Radioastronomian perusteita

Koko: px
Aloita esitys sivulta:

Download "Radioastronomian perusteita"

Transkriptio

1 Radioastronomian perusteita Anne Lähteenmäki & Merja Tornikoski Tämä tiivistelmä on koottu valikoiden Aalto-yliopiston Radioastronomian kurssin materiaaleista eikä se näin ollen ole täydellinen, vaan keskittyy Lounais-Hämeen Uranuksen tähtitieteen kurssin radioastronomian luennon ( , A. Lähteenmäki) aiheisiin. Metsähovin radiotutkimusasema Metsähovin radiotutkimusasema sijaitsee Kirkkonummella Kylmälän kylässä. Laitos kuuluu Aaltoyliopiston Sähkötekniikan korkeakouluun. Aseman toiminta aloitettiin 1974 silloisen sähkötekniikan osaston radiolaboratorion alaisuudessa ja siitä tuli erillislaitos, jonka tehtävänä on: suorittaa tutkimustyötä radiotieteen, radioastronomian ja avaruustekniikan aloilla antaa alan koulutusta mm. järjestämällä tutkimusmahdollisuuksia sekä ohjausta opinnäytteiksi tarkoitettuja tutkimustöitä varten edistää alan tutkimuksen ja sovellutusten kehittämistä maassamme ylläpitää ja kehittää toimialansa kansallista ja kansainvälistä yhteistoimintaa. Metsähovissa sijaitsee Suomen ainoa radioastronomiseen tutkimukseen käytettävä teleskooppi, halkaisijaltaan 13.7-metrinen suojakuvun sisään sijoitettu teleskooppi. Radioteleskooppi on käytössä 24 h vuorokaudessa ympäri vuoden, tuottaen radioastronomista havaintodataa mm. kvasaaritutkimukseen ja aurinkotutkimukseen. Metsähovin tutkijoiden johdolla tehdään myös opinnäytetöitä Sähkötekniikan korkeakoululle ja Turun yliopistoon. Lisäksi laitoksen tutkijat antavat kurssimuotoista radioastronomian perus- ja jatko-opetusta. Lue lisää Metsähovin radiotutkimusasemalla tehtävästä tutkimuksesta osoitteessa metsahovi.aalto.fi. Metsähovissa sijaitsevan all sky cameran julkisia kuvia voi katsella osoitteen metsahovi.aalto.fi/en/about/images/ kautta.

2 Radioastronomian historiaa Ensimmäiset havainnot taivaalta tulevasta radiosäteilystä tehtiin 1932, kun amerikkalainen insinööri Karl Jansky (Bell Telephone Lab.) tutki ukkosen radioliikenteelle aiheuttamia häiriöitä 20.5 MHz:n taajuudella (14.6 m). Jansky löysi kolme säteilyn aiheuttajaa: läheiset ukkosmyrskyt, kaukana olevat ukkoset erityisesti etelässä, ja tuntematon kohina. Kohinan suunta muuttui siten, että se kiersi kaikki ilmansuunnat lähes 24 tunnissa eli voimakkuuden vaihtelun jakso oli sama kuin Maan pyörähdysaika tähtien suhteen. Jansky päätteli, että kyseessä ei ole Aurinko, koska suunta on kiinteä, ja onnistui paikallistamaan lähteen suunnaksi Linnunradan keskustan suunnan Grote Reber, radioinsinööri USA:sta, teki aluksi tuloksettomia kokeita Janskyn kosmisesta kohinasta lyhyillä aallonpituuksilla, 3.3 GHz (10 cm) ja 910 MHz. Aikomukset olivat hyvät, mutta tekniikka ei riittänyt. Vaihtoi yhä alemmille taajuuksille, MHz (1.87 m) jolla mittaukset toimivat paremmin julkaistussa paperissa oli kartta radiotaivaasta, josta erottuu selkeästi Linnunradan taso ja keskusta, sekä kaksi muuta maksimia: extragalaktinen radioähde Cygnus A sekä supernovajäännös Cassiopeia A J. S. Hey: Auringon radiosäteily havaittiin tutka-asemalla Englannissa, osoitti että häiriöt radiolähteyksessä eivät olleet peräisin vihollisen toimista vaan Auringosta, jossa oli menossa aktiivinen kausi ja runsaasti purkauksia cm viiva havaittiin löydettiin kvasaarit (M. Schmidt) ja OH-viiva (S. Weinreb et al.) K taustasäteily (A.A. Penzias & R.W. Wilson). Tästä myönnettiin Nobelin palkinto löydettiin pulsarit (J. Bell & A. Hewish). Nobel löydettiin NH3 ja H2O -viivasäteilyt. Seuraavina vuosina löydettiin kymmeniä uusia viivoja. Radioastronomia kehittyi nopeasti ja on lisännyt merkittävästi tietoamme maailmankaikkeudesta. Radioastronomian avulla tutkitaan sekä jatkuvaa spektriä eli kontinuumia, että spektriviivoja. Huomattava osa Linnunradan rakennetta koskevasta tiedosta on peräisin neutraalin vedyn 21 cm:n ja myöhemmin myös häkämolekyylin 2.6 mm:n viivan havainnoista. Radioastronomian avulla on tehty monia tärkeitä löytöjä: mm. pulsarit ja kvasaarit löydettiin radiohavaintojen perusteella. Radioteleskoopit Radioteleskooppeja on monenlaisia, mutta tyypillisin lienee Cassegrain-tyyppinen peiliteleskooppi. Esim. Metsähovin antenni on tällainen. Radioteleskoopit ovat periaatteessa hyvin herkkiä radiovastaanottimia. Signaalit avaruudesta ovat heikkoja, joten vahvistin- ja mittaustekniikka ovat tärkeitä. Näkyvän valon alueella tehtävistä havainnoista poiketen radiohavaintoja voidaan tehdä myös päivällä. Teleskoopin erotuskyky on aallonpituus jaettuna antennin halkaisijalla. Mitä pienempi aallonpituus (siis korkeampi taajuus) tai isompi antenni, sen parempi erotuskyky. Käytännössä peilipintojen

3 valmistustekniikka asettaa rajat antennin koolle, sillä korkeilla taajuuksilla pintojen pitää olla erittäin hyvin heijastavat ja tasaiset. Aurinko Aurinko on meitä lähinnä oleva tähti, ns. pääsarjan "tavallinen" tähti, spektriluokan G2 tähti. Aurinko sijaitsee lähellä, siksi sitä havaitaan helposti kaikilla aallonpituusalueilla. Aurinko on tärkeä havaintokohde, koska sen avulla saadaan tietoa muista tähdistä, joita ei voida havaita yhtä tarkasti. Auringon avulla saadaan tietoa tähtien pyörimisestä, aktiivisuusilmiöistä (mm. tähdenpilkut, tähtituuli), magneettikentistä, pinnan rakenteesta, jne. Aurinko radioalueella Aurinko on voimakkain havaitsemamme avaruuden radiosäteilijä. Se havaittiin ensimmäistä kertaa sattumalta 1942, jolloin Auringon aktiivisuuden aiheuttamia häiriöitä sotilaallisiin radioyhteyksiin luultiin ensiksi vieraan vallan toiminnaksi. Aurinkotutkimus osoittautui pian kuitenkin varsin hedelmälliseksi radioastronomian osa-alueeksi. Eri radiotaajuuksilla "nähdään" Auringossa eri syvyydelle. Millimetrialueella tehdään havaintoja kromosfäärin syvemmistä osista ja metrialueella koronasta. Metsähovin radioteleskoopilla havaitaan yksityiskohtaisia Auringon radiosäteilykarttoja 22, 37 ja 87 GHz:llä, tutkitaan aktiivisten alueiden käyttäytymistä ja kerätään purkausdataa (radioflaret). Lisäksi Metsähovissa toimivat 1.8-metrinen aurinkoteleskooppi, joka havaitsee Auringon kokonaisvuota 12 GHz taajuudella jatkuvasti Auringon ollessa näkyvissä, ja leveäkaistaisia havaintoja keräävä e-callisto-mittauslaitteisto. Kesäisin aurinkohavainnoissa päästään Metsähovissa erittäin pitkiin havaintojaksoihin, jolloin voidaan tutkia mm. aktiivisten alueiden elinikää ja kehitystä. Katso Metsähovin aurinkokarttagallerian viimeisimmät kartat täältä: Aktiiviset galaksit, kvasaarit Vaikka myös omasta Linnunradastamme havaitaan runsaasti radiosäteilyä, se ei ole läheskään vastaava radiosäteilijä kuin monet kaukaiset ns. aktiiviset galaksit. Aktiivinen galaksi on määritelmänsä mukaisesti hyvin voimakkaasti jollakin tai usealla aallonpituusalueella säteilevä galaksi, jossa säteily on tyypillisesti keskittynyt pienelle alueelle galaksin keskustassa. Keskusalueen säteily siis on voimakkaampaa kuin kyseisen galaksin tähtien yhteenlaskettu säteily ja näkyy siksi kauas. Aktiivinen galaksinydin eli AGN (Active Galactic Nucleus), joihin kvasaaritkin kuuluvat, voidaan määritellä siten, että sen keskusta näyttää tähtimäiseltä ilman erottuvaa rakennetta (eli AGN:n oleellinen ydin sijaitsee hyvin pienessä tilassa) ja se säteilee keskustan alueelta jopa enemmän kuin koko muu galaksi. AGN:ien säteily voi vaihdella nopeasti ja voimakkaasti, mikä myöskin osoittaa säteilyn olevan peräisin pieneltä alueelta. Sana "kvasaari", englanniksi "quasar", on väännös sanoista "quasi-stellar radio source", sillä alunperin kvasaareita luultiin (melko lähellä oleviksi) tähdiksi tai "tähtienkaltaisiksi kohteiksi" pistemäisyytensä vuoksi. Sanaa "kvasaari" käytetään nykyisin usein synonyyminä aktiiviselle galaksinytimelle, vaikka todellisuudessa luokittelu on monimutkaisempaa. Kvasaarit ja muut AGN:t jakaantuvat myös lukuisiin eri alaluokkiin. AGN-

