1. Polarimetria. voidaan tutkia mm. planeettojen ilmakehien ja tähtien välistä pölyä.

Transkriptio

1 Polarimetria Tekijät: Immonen Antti, Nieminen Anni, Partti Jussi, Pylkkänen Kaisa ja Viljakainen Antton Koulut: Mikkelin Lyseon lukio ja Mikkelin Yhteiskoulun lukio Päiväys: Lukion oppiaine: Fysiikka Tieteenala: Avaruus- ja tähtitiede

2 Sisällysluettelo: 1. Polarimetria Mittaaminen Polarisaatiostandardit Polarimetrian käytännönvaiheet Mittausyö IRAF-työskentely Lähdeluettelo...8

3 3 1. Polarimetria Polarimetria muodostaa huomattavan osan havaitsevasta tähtitieteestä. Sen avulla päästään käsiksi moniin fysikaalisiin ilmiöihin, joita muilla menetelmillä, kuten fotometrialla tai spektreillä ei voida tutkia. Tähtitieteellisten kohteiden magneettikenttien voimakkuuksien mittaaminen on polarimetrian tärkein osaalue. Lisäksi sen avulla voidaan tutkia mm. planeettojen ilmakehien ja tähtien välistä pölyä. Tarkastellaan valon syntymistä atomitasolla. Atomista vapautuu valoa, kun elektroni purkaa viritystilaansa uloimmalla kuorella, jolloin vapautuu fotoni. Mitä enemmän energiaa elektroni vapauttaa sitä pienempi on aallonpituus. Valon aallonpituus vaikuttaa valon väriin ja energiaan. Muodostunut valo on polarisoimatonta ja värähtelee joka suuntaan. Vasemmanpuoleisessa kuvassa on komeetta Hale-Bopp normaalissa valossa ja oikealla sen polarisaatiomittaus.

4 4 Polarimetrialla kuvataan tähtiä ja niiden tuottamaa valoa. Näitä voidaan tarkastella avaruus teleskoopeilla. Polarisaatiota voidaan mitata joko polarisaattorilla tai kalsiittikiteellä. Polarisaattori muuttaa siihen saapuvan valon polarisoiduksi valoksi, jonka intensiteettiä voidaan mitata polarisaattorin kulmaa muuttamalla. Samalla periaatteella toimii myös kalsiittikide, sillä erotuksella, että sitä ei voida kääntää vaan valonsäteet käännetään puoliaaltolevyn avulla haluttuun kulmaan. Polarisaatiota mitataan teleskoopeissa olevien CCD- kameroiden avulla. Tähtien valo rekisteröidään CCD- kameran avulla. Jotta tavanomaisista kuvista saadaan mitattua polarisaatiota, tarvitaan teleskooppiin joko polarisaattori tai kalsiittikide ja puoliaaltolevy valon käsittelyyn. Kokonaisuudessaan valo käy läpi viisi vaihetta teleskoopissa. Ensin valo osuu isoon peiliin, siitä heijastuen pienempään peiliin, josta se heijastetaan polarisaattoriin, filtteriin ja lopuksi kameralle. Polarisaattorista pääsee läpi vain tietyn kalsiittikide suuntaista valon aaltoliikettä. Tämä tietyn suuntainen eli polarisoitunut valo käsitellään seuraavaksi tietyn värisellä filtterillä. Jos tähdestä tuleva valo on esimerkiksi violettia valoa, joka sisältää sekä sinistä että punaista valoa, voidaan filtterillä karsia toinen näistä valoista pois, ennen kuin se saapuu kameralle. CCD polarimetriassa voidaan yleensä mitata samanaikaisesti sekä o- (ordinary) että e- (extraordinary) puoliaaltolevy säteitä käyttämällä puoliaaltolevyn ja kalsiittilevyn yhdistelmää. Tällöin ilmakehän polarisaatio (ja suurin osa muistakin systemaattisista häiriöistä) voidaan jättää huomiotta. Menetelmän ongelmana kuitenkin on usein melko pieni kuvakenttä ja säteiden kulmaerotus. Tämä ongelma voidaan kuitenkin välttää, jos käytetään polaroidia tms. polarisaattoria, missä päästetään vain yksi polarisaatiokulma mittalaitteelle. Tällä menetelmällä menetetään kuitenkin yleensä yli 60% fotoneista.

