Tähtitieteen perusteet: Johdatusta optiseen havaitsevaan tähtitieteeseen. FT Thomas Hackman FINCA & HY:n fysiikan laitos

Transkriptio

1 Tähtitieteen perusteet: Johdatusta optiseen havaitsevaan tähtitieteeseen FT Thomas Hackman FINCA & HY:n fysiikan laitos TT:n perusteet , luento 3,

2 Luennon sisältö Ilmakehän vaikutus havaintoihin Optiset teleskoopit Ilmaisimet ja mittauslaitteet Radiotähtitiede käsitellään myöhemmin TT:n perusteet , luento 3,

3 3. Johdanto Havaitseva tähtitiede: Gamma Röntgen{Fotometria UV Polarimetria Optinen Spektrometria Infrapuna Kuvaaminen Astrometria Radio ESO, Euroopan eteläinen observatorio ORM, La Palman observatorio TT:n perusteet , luento 3,

4 3.0 Havaintolaitteet: Historiaa Ennen 1600-luvua Silmä + mekaanisia apuvälineitä Parhaimpien havaintojen tarkkuus ~ 30 (Hevelius) 1600 luku: Ensimmäiset tähtitieteelliset kaukoputket: Linssiteleskoopit: Lippershey 1608, Galilei 1609 Peiliteleskoopit: Gregory 1663, Newton 1670, Cassegrain luku: Akromaattinen linssi (Hall 1729) Galilein teleskooppi TT:n perusteet , luento 3,

5 3.0 Havaintolaitteet: Historiaa 1800 luku: Valokuvauksen käyttö Ensimmäiset fotometrit Hopeapäällysteiset lasipeili 1900-luku Valosähköiseen ilmiöön perustuvat ilmaisimet Radioteleskoopit Suuret peiliteleskoopit Satelliittihavainnot 2000-luku Uudet tekniikat: Mm. adaptiivinen optiikka ja interferometria ESO:n VLT:n laserohjaustähti (European Southern Observatory) TT:n perusteet , luento 3,

6 3.1 Ilmakehän vaikutus havaintoihin Optinen ikkuna Radioikkuna Ilmakehän transmissio (läpäisevyys) eri sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla TT:n perusteet , luento 3,

7 3.1.1 Ilmakehän vaikutus havaintoihin Sää Ekstinktio Diffuusi valo Seeing Refraktio NOT tammikuussa 2005 (J.Näränen) TT:n perusteet , luento 3,

8 3.1.1 Sää Havaintoihin vaikuttaa: Pilvet, sumu, kosteus Sääilmiöt lähinnä troposfäärissä (< 10 km) Täysin selkeitä (fotometrisiä) öitä: Suomessa ~ 30/vuosi ESO:ssa n. 250/vuosi TT:n perusteet , luento 3,

9 3.1.1 Sääolosuhteet Euroopan eteläisellä observatoriolla (ESO) TT:n perusteet , luento 3,

10 3.1.2 Ekstinktio Ilmakehän molekyylit: Absorptio Sironta Ekstinktio riippuu aallonpituudesta: Esim. Rayleigh sironta: R ( ) p ( p 0 0 1) 2, jossa p on havaintopa ikan ilmanpaine, p 0 on ilmanpaine merenpinna n tasolla, λ on aallonpitu us μm : ssä ja μ 0 on ilmakehän taitekerro in. TT:n perusteet , luento 3,

11 3.1.2 Ekstinktio Mustan kappaleen säteily Auringon säteily ilmakehän ulkopuolella Auringon säteily merenpinnalla Eli ero punaisen ja sinisen välillä = ilmakehän absorptio TT:n perusteet , luento 3,

12 3.1.3 Diffuusi valo Ilmakehästä sironnut valo Ilmahehku Revontulet (lähellä magneettisia napoja) Eläinratavalo (ei johdu ilmakehästä vaan aurinkokunnan pölyhiukkasista) Valosaaste Yötaivas maaseudulla ja kaupinkialueella (Kuva: J. Stanley 2007) TT:n perusteet , luento 3,

