4. Kaukoputket, observatoriot ja ilmaisimet

Transkriptio

1 4. Kaukoputket, observatoriot ja ilmaisimet Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I, luento Thomas Hackman HTTPKI, kevät 2011, luento 4 1

2 4. Kaukoputket ja observatoriot Perussuureet Klassiset optiset ratkaisut Teleskoopin pystytys Fokus Kuvan laatuun vaikuttavia tekijöitä Observatorion sijoituspaikka Teleskooppeja HTTPKI, kevät 2011, luento 4 2

3 4.1 Teleskooppia kuvaavat perussuureet Tärkeimmät ominaisuudet: Tyyppi (peili vai linssi) Objektiivin halkaisija D Polttoväli f Havaintoihin vaikuttaa: Valonkeräyskyky Aukkosuhde f/d kuvaa teleskoopin valovoimaa Kuvan mittakaava polttotasossa, yleensä yksiköissä /mm tai /pix Erotuskyky (käytännössä ilmakehä rajoittaa) Silmällä havaitessa: Suurennus w = f/f, jossa f on okulaarin HTTPKI, kevät 2011, luento 4 3

4 4.1 Teleskooppia kuvaavat perussuureet Esim. Tuorlan 1.05m teleskoopin erotuskyky on 0.13 Hubblen (2.4m) 0.06 ja NOTin 0.05 Yleensä seeing hyvälläkin paikalla , merenpinnan tasolla usein 3-5 Apupeilin pidike aiheuttaa diffraktiokuvion, joka hyvällä seeingillä ja/tai kirkkaiden tähtien kanssa voi aiheuttaa ongelmia HTTPKI, kevät 2011, luento 4 4

5 4.1 Teleskooppia kuvaavat perussuureet Mitat valitaan käyttötarkoituksen mukaan: Himmeät kohteet tai tarve hyvälle erotuskyvylle suuri D Laajat kohteet, pieni pintakirkkaus pieni f Pienet, mutta kirkkaat kohteet suuri f HTTPKI, kevät 2011, luento 4 5

6 4.2 Klassiset optiset ratkaisut Dioptriset eli linssiteleskoopit Kataoptiset eli peiliteleskoopit Katadioptriset eli sekä peilejä, että linssejä HTTPKI, kevät 2011, luento 4 6

7 4.2 Linssiteleskooppi + Umpinainen, tukeva rakenne + Huolto- ja säätövapaa + Ei apupeiliä - Pitkä ja näkökenttä pieni - Värivirheitä - Valmistaminen vaikeaa HTTPKI, kevät 2011, luento 4 7

8 4.2 Linssiteleskooppi Käytetään yleensä havaintoihin, joissa tarvitaan hyvää erotuskykyä (kaksoistähdet, planeetat, Aurinko, meridiaanikoneet) Swedish 1-m Solar Telescope, La Palma HTTPKI, kevät 2011, luento 4 8

9 4.2 Newtonin kaukoputki Pääpeili paraboloidi, apupeili tasopeili + Helppo valmistaa + Halpa - Instrumenttien asentaminen hankalaa - Voimakas koma - Aukkosuhde valittava isoksi, jotta apupeili ei kasva liian isoksi HTTPKI, kevät 2011, luento 4 9

10 4.2 Cassegrain teleskooppi Apupeili hyperboloidi Useimmat isot teleskoopit Cassegrain tai Ritchey-Chretien tyyppisiä (esim. VLT, Keck) Ritchey-Chretien teleskooppi on Cassegrainin parannettu muoto, jossa myös pääpeili on hyperboloidi HTTPKI, kevät 2011, luento 4 10

11 4.2 Cassegrain teleskooppi + Kompakti rakenne, helppo rakentaa vakaaksi + Instrumenttien asentaminen helppoa + Koma ja palloaberraatio pienempiä kuin Newtonissa + Ritchey-Chretien: ei komaa, eikä palloaberraatiota - Kuvakentän kaarevuus ja astigmatismi suurempia kuin vastaavassa Newtonissa - Ritchey-Chretien: korkea-asteiset pinnat vaikeita valmistaa - Fokusointi tehtävä tarkasti HTTPKI, kevät 2011, luento 4 11

12 4.2 Schmidt kamera Pallopeili + korjauslasi + Laaja kuvakenttä - Korjauslasi vaikea valmistaa - Yleensä umpinainen rakenne, lämpöongelmia - Kuvapinta kaareva (voidaan korjata) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 12