4 tutkimuksessa kaikki taajuusalueet ovat tärkeitä, jotta saataisiin kokonaiskuva niiden rakenteesta, luokittelusta, säteilymekanismeista jne. (Kuva: C.M. Urry and P. Padovani) Keskuskappale Nykykäsityksen mukaan kvasaarin ytimessä on pienessä tilassa hyvin massiivinen kohde, luultavasti supermassiivinen musta aukko, jonka massa on luokkaa miljoonasta miljardiin Auringon massaa. Kvasaarista havaittava energia on ennen kaikkea ympäröivän materian gravitaatiopotentiaalienergiaa, jota vapautuu materian syöksyessä mustaan aukkoon. Kertymäkiekko (accretion disk) Kvasaarin ytimessä olevan mustan aukon gravitaatiokenttä kerää ympäriltään materiaa itseään kohti. Materia kertyy pyöriväksi kiekoksi mustan aukon ympärille. Suihkut (jets) Kvasaareissa vapautuva energia ja plasma virtaavat ulospäin relativistisissa (miltei valonnopeudella liikkuvissa) plasmasuihkuissa, jotka suuntautuvat keskuskappaleen pyörimisakselien suuntaan. Suihkut syntyvät varsin lähellä keskuskappaletta (tarkkaa syntymekanismia ei vielä tunneta), mutta voivat jatkua laajan skaalan suihkuina yli koko galaksin näkyvän osan ulkopuolelle asti. Radioalueella tapahtuva tutkimus on vaikuttanut erityisesti suihkuissa tapahtuvien ilmiöiden ymmärtämiseen. Nykyisen käsityksen mukaisesti radioalueella havaittavat purkaukset ovat juuri näissä suihkuissa etenevien, varsin lähellä keskuskappaletta syntyvien, synkrotronimekanismilla säteilevien plasmashokkien vaikutusta. Suihkussa edetessään shokit kasvavat ja hiipuvat, mikä havaitaan radioalueella säteilyn tasonmuutoksina. Radioalueen purkaukset osataan jo selittää melko

5 hyvin, osittain siksi, että nimenomaan radioalueella on tehty kattavaa monitorointihavainnointia (mm. Metsähovissa), jota on voitu käyttää mallien kehittämiseen ja testaamiseen. Kvasaaritutkimus Metsähovissa Metsähovin radiotutkimusasemalla on vuodesta 1980 asti tehty säännöllistä kvasaaritutkimusta Turun yliopiston ja Aalto-yliopiston (ennen Teknillinen korkeakoulu) yhteistyöprojektina. Metsähovissa tehtävä kvasaaritutkimus on pääasiassa säännöllistä monitorointia, jonka tarkoituksena on seurata kvasaarien vuonvaihteluita taajuuksilla 22 GHz, 37 GHz ja 90 GHz. Havaintojen perusteella laaditaan valokäyriä, joiden avulla kehitetään teoreettisia malleja ja pyritään ymmärtämään kvasaareiden ja muiden aktiivisten galaksinytimien rakennetta. Metsähovi on ainoa teleskooppi maailmassa, jonka havaintoajasta merkittävä osa käytetään säännölliseen kvasaarien vuonvaihteluiden seurantaan korkeilla radiotaajuuksilla. Radiohavaintojen etuna on myös se, että niitä voidaan tehdä ympäri vuorokauden. Metsähovissa on pyritty sekä suurehkon kvasaariotoksen pitkäaikaiseen ja mahdollisimman tiuhaan havainnointiin että erilaisten pienempien otosten satunnaiseen tai kertaluonteiseen havainnointiin. Edellisen avulla pyritään täysin ymmärtämään radiopurkausten syntyä ja kehitystä sekä tutkimaan samankin kvasaarin erityyppisiä purkauksia. Jälkimmäinen auttaa kvasaarien yleisten ominaisuuksien ja luokittelun ymmärtämisessä. Lisäksi Metsähovissa osallistutaan koordinoituihin yhteishavaintoihin muilla teleskoopeilla tehtävien tai esim. satelliiteissa toimivien instrumenttien kanssa, jolloin saadaan aikaiseksi kvasaarien monitaajuusspektri ja voidaan tutkia eri taajuusalueiden välisiä korrelaatioita ja viiveitä. Radiomonitorointi ja VLBI Metsähovissa tehdään kvasaarihavaintoja myös pitkäkantainterferometriamenetelmällä (VLBI), joka onkin ainoa tapa saada kvasaareista muodostettua kuva (radiokartta), josta voidaan erottaa joitakin yksityiskohtia niiden rakenteesta, tosin ei kuitenkaan keskuskappaleesta ja kertymäkiekosta, jotka sijaitsevat myös VLBI-tekniikalle liian pienessä tilassa. VLBI-tekniikan avulla yhdistetään monen, mahdollisesti eri puolella maapalloa sijaitsevan radioteleskoopin täsmälleen samanaikaiset havainnot. Nämä havainnot vastaavat sellaisen yksittäisen radioteleskoopin, jonka halkaisija on sama kuin em. erillisten teleskooppien suurin välimatka, tekemiä havaintoja. Linnunrata Vaikka pystymmekin paljaalla silmällä näkemään vain tähdet, tähtienvälinen avaruus ei silti ole tyhjä. Tähtienvälistä kaasua on noin 10% Linnunradan massasta ja pölyä noin 1% kaasun määrästä. Linnunrata on rakenteeltaan luultavasti (sauva)spiraaligalaksi. Tämä on voitu päätellä havainnoista, joiden mukaan ionisoituneen vedyn alueet, molekyylipilvet ja nuoret, kuumat tähdet ovat keskittyneet nauhamaisesti Linnunradan keskustan suuntaan ja siitä poispäin. Spiraalirakennetta on myös kartoitettu mm. neutraalin vedyn HI ja ionisoituneen vedyn HII -radiokartoilla sekä pulsarien avulla (pulsarien signaaleissa on viiveitä, jotka syntyvät kun signaali kulkee spiraalihaarojen läpi). Linnunradan halkaisija on noin valovuotta. Aurinkomme sijaitsee Linnunradan spiraalihaarassa, noin valovuoden päässä keskustasta.

6 Linnunradan keskuksen metsästys Hyvin pitkään Linnunradan keskustan sijaintia ei tarkkaan tunnettu. Tähtienvälinen pölyn aiheuttaman absorption ja sironnan vuoksi keskusta on optisella alueella erittäin vaikea paikallistaa. Linnunradan keskustan arvoitus on kuitenkin erittäin kiinnostava, koska se voi vastata aktiivisten galaksien ydintä pienemmässä mittakaavassa. Linnunradan keskustassa saattaa jopa olla suuri musta aukko. Radio- ja infrapuna- (eli IR) havainnot ovat merkittävästi lisänneet tietojamme Linnunradan keskustasta, mutta sen rakennetta ei silti vielä aivan tarkasti tunneta. Sagittariuksen spiraalihaaran tähtipilvet ja ennen kaikkea niihin liittyvä tähtienvälinen pöly estävät näkemästä keskuksen suunnassa kauemmas optisella alueella. Keskustasta saadaan kuitenkin havaintoja muilla aallonpituuksilla. Röntgenalueella voidaan havaita keskustan lähellä olevia kuumaa kaasua, röntgenkaksoistähtiä ja supernovia. IR-alueella havaitaan nuoria, kuumia tähtiä. Kuitenkin vain radiotaajuuksilla nähdään täysin esteettömästi keskustaan asti! Jo Jansky paikallisti radiohavaintonsa Linnunradan keskustan suuntaan. Reberin myöhemmät havainnot osoittivat, että kirkkain radiosäteily ei tullutkaan optisten astronomien määrittämästä keskustasta vaan n. 25 astetta sivusta. Reber oli oikeassa, pöly harhautti optisia havaintoja. Linnunradan keskusta on noin parinsadan valovuoden läpimittainen osa suunnassa Sagittarius A, Sgr A (Jousimiehen tähtikuvio). Sgr A Sagittarius A -radiosäteilyalue koostuu kolmesta osasta. Sgr A East on laaja, hieman pallomaisen oloinen laaja radiosäteilyn alue joka on luultavasti supernovajäännös (tai vielä suuremman pamauksen aiheuttanut hypernova), joka lienee syntynyt muutamia kymmeniä tuhansia vuosia sitten. Sgr A West (katso radiokartta alla) on pienen spiraalin muotoinen ionisoituneen vedyn alue, Tämän minispiraalin haarojen yhtymäkohdassa sijaitsee pistemäinen radiosäteilyn lähde Sgr A*. 5 GHz:n radiokartta Sgr A West -alueesta. Sgr A* sijaitsee spiraalihaarojen yhtymäkohdassa.