5 2. Mittaaminen 5 Mittauksissa on hyvä pitää mielessä intensiteetin vaihtelu mittauksen eri vaiheissa, jotta kohde ei saturoidu CCD- kamerassa. Polarisaatiomittausten muokkaus tapahtuu paljolti samaan tyyliin kuin fotometriassakin, mutta ratapisteiden mittaus kuvasta on kuitenkin yleensä suhteellista fotometriaa Polarisaatiostandardit Standardien mittaaminen mahdollistaa polarisaatiomittauksien vertailun. Hyviä standardeja ei kuitenkaan ole paljon ja ne voivat olla hankalia havaita. Mittalaitteissa on usein jonkin verran polaroivia komponentteja, joiden vaikutus pitää poistaa. Tämän takia on havaittava kohteita, joiden polarisaatio on mahdollisimman sattumanvarainen. Standardi kannattaakin havaita samassa kohtaa kuin itse kohde. Mittauksessa käytetään puoliaaltolevyä ja se on yleisin keino polarisaatiomittauksessa, sillä suurin osa polarisaation avulla tutkittavasta fysiikasta tuottaa lineaaripolarisaatiota. Lineaaripolarisaatio. Vaikka suurin osa polarisaatiohavainnoista on lineaarista, joissakin kohteissa (esim. magneettisissa kaksoistähdissä) esiintyy ympyräpolarisaatiota. Se voidaan muuttaa lineaariseksi polarisaatioksi neljäsosa-aaltolevyn avulla. Kun ympyräpolarisaatio on muutettu lineaariseksi polarisaatioksi, sitä voidaan helposti mitata lineaarisen polarisaation mittausmenetelmillä, mikä on huomattavasti yksinkertaisempaa. Ympyräpolarisaatiomittauksiin ei ole myöskään saatavilla hyviä standardeja. Neljäsosaaaltolevy toimii samalla tavalla kuin puoliaaltolevy, mutta nyt toista komponenttia viivästytetään aallonpituuden neljäsosan verran. Spektropolarimetria on yksi polarisaatiomittauksen sovelluksista lineaarisen- ja ympyräpolarisaation ohella. Se eroaa muista siinä, että polarisoiva komponentti sijoitetaan Ympyräpolarisaatio

6 6 hilan eteen. Näin saadaan polarisaatio koko spektrometrin aallonpituusalueelta. Spektropolarimetriaa käytettäessä on otettava aina kaksi kuvaa, joista toisessa säteet ovat vaihtaneet paikkaa. Näin päästään eroon luvun aikana tapahtuvista epälineaarisuuksista. Ongelmana kuitenkin on, että havainnot vaativat usein suuren kaukoputken ja/tai paljon fotoneita (eli kirkkaan kohteen). Toinen ongelma on havaintojen kalibrointi. Valon polarisaatio linnunradassa 3. Polarimetrian käytännönvaiheet 3.1. Mittausyö Aluksi paikallinen tähtitieteilijä avusti tiedekouluryhmäämme ottamalla Bias- ja Flatkuvat toiminnan nopeuttamiseksi. Seuraavaksi siirryimme ryhmä kerrallaan ottamaan raakakuvia pitkin yötä NOT :n teleskoopilla. Koska eri kohteet eivät olleet näkyvissä koko yötä, eri ryhmät ottivat kuvia useista eri kohteista moniin eri tarkoituksiin. Ohjasimme itse teleskooppia ja vaihdoimme sen kameran asetuksia asiantuntijan avustuksella. Raakakuvat otettuamme ne siirtyivät NOT :n serverille, josta otimme ne jatkokäsittelyä varten IRAF-työskentely Käytimme raakakuvien käsittelyyn ammattitähtitieteilijöiden ohjelmaa IRAFia, joka toimii lukuisilla eri komennoilla Linux-ympäristössä. Käytimme sitä aluksi korjaamaan raakakuvamme Biaskuvilla, jotka korjaavat kamerassa olevaa pienen sähköisen jännitteen aiheuttamaa kohinaa. Seuraavaksi Flat-korjasimme jo osaksi korjaamamme raakakuvat. Flat-kuvat korjaavat kamerassa olleen pienen pölyn ja likaisuuden aiheuttamia valoisuus ja varjostus virheitä. Näin saimme korjattuja tiedekuvia, joita pääsimme varsinaisesti käsittelemään.

7 7 Varsinaisessa tulosten ottamisessa jouduimme muuttamaan useita eri parametreja saadaksemme tiedekuvista laskettua polarisaatio kohteidemme kirkkauksia IRAF:n avulla. Saatuamme lukuisia eri kirkkausarvoja aloimme laskea niitä erilaisilla kaavoilla varsinaisiksi tuloksiksi. Vertasimme tutkittavan kohteemme polarisaatiota polarisaatiostandarditähtiin ja nollapolarisaatiokohteisiin. Näin saimme selville tutkittavan kohteemme polarisaatioasteen. voimakkuuden ja kulman. Polarisaatio Intensiteetti (Flux) ,0 50,0 100,0 150,0 200,0 Kulma (Aste) Sarja1 Kohteen 3c66a polarisaationasteeksi saimme 17,5 % virheet huomioon ottaen ja polarisaatiokulmaksi 136 astetta.

8 8 4. Lähdeluettelo Heikki Oja, Polaris Koulun Tähtitieto, Ursa, Vammalan kirjapaino Oy, Vammala 2004 Kari Nilsson, Leo Takalo ja Jukka Piironen, Havaitseva tähtitiede, Ursa, Gummerus kirjapaino Oy, Saarijärvi