13 4.2 Schmidt-Cassegrain + Lyhyt pitkästä polttovälistä huolimatta + Laaja ja lähes virheetön kuvakenttä - Vaikea valmistaa - kallis Telrad-Sucher (Kapege.de 2006) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 13

14 4.2 Maksutov Sekä pääpeilin, että korjauslasin pinta pallopintoja Samat edut ja haitat kuin edellisellä Maksutoc-Cassegrain (Meade 2004) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 14

15 4.2 Erikoisuuksia Esim. kameran (kaupallisella) linssioptiikalla varustettuja CCD -kameroita SuperWASP a HTTPKI, kevät 2011, luento 4 15

16 4.3 Teleskoopin pystytys Ekvatoriaalinen ja altatsimutaalineen eli atsimutaalinen Monta eri teknistä ratkaisua ekvatoriaaliseen pystytykseen: haarukka, saksalainen pystytys, englantilainen pystytys, hevosenkenkäpystytys (kuvat seuraavalla sivulla) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 16

17 4.3 Teleskoopin pystytys Haarukka Saksalainen Englantilainen Hevosenkenkä (Palomar 5 m) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 17

18 4.3 Teleskoopin pystytys HTTPKI, kevät 2011, luento 4 18

19 4.4 Fokus Primäärifokus Newton-fokus HTTPKI, kevät 2011, luento 4 19

20 4.4 Fokus Cassegrain fokus Hyöty: Minimoidaan peilien määrää Haitta: Mittalaite liikkuu Coude focus Hyöty: Mittalaite voi olla erillään teleskoopista HTTPKI, kevät 2011, luento 4 20

21 4.4 Fokus Nasmyth fokus Hyöty: Laite ei liiku Haitta: Ylimääräinen peili Teleskoopissa voi olla useita instrumentteja kiinni samaan aikaan eri fokuksissa HTTPKI, kevät 2011, luento 4 21

22 4.5 Kuvan laatuun vaikuttavia tekijöitä Optisen systeemin valinta Hionnan laatu Tarkkuus oltava ~/10 (Hubble /20) Pääpeilin tuenta Aktiivinen optiikka Suojaus hajavaloa vastaan (baffling) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 22

23 4.5 Kuvan laatuun vaikuttavia tekijöitä HTTPKI, kevät 2011, luento 4 23

24 4.5 Kuvan laatuun vaikuttavia tekijöitä Kirkkaan tähden hajavalo CCD-kuvassa NOT:n hajavalon vähentäminen (Grundahl & Sörensen, 1996) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 24

25 4.6 Terminen suunnittelu Lämpölähteitä: Teleskooppi, peili, rakenteet Teleskooppirakennus Instrumentti Havaitsija Huoltorakennukset, ympäröivä observatorio Maaperä HTTPKI, kevät 2011, luento 4 25

26 4.6 Terminen suunnittelu Miten terminen suunnittelu näkyy kuvassa? HTTPKI, kevät 2011, luento 4 26

27 4.6 Terminen suunnittelu NOT: Terminen suunnittelu optimoitu HTTPKI, kevät 2011, luento 4 27

28 4.6 Terminen suunnittelu Termisen suunnittelun haasteita: Teleskoopin kontrollihuone HTTPKI, kevät 2011, luento 4 28

29 4.7 Mekaaninen suunnittelu Laakerointi Tasapainotus Värähtelyn estäminen Tuulen sietokyky Peilin materiaalilla oltava pieni lämpölaajenemiskerroin HTTPKI, kevät 2011, luento 4 29

30 4.8 Havaintopaikan valinta Pilvisiä öitä mahdollisimman vähän Kuiva ilmasto Sijainti korkealla (ohut ilmakehä, taivas tumma) Hyvä seeing Pieni valosaaste Ympäröivä infrastruktuuri Hyviä havaintopaikkoja: La Palma, Havaiji, Chile, Arizona, Australia, Etelä-Afrikka HTTPKI, kevät 2011, luento 4 30

31 4.8 Havaintopaikan valinta HTTPKI, kevät 2011, luento 4 31

32 4.8 Havaintopaikan valinta Miksi Big Bear aurinkoobservatorio on rakennettu järvelle? HTTPKI, kevät 2011, luento 4 32