7 Sgr A*:n lähistöllä kaasupilvet liikkuvat yli 100km/s ja jotkin röntgenalueella havaitut tähdet jopa 1000 km/s. Nopeudet osoittavat, että lähellä täytyy olla valtava massakeskittymä, noin 2 miljoonan Auringon massan kokoinen. Pelkät nopeusmittaukset eivät kuitenkaan riitä osoittamaan, mikä keskusalueen oudoista kohteista on todellinen keskusta, ja onko se hyvin tiheässä olevia normaaleita tähtiä vai kenties musta aukko. Ominaisliikemittaukset ovat osoittaneet, että Sgr A* ei näytä liikkuvan lainkaan. Sen siis täytyy olla hyvin massiivinen (ainakin noin miljoona Auringon massaa) eikä se voi olla tähtirykelmä. Koska Sgr A*:n säde on hyvin pieni, se on hyvin todennäköisesti musta aukko. Lisäksi sen spektri on litteä ja radiosäteily vaihtelevaa, eli se on kovasti kvasaaria muistuttava kohde. Olisiko se todellinen supermassiivinen musta aukko? Kvasaarien keskustassa arvellaan olevan jopa miljardin Auringon massainen musta aukko, joka tuottaa energiaa. Koska Linnunrata on sangen normaalin kokoinen galaksi, voidaan ihmetellä, miksi sen keskustaan ei ole syntynyt sen isompaa mustaa aukkoa, ja toisaalta miksi tämä ei tuota energiaa edes massansa edellyttämällä tavalla? Nykyisin pohditaan, onko aktiivisuusvaihe osa normaalia galaksin kehitystä, ja syntyvätkö galaksit mustan aukon ympärille vai päinvastoin. Luultavasti totuus on jälkimmäinen, eli supermassiivinen musta aukko voi syntyä galaksin keskustaan esimerkiksi galaksien keskinäisten törmäysten vaikutuksesta. Maailmankaikkeuden alkuaikoina tällaiset törmäykset olivat nykyistä tavallisempia, mikä voisi selittää sen, että kvasaareita havaitaan enimmäkseen hyvin kaukana. Ehkä nykyisinkin törmäyksissä voi syntyä supermassiivinen musta aukko ja aktiivinen galaksi, ja näin saattaa käydä jopa Linnunradalle, kun sen seuralaisgalaksit Magellanin pilvet ovat seuraavan kerran (muutaman sadan miljoonan vuoden päästä) lähellä Linnunrataa ja jopa ehkä putoavat siihen. Toinen selitys on, että Linnunradan keskustassa oleva musta aukko on "nälkiintynyt", eli se on jo käyttänyt kaiken keskustassa olevan materian ruuakseen ja riutuu nyt energianpuutteessa. Aineen jakautuminen Linnunradassa Aineen jakautumista Linnunradassa voidaan tutkia mittaamalla erilaisten kohteiden etäisyyksia ja lukumääriä. Radioastronomian keinoin se voidaan tehdä mittaamalla esim. vetypilvien säteilyä Linnunradan eri kohdissa, jonkin näkösäteen varrella. Kaasun liike on kussakin kohdassa erilaista, ja se voidaan erottaa erilaisista Doppler-siirtymistä (säteilyn aallonpituus muuttuu säteilylähteen liikkuessa havaitsijan suhteen). Kun säteily lähestyy havaitsijaa, sen aallonpituus lyhenee (sinisiirtymä), ja kun säteily liikkuu havaitsijasta pois päin, sen aallonpituus pitenee (punasiirtymä). Tähtienvälinen pöly Tähtienvälinen pöly aiheuttaa merkittävää säteilyn vaimenemista esimerkiksi näkyvän valon alueella, vaikka sitä on vain noin 1 % tähtienvälisen kaasun määrästä. Pölyä on eniten spiraalihaarojen sisäreunoissa, ja se koostuu vesijäästä, silikaateista ja grafiitista. Pölyhiukkasten koko on tyypillisesti alle mikrometri, ja voimakkaimmin säteilyä sirottavakin hiukkaset joiden koko on 0.3 mikrometriä. Radioalueella tähtienvälinen pöly ei kuitenkaan aiheuta merkittävää vaimenemista, ja siksi Linnunradasta voidaan tehdä radiohavaintoja myös alueilta, joissa pölyn määrä on suuri. Pöly esiintyy erilaisissa pilvissä. Pimeät sumut ovat kylmän pölyn alueita ja ne näkyvät taivaalla kohtina, joissa on vähemmän tähtiä (pölypilvi peittää kaukaisemmat tähdet taakseen). Heijastusumut ovat taas lämpimän pölyn pilviä, jotka sirottavat sen tähden valoa jonka ympärillä ne ovat. Heijastussumun väri riippuu tähden väristä ja sen koko tähden kirkkaudesta.

8 Tähtienvälinen kaasu Tähtienvälisessä avaruudessa on kaasua massaltaan satakertainen määrä pölyyn verrattuna, eli noin 10 % Linnunradan massasta. Tähtienvälisestä kaasusta on löydetty noin 30 eri alkuainetta. Mukana on muutamaa poikkeusta lukuunottamatta kaikki alkuaineeet vedystä sinkkiin saakka ja lisäksi vielä joitakin raskaampia. Suurin osa (n. 70%) on vetyä kuten tähdissäkin, ja seuraavaksi eniten (n. 30%) on heliumia. Tähtienvälisen kaasun, erityisesti neutraalin vedyn radiosäteilyn avulla voidaan tutkia Linnunradan yleisrakennetta. Koska tähtienvälinen pöly ei siis merkittävästi vaimenna radioaaltoja, voidaan havaita jopa Linnunradan toiselta laidalta lähtenyttä radiosäteilyä. Neutraali vety HI Tähtienvälisen aineen yleisin osa on neutraali vety HI, joka radioalueella säteilee 21 cm aallonpituudella (1.4 GHz). HI sopii tähtienvälisen aineen ominaisuuksien ja Linnunradan pyörimisen tutkimiseen. Vedyn 21 cm viivaa tutkimalla on saatu tähtienvälisen aineen ominaisuuksista sekä muun muassa Linnunradan ja muiden galaksien spiraalirakenteesta selville enemmän kuin millään muulla keinolla Ionisoitunut vety HII Monissa paikoissa avaruudessa vety ei esiinny neutraalina vaan ionisoituneena, varsinkin kuumien O-luokan tähtien ympärillä, jotka säteilevät voimakkaasti UV-alueella. Jos tällaisen tähden ympärillä on tarpeeksi vetyä, se näkyy ionisoituneen vedyn muodostamana emissiosumuna, HIIalueena. Tyypillinen emissiosumu on Orionin tähdistön M42 (Trapetsin 4 kuumaa tähteä). Näkyvän valon alueella voidaan tähtienvälisen säteilyn vaimenemisen vuoksi tutkia vain lähellä Aurinkoa olevia HII-alueita. Infrapuna- tai radioalueen säteilyn avulla tutkimus ulottuu paljon kauemmas, koska Linnunrata on radioalueella läpinäkyvä. Radioalueella tärkeimpiä viivoja ovat vedyn ja heliumin viivat taajudella 5.01 GHz.. Niiden avulla voidaan mitata HII-alueiden säteisnopeaudet ja sitä kautta etäisyydet. Tähtienväliset molekyylit Molekyylit syntyvät tähtienvälisessä avaruudessa pölyhiukkasten pinnalla. Koska tähtienvälisen pölyn aiheuttama säteilyn vaimeneminen on suuri, ei tiheimmistä pilvistä voida tehdä molekyylihavaintoja optisella tai UV-alueella. Koska molekyylejä esiintyy eniten juuri tiheiden pilvien, kuten pimeiden sumujen yhteydessä, täytyy havainnot tehdä radioalueella. Ensimmäinen radioalueen molekyylispektriviiva, hydroksyyliradikaali OH, löydettiin Myöhemmin löydettiin yhä uusia molekyylejä, ja nykyisin niitä tunnetaan yli 170. Maserit Kehityksensä loppuvaiheissa olevien kylmien tähtien suunnalta voidaan havaita voimakasta radiosäteilyä. Voimakas tähtituuli tiivistää molekyylipilven tähden ympärille ja säteily vahvistuu maser-mekanismilla pilven läpi kulkiessaan. Yleisimpiä maser-mekanismiin liittyviä molekyylejä ovat OH (1.6 GHz), H_2O (22 GHz) ja SiO (43 GHz). Tähtienvälisissä pilvissä havaitaan myös pilvien sisäisiä masereita, jotka liittyvät todennäköisesti tähtien syntyalueisiin, eli pilvet ovat juuri tiivistymässä tähdeksi ja lähettävät shokkiaaltoja jotka saavat aikaan masereita muodostavien molekyylipilvien syntymisen. Toisissa galakseissa havaitaan myös nk. megamasereita, koska ne

