Tähtitieteen perusteet (5 op): FT Pasi Nurmi/Tuorlan Observatorio, pasnurmi@utu.fi Luento-opetus ja seminaarit (30h): Aikataulu Ma 12.15-17 Ti 12.15-17 Ke 12.15-17 To 12.15-17 Pe 12.15-17 1.vko Luennot 4.00 3.00 3.00 3.00 3.00 Harjoitukset 1(video) 2(lasku) 2(lasku) 2(lasku) 2(TVT) Ma 12.15-17 Ti 12.15-17 Ke 12.15-17 To 12.15-17 Pe 12.15-17 2.vko Luennot 3.00 3.00 3.00 2.00 3.00 Harjoitukset 2(lasku) 2(lasku) 2(lasku) 3(sem.) 2(kertaus)
Harjoitukset (20h): Laskuharjoitukset: 6x2h = 12h Muut harjoitukset (ryhmätyöskentely): 8h Luentomateriaali ja demot: http://users.utu.fi/pasnurmi/tahtitieteen_perusteet 25% raja tenttioikeuteen 75% = 1 tehtävä tentissä Tentissä arvosana lasketaan kuuden tehtävän perusteella, joista 5 on tentissä olevia tehtäviä. 6. tehtävä tulee demojen hyvityksestä: 25% on 0 pistettä ja 75% on täydet pisteet. Tentissä saa käyttää laskinta, mutta ei kaavakokoelmia (ulkoa muistettavat kaavat kerrotaan erikseen) Oppikirja: H.Karttunen, K.J. Donner, P. Kröger, H. Oja, M. Poutanen: Tähtitieteen perusteet (5. painos), 2010 Kurssiin kuuluvat sivut: S. 26-185, S. 191-227, S. 250-481, S. 503-574
Tähtitieeteen perusteet: sisältö Pallotähtitiedettä Havaintolaitteet Fotometriset käsitteet Säteilymekanismit Taivaanmekaniikkaa Aurinkokunnan fysiikkaa ja kohteita Tähtien fysiikkaa luokittelu, kaksoistähdet, rakenne ja kehitys, muuttuvat tähdet, kompaktit tähdet Tähtienvälinen aine Linnunrata ja galaksit Kosmologia) Tähtitiede 1
PAIKKAMME UNIVERSUMISSA: Aurinkokunnasta kosmologiseen mittakaavaan
Etäisyyden yksiköt tähtitieteessä: Astronominen yksikkö AU = 149 597 870 kilometriä. Tämä vastaa sellaisen Aurinkoa kiertävän kuvitellun kappaleen etäisyyttä, jonka kiertoaika on sama kuin maapallon, mutta jolla ei ole lainkaan massaa. Valovuosi vv: se matka, jonka valo kulkee tyhjässä avaruudessa vuoden aikana. Parsek pc: Tähden etäisyys on yksi parsek, jos tähdestä katsottaessa maapallon radan säde näkyy yhden kaarisekunnin kulmassa. Parsek tuleekin sanasta "parallaksisekunti". Tästä voidaan laskea, että yksi parsek on 206264.8 astronomista yksikköä, sillä 1 rad = 360 /2π 206265.
Parsek (pc) Etäisyys r on yksi parsek eli 1 pc, kun kulma π on yksi kaarisekunti, eli 1. Etäisyys saadaan parsekkeina, kun kulma lasketaan kaarisekunteina yhtälöstä: tan π π = d, jos d=1 AU r r = 1 π [r]=pc ja [π]=kaarisekunti
Tähtitieteen perusteet
Etäisyyden laskemiseksi tarvitaan ainakin kaksi mittausta, jotka on tehtävä noin puolen vuoden välein, jotta havaintopaikat olisivat mahdollisimman kaukana toisistaan ja tähden suunnan muutos (eli parallaksi) siten mahdollisimman suuri. Käytännössä havaintoja on tehtävä pitkin vuotta, ettei pieni suunnan muutos peittyisi yksittäisten havaintojen epätarkkuuksiin. Tämä menetelmä vastaa maassa suoritettavaa kolmiomittausta ja on tarkimpia tapoja tähtien etäisyyksien mittaamiseen pienillä etäisyyksillä. Tähtitiede 1
Paikkamme universumissa: Aurinkokunnasta kosmologiseen mittakaavaan
Tähtitieteen peruskurssi 10 Tähtitaivas: missähän me oikeastaan olemme?
Taivaanpallon peruskäsitteitä Aste, kaariminuutti, kaarisekunti r 1 = 2 /360 ~ 1/57.3 rad 24h=360, eli 1h=15
A u ri n k o k u n t a 13
Lähimmät tähdet 14
250:n valovuoden etäisyydellä Tähtitieteen peruskurssi 15
Paikkamme Linnunradassa 17
Linnunrata 18
Linnunradan läheiset seuralaisgalaksit 21
Paikallinen galaksiryhmä (Local group) Tähtitieteen peruskurssi 22
Lähin suuri galaksijoukko: Neitsyen galaksijoukko (Virgo cluster) 23
Galaksien superjoukot Tähtitieteen peruskurssi 25
Kosminen mittakaava: homogeeninen ja isotrooppinen ainejakauma 28
Osa 1 (s. 82-127): Sähkömagneettinen säteily ja havaintolaitteet sähkökenttä magneettikenttä Tähtitiede 1
Sähkömagneettinen säteily ja sen vuorovaikutusmekanismit Sähkömagneettista säteilyä kuvataan joko aallonpituuden l tai taajuuden f avulla, tai vaihtoehtoisesti fotonin energian E avulla. Näiden välinen riippuvuus on f=c/l =E/h, missä c on valon nopeus (tyhjiössä c=299 792 458 m/s) ja h on Planckin vakio (6,626x10-34 J. s). Eli fotonille E=hc/l tai E=hf Sähkömagneettinen säteily ei tarvitse väliainetta edetäkseen Tähtitiede 1
Tähtitiede 1
Valon (sähkömagneettisen säteilyn) ja aineen välinen vuorovaikutus 1) emissio aine emitoi valoa 2) absorptio aine absorboi osan valosta; esimerkiksi, kun se kulkee aineen läpi. Absorptio+sironta=ekstinktio 3) transmissio se osaa valosta, joka pääsee aineen läpi (pieni osa absorboituu) 4) heijastuminen/sironta valo heijastuu ja siroaa eri suuntiin valon ja aineen välisessä vuorovaikutuksessa. Sironnassa heijastuminen tapahtuu satunnaisesti kaikkiin eri suuntiin, esim. Pilvissä Rayleighin sironta 1/λ 4 taivas on sininen Tähtitiede 1
Transmissio ja absorptio Ilmakehä estää suurinta osaa sähkömagneettisen säteilyn spektristä pääsemästä maanpinnalle. Tärkeimmät havaintoikkunat maanpinnalla ovat radioalueella ja kapeammassa optisessa ikkunassa. Tähtitiede 1
Big Island, Mauna Kea
Skintillaatio ja seeing Ilmakehä ei ole homogeeninen, vaan siinä on pieniskaalaista turbulenssia (isoplanaattinen alue n. 10 cm), joka aiheuttