SPEKTROGRAFIT. Mitataan valon aallonpituusjakauma

Transkriptio

1 SPEKTROGRAFIT Mitataan valon aallonpituusjakauma Objektiivi-prisma: Objektiivin edessä oleva prisma levitää valon spektriksi tallennetaan CCD-kennolla Rakospektrografi: Teleskoopista kapean raon kautta tuleva valokimppu hajotetaan prismalla tai hilalla Dispersio = aallonpituusväli/pituusväli tyypillisesti nm/mm (objektiivi-prisma 50 nm/mm) Spektri-erotuskyky R = λ/ λ miten lähekkäiset sp-viivat erotetaaan galaksien spektrit R 1000 Aurinko jopa R = Heijastus- ja läpäisyhilat suuri dispersio, heijastus ei absorbtiota Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

2 INTERFEROMETRIT Alunperin radiotähtititeessä käytetty menetelmä: yhdistetään kahdesta tai useammasta teleskoopista tuleva valo erotuskyky vastaa teleskooppien välimatkan kokoisen teleskoopin erotuskykyä (mutta ei valonkeräyskyvyltään) Haastavaa: valorintamien oltava samassa vaiheessa! ESO VLT 2001 voidaan mitata tähtien halkaisijoita Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

3 3.4 Radioteleskoopit Radioikkuna 1mm - 100m (300GHz - 3MHz) Karl Jansky 1932: Linnunradan keskustan säteily (dipoli-antenni; 14.6 metrin taajuus) Paraboloidi-antennit (Grote Reber m antenni) Esim. 76 metrin Jodrell Bank (Englanti 1955) neutraali vety HI 21 cm säteily CO-molekyyli 2.6mm Huom: radioteleskoopit eivät muodosta kuvaa, kaikki säteily kerätään vahvistimeen Tärkeitä löytöjä: Linnunradan pyöriminen, kvasaarit, pulsarit Erotuskyky huono vrt. optisiin teleskooppeihin θ = λ/d Esim. Maailman suurin radioteleskooppi Arecibo (Puerto Rico) D=305 m, λ = 21 cm θ 2.5 mm-alueella päästään jopa 5 (tällöin parabolin muodon oltava oikea 0.1mm tarkkuudella) Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

4 Radio-interferometria Yhdistetään samassa useiden radioteleskooppien signaali erotuskyky vastaa antennien välimatkan suuruista antennia Apertuuri-synteesi: Antennit liikuteltavia, muuttuvasta inteferenssikuviosta saadaan konstruoitua kohteen kirkkausjakauma VLA (Very Large Array) 27 * 25 metrin antennia, New Mexico) VLBI (Very Long Baseline interferometry) eri mantereilla olevat teleskoopit ALMA = ESO:n mm-alueen teleskooppikenttä Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

5 3.5. Muuta aallonpituusalueet Täysin erilainen Linnunrata aallonpituudesta riippuen: optinen: (550 nm) tähtien säteily, pölyn absorbtio radio: (HI atomäärinen vety 21 cm) kaasupilvet keskittyneet kiekon tasoon infrapuna: (IRAS-satelliitti µm) tähtien säteilyn kuumentama pöly röntgen: (ROSAT-satelliitti nm) kuuma kaasu, supernova-jäännökset gamma: (Compton-satelliitti 1e-5 nm) suurienergiset partikkelit törmäävät tähtienväliseen kaasuun Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

6 Röntgen-havainnot Aallonpituus nm (photonien energia 1e2-1e5 ev) Ilmapallot Rakettilento 1962: Ensimmäiset röntgen-havainnot (6 min!) 1970:lta lähtien satelliitit UHURU, Einstein, Chandra, XMM-Newton Chandra Ilmaisimet perustuvat hipaisevaan heijastukseen Detektorina esim. tuikelaskuri Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

7 Gamma-säteily Aallonpituus alle 0.01 nm Energia 1e5-1 e14 Fermi 1960:lla Linnunrata, Gamma-purkaukset (vakoilusatelliitit julkaistiin vasta 1973!) Voidaan havaita myös maanpinnalta: suurienerginen fotoni hiukkas-antihiukkaspari voi liikkua ilmakehän (ei tyhjön) valonnopeutta nopeammin Tserenkov-säteily näkyvän valon alueella Esim. MAGIC-teleskooppi La Palmalla: Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