9 ovat niin kirkkaita että näkyvät Linnunrataan asti. Erityisesti vesimaserit ovat taivaan kirkkaimpia radiolähteitä. Supernovajäännökset, SNR Raskaat tähdet päätyvät lopulta supernovaräjähdykseen: tähden sisäosien luhistuminen johtaa epävakaaseen tilanteeseen, joka hetkessä räjäyttää tähden ulko-osat hajalle. Seurauksena on ulospäin leviävä kaasupilvi. Linnunradasta on löydetty noin 265 supernovajäännöstä. Muutamat näkyvät optisella alueella renkaana tai epäsäännöllisenä räjähdyspilvenä (esim. Rapusumu), mutta suurin osa on havaittavissa vain radioalueella. Linnunradan SNRt on jaettavissa 2 tyyppiin: selvät rengasrakenteet tai epäsäännölliset, keskeltä kirkkaat pilvet (esimerkiksi Rapusumu). Rapusumun tyyppisten jäännösten keskellä on aina hyvin nopeasti pyörivä pulsari, joka on räjähdyspilven tärkein energialähde. Pulsari syöksee jatkuvasti pilveen suurilla nopeuksilla liikkuvia elektroneja, jotka aiheuttavat synkrotronisäteilyä. Rengasmaisissa SNRssä ei keskellä ole suurienergistä pulsaria, vaan energia on peräisin itse supernovaräjähdyksestä. Räjähdyksen jälkeen pilvi laajenee nopeudella km/s, ja noin v myöhemmin alkaa muodostua rengasmaiseksi kuoreksi, kun kaasu törmää tähtienväliseen aineeseen ja uloimmaksi ehtineet osat alkavat hidastua. Neutronitähdet, pulsarit Neutronitähtien teoria kehitettiin jo 1930-luvulla, mutta ensimmäiset havainnot niistä saatiin vasta 1960-luvulla jolloin havaittiin radioalueella sykkiviä pulsareita. Kun luhistuvan tähden massa on suurempi kuin 1.4 Auringon massaa, syntyy neutronitähti. Neutronitähtien tyypilliset läpimitat ovat noin 10 kilometrin luokkaa. Tavallisista tähdistä poiketen niillä on selvä kiinteä pinta, jonka yllä voi olla maksimissaan parin sentin atmosfääri. Pinnan yläosassa on kiinteätä metallimaista ainetta, jonka tiheys kasvaa nopeasti sisälle päin. Suurin osa tähteä on neutroneista koostuvaa supranestettä, ja keskustassa voi olla raskaammista hiukkasista muodostunut kiinteä ydin. Supernovaräjähdyksessä ja luhistumisessa syntyvä neutronitähti pyörii aluksi nopeasti, koska sen impulssimomentti on säilynyt ennallaan mutta koko on paljon aiempaa pienempi. Pulsarit löydettiin 1967, kun Cambridgen yliopistossa Englannissa Jocelyn Bell ja Antony Hewish huomasivat taivaalta tulevia säännöllisiä radiopulsseja. Sittemmin pulsareita on löydetty toistasataa. Pulsareiden toistuvat terävät radiopulssit voivat olla sekunnista useaan sekuntiin. Säteilyn jaksossa voi esiintyä tasaista pitenemistä tai toisinaan nopeita pieniä hyppäyksiä. Äkilliset muutokset saattavat merkitä massansiirroksia tähdessä ("tähdenjäristyksiä") tai sen lähiympäristössä. Millisekuntipulsareiden pulssit ovat hyvin vakaita, tarkkuus voi olla parempi kuin atomikellojen. Radiopulssien synty on yhteydessä neutronitähden hyvin voimakkaaseen, jonka akseli ei yhdy pyörimisakseliin, vaan muodostaa sen kanssa jopa asteen kulman. Magneettikenttä ei vaikuta pulsarin sisälle, mutta on erittäin vahvasti yhteydessä sen ulko-osiin. Tähden ympärillä on magnetosfääri, jossa hiukkaset pyörivät magneettikentän vankeina. Tietyllä etäisyydellä tähdestä pyörimisnopeus lähestyy valon nopeutta. Nopeasti liikkuva varaus lähettää säteilyä kapeaan kartioon (synkrotronisäteilyä). Kartio kiertää neutronitähden pyörimisnopeudella pyörimisakselin ympäri, ja säteily nähdään nopeina pulsseina sen pyyhkiessä ympäri majakan tavoin.

10 Kosminen mikroaaltotaustasäteily Kaukaisin kohde, mitä avaruudessa voidaan havaita, on kolmen Kelvinin kosminen mikroaaltotaustasäteily. Se syntyi maailmankaikkeuden ollessa vain noin vuoden ikäinen ja kertoo mm. miten aine oli tuolloin jakautunut. Euroopan Avaruusjärjestön ESAn Planck-satelliitti mittasi mikroaaltotaustasäteilyä hiljakkoin (tuloksia julkaistaan pian) usealla taajuudella välillä GHz. Metsähovin tutkijoita on mukana Planckin tekemässä tutkimuksessa.

spiraaligalaksi on yksi tähtitaivaan kauneimmista galakseista. Sen löysi Charles Messier 1773 ja siksi sitä kutsutaan Messierin kohteeksi numero

spiraaligalaksi on yksi tähtitaivaan kauneimmista galakseista. Sen löysi Charles Messier 1773 ja siksi sitä kutsutaan Messierin kohteeksi numero Messier 51 Whirpool- eli pyörregalaksiksi kutsuttu spiraaligalaksi on yksi tähtitaivaan kauneimmista galakseista. Sen löysi Charles Messier 1773 ja siksi sitä kutsutaan Messierin kohteeksi numero 51. Pyörregalaksi

Lisätiedot

Tarinaa tähtitieteen tiimoilta FYSIIKAN JA KEMIAN PERUSTEET JA PEDAGOGIIKKA 2014 KARI SORMUNEN

Tarinaa 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,

Lisätiedot

Kosmos = maailmankaikkeus

Kosmos = 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

Lisätiedot

Aurinko. Tähtitieteen peruskurssi

Aurinko. 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

Lisätiedot

Planck satelliitti. Mika Juvela, Helsingin yliopiston Observatorio

Planck 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

Lisätiedot

Mustien aukkojen astrofysiikka

Mustien aukkojen astrofysiikka Mustien aukkojen astrofysiikka Peter Johansson Fysiikan laitos, Helsingin yliopisto Kumpula nyt Helsinki 19.2.2016 1. Tähtienmassaiset mustat aukot: Kuinka isoja?: noin 3-100 kertaa Auringon massa, tapahtumahorisontin

Lisätiedot

Supernova. Joona ja Camilla

Supernova. Joona ja Camilla Supernova Joona ja Camilla Supernova Raskaan tähden kehityksen päättäviä valtavia räjähdyksiä Linnunradan kokoisissa galakseissa supernovia esiintyy noin 50 vuoden välein Supernovan kirkkaus muuttuu muutamassa

Lisätiedot

Kosmologia: Miten maailmankaikkeudesta tuli tällainen? Tapio Hansson

Kosmologia: Miten maailmankaikkeudesta tuli tällainen? Tapio Hansson Kosmologia: Miten maailmankaikkeudesta tuli tällainen? Tapio Hansson Kosmologia Kosmologiaa tutkii maailmankaikkeuden rakennetta ja historiaa Yhdistää havaitsevaa tähtitiedettä ja fysiikkaa Tämän hetken

Lisätiedot

Kosmologia ja alkuaineiden synty. Tapio Hansson

Kosmologia ja alkuaineiden synty. Tapio Hansson Kosmologia ja alkuaineiden synty Tapio Hansson Alkuräjähdys n. 13,7 mrd vuotta sitten Alussa maailma oli pistemäinen Räjähdyksen omainen laajeneminen Alkuolosuhteet ovat hankalia selittää Inflaatioteorian

Lisätiedot

Maan ja avaruuden välillä ei ole selkeää rajaa

Maan ja avaruuden välillä ei ole selkeää rajaa Avaruus Mikä avaruus on? Pääosin tyhjiön muodostama osa maailmankaikkeutta Maan ilmakehän ulkopuolella. Avaruuden massa on pääosin pimeässä aineessa, tähdissä ja planeetoissa. Avaruus alkaa Kármánin rajasta

Lisätiedot

Helsinki Testbed säätietojen käyttö Metsähovin radiotutkimusasemalla. Anne Lähteenmäki Metsähovin radiotutkimusasema TKK

