Tähtitieteelliset havainnot -sähkömagneettisen säteilyn vastaanottoa ja analysointia. Fotonin energia (E=hc/λ) vaikuttaa detektiotapaan

HTML
DOWNLOAD

Koko: px

Aloita esitys sivulta:

Download "Tähtitieteelliset havainnot -sähkömagneettisen säteilyn vastaanottoa ja analysointia. Fotonin energia (E=hc/λ) vaikuttaa detektiotapaan"

Hilja Kivelä
7 vuotta sitten
Katselukertoja:

1 Tähtitieteelliset havainnot -sähkömagneettisen säteilyn vastaanottoa ja analysointia Fotonin energia (E=hc/λ) vaikuttaa detektiotapaan Ilmakehän läpäisykyky - radioikkuna: λ 0.3mm 15 m

2 Radioastronomia tutkitaan tähtitieteellisten kohteiden lähettämää säteilyä alueella λ ~ 0.3 mm 15 m radioikkunaa rajoittavat ionosfäärin elektronien absorptio (λ > m) ja ilmakehän veden (H2O) ja hapen (O2) absorptioviivat (λ < 5 mm, välillä mm kapeita ikkunoita, vesihöyryn määrä (PWV) vaikuttaa huomattavasti) =3-0.3mm

3 Näkyvä taivas (cfa- kuvaa hallitsee Linnunradan synkrotronisäteily

4 Radiotaivas I 408 MHz (λ=73 cm, Haslam survey) kuvaa hallitsee Linnunradan synkrotronisäteily

Radiotaivas II Planck 30-857 GHz λ=10-0.

5 Radiotaivas II Planck GHz λ= mm Linnunradan pöly ja ionisoitunut kaasu

6 Radiotaivas III WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) GHz Kosminen taustasäteily (etualan komponentit poistettu)

7 Radioastronomian tutkimuskohteita WMAP Kosminen taustasäteily (kosmologiset parametrit) Pimeä aine (Sunyaev-Zeldovich efekti)

8 Radioastronomian tutkimuskohteita SCUBA Kaukaiset (varhaiset) galaksit Aktiiviset galaksinytimet

9 Radioastronomian tutkimuskohteita M51 (näkyvä valo + HI) NRAO Galaksien ja Linnunradan rakenne (HI 21cm viiva, synktrotronisäteily, COkartoitukset)

10 Radioastronomian tutkimuskohteita CAS A (radiokontinuumi) NRAO Supernovajäänteet Pulsarit NRAO

11 Radioastronomian tutkimuskohteita SCUBA (0.85 mm) Molekyylipilvet Tähtien synty Esiplanetaariset kiekot

12 Radioastronomian tutkimuskohteita Aurinko planeetat ja niiden kuut komeetat Jupiter cm-alueella NRAO

13 Säteilymekanismit Terminen säteily -kiinteiden kappaleiden lämpösäteily (tähtienvälinen pöly, planeetat) -elektronien free-free-säteily (HII-alueet, protostellaariset suihkut) -atomien ja molekyylien spektriviivat (molekyylipilvet, tähtiä ympäröivät vaipat) Ei-terminen säteily -relativististen elektronien synkrotronisäteily (galaksien harva kaasu, AGNsuihkut, nuorten tähtien fotosfäärit) -maser-spektriviivat (šokit tähtien syntyalueissa ja tähtien pölyvaipoissa)

14 Astrofysiikka Säteilyn ominaisuuksien -spektri (intensiteetti taajuuden funktiona) -polarisaatio -aikavaihtelut avulla tutkitaan kohteen fysikaalisia ominaisuuksia: -rakenne, massa, koostumus -kaasun lämpötila, tiheys ja nopeusjakauma -magneettikenttä ja kohteessa vaikuttavia prosesseja

15 radio-alue infrapuna näkyvä valo Mustan kappaleen säteily

16 Esimerkki lämpösäteilystä: prototähdet säteilevät kaukoinfrapunassa sekä mm- a cm-alueella plasma muuttuu läpinäkyväksi lähellä mustankappaleen spektriä

17 Synkrotronisäteily (kun optisesti ohut Fν~ν-α) Kraus: Radio Astronomy

18 Spektriviivat (1) Vetyatomin (HI) hyperhienosiirtymä Λ=21 cm (ν=1.42 GHz) T.Beasley, OVRO

19 Spektriviivat (2) Atomien ja ionien elektroniset siirtymät Molekyylien värähdys- ja pyörimistilojen väliset siirtymät s T.Beasley, OVRO Avain kaasumaisten kohteiden fysiikkaan: -olosuhteet (tiheys, lämpötla, nopeusjakauma, magneettikenttä) -kemiallinen koostumus, -kohteen rakenne (kartoitus) Molekyyliviivoja on erityisen runsaasti millimetri- ja alimillimetrialueilla

20 Vuontiheys vuontiheys F [ W m-2 Hz-1 ] = energian määrä sekunnissa pinta-alaa ja taajuusintervallia kohden Radioastronomiassa yksikkönä jansky: 1Jy=10-26 W m-2 Hz-1 kokonaisvuontiheys ν F = ν dν F ν 2 1 F [ W m-2 ] = energian määrä joka virtaa pinta-alayksikön läpi annetussa taajuuskaistassa [ 1, 2]