8 Ultravioletti-säteily Aallonpituus nm tähtienvälisen aineen absorbtio rajoittaa näkyvyyttä Linnunradan tasossa alle 100 pc Satelliitteja esim. IEU (1978) GALEX : tärkeä tulos. galaksien kiekot ulottuvat UV:ssä optisia laajemmalle alueelle Infrapunasäteily Aallonpituusalue µm Teleskoopin periaate sama kuin optisella alueella (käytettävä vain peilejä!) Taivas erittäin kirkas IR-alueella (ilmakehän vesihöyry) havaittava sekä kohdetta että taustaa reduktiot työläämpiä Observatoriot korkealla vuoristossa Lentokoneeseen sijoitetut observatoriot (Kuiper Airborne observatory) Satelliitit: IRAS, Spitzer, Herchel COBE, WMAP = kosminen taustasäteily Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

9 3.6 Muita energiamuotoja Kosmiset säteet energeettisiä partikkeleita: ev (vertaa suurimmat kiihdyttimet ev = T ev ) (yläraja vastaa pesäpalloa!) ionisoituneita atomiytimiä (protoneja 90%, heliumytimiä 10%) suuntajakaumaa ei voida päätellä (varatut hiukkaset muuttavat suuntaa Linnunradan magneettikentässä) syntyneet supernovaräjähdyksissä? Maan päällä havaittavat kosmiset säteet ovat ilmakehässä syntynyttä sekundaari-säteilyä Neutriinot Varauksettomia, hyvin pienimassaisia hiukkasia Syntyvät tähtien sisällä ydinreaktioissa (tärkeitä!) Reagoivat vain heikon vuorovaikutuksen kautta (ei vahvaa ydinvoimaa, sähkömag. voimaa havaitseminen erittäin vaikeaa gravitaatio kyllä muttta sillä ei merkitystä) Radiokemialliset menetelmät: tetrakloorieteeni, neutriino muuttaa klooriatomin Neutriinot väliaineessa Ilmaisimet syvissä kaivoksissa radioaktiiviseksi argoniksi, joka havaitaan Tserenkov säteily (esim. Kamiokande) eliminoidaan kosmisen säteilyn vaikutus Laguna-hanke Pyhäsalmen kaivokseen - valitettavasti ei näytä toteutuvan Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

10 V väite: energeettiset neutrinot liikkuvat valoa nopeammin? Osoittautui vääräksi! ( löysä kaapeli... ) Myös Suuressa Magellanin pilvessä havaittu supernova 1987: neutriinot havaittiin samanaikaiseti valon kanssa Gravitaatiosäteily syntyy kiihtyvässä liikkeessä olevista massoista (supernovaräjähdys, musta-aukko kaksoistähti...) toistaiseksi ei varmoja havaintoja Detektoreja: Weber in sylinteri alumiinisylinteri, alkaa värähdellä g-aaltojen osuessa siihen mitataan jännitykset LIGO (Laser interferometric Gravitational Wave observatory): mittaa 25 km päässä olevien peilien välimatkan (=avaruuden geometrian) muutoksia Suunniteltu: LISA satelliitti (ei lennä) Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

11 4. FOTOMETRISET PERUSKÄSITTEET JA MAGNITUDIT 4.1. Peruskäsitteitä Intensiteetti I ν = pinnan lapi kulkeva sateilyenergia pinta ala avaruuskulma taajuusvali aikavali de ν = I ν cos θ da dν dω t intensiteetin yksikkö = W/m 2 /Hz/sterad (W = J/s) Kokonaisintensiteetti I = R 0 I ν dν Energiavuo L = säteilyenergia/aikayksikkö (=teho W) Vuontiheys F = säteilyenergia/aikayksikkö/pinta-ala ( W/m 2 ) Eo on kokonaisvuo; tietyllä taajuusvälillä: L ν, F ν 1 Jansky (Jy) = W/m 2 Hz 1 Mitä detektorit mittaavat? Energiamäärää = vuontiheys integrointuna mittausajan ja detektorin pinta-alan yli Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