13 3.1.4 Seeing Ilman turbulenssi skintillaatio Tähden kuva: piste seeing-kiekko Muutokset Hz Merenpinnalla seeing ~ 2-4 NOT:lla (La Palma) seeing ~ Seeingin kannalta kriittistä: Lämpötilaerot Ilmanvirtaukset TT:n perusteet , luento 3,

14 3.1.4 Seeing 1 seeingillä (ylempi kuva) ja 2 seeingillä otetuttuja lyhyitä 10 ms valotuksia tähdistä (D.L. Burke, 2006, LSST tutorial) HUOM! Animaatio ei toimi PDF:ssä TT:n perusteet , luento 3,

15 3.1.5 Refraktio Valonsäde taipuu ilmakehässä Snellin laki: Taitekerroin riippuu: Tiheydestä Aallonpituudesta n 1 sin n 2 Differentiaalirefraktio matalan kohteen kuva hajoaa spektriksi sin Venus (D.L. Burke, 2006, LSST tutorial) TT:n perusteet , luento 3,

16 3.2 Optiset teleskoopit Teleskoopin koon merkitys: Suuri säde -> suuri keräävä pinta-ala Suuri säde -> parempi erotuskyky Dioptriset eli refraktorit eli linssikaukoputket Kataoptiset eli reflektorit eli peilikaukoputket Katadioptriset eli kaukoputket joissa sekä peilejä että linssejä TT:n perusteet , luento 3,

17 3.2.1 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 = f/f, jossa f on okulaarin TT:n perusteet , luento 3,

18 3.2.1 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 TT:n perusteet , luento 3,

19 3.2.1 Teleskooppia kuvaavat perussuureet Esim. Tuorlan 1.05m teleskoopin teoreettinen erotuskyky on 0.13 Hubblen (2.4m) 0.06 ja NOTin (2.6 m) 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 TT:n perusteet , luento 3,

20 3.2.2 Linssiteleskooppi + Umpinainen, tukeva rakenne + Huolto- ja säätövapaa + Ei apupeiliä - Pitkä ja näkökenttä pieni - Värivirheitä - Valmistaminen vaikeaa Yerkesin teleskooppi (D=102 cm) TT:n perusteet , luento 3,

21 3.2.2 Linssiteleskooppi Käytetään yleensä havaintoihin, joissa tarvitaan hyvää erotuskykyä (kaksoistähdet, planeetat, Aurinko, meridiaanikoneet) Swedish 1-m Solar Telescope, La Palma TT:n perusteet , luento 3,

22 3.2.3 Peiliteleskoopit Yleisin kaukoputki tutkimustyössä Ei värvirheitä Ei kokorajoituksia Nykaikaiset isot peilit: Ohuita: Muotoa ohjataan aktiivisesti Usein mosaiikkeja Newton-, Cassegrain, ja Schmidt- Cassegrain-tyyppiset teleskoopit TT:n perusteet , luento 3,

23 3.2.3 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 Nordic Optical Telescope, D=2.56 m (Magnus Gålfalk 2003) TT:n perusteet , luento 3,

24 3.2.4 Kaukoputken pystytys Ekvatoriaalinen Tuntiakseli ja deklinaatioakseli Ongelmia isoilla teleskoopeilla Atsimutaalinen Pystysuora ja vaakasuora akseli Tavallisin ratkaisu tieteellisillä teleskoopeilla Ongelmia zeniitissä TT:n perusteet , luento 3,

25 3.2.4 Kaukoputken pystytys Selostaatti Kiertyvät peilit + kiinteä kaukoputki Käytetään aurinkoteleskoopeissa Meridiaaniympyrät ja ohikulkukoneet Kiinteästi etelämeridiaaniin Swedish Solar Telescope & Carlsberg Meridian Circle (La Palma) TT:n perusteet , luento 3,

