Havaitsevan tähtitieteen pk1 luento 11, Muut aaltoalueet. Kalvot: Jyri Näränen, Mikael Granvik & Veli-Matti Pelkonen

Transkriptio

1 Havaitsevan tähtitieteen pk1 luento 11, Muut aaltoalueet Kalvot: Jyri Näränen, Mikael Granvik & Veli-Matti Pelkonen

2 11. Muut aaltoalueet Gamma Röntgen Ultravioletti Lähiinfrapuna Infrapuna Radio Credit: 2

3 11.1 Gammasäteily Aallonpituus < 0.01 nm Yleensä puhutaan gammakvanttien energiasta, ev > 30 GeV gammakvantit voidaan havaita maanpinnalta: sekondääriset partikkelit Cherenkovsäteily optisella alueella (esim. MAGIC La Palmalla) Tuikeilmaisimia (useita kerroksia ilmaisinlevyjä): energia (kuinka syvälle se tunkeutuu) ja suunta (ilmaisimille jääneet jäljet) huono resoluutio (2000luvun satelliiteilla pikseli ~6') Sateliitteja: INTEGRAL ( ?), Fermi (2008-?) 3

4 11.1 Gammasäteily: lähteet Auringonpurkaukset Mustat aukot Supernovat Blasaarit: käänteinen Compton-ilmiö Kosminen säteily: Credit:NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration alkuhiukkasten hajoaminen Gammapurkaukset: jakautuneet tasaisesti ekstragalaktisia (optiset punasiirtymät vahvistavat). Massiivisten tähtien loppuvaiheet ja neutronitähtien yhteensulautumiset 4

5 11.2 Röntgensäteily Kova ( nm, > 10 kev) ja pehmeä ( nm, kev) röntgensäteily Ei peilejä: aikaisemmin tuikeilmaisimet, nykyisemmin hipaiseva heijastus (grazing reflection), jossa valo osuu peiliin lähes pinnan suuntaisena ja muuttaa suuntaa hieman absorboitumisen sijasta Aktiivisia satelliitteja: INTEGRAL (kova röntgen), XMM-Newton, Swift ja Chandra Tulossa?: ATHENA (oli IXO, 2028?) 5

6 11.2 Röntgensäteily, lähteet Kaasu kuumenee vetovoimakentässä ja törmäyksissä: Galaksijoukot, kertymäkiekot (esim. mustan aukon ympärillä) Syklotronisäteily (elektronien liike magneettikentässä): Aktiiviset galaksiytimet, kvasaarit Myös käänteinen Compton-ilmiö (kertymäkiekko) Supernovajäänteet (SNR) Aurinko: korona 6

7 11.3 Ultravioletti Ultravioletiksi kutsutaan säteilyä, jonka aallonpituus on 10400nm nm eli EUV on melkein läpinäkymätön tähtienvälisen vedyn absorption vuoksi Ilmakehän otsonikerros absorboi tästä alle 300nm säteilyn Yllä: Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE) Credit: NASA 7

8 11.3 Ultravioletti Kuumat (yleensä massiiviset) tähdet Tähdet kehityskaarensa alku- tai loppupäässä Gammasädepurkausten jälkihehku Tähtienvälisen vedyn Lymanin sarja Planetaarinen tähtitiede Auringon korona Vasen: NGC 604 Credit: HST, NASA, 17 Jan 1995 Oikea: NGC 4736 Credit: W. Waller (Tufts University), et al., UIT Project, NASA 8

9 11.3 Ultravioletti Havainnot on siis tehtävä avaruudessa (Hubble, IUE, EUVE, FUSE, Swift,...) Pidemmillä aallonpituuksilla voidaan käyttää perinteisiä optisia ratkaisuja, lyhyemmillä täytyy käyttää hipaisevan heijastuksen optiikkaa Detektorina CCD pienemmillä energioilla (pidemmillä aallonpituuksilla) ja MCP (Micro Channel Plate) suuremmilla 9

10 11.4 Lähi-infrapuna (NIR) Noin 1-5 µm ( K) Tiettyjä kaistoja voidaan havaita maan päältä, suurin osa absorptiosta johtuu vesihöyrystä Havaintoihin voi käyttää tavallista teleskooppia, mutta myös erikoistuneita infrapunateleskooppejakin on Kaistat: J (1.25µm), H (1.65µm), K (2.2µm), L (3.45µm) ja M (4.7µm) J, H ja K kaistoille on määritelty 86 standarditähteä, Hunt et al. (1998, AJ 115, 2594) 10