33 4.9 Teleskooppeja Suomen suurimpia: Turlan Cassegrain 1.03 m Metsähovin Ritchey-Chretien 60 cm Maailman suurimpia Keck 1 ja 2, 10 m (Mauna Kea) GTC, 10.4 m (La Palma) VLT 1-4, 4 x 8.2 m (ESO- Paranal) Subaru, 8.2 m (Mauna Kea) LBT, 2 x 8.4 m (Mt. Graham) Gemini North & South, 8.1 m (Mauna Kea & Cerro Pachon) LBT (NASA 2010) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 33

34 4.9 Telskooppeja: Lähitulevaisuus GMT (Giant Magellan Telescope), 25 m, Las Campanas, 2018 TMT (Thirty Meter Telescope), 30 m, Mauna Kea, 2018 E-ELT (European Extremely Large Telescope), 42 m, Cerro Armazones, 2018 TMT (2008) E-ELT (ESO 2009) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 34

35 4.9 Tehtävä Mitä etuja ja haittoja olisi sijoittaa observatorio seuraaviin paikkoihin? Mt. Everestin huipulle Antarktikselle Utön majakkasaarelle HTTPKI, kevät 2011, luento 4 35

36 4.10 Ilmaisimet Silmä Valokuvaus Valomonistinputki CCD CMOS HTTPKI, kevät 2011, luento 4 36

37 Silmä ja valokuvaus Silmällä tehtäviä havaintoja ei käytännössä ammattimaisessa tähtitieteessä enää käytetä Valokuvausfilmi oli huomattava parannus silmällä tehtäviin havaintoihin (mm. kyky objektiivisesti tallentaa vs. käsin piirtää), mutta filmit olivat usein hyvin epälineaarisia herkkyydessään, joten datan käsittely vaati taikuutta valokuvauslevyn kvanttihyötysuhde eli kvanttiefektiivisyys (QE) vain muutamia prosentteja Käytännössä valokuvalevyjäkään ei enää käytetä ollenkaan HTTPKI, kevät 2011, luento 4 37

38 Valomonistinputki Valomonistimeen osuva fotoni tuottaa elektronin (virtaa), joka vahvistetaan ~ kertaiseksi Kvanttihyötysuhde on 20-30% Valomonistinputki on lineaarinen käyttöalueellaan Vielä nykyään käytössä joissain fotometreissä ja polarimetreissä Etsimenä näissäkin usein CCD (valomonistinputki ei tuota kuvaa) Ongelmana mm. käytön hankaluus sekä korkeajännitevaatimus (turvallisuusriski) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 38

39 CCD Ehdottomasti käytetyin detektori nykyaikaisessa tähtitieteessä Perustuu puolijohteissa tapahtuvaan valosähköiseen ilmiöön Lineaarinen alue hyvin laaja Kvanttiefektiivisyys erittäin hyvä Nykyisin kuvakenttäkin melko iso (>100 Mpix monoliitit vrt. yli Gpix mosaiikit) Kuva sellaisenaan valmis digitaaliseen kuvankäsittelyyn HTTPKI, kevät 2011, luento 4 39

40 CCD CCDn peruskuvaelementti on pikseli, joka on positiivisella varauksella aikaansaatu potentiaalikuoppa kun saapuva fotoni irrottaa puolijohteesta elektronin, jää se kuoppaan ja tieto saapuneesta fotonista tallentuu Jokainen elektroni heikentää potentiaalia, joten pikseli voi ottaa vastaan vain tietyn määrän fotoneita ennen kuin se saturoituu Valosähköisen ilmiön tehokkuus riippuu aallonpituudesta. esim. piin valosähköinen ilmiö tapahtuu 1.14eV:n energialla eli noin 1100nm aallonpituudella tätä matalammat energiat/ suuremmat aallonpituudet eivät rekisteröidy suuret energiat taas reagoivat usein jo liian aikaisin HTTPKI, kevät 2011, luento 4 40

41 CCD Kennoon kerätään valoa haluttu aika, jonka jälkeen se luetaan kellottamalla Elektronit pusketaan ensin esivahvistimeen joka jälkeen kennon ulkopuoliseen vahvistimeen ja sen jälkeen analogi-digitaali muuntimeen HTTPKI, kevät 2011, luento 4 41