12 Vuontiheyden ja intensiteetin yhteys: R 1 F ν = da dν dt S de ν = R S I ν cos θ dω integrointi yli kaikkien suuntien Tärkeä erikoistapaus: Säteily isotrooppista (I suunnasta riippumaton) Kokonaisvuontiheys F = R S I cos θ dω = I R s cos θ dω sijoitetaan pallokoordinaattien avulla lausuttu avaruuskulma dω F = I R π θ=0 R 2π cos θ sin θ dθ dφ = 0 φ=0 integraali häviää koska (cos θ sin θ) pariton funktio välillä 0, π Eli ei säteilyn nettovirtausta (integraali yli kaikkien suuntien) Lasketaan pinnan läpi kulkevan säteilyvuon tiheys (integraali yli puolipallon) F = I R π/2 θ=0 = 2π I R 2π φ=0 cos θ sin θ dθ dφ = 2π I R π/2 cos θ sin θ dθ θ=0 π/2 1 θ=0 2 sin2 θ = πi (Isotrooppinen säteily) Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

13 Säteilyn intensiteetti ei riipu etäisyydestä Havaittava intensiteetti: I = de cos θ da dω dt sijoitetaan de = Icosθ da dωdt da = dω = I = dω r2 cosθ da cos θ r 2 Icosθ da dωdt cos θ dω r 2 cosθ da cos θ r 2 dt I Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

14 Tähden avaruuskulmaan ω säteilemä energiavuo L ω = ωr 2 F jossa F etäisyydellä r havaittu vuontiheys Kokonaisvuo L= säteilylähdettä ympäröivän suljetun pinnan läpi kulkeva vuo = Luminositeetti (luminosity) yksikkö W Säteilylähteen ulkopuolella: säteilyä ei synny eikä häviä Luminositeetti riippumaton etäisyydestä, Jos kappale (esim tähti) säteilee isotrooppisesti etäisyydellä r jakaantunut pinta-alalle 4πr 2 L = 4πr 2 F Vuontiheys heikkenee 1/r 2 F = L 4πr 2 Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

15 Pintakirkkaus Havaittaessa pintakohteita: Pintakirkkaus B = F/ω hav = vuontiheys/(havaitsijan näkemä avaruuskulmayksikkö) Pintakirkkaus ei riipu etäisyydestä: Edellä: vuontiheys F 1/r 2 lähteen avaruuskulma ω hav = A/r 2 B vakio Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

16 Tähtitieteen perusteet esimerkki 4.2 Havaittu pintakirkkaus on yhtäsuuri kuin säteilyn intensiteetti Aurinkovakio = Auringon vuontiheys Maassa = 1370 W/m 2 Auringon pintakirkkaus Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

17 Säteilyn energiatiheys u = säteilyenergian määrä/tilavuusykikkö R u = 1 c S Idω Merkitään pintaa da vastaan kohtisuorasta avaruuskulmasta dω tulevan säteilyn intensiteettiä I. Ajassa dt säteily etenee matkan cdt täyttää tilavuuden dv = c dt da Säteilyn energia de = I da dω dt = c 1 I dω dv energiatiheys du = de/dv = 1 c I dω Integroidaan yli kaikkien suuntien. Isotrooppisen säteilyn energiatiheys: u = 4π c I Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

18 4.2 Näennäiset magnitudit Ihmissilmä reagoi valoon logaritmisesti valonmäärä 2x, 4x 8x,... aistitaan tasavälisinä muutoksina (sama koskee muitakin aisteja) Hipparkhos 150 eaa: jakoi tähdet 6 luokkaan kirkkauden perusteella kirkkaimmat 1, himmeimmät paljain silmin näkyvät 6 Pogson 1856 täsmällisempi formulointi: 5 kirkkausluokkaa vastaa 100 kertaista muutosta, 1 kirkkausluokka vastaa : 100 1/ Magnitudin määritelmä vuontiheyden F avulla: Vuontiheys F 0 vastaa m = 0 m = 2.5 log 10 F F 0 Sopusoinnussa Pogson n kanssa: oletetaan magnitudit m 1, m 2, vastaavat vuontiheydet F 1, F 2 F eo. kaavasta m 1 m 2 = 2.5 log 1 F log 2 F F 10 = 2.5 log 1 0 F 10 0 F 2 Eli jos F 2 = 100F 1 m 2 m 1 = 2.5 log = = 5 kuten pitääkin Käänteinen relaatio. F/F 0 = m Kirkkaimmat tähdet: Sirius m=-1.5 Täysikuu -12.5, Aurinko Tähtitieteen perusteet, Luento 5,

19 Magnitudeja ei voi laskea yhteen, käytettävä vuontiheyksiä: F tot = P i F i m tot = 2.5 log 10 `P i m i Tähtitieteen perusteet, Luento 5,