26 3.2.5 Fokus Primäärifokus Newton-fokus TT:n perusteet , luento 3,

27 3.2.5 Fokus Cassegrain fokus Hyöty: Minimoidaan peilien määrää Haitta: Mittalaite liikkuu Coude focus Hyöty: Mittalaite voi olla erillään teleskoopista TT:n perusteet , luento 3,

28 3.2.5 Fokus Nasmyth fokus Hyöty: Laite ei liiku Haitta: Ylimääräinen peili Teleskoopissa voi olla useita instrumentteja kiinni samaan aikaan eri fokuksissa TT:n perusteet , luento 3,

29 3.2.6 Optisten havaintojen optimoiminen Optiikan suunnittelu Terminen suunnittelu Havaintopaikan valinta TT:n perusteet , luento 3,

30 3.2.6 Optiikan suunnittelu Optisen systeemin valinta Hionnan laatu Tarkkuus oltava ~ /10 (Hubble /20) Pääpeilin tuenta Aktiivinen optiikka Suojaus hajavaloa vastaan (baffling) NOT:n hajavalon vähentäminen (Grundahl & Sörensen, 1996) TT:n perusteet , luento 3,

31 3.2.6 Terminen suunnittelu Eliminoimalla lämpölähteitä -> parempi seeing Lämpölähteitä: Teleskooppi, peili, rakenteet Teleskooppirakennus Instrumentti Havaitsija Huoltorakennukset, ympäröivä observatorio Maaperä TT:n perusteet , luento 3,

32 3.2.6 Terminen suunnittelu Miten terminen suunnittelu näkyy kuvassa? TT:n perusteet , luento 3,

33 3.2.6 Havaintopaikan valinta Pilvisiä öitä mahdollisimman vähän Kuiva ilmasto Sijainti korkealla (ohut ilmakehä, taivas tumma) Hyvä seeing (voi vaihdella paljon paikallisesti) Pieni valosaaste Ympäröivä infrastruktuuri Hyviä havaintopaikkoja: La Palma, Havaiji, Chile, Arizona, Australia, Etelä-Afrikka TT:n perusteet , luento 3,

34 3.2.6 Havaintopaikan valinta Tehtävä: ESO päätti sijoittaa 42 metrisen E-ELT teleskoopin Cerro Armazones-vuorelle Atacaman (Chile) autiomaahan. Paikka sijaitsee n. 20 km ESO:n Cerro Paranal:n observatoriosta. Mitkä seikat todennäköisesti vaikuttivat tähän valintaan? TT:n perusteet , luento 3,

35 3.2.7 Uudet tekniikat Aktiivinen optiikka Adaptiivinen optiikka Mosaikkipeilit Monipeilitelskoopit Interferometria Satelliittihavainnot TT:n perusteet , luento 3,

36 3.2.7 Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka Aktiivinen optiikka: Ohut pääpeili -> muotoa voidaan säätää Hyödyt: Pienempi paino ja parempi kuvalaatu Adaptiivinen optiikka Korjaa ilmakehän muutoksia jopa 1000 kertaa sekunnissa Aaltorintaman muotoa seurataan koko ajan ja muutokset kompensoidaan apupeilillä TT:n perusteet , luento 3,

37 3.2.7 Mosaiikkiteleskoopit Suurten monoliittipeilien yläraja ~8 metriä Mosaiikkiteleskooppi koostuu pienemmistä osista ja toimii kuin yksipeilinen Valmistaminen ja aktiivinen optiikka helpompaa Keck 2, Maua Kea TT:n perusteet , luento 3,

38 3.2.7 Monipeiliteleskoopit Erillisiä teleskooppeja yhdistetään Mahdollistaa interferometrian Esim. VLT-I, Keck 1-2, Large Binocular Telescope LBT ja Keck 1-2 teleskoopit (Kuvat: A.Ceranski ja NASA/JPL TT:n perusteet , luento 3,

39 3.2.7 Optinen interferometria Yhdistetään usea teleskooppi => resoluutio, joka on sama kuin teleskooppien välinen etäisyys Vaatii teleskooppien välimatkan tarkkaa hallintaa TT:n perusteet , luento 3,