Helsinki Testbed säätietojen käyttö Metsähovin radiotutkimusasemalla. Anne Lähteenmäki Metsähovin radiotutkimusasema TKK Helsinki Testbed säätietojen käyttö Metsähovin radiotutkimusasemalla Metsähovin radiotutkimusasema TKK Metsähovin radiotutkimusasema Sijaitsee Kirkkonummella Kylmälän kylässä Teknillisen korkeakoulun alainen

Lisätiedot

13.3 Supernovat. Maailmankaikkeuden suurienergisimpiä ilmiöitä: L max 10 9 L. Raskaiden alkuaineiden synteesi (useimmat > Fe )

13.3 Supernovat. Maailmankaikkeuden suurienergisimpiä ilmiöitä: L max 10 9 L. Raskaiden alkuaineiden synteesi (useimmat > Fe ) 13.3 Supernovat Maailmankaikkeuden suurienergisimpiä ilmiöitä: L max 10 9 L nähdään suurilta etäisyyksiltä tärkeitä etäisyysmittareita Raskaiden alkuaineiden synteesi (useimmat > Fe ) Kirkkausmaksimi:

Lisätiedot

Kokeellisen tiedonhankinnan menetelmät

Kokeellisen 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

Lisätiedot

Tähtitiede Tutkimusta maailmankaikkeuden laidoilta Aurinkokuntaan

Tähtitiede 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,

Lisätiedot

Maailmankaikkeuden syntynäkemys (nykykäsitys 2016)

Maailmankaikkeuden syntynäkemys (nykykäsitys 2016) Maailmankaikkeuden syntynäkemys (nykykäsitys 2016) Kvanttimeri - Kvanttimaailma väreilee (= kvanttifluktuaatiot eli kvanttiheilahtelut) sattumalta suuri energia (tyhjiöenergia)

Lisätiedot

Gravitaatioaallot - uusi ikkuna maailmankaikkeuteen

Gravitaatioaallot - uusi ikkuna maailmankaikkeuteen Gravitaatioaallot - uusi ikkuna maailmankaikkeuteen Helsingin Yliopisto 14.9.2015 kello 12:50:45 Suomen aikaa: pulssi gravitaatioaaltoja läpäisi maan. LIGO: Ensimmäinen havainto gravitaatioaalloista. Syntyi

Lisätiedot

Aine ja maailmankaikkeus. Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos

Aine ja maailmankaikkeus. Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos Aine ja maailmankaikkeus Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos Lahden yliopistokeskus 29.9.2011 1900-luku tiedon uskomaton vuosisata -mikä on aineen olemus -miksi on erilaisia aineita

Lisätiedot

Wien R-J /home/heikki/cele2008_2010/musta_kappale_approksimaatio Wed Mar 13 15:33:

Wien R-J /home/heikki/cele2008_2010/musta_kappale_approksimaatio Wed Mar 13 15:33: 1.2 T=12000 K 10 2 T=12000 K 1.0 Wien R-J 10 0 Wien R-J B λ (10 15 W/m 3 /sterad) 0.8 0.6 0.4 B λ (10 15 W/m 3 /sterad) 10-2 10-4 10-6 10-8 0.2 10-10 0.0 0 200 400 600 800 1000 nm 10-12 10 0 10 1 10 2

Lisätiedot

Galaksit ja kosmologia FYS2052, 5 op, syksy 2017 D112 Physicum

Galaksit ja kosmologia FYS2052, 5 op, syksy 2017 D112 Physicum Galaksit ja kosmologia FYS2052, 5 op, syksy 2017 D112 Physicum Luento 9: Aktiiviset galaksit, 06/11/2017 Matemaattis-luonnontieteellinen tiedekunta Peter Johansson/ Galaksit ja Kosmologia Luento 9 www.helsinki.fi/yliopisto

Lisätiedot

AMMATTIKORKEAKOULUJEN TEKNIIKAN JA LIIKENTEEN VALINTAKOE ÄLÄ KÄÄNNÄ SIVUA ENNEN KUIN VALVOJA ANTAA LUVAN!

AMMATTIKORKEAKOULUJEN TEKNIIKAN JA LIIKENTEEN VALINTAKOE ÄLÄ KÄÄNNÄ SIVUA ENNEN KUIN VALVOJA ANTAA LUVAN! TEKSTIOSA 6.6.2005 AMMATTIKORKEAKOULUJEN TEKNIIKAN JA LIIKENTEEN VALINTAKOE YLEISOHJEITA Valintakoe on kaksiosainen: 1) Lue oheinen teksti huolellisesti. Lukuaikaa on 20 minuuttia. Voit tehdä merkintöjä

Lisätiedot

XFYS4336 Havaitseva tähtitiede II

XFYS4336 Havaitseva tähtitiede II XFYS4336 Havaitseva tähtitiede II Silja Pohjolainen Kaj Wiik Tuorlan observatorio Kevät 2014 Osa kuvista on lainattu kirjasta Wilson, Rohlfs, Hüttemeister: Tools of Radio astronomy XFYS4336 Havaitseva

Lisätiedot

Jupiter-järjestelmä ja Galileo-luotain II

Jupiter-järjestelmä ja Galileo-luotain II Jupiter-järjestelmä ja Galileo-luotain II Jupiter ja Galilein kuut Galileo-luotain luotain Jupiterissa NASA, laukaisu 18. 10. 1989 Gaspra 29. 10. 1991 Ida ja ja sen kuu Dactyl 8. 12. 1992 Jupiter 7. 12.

Lisätiedot

Tähtitaivaan alkeet Juha Ojanperä Harjavalta

Tähtitaivaan alkeet Juha Ojanperä Harjavalta Tähtitaivaan alkeet Juha Ojanperä Harjavalta 14.1.-10.3.2016 Kurssin sisältö 1. Kerta Taivaanpallo ja tähtitaivaan liike opitaan lukemaan ja ymmärtämään tähtikarttoja 2. kerta Tärkeimmät tähdet ja tähdistöt

Lisätiedot

Tähtitieteen historiaa

Tähtitieteen historiaa Tähtitiede Sisältö: Tähtitieteen historia Kokeellisen tiedonhankinnan menetelmät Perusteoriat Alkuräjähdysteoria Gravitaatiolaki Suhteellisuusteoria Alkuaineiden syntymekanismit Tähtitieteen käsitteitä

Lisätiedot

Pimeän energian metsästys satelliittihavainnoin

Pimeän energian metsästys satelliittihavainnoin Pimeän energian metsästys satelliittihavainnoin Avaruusrekka, Kumpulan pysäkki 04.10.2012 Peter Johansson Matemaattis-luonnontieteellinen tiedekunta / Peter Johansson/ Avaruusrekka 04.10.2012 13/08/14

Lisätiedot

Astrokemia avaa tähtitarhojen

Astrokemia avaa tähtitarhojen Astrokemia avaa tähtitarhojen NASA/ESA Kuva Orionin sumusta on koottu Hubble-avaruusteleskoopin ottamista kuvista. 6 KEMIA 2/2012 saloja Astrokemia tutkii alkuaineiden kosmista runsautta sekä tähtien,

Lisätiedot

S U H T E E L L I S U U S T E O R I AN P Ä Ä P I I R T E I T Ä

S U H T E E L L I S U U S T E O R I AN P Ä Ä P I I R T E I T Ä S U H T E E L L I S U U S T E O R I AN P Ä Ä P I I R T E I T Ä (ks. esim. http://www.kotiposti.net/ajnieminen/sutek.pdf). 1. a) Suppeamman suhteellisuusteorian perusolettamukset (Einsteinin suppeampi suhteellisuusteoria

Lisätiedot

Radioastronomia harjoitustyö; vedyn 21cm spektriviiva

Radioastronomia 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)

Lisätiedot

12. Aurinko. Ainoa tähti, jota voidaan tutkia yksityiskohtaisesti esim. pyöriminen, tähdenpilkut pinnalla, ytimestä tulevat neutrinot

12. Aurinko. Ainoa tähti, jota voidaan tutkia yksityiskohtaisesti esim. pyöriminen, tähdenpilkut pinnalla, ytimestä tulevat neutrinot 12. Aurinko Ainoa tähti, jota voidaan tutkia yksityiskohtaisesti esim. pyöriminen, tähdenpilkut pinnalla, ytimestä tulevat neutrinot Tyypillinen pääsarjan tähti: Tähtitieteen perusteet, Luento 14, 26.04.2013

Lisätiedot

Kyösti Ryynänen Luento

Kyösti Ryynänen Luento 1. Aurinkokunta 2. Aurinko Kyösti Ryynänen Luento 15.2.2012 3. Maa-planeetan riippuvuus Auringosta 4. Auringon säteilytehon ja aktiivisuuden muutokset 5. Auringon tuleva kehitys 1 Kaasupalloja Tähdet pyrkivät

Lisätiedot

Tähtitieteen peruskurssi Lounais-Hämeen Uranus ry 2013 Aurinkokunta. Kuva NASA

Tähtitieteen peruskurssi Lounais-Hämeen Uranus ry 2013 Aurinkokunta. Kuva NASA Tähtitieteen peruskurssi Lounais-Hämeen Uranus ry 2013 Aurinkokunta Kuva NASA Aurinkokunnan rakenne Keskustähti, Aurinko Aurinkoa kiertävät planeetat Planeettoja kiertävät kuut Planeettoja pienemmät kääpiöplaneetat,