42 CCD CCD signaalin perusyksikkö on ADU (analog to digital unit, usein puhutaan myös counts:eista), joka liittyy mittattuun signaaliin vahvistuskertoimen G=ne - /ADU avulla. Tyypillisesti n=1-5 Valitaan niin, että A/D muuntimen digitointiskaala (useimmin 16 bittiä=2 16 =65536) kattaa pikselin koko tallennuskapasiteetin esim. jos pikselin tallennuskapasiteetti elektronia, niin hyvä G olisi e - /65536 ADU=1.5e - /ADU HTTPKI, kevät 2011, luento 4 42

43 CCD Varauksensiirtotehokkuus kertoo siitä, kuinka suuri osa elektroneista oikeasti siirtyy kellotuksessa eteenpäin Jos se on huono, jää kirkkaista kohteista perään huntuja ja kuvan taustaan muodostuu selvä viimeisiä luettuja pikseleitä kohti kasvava gradientti Pimeävirta (dark current) on puolijohteessa lämpöliikkeen generoimista elektroneista johtuvaa kohinaa Piillä pimeävirta putoaa kolmasosaan, kun lämpötila putoaa kymmenen astetta tästä johtuen ammattimaiset CCD:t jäähdytetään nestetypellä erityisissä kryostaateissa (~-170 C, NIR heliumilla ~-210 C) HTTPKI, kevät 2011, luento 4 43

44 CCD Kaikiin CCD kuviin lisätään ennen digitointia pieni lisäjännite ns. bias, jolla estetään heikon signaalin leikkaantuminen digitoinnissa Bias vaihtelee yöstä toiseen jonkin verran Joissain kameroissa on mahdollisuus lukea tyhjää riviä sen jälkeen kun varsinainen kuva on luettu ja tallentaa tulos kuvan yhteyteen. Tämä ns. overscan alue kertoo suoraan kuvan bias -tason. HTTPKI, kevät 2011, luento 4 44

45 CCD-havaintojen kohina Fotonikohina johtuu Poisson statistiikasta asettaa alarajan kohinalle voidaan minimoida pidentämällä valotusta Lukukohina Pimeävirta voidaan mitata Pikselien herkkyysvaihtelut flat field -kuvat HTTPKI, kevät 2011, luento 4 45

46 CCD havaintojen kohina Muut kohinalähteet: kosmiset säteet blooming saturoituminen epälineaarisuus HTTPKI, kevät 2011, luento 4 46

47 Mosaiikki vs. monoliitti Yllä: Pan-STARRS:in Gigapixel Camera (1.4 Gpix) Vieressä: OMI 112 Mpix monoliittikenno HTTPKI, kevät 2011, luento 4 47

48 Mosaiikki vs. monoliitti Monoliitit vaikeita valmistaa Mosaiikit rakenteeltaan monimutkaisempia ja siksi kalliimpia Mosaiikeista saadaan paljon suurempia Mosaiikeissa yksittäisten kennojen liitoskohdissa railoja Mosaiikkien lukunopeus suurempi Monoliitit herkempiä vaurioitumiselle (mosaiikissa vaurio rajoittuu pienemmälle alueelle) Saturaatio pienempi ongelma mosaiikille (kenno jossa kirkas tähti voidaan esim. lukea aikaisemmin) Datan käsittely ja laadun valvonta yksinkertaisempaa monoliitilla HTTPKI, kevät 2011, luento 4 48

49 CMOS Complementary Metal Oxide Semiconductor on mm. valokuvakameroissa yleisesti käytetty puolijohdetekniikka. Siinä jokainen pikseli on itsenäinen yksikkö eli lukuelektroniikka sijaitsee samalla kennolla kuvaa keräävän pinta-alan kanssa efektiivinen pinta-ala pienempi kuin CCD:llä. Lukuaika on nopeampi kuin CCD:llä ja virrankulutus pienempi. CMOS on kohinaisempi johtuen kennolla sijaitsevasta roskasta eli ADU muuntimista yms. CCD:n pikselien välinen vertailtavuus on huomattavasti parempi johtuen yhteisestä lukuelektroniikasta. CMOS on CCD:tä kestävämpi johtuen kennon modulaarisesta rakenteesta. Ammattitähtitieteessä CMOS ei kuitenkaan ole saavuttanut vielä suurta asemaa. HTTPKI, kevät 2011, luento 4 49