40 3.2.7 Optiset satelliittihavainnot Hyöty: Pääsee eroon ilmakehän vaikutuksista Haitat: Kallista Avaruuden hiukkassäteily Havintolaitteiden korjaaminen vaikeata Satelliitteja: Hipparcos ( ) Hubble ST ( ??) Pienet satelliitit: Kepler, COROT... COROT & Kepler (CNES & NASA) TT:n perusteet , luento 3,

41 3.2.8 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) Tulevaisuuden hankkeita: GMT, 21.4 m (2018?, Las Campanas) E-ELT, 42 m (2018?, Cerro Armazones) E-ELT (ESO) TT:n perusteet , luento 3,

42 3.3 Ilmaisimet ja mittalaitteet Ilmaisimien historiaa: -> 1800-luku: Silmä 1840-luku: Valokuvaus 1930-luku: Valomonistinputki 1970-luku: Puolijohdeilmaisimet (erit. CCD-kamera) Valomionistinputki (Wikipedia) TT:n perusteet , luento 3,

43 3.3.1 Silmä ja valokuvaus Silmällä tehtäviä havaintoja ei käytännössä ammattimaisessa tähtitieteessä enää käytetä Valokuvausfilmi oli huomattava parannus -> objektiivinen tallenne + hyvä resoluutio Valokuvauslevyn ongelmat: Epälineaarinen herkkyys Huono kvanttihyötysuhde => valokuvauslevyjä ei enää käytetä tutkimustyössä TT:n perusteet , luento 3,

44 3.3.2 Fotometri Fotometrin osia: Diafragma Suodin Kenttälinssi Valomonistinputki Elektroniikka: digimuunnin integrointi tallennus Automaattiset fotometriset teleskoopit Wolfgang & Amadeus (AIP) Monivärifotometri (V. Piirola) TT:n perusteet , luento 3,

45 3.3.3 CCD-kamera CCD = Charge Coupled Device) Ylivoimainen ominaisuuksiltaan: Korkea kvanttihyötysuhde (80-90%) Lineaarinen ja stabiili Laaja aallonpituusalue Kestää hyvin ylivalottumista Kuva suoraan digitaalisessa muodossa Suurimmat ongelmat: Kohinat ja pikselien herkkyysvaihtelut Saturaatio Vaatii jäähdytystä Hinta UV-alueelle sopiva CCD (Wikipedia) TT:n perusteet , luento 3,

46 3.3.3 CCD-kamera Puolijohdeilmaisin: Suorakulmainen doopattu Si pikselihila Valosähköisen ilmiön takia irronnut elektroni jää vangiksi pikseliin => lasketaan pikseliin osuneet fotonit Luetaan valotuksen jälkeen CCD:n lukeminen (Wikipedia) CCD blooming : Ylivalottuminen -> elektronit vuotavat (Hammatsu learning Center) TT:n perusteet , luento 3,

47 3.3.3 CCD-kuvan kohina Fotonikohina Statistinen Pidempi valotus -> pienempi Lukukohina: Nykyisin pieni Pimeävirta -> kasvaa valotusajan suhteessa Pikselien herkkyysvaihtelut Korjataan flat field -kuvilla TT:n perusteet , luento 3,

48 3.3.4 Spektrometrit Dispersiivinen elementti: Prisma Hila Grism: Uurrettu prisma Objektiivispektrografi Rakospektrografi Erityisratkaisuja Echelle-spektrogtafi Fourier-spektrografi Prisma (Wikipedia, animaatio ei toimi PDF:nä) Spektrometrin malli (Nilsson et al. 2003) TT:n perusteet , luento 3,

49 3.3.5 Polarimetrit Säteilyn polisaatiota kuvataan Stokesin parametreilla: I, Q, U, V Polarisaatio mitataan asettamalla ilmaisimen eteen polarisaattorin: Kaksinaistaittava materiaali Polaroidilevy λ/2 ja λ/4 aaltolevyt TT:n perusteet , luento 3,