21 Intensiteetti pintakirkkaus I [ W m-2 Hz-1 sr-1 ] vuontiheys avaruuskulmayksikköä kohden = energia aika-, ala-, taajuus ja avaruuskulmayksikköä kohden, dw = I da cos d d kulma on näkösäteen ja pinta-ala elementin normaalin välinen kulma eli projisioitu pinta-ala on da cos pintakirkkaus on yhtä suuri kuin kohteesta havaittava intensiteetti Radioastronomiassa yksikkönä usein Jy/beam eli keilaan tuleva vuontiheys. Tämä muunnetaan SI-yksiköiksi kertomalla luvulla Ωbeam (keilan avaruuskulma)

22 Vuontiheyden ja intensiteetin suhde F = lähde d = 0 d 0 s d sin (pallokoordinaatistossa) - vuontiheys on siis lähteen pintakirkkauden integraali

23 Mustan kappaleen säteily Mustan kappaleen säteilyn intensiteetti noudattaa Planckin lakia: 3 2hν 1 I ν = 2 hν /kt c e 1 mustan kappaleen tapauksessa käytetään intensiteetille yleensä merkintää B Rayleigh-Jeansin approksimaatio hν /kt <<1 kirkkauslämpötila Planckin laista seuraa Rayleigh-Jeans approksimaatiossa 2 kirkkauslämpötilan määritelmä λ T B 2k Iν

24 Mustan kappaleen säteily Stefan-Boltzmannin laki B(T) = Bν(T) d ν = σ T4 σ = W m-2k-4 Wienin siirtymälaki λmax T = b b= m K

25 Radioteleskooppi Radioteleskooppi koostuu antennista (yleensä paraboloidipeili), syöttöantennista (syöttötorvi) ja vastaanottimesta. Vastaanotin muuntaa sähkömagneettisen aallon sähköiseksi signaaliksi (V(t)) Perinteisessä radiovastaanottimessa signaali muunnetaan alempitaajuiseksi vahvistusta ja detektiota varten. Aallon amplitudi ja vaihe pystytään säilyttämään (heteronedyne receiver) Korkeataajuisessa kontinuumivastaanotossa käytetään bolometrejä, jotka mittaavat säteilyn kokonaistehoa

26 Antenni Paraboloidiantenni kerää säteilyä lähinnä sen optisen akselin suunnalta. Tätä ominaisuutta kuvataan antennin suuntakuviolla l. keilalla. Keilalle ei ole terävää reunaa. Kulmaerotuskyky määritellään keilan puoliarvoleveytenä. Kulmaerotuskyky ~ /D, missä säteilyn aallonpituus, ja D peilin halkaisija. Antennilla on sivukeiloja, ts. se näkee myös muulta kuin toivotusta suunnasta tulevaa säteilyä.

27 Teleskoopin erotuskyky ja herkkyys keilan koko kulmaerotuskyky /D vastaanotettu teho herkkyys P Fν D2

28 Nyquistin teoreema yhteys sähkötehon ja lämpötilan välillä: elektronien lämpöliike vastuksessa saa aikaan satunnaisia sähkövirtoja, joiden tehotiheys pi eli teho taajusyksikköä kohti on verrannollinen vastuksen lämpötilaan pi = k T [WHz-1 ] T pi =kt

29 Antennin vastaanottama tehotiheys = ½ efektiivinen pinta-ala havaittu vuontiheys p A = Ae F ν, obs = Ae I ν P n d 1 p A = Ae I ν P n d 2

30 Antenni ja vastus termodynaamisessa tasapainossa antennin ulostulon ja siihen sovitetun vastuksen tehotiheydet yhtäsuuret: pi = p A kt = Ae 2 I ν Pnd T Ae kt= I ν P n d 2

31 Antennilämpötila Tämän perusteella määritellään antennilämpötila: T A= Ae I ν Pn d 2k kt Ae 2 Iν Pnd

32 Antenni mustassa laatikossa Isotrooppinen mustankappaleen säteilykenttä: p A = Ae B ν T P n d = Ae B ν T A Rayleigh-Jeans: 2 kt B ν T = 2 λ kt p A = Ae 2 A λ Ae A = λ yleisesti voimassa pi =kt 2

33 Antennilämpötila ja kirkkauslämpötila T A= Ae I ν Pn d 2k Käyttämällä kirkkauslämpötilan määritelmää, Iν=2k/λ2 TB sekä edellä johdettua yhteyttä Ae= λ2/ A saamme TA= 1 TB Pnd A

34 Antennihyötysuhde Antenni- eli aukkohyötysuhde A Ae = AAg = sf bl s t misc sf = peilin pintahyötysuhde (surface efficiency) bl = kannattimien varjostus (blockage efficiency) s = syöttötorven spillover t = syöttötorven valaistus misc = diffraktio, vaihe, aallon sovitus, jne sf = exp( (4 σ/λ)2) e.g., σ = λ/16, sf = 0.5 rms error σ

35 Keilan alkuperä - interferenssi Akselin suunnasta tuleva tasoaalto Vinosti tuleva tasoaalto Rick Perley, NRAO

36 Antennin suuntakuvio Pääkeila πdl l=sin(θ), D = antennin halkaisija aallonpituuksina db = 10lg(tehosuhde) = 20lg(jännitesuhde) VLA: θ3db = 1.02/D, 1. nollakohta = 1.22/D kontuurit: 3, 6, 10, 15, 20, 25, 30, 35, 40 db

Samankaltaiset tiedostot

1 Perussuureiden kertausta ja esimerkkejä

1 Perussuureiden kertausta ja esimerkkejä 1.1 Vuontiheys ja pintakirkkaus Vuontiheys ( flux density ) kertoo, kuinka paljon säteilyenergiaa taajuskaistassa [ν,ν+1hz] virtaa 1 m 2 pinta-alan läpi sekunnissa.