Lisätiedot

perushiukkasista Perushiukkasia ovat nykykäsityksen mukaan kvarkit ja leptonit alkeishiukkasiksi

perushiukkasista Perushiukkasia ovat nykykäsityksen mukaan kvarkit ja leptonit alkeishiukkasiksi 8. Hiukkasfysiikka Hiukkasfysiikka kuvaa luonnon toimintaa sen perimmäisellä tasolla. Hiukkasfysiikan avulla selvitetään maailmankaikkeuden syntyä ja kehitystä. Tutkimuskohteena ovat atomin ydintä pienemmät

Lisätiedot

11. Astrometria, ultravioletti, lähiinfrapuna

11. 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

Lisätiedot

Planeetan määritelmä

Planeetan määritelmä Planeetta on suurimassainen tähteä kiertävä kappale, joka on painovoimansa vaikutuksen vuoksi lähes pallon muotoinen ja on tyhjentänyt ympäristönsä planetesimaalista. Sana planeetta tulee muinaiskreikan

Lisätiedot

Ulottuva Aurinko Auringon hallitsema avaruus

Ulottuva Aurinko Auringon hallitsema avaruus Ulottuva Aurinko Auringon hallitsema avaruus Akatemiatutkija Rami Vainio 9.10.2008 Fysiikan laitos, Helsingin yliopisto Sisältö Aurinko ja sen havainnointi Maan pinnalta Auringon korona, sen muoto ja magneettikenttä

Lisätiedot

Etäisyyden yksiköt tähtitieteessä:

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

Lisätiedot

RADIOASTRONOMIA HARRASTUKSENA. URSAN LAITEPÄIVÄT ARTJÄRVI Janne Peltonen

RADIOASTRONOMIA HARRASTUKSENA. URSAN LAITEPÄIVÄT ARTJÄRVI Janne Peltonen RADIOASTRONOMIA HARRASTUKSENA URSAN LAITEPÄIVÄT ARTJÄRVI 07.04.2018 Janne Peltonen SISÄLTÖ Radioastronomia Continuum H1 spektri Kuuheijastus (EME) Luotainten kuuntelu HAVAINTOVÄLINE Peilikärry Hinattava

Lisätiedot

MIKKELIN LUKIO SPEKTROMETRIA. NOT-tiedekoulu La Palma

MIKKELIN 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

Lisätiedot

HARRASTERADIOASTRONOMIAA. URSALO Janne Peltonen

HARRASTERADIOASTRONOMIAA. URSALO Janne Peltonen HARRASTERADIOASTRONOMIAA URSALO 6.11.2014 Janne Peltonen TAIVAAN RADIOLÄHTEET Taivaankappaleet Aurinko Kuu Jupiter Galaksin keskusta Sagittarius_A, musta aukko keskellä Supernovajäänteet Cassiopeia_A Taurus_A/Rapusumu

Lisätiedot

Suojeleva Aurinko: Aurinko ja kosmiset säteet IHY 2007-2009

Suojeleva Aurinko: Aurinko ja kosmiset säteet IHY 2007-2009 Suojeleva Aurinko: Aurinko ja kosmiset säteet IHY 2007-2009 Eino Valtonen Avaruustutkimuslaboratorio, Fysiikan ja tähtitieteen laitos, Turun yliopisto Eino.Valtonen@utu.fi 2 Kosminen säde? 3 4 5 Historia

Lisätiedot

Tähtitieteelliset havainnot -sähkömagneettisen säteilyn vastaanottoa ja analysointia. Fotonin energia (E=hc/λ) vaikuttaa detektiotapaan

Tähtitieteelliset havainnot -sähkömagneettisen säteilyn vastaanottoa ja analysointia. Fotonin energia (E=hc/λ) vaikuttaa detektiotapaan Tähtitieteelliset havainnot -sähkömagneettisen säteilyn vastaanottoa ja analysointia Fotonin energia (E=hc/λ) vaikuttaa detektiotapaan Ilmakehän läpäisykyky - radioikkuna: λ 0.3mm 15 m Radioastronomia

Lisätiedot

MAAILMANKAIKKEUDEN PIENET JA SUURET RAKENTEET

MAAILMANKAIKKEUDEN PIENET JA SUURET RAKENTEET MAAILMANKAIKKEUDEN PIENET JA SUURET RAKENTEET KAIKKI HAVAITTAVA ON AINETTA TAI SÄTEILYÄ 1. Jokainen rakenne rakentuu pienemmistä rakenneosista. Luonnon rakenneosat suurimmasta pienimpään galaksijoukko

Lisätiedot

Mekaniikan jatkokurssi Fys102

Mekaniikan jatkokurssi Fys102 Mekaniikan jatkokurssi Fys102 Syksy 2009 Jukka Maalampi LUENTO 12 Aallot kahdessa ja kolmessa ulottuvuudessa Toistaiseksi on tarkasteltu aaltoja, jotka etenevät yhteen suuntaan. Yleisempiä tapauksia ovat

Lisätiedot

16. Tähtijoukot. 16.1 Tähtiassosiaatiot. Avoimet tähtijoukot 10-100 tähteä esim Seulaset, Hyadit, Praesape (M44-kuva)

16. Tähtijoukot. 16.1 Tähtiassosiaatiot. Avoimet tähtijoukot 10-100 tähteä esim Seulaset, Hyadit, Praesape (M44-kuva) 16. Tähtijoukot Avoimet tähtijoukot 10-100 tähteä esim Seulaset, Hyadit, Praesape (M44-kuva) Pallomaiset tähtijoukot 10 5 10 6 tähteä esim. Herkuleen M13 (kuva) 16.1 Tähtiassosiaatiot Ambartsumjam 1947:

Lisätiedot

Euclid. Hannu Kurki- Suonio Kosmologian kesäkoulu 2015 Solvalla

Euclid. Hannu Kurki- Suonio Kosmologian kesäkoulu 2015 Solvalla Euclid Hannu Kurki- Suonio Kosmologian kesäkoulu 2015 Solvalla 27.5.2015 Mikä aiheu.aa kiihtyvän laajenemisen Kaksi vaihtoehtoa Pimeä energia (dark energy) Painovoima käyaäytyy eri lailla hyvin suurilla

Lisätiedot

Havaitsevan 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 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

Lisätiedot

PIMEÄ ENERGIA mysteeri vai kangastus? Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos

PIMEÄ ENERGIA mysteeri vai kangastus? Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos PIMEÄ ENERGIA mysteeri vai kangastus? Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos 1917: Einstein sovelsi yleistä suhteellisuusteoriaa koko maailmankaikkeuteen Linnunradan eli maailmankaikkeuden

Lisätiedot

SPEKTROGRAFIT. Mitataan valon aallonpituusjakauma

SPEKTROGRAFIT. Mitataan valon aallonpituusjakauma SPEKTROGRAFIT Mitataan valon aallonpituusjakauma Objektiivi-prisma: Objektiivin edessä oleva prisma levitää valon spektriksi tallennetaan CCD-kennolla Rakospektrografi: Teleskoopista kapean raon kautta

Lisätiedot

SATURNUS. Jättiläismäinen kaasuplaneetta Saturnus on aurinkokuntamme toiseksi suurin planeetta heti Jupiterin jälkeen

SATURNUS. Jättiläismäinen kaasuplaneetta Saturnus on aurinkokuntamme toiseksi suurin planeetta heti Jupiterin jälkeen SATURNUKSEN RENKAAT http://cacarlsagan.blogspot.fi/2009/04/compare-otamanho-dos-planetas-nesta.html SATURNUS Jättiläismäinen kaasuplaneetta Saturnus on aurinkokuntamme toiseksi suurin planeetta heti Jupiterin

Lisätiedot

Planck ja kosminen mikroaaltotausta

Planck ja kosminen mikroaaltotausta Planck ja kosminen mikroaaltotausta Elina Keihänen Helsingin yliopisto Fysikaalisten tieteiden laitos Fysiikan täydennyskoulutuskurssi 8.6.2007 Kiitokset materiaalista Hannu Kurki Suoniolle Planck satelliitti

Lisätiedot

Atomien rakenteesta. Tapio Hansson

Atomien rakenteesta. Tapio Hansson Atomien rakenteesta Tapio Hansson Ykköskurssista jo muistamme... Atomin käsite on peräisin antiikin Kreikasta. Demokritos päätteli alunperin, että jatkuva aine ei voi koostua äärettömän pienistä alkeisosasista

Lisätiedot

Radioastronomian käsitteitä

Radioastronomian käsitteitä Radioastronomian käsitteitä allonpituusalue ~ 100 m - 1 mm MHz 300 GHz Leveä aallonpituusalue: erilaisia antenneja, monenlaista tekniikkaa Ei (suoraan) kuvia Signaali yleensä