11 11.4 Lähi-infrapuna 2.2µm isommilla aallonpituuksilla säteily on pääasiallisesti termistä (pölyn emissio, PAH-hiukkaset) Suuri osa kirkkaista sinisistä tähdistä on himmeitä lähiinfrapunassa ja dominoivina kohteina on punaiset jättiläiset ja punaiset kääpiöt Tähtienvälisen aineen pilvet, joissa syntyy tähtiä: heijastussumut ja keski-infrapuna eksessi Interstellaarisen säteilykentän sironta tähtienvälisestä pölystä: optinen, NIR ja MIR riippuen opasiteetista Yksi suuri etu lähi-infrapunassa on se, että tähtien välisen pölyn ekstinktio on pieni Kaukaiset kohteet ovat punertuneet punasiirtymän vuoksi Suuri osa isoista teleskoopeista optimoitu NIRiin 11

12 11.4 Lähi-infrapuna Optinen Lähi-infrapuna 12

13 11.4 Lähi-infrapuna Jupiterin eri pilvikerrokset eri lähi-infrapunan kaistoilla 13

14 11.4 Lähi-infrapuna 14

15 11.4 Lähi-infrapuna Detektori nykyisin yleisimmin kaksikerroksinen puolijohdedetektori (multiplexed array), jossa HgCdTe kerää fotonit, jotka siirretään pii -pohjaiselle CMOSille lukua varten. Havainnot ovat taustan rajoittamia, joten taustaa on mitattava pitkin yötä. Samalla myös valotusajat ovat taustan määräämiä (esim. NOTCam saturoituu normiyönä J,H ja K -kaistoilla 1000s, 235s ja 160s) Taustaa voidaan myös minimoida jäähdyttämällä instrumentti (nestemäinen He) ja peili kunnolla Lisäksi teleskooppi kannattaa sijoittaa mahdollisimman korkealla ja kuivaan paikkaan (ilmakehä ja vesihöyry) 15

16 11.5 Infrapuna Lähi- (1 5 µm, aikaisemmin), keski- (5 25 µm) ja kauko-infrapuna ( µm). Joskus alimillimetrialue eritellään vielä: mm ( µm). Käytännössä havainnot on tehtävä ilmakehän ulkopuolelta vesihöyryn absorption vuoksi (muutamia alimillimetrialueen teleskooppeja korkeilla vuorilla, esim. APEX) Jäähdytys erittäin tärkeää, koska laitteiston oma lämpösäteily voi muuten hukuttaa kohteen säteilyn alleen rajoitus infrapunasatelliittien eliniälle (Herschel, Planck, Spitzerin ja WISEn pidemmät aallonpituudet) Kohteita: tähtienvälisen pölyn emissio, prototähdet, tähtienvälisen kaasun molekyyliviivat 16

17 Spitzer (Image Credits: NASA/JPL) WISE (Image Credits: ESA) Herschel Planck 17

18 11.6 Radio Aallonpituus > 1mm (taajuus < 300 GHz) Pitkien aallonpituuksien rajana ionosfääri Voidaan havainnoida 24h Kohteita: tähtienvälisen pölyn emissio, tähtienvälisen kaasun molekyyliviivat (ml. neutraalin vedyn 21cm viiva), kosminen taustasäteily, aktiiviset galaksiytimet, Sagittarius A*, supernovajäänteet, pulsarit, Aurinko, Jupiter 18

19 11.6 Radiointerferometria Pitkät aallonpituudet huono resoluutio (> 5 parhaimmillaankin, isoimmilla teleskoopeilla & lyhin aallonpituus) Interferometria: käytetään useita teleskooppeja ja yhdistetään samassa vaiheessa tulevat kuvat resoluutio vastaa välimatkan kokoista teleskooppia mutta vain siinä tasossa useita teleskooppeja että saadaan useita 'perusviivoja' apertuurisynteesillä 0.1 (VLA) 0.01 (ALMA) kaarisekunnin resoluutioihin VLBI (Very Long Baseline Interferometer): käytetään ympäri maapalloa olevia radioteleskooppeja ja jopa sateliitteja kiertoradalla resoluutio! 19

20 11.6 ALMA 50 teleskooppia (12m) Llano de Chajnantor (5000m) Perusviivat: 150m (res ~5 ) 16km (res ~0.008 ) Lisäksi ACA (4x12m+12x7m) Aallonpituusalue: 350 µm 10 mm Pystyy tekemään karttoja (res 1 ) kaariminuuteista kaariasteisiin Credit: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/eso 20