Havaitsevan tähtitieteen pk1 luento 7, Astrometria, ultravioletti ja lähi-infrapuna. Kalvot: Jyri Näränen, Mikael Granvik & Veli-Matti Pelkonen

Transkriptio

1 Havaitsevan tähtitieteen pk1 luento 7, Astrometria, ultravioletti ja lähi-infrapuna Kalvot: Jyri Näränen, Mikael Granvik & Veli-Matti Pelkonen

2 7. Astrometria, ultravioletti, lähi-infrapuna Astrometria Meridiaanikone Suhteellinen astrometria Katalogit Astrometriasatelliitit Ultravioletti Lähi-infrapuna

3 7.1 Astrometria Taivaan kohteiden sijaintien, nopeuksien ja etäisyyksien määrittämistä Vanhinta tähtitiedettä tähtikartat, navigointi ajan määritys astrologia Nykyaikana havainnot hyvin automatisoituja meridiaanikoneet satelliitit: Hipparcos ja GAIA

4 7.1. Astrometria Sovelluskohteita nykypäivänä: Aurinkokunnan dynamiikka tähtien dynamiikka galaktinen astronomia: tähtien syntytiheys, galaksidynamiikka ajan määritys kosmisen mitta-asteikon määritys (parallaksit) eksoplaneettojen etsintä: toistaiseksi tuloksetta!

5 7.1 Astrometria

6 7.1 Astrometria Astronomy Picture of the Day (APOD) : Retrograde Mars Credit & Copyright: Tunç Tezel (TWAN)

7 7.2 Meridiaanikone Teleskooppi, jonka akseli kääntyy vaakasuoraan itä-länsi suunnassa Teleskoopilla mitataan tähden kulminaation aika eli hetki, jolloin tähti ohittaa meridiaanin Tätä kutsutaan absoluuttiseksi astrometriaksi Joitakin meridiaanikoneita on vielä käytössä ja niillä tehtävä työ lähinnä tukee suhteelliseen astrometriaan perustuvia mittauksia

8 7.3 Suhteellinen astrometria Kun astrometriamittaukset tehdään kuvaan (esim. CCD), jossa ei ole suoraan absoluuttista asteikkoa, täytyy asteikko määrittää joidenkin kuvassa olevien vertailukohteiden avulla Vertailukohteiden mukaan muodostetaan kuvaus kuvakoordinaateista absoluuttiseen koordinaatistoon joko suoraan tai ns. normaalikoordinaattien avulla Kuvauksen määrittäminen on epälineaarinen optimointitehtävä joka vaatii numeerisia menetelmiä ja iterointia Käytännössä melko suoraviivaista nykyaikaisilla tietokoneilla

9 7.3 Virhelähteitä Havaintoajan tulee olla tarkasti ja oikein määritetty Kuvakentän koordinaattiakselit eivät ole täysin saman suuntaiset kuin absoluuttiset Teleskoopin suuntaus ei ole koskaan täydellinen Kuvakenttä voi olla vääristynyt (joko optiikan tai teleskoopin aberraatioiden takia) Kuvataso ei välttämättä ole kohtisuoraan optista akselia vastaan Ominaisliike ja parallaksi vaikuttavat vertailutähtien paikkoihin virhettä voidaan pienentää käyttämällä useita vertailutähtiä

10 7.4 Katalogit

11 7.5 Hipparcos Hipparcos -katalogi tähteä 1m tarkkuudella etäisyys mitattu ~ 1600 parsekin etäisyydelle Tycho -katalogi yli miljoona tähteä 2030m tarkkuudella ihan OK paikat, mutta parallaksi vain lähimmille

12 7.5 GAIA Laukaisu lokakuu 2013, 5 vuoden missio 2018 asti Sijainnit miljardille tähdelle 20 magnitudiin asti 20µ 15 magnitudissa ja 200µ 20 magnitudissa: etäisyysarviot 5 50 kpc! Astrometrian lisäksi myös fotometriaa ja spektroskopiaa: spektriluokka, radiaalinopeus, absoluuttinen magnitudi

13 7.6 Ultravioletti ja lähi-infrapuna Credit:

14 7.6 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

15 7.6 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

16 7.6 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

17 7.7 Lähi-infrapuna (NIR) Noin 1-5µm ( 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)

18 7.7 Lähi-infrapuna Credit:

19 7.7 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

20 7.7 Lähi-infrapuna

21 7.7 Lähi-infrapuna

22 7.7 Lähi-infrapuna

23 7.7 Lähi-infrapuna

24 7.7 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 (ilmakehän ja vesihöyryn määrä) Avaruusteleskooppeja (lähinnä FIR, jonka ilmakehä absorboi): Spitzer, IRAS, ISO, Herschel (2009)