Lisätiedot

Planetaariset sumut Ransun kuvaus- ja oppimisprojekti

Planetaariset sumut Ransun kuvaus- ja oppimisprojekti Planetaariset sumut Ransun kuvaus- ja oppimisprojekti Sisältö Miksi juuri planetaariset sumut Planetaarisen sumun syntymä Planetaariset kuvauskohteena Kalusto Suotimet Valotusajat Kartat HASH planetary

Lisätiedot

Tähtitieteen Peruskurssi, Salon Kansalaisopisto, syksy 2010: HAVAINTOLAITTEET

Tähtitieteen 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

Lisätiedot

Kvantittuminen. E = hf f on säteilyn taajuus h on Planckin vakio h = 6, Js = 4, evs. Planckin kvanttihypoteesi

Kvantittuminen. 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)

Lisätiedot

Infrapunaspektroskopia

Infrapunaspektroskopia ultravioletti näkyvä valo Infrapunaspektroskopia IHMISEN JA ELINYMPÄ- RISTÖN KEMIAA, KE2 Kertausta sähkömagneettisesta säteilystä Sekä IR-spektroskopia että NMR-spektroskopia käyttävät sähkömagneettista

Lisätiedot

Kemiallinen mallinnus II: tulokset ja tulkinta. Astrokemia -kurssin luento

Kemiallinen mallinnus II: tulokset ja tulkinta. Astrokemia -kurssin luento Kemiallinen mallinnus II: tulokset ja tulkinta Astrokemia -kurssin luento 4.4.2011 edellisissä luentokalvoissa esiteltiin kemiallisen mallintamisen perusteita, eli mitä malleihin kuuluu (millaisia efektejä

Lisätiedot

Fysiikka 8. Aine ja säteily

Fysiikka 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

Lisätiedot

Fotometria 17.1.2011. Eskelinen Atte. Korpiluoma Outi. Liukkonen Jussi. Pöyry Rami

Fotometria 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

Lisätiedot

UrSalo. Laajaa paikallista yhteistyötä

UrSalo. Laajaa paikallista yhteistyötä UrSalo Laajaa paikallista yhteistyötä Ursalon ja Turun Ursan yhteistyö Tähtipäivät 2011 ja Cygnus 2012 Kevolan observatorio Tähtitieteen kurssit Yhteistyössä Salon kansalaisopiston ja Tuorlan tutkijoiden

Lisätiedot

Perusvuorovaikutukset. Tapio Hansson

Perusvuorovaikutukset. Tapio Hansson Perusvuorovaikutukset Tapio Hansson Perusvuorovaikutukset Vuorovaikutukset on perinteisesti jaettu neljään: Gravitaatio Sähkömagneettinen vuorovaikutus Heikko vuorovaikutus Vahva vuorovaikutus Sähköheikkoteoria

Lisätiedot

Linnunradan rakenne 53925, 5 op, syksy 2016 D116 Physicum

Linnunradan rakenne 53925, 5 op, syksy 2016 D116 Physicum Linnunradan rakenne 53925, 5 op, syksy 2016 D116 Physicum Luento 6: Linnunradan yleisrakenne II, halo, pallomaiset tähtijoukot ja galaksin keskusta 17/10/2016 Peter Johansson/ Linnunradan rakenne Luento

Lisätiedot

Suomalainen teknologia selvittämään maailmankaikkeuden alkua

Suomalainen teknologia selvittämään maailmankaikkeuden alkua Suomalainen teknologia selvittämään maailmankaikkeuden alkua Lehdistötiedote 27.4.2009 Euroopan avaruusjärjestö laukaisee toukokuussa kaksi tiedesatelliittia, joissa suomalaisilla yrityksillä ja tutkijoilla

Lisätiedot

Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I

Havaitsevan 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,

Lisätiedot

Infraäänimittaukset. DI Antti Aunio, Aunio Group Oy

Infraäänimittaukset. DI Antti Aunio, Aunio Group Oy Infraäänimittaukset DI Antti Aunio, Aunio Group Oy antti.aunio@aunio.fi Mitä infraääni on? Matalataajuista ilmanpaineen vaihtelua Taajuusalue < 20 Hz Ihmisen kuuloalue on tyypillisesti 20-20 000 Hz Osa

Lisätiedot

Mitä energia on? Risto Orava Helsingin yliopisto Fysiikan tutkimuslaitos CERN

Mitä energia on? Risto Orava Helsingin yliopisto Fysiikan tutkimuslaitos CERN Mitä energia on? Risto Orava Helsingin yliopisto Fysiikan tutkimuslaitos CERN 17. helmikuuta 2011 ENERGIA JA HYVINVOINTI TANNER-LUENTO 2011 1 Mistä energiaa saadaan? Perusenergia sähkö heikko paino vahva

Lisätiedot

15. Tähtienvälinen aine

15. Tähtienvälinen aine 15. Tähtienvälinen aine Interstellaarinen materia: galaksien sisällä Intergalaktinen materia: galaksien välillä Yleisiä ominaisuuksia: 1) Interstellaarisen aineen määrä: tähtienvälinen kaasu n. 10% Linnunradan

Lisätiedot

Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I. Ilmakehän vaikutus havaintoihin. Jyri Lehtinen. kevät Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos

Havaitsevan 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.

Lisätiedot

Atomimallit. Tapio Hansson

Atomimallit. Tapio Hansson Atomimallit Tapio Hansson Atomin käsite Atomin käsite on peräisin antiikin Kreikasta. Filosofi Demokritos päätteli (n. 400 eaa.), että äärellisen maailman tulee koostua äärellisistä, jakamattomista hiukkasista

Lisätiedot

Fysiikan menetelmät ja kvalitatiiviset mallit Rakenneyksiköt

Fysiikan menetelmät ja kvalitatiiviset mallit Rakenneyksiköt Fysiikan menetelmät ja kvalitatiiviset mallit Rakenneyksiköt ISBN: Veera Kallunki, Jari Lavonen, Kalle Juuti, Veijo Meisalo, Anniina Mikama, Mika Suhonen, Jukka Lepikkö, Jyri Jokinen Verkkoversio: http://www.edu.helsinki.fi/astel-ope

Lisätiedot

n=5 n=4 M-sarja n=3 L-sarja n=2 Lisäys: K-sarjan hienorakenne K-sarja n=1

n=5 n=4 M-sarja n=3 L-sarja n=2 Lisäys: K-sarjan hienorakenne K-sarja n=1 10.1 RÖNTGENSPEKTRI Kun kiihdytetyt elektronit törmäävät anodiin, syntyy jatkuvaa säteilyä sekä anodimateriaalille ominaista säteilyä (spektrin terävät piikit). Atomin uloimpien elektronien poistamiseen

Lisätiedot

Toni Veikkolainen Cygnus 2012 Naarila, Salo

Toni Veikkolainen Cygnus 2012 Naarila, Salo Toni Veikkolainen Cygnus 2012 Naarila, Salo 28.7.2012 Ursan Syvä taivas jaosto on ollut toiminnassa vuodesta 1985 lähtien. Alkuvuonna 2012 jaosto sai uudeksi vetäjäkseen Toni Veikkolaisen Järvenpäästä.

Lisätiedot

c λ n m hf n m E m = h = E n 1. Teoria 1.1. Atomin energiatilat ja säteily

c λ n m hf n m E m = h = E n 1. Teoria 1.1. Atomin energiatilat ja säteily SPEKTROMETRIA Tekijät: Mönkkönen Tomi, Reinikainen Mikko, Tiilikainen Eero, Toivanen Maria ja Rikkinen Topi Koulut: Mikkelin Lyseon lukio ja Mikkelin Yhteiskoulun lukio Päiväys: 21.11.2008 Lukion oppiaine:

Lisätiedot

Ydinfysiikkaa. Tapio Hansson

Ydinfysiikkaa. Tapio Hansson 3.36pt Ydinfysiikkaa Tapio Hansson Ydin Ydin on atomin mittakaavassa äärimmäisen pieni. Sen koko on muutaman femtometrin luokkaa (10 15 m), kun taas koko atomin halkaisija on ångströmin luokkaa (10 10

Lisätiedot

Referenssit ja näytteenotto VLBI -interferometriassa

Referenssit ja näytteenotto VLBI -interferometriassa Referenssit ja näytteenotto VLBI -interferometriassa Jan Wagner, jwagner@kurp.hut.fi Metsähovin radiotutkimusasema / TKK Eri taajuuksilla sama kohde nähdään eri tavalla ts. uutta tietoa pinta-ala D tarkkuustyötä

Lisätiedot

Jupiterin magnetosfääri. Pasi Pekonen 26. Tammikuuta 2009

Jupiterin magnetosfääri. Pasi Pekonen 26. Tammikuuta 2009 Jupiterin magnetosfääri Pasi Pekonen 26. Tammikuuta 2009 Johdanto Magnetosfääri on planeetan magneettikentän luoma onkalo aurinkotuuleen. Magnetosfäärissä plasman liikettä hallitsee planeetan magneettikenttä.

