12 Fotometria Kaikki taivaankappaleet säteilevät sähkömagneettista säteilyä. Fotometrialla tarkoitetaan taivaankappaleesta saapuvan sähkömagneettisen säteilyn vuontiheyden mittaamista tietyllä aallonpituusalueella. Vuontiheydellä tarkoitetaan kohteesta tulevan säteilyn tehoa pintaalayksikköä kohti. Ideaalitilanne olisi se, että vuontiheys tunnetaan koko aallonpituusalueella, jolloin saadaan mahdollisimman paljon tietoa kohteen fysikaalisista ominaisuuksista sekä kohteen ja havaitsijan välissä olevasta aineesta. Tällöin on kyse spektrometriasta. Spektrometria on kuitenkin vaikeaa himmeille kohteille, joten on helpompaa mitata niille vuontiheys erillisillä kaistoilla. Kaistat ovat valittu siten, että kohteesta saadaan mahdollisimman paljon tietoa. Tässä on siis kyse fotometriasta. Fotometristen mittauksien tarkoituksena on selvittää esimerkiksi tähtien ja galaksien etäisyyksiä tai vaikkapa maailmankaikkeuden geometriaa. Lisäksi taivaankappaleiden valokäyristä voidaan päätellä esimerkiksi asteroidien tai kaksoistähtijärjestelmien ominaisuuksia. Fotometria sopii myös himmeämpien kohteiden tarkasteluun. Mittalaitteina fotometrisissä mittauksissa toimivat esimerkiksi CCD-kamera sekä fotometri. Fotometriaa on olemassa kahdenlaista: apertuurifotometriaa ja PSF-fotometriaa. Apertuurifotometriassa mitataan ympyrän muotoisen alueen sisältä tulevan säteilyn energiaa, josta vähennetään tausta, jolloin saadaan itse tähdestä tullut energia. PSFfotometriaa käytetään tilanteissa, joissa eri kohteiden kuvat alkavat sulautua yhteen. Tällaisissa tilanteissa apertuurifotometria ei ole mahdollista. PSF-fotometriaa voidaan käyttää esimerkiksi kaksoistähtien kirkkautta mitattaessa. PSF-fotometrialla on myös muutamia etuja verrattuna apertuurifotometriaan, sillä menetelmällä voidaan mitata monia toisiaan lähellä olevia kohteita samalla kertaa. PSF-fotometria on myös apertuurifotometriaa tarkempi menetelmä himmeitä tähtiä mitattaessa.

13 13 Lähteet Kirjallisuuslähteet Tähdet ja avaruus (5/2013) Verkkolähteet Kuvalähteet