Lisätiedot

15. Kompaktit tähdet Ei fuusiota kaasun paine ei pysty kumoamaan painovoimaa

15. Kompaktit tähdet Ei fuusiota kaasun paine ei pysty kumoamaan painovoimaa 15. Kompaktit tähdet Ei fuusiota kaasun paine ei pysty kumoamaan painovoimaa valkeat kääpiöt - degeneroituneen elektronikaasun paine neutronitähdet - degeneroituneen neutronikaasun paine mustat aukot -

Lisätiedot

Kehät ja väripilvet. Ilmiöistä ja synnystä

Kehät ja väripilvet. Ilmiöistä ja synnystä Kehät ja väripilvet Ilmiöistä ja synnystä Kehät - yleistä Yksi yleisimmistä ilmakehän optisista valoilmiöistä Värireunainen valokiekko Auringon, Kuun tai muun valolähteen ympärillä Maallikoilla ja riviharrastajilla

Lisätiedot

3.1 Varhaiset atomimallit (1/3)

3.1 Varhaiset atomimallit (1/3) + 3 ATOMIN MALLI 3.1 Varhaiset atomimallit (1/3) Thomsonin rusinakakkumallissa positiivisesti varautuneen hyytelömäisen aineen sisällä on negatiivisia elektroneja kuin rusinat kakussa. Rutherford pommitti

Lisätiedot

Atomimallit. Tapio Hansson

Atomimallit. Tapio Hansson Atomimallit Tapio Hansson Atomin käsite Atomin käsite on peräisin antiikin Kreikasta. Filosofi Demokritos päätteli (n. 400 eaa.), että äärellisen maailman tulee koostua äärellisistä, jakamattomista hiukkasista

Lisätiedot

Havaitsevan tähtitieteen pk I, 2012

Havaitsevan 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

Lisätiedot

Leptonit. - elektroni - myoni - tauhiukkanen - kolme erilaista neutriinoa. - neutriinojen varaus on 0 ja muiden leptonien varaus on -1

Leptonit. - elektroni - myoni - tauhiukkanen - kolme erilaista neutriinoa. - neutriinojen varaus on 0 ja muiden leptonien varaus on -1 Mistä aine koostuu? - kaikki aine koostuu atomeista - atomit koostuvat elektroneista, protoneista ja neutroneista - neutronit ja protonit koostuvat pienistä hiukkasista, kvarkeista Alkeishiukkaset - hiukkasten

Lisätiedot

Radioaaltojen eteneminen. Marjo Yli-Paavola, OH3HOC

Radioaaltojen eteneminen. Marjo Yli-Paavola, OH3HOC Radioaaltojen eteneminen Marjo Yli-Paavola, OH3HOC 26.10.2010 Radioaaltojen etenemistavat Eteneminen ionosfäärissä Eteneminen troposfäärissä Pinta-aalto Erikoisemmat etenemismuodot Yleisesti eteneminen

Lisätiedot

LHC -riskianalyysi. Emmi Ruokokoski

LHC -riskianalyysi. Emmi Ruokokoski LHC -riskianalyysi Emmi Ruokokoski 30.3.2009 Johdanto Mikä LHC on? Perustietoa ja taustaa Mahdolliset riskit: mikroskooppiset mustat aukot outokaiset magneettiset monopolit tyhjiökuplat Emmi Ruokokoski

Lisätiedot

CERN-matka

CERN-matka CERN-matka 2016-2017 UUTTA FYSIIKKAA Janne Tapiovaara Rauman Lyseon lukio http://imglulz.com/wp-content/uploads/2015/02/keep-calm-and-let-it-go.jpg FYSIIKKA ON KOKEELLINEN LUONNONTIEDE, JOKA PYRKII SELITTÄMÄÄN

Lisätiedot

SUHTEELLISUUSTEORIAN TEOREETTISIA KUMMAJAISIA

SUHTEELLISUUSTEORIAN TEOREETTISIA KUMMAJAISIA MUSTAT AUKOT FAQ Kuinka gravitaatio pääsee ulos tapahtumahorisontista? Schwarzschildin ratkaisu on staattinen. Tähti on kaareuttanut avaruuden jo ennen romahtamistaan mustaksi aukoksi. Ulkopuolinen havaitsija

Lisätiedot

Galaksit ja kosmologia 53926, 5 op, syksy 2015 D114 Physicum

Galaksit ja kosmologia 53926, 5 op, syksy 2015 D114 Physicum Galaksit ja kosmologia 53926, 5 op, syksy 2015 D114 Physicum Luento 10: Paikallinen galaksiryhmä, 10/11/2015 Peter Johansson/ Galaksit ja Kosmologia Luento 10 www.helsinki.fi/yliopisto 10/11/15 1 Tällä

Lisätiedot

Sähkömagneettinen säteily ja sen vuorovaikutusmekanismit

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.

Lisätiedot

Radiokontinuumi. Centaurus A -radiogalaksi. Cassiopeia A -supernovajäänne

Radiokontinuumi. Centaurus A -radiogalaksi. Cassiopeia A -supernovajäänne Radiokontinuumi Centaurus A -radiogalaksi Cassiopeia A -supernovajäänne Radiosäteilyn lähteet Molekyyleillä ja atomeilla on diskreettejä energiatiloja, joiden väliset siirtymät lähettävät viivasäteilyä,

Lisätiedot

ANTARES- rahoitetut hankkeet

ANTARES- rahoitetut hankkeet ANTARES- rahoitetut hankkeet Avaruustutkimusohjelma ANTARES 2001-2004 Suomen Akatemia rahoittaa oheisia tutkimushankkeita yhteensä noin 4,6 miljoonalla eurolla, jonka lisäksi Tekes rahoittaa osaa hankkeista

Lisätiedot

HÄRKÄMÄEN HAVAINTOKATSAUS

HÄRKÄMÄEN HAVAINTOKATSAUS HÄRKÄMÄEN HAVAINTOKATSAUS 2008 Kierregalaksi M 51 ja sen seuralainen epäsää äännöllinen galaksi NGC 5195. Etäisyys on 34 miljoonaa valovuotta. M 51 löytyy l taivaalta Otavan viimeisen tähden t Alkaidin

Lisätiedot

Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, kevät Luento 2, : Ilmakehän vaikutus havaintoihin Luennoitsija: Jyri Näränen

Havaitsevan 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

Lisätiedot

1 Perussuureiden kertausta ja esimerkkejä

1 Perussuureiden kertausta ja esimerkkejä 1 Perussuureiden kertausta ja esimerkkejä 1.1 Vuontiheys ja pintakirkkaus Vuontiheys ( flux density ) kertoo, kuinka paljon säteilyenergiaa taajuskaistassa [ν,ν+1hz] virtaa 1 m 2 pinta-alan läpi sekunnissa.

Lisätiedot

Muunnokset ja mittayksiköt

Muunnokset ja mittayksiköt Muunnokset ja mittayksiköt 1 a Mitä kymmenen potenssia tarkoittavat etuliitteet m, G ja n? b Mikä on massan (mass) mittayksikkö SI-järjestelmässäa? c Mikä on painon (weight) mittayksikkö SI-järjestelmässä?

Lisätiedot

PHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2016

PHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2016 PHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2016 Prof. Filip Tuomisto Fuusion perusteet, torstai 10.3.2016 Päivän aiheet Fuusioreaktio(t) Fuusion vaatimat olosuhteet Miten fuusiota voidaan

Lisätiedot

Havaitsevan 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 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.

Lisätiedot

Metsähovin satelliitilaser lähiavaruuden kohteiden karakterisoinnissa

Metsähovin satelliitilaser lähiavaruuden kohteiden karakterisoinnissa Metsähovin satelliitilaser lähiavaruuden kohteiden karakterisoinnissa Olli Wilkman, Arttu Raja-Halli, Niko Kareinen, Jouni Peltoniemi, Jenni Virtanen Paikkatietokeskus FGI Maanmittauslaitos 81 704 Metsähovin

Lisätiedot

Teoreettinen hiukkasfysiikka ja kosmologia Oulun yliopistossa. Kari Rummukainen

Teoreettinen hiukkasfysiikka ja kosmologia Oulun yliopistossa. Kari Rummukainen Teoreettinen hiukkasfysiikka ja kosmologia Oulun yliopistossa Kari Rummukainen Mitä hiukkasfysiikka tutkii? Mitä Oulussa tutkitaan? Opiskelu ja sijoittuminen työelämässä Teoreettinen fysiikka: työkaluja

Lisätiedot

Säteily ja suojautuminen Joel Nikkola

Säteily ja suojautuminen Joel Nikkola Säteily ja suojautuminen 28.10.2016 Joel Nikkola Kotitehtävät Keskustele parin kanssa aurinkokunnan mittakaavasta. Jos maa olisi kolikon kokoinen, minkä kokoinen olisi aurinko? Jos kolikko olisi luokassa

Lisätiedot

Teoreetikon kuva. maailmankaikkeudesta

Teoreetikon kuva. maailmankaikkeudesta Teoreetikon kuva Teoreetikon kuva hiukkasten hiukkasten maailmasta maailmasta ja ja maailmankaikkeudesta maailmankaikkeudesta Jukka Maalampi Fysiikan laitos Jyväskylän yliopisto Lapua 5. 5. 2012 Miten

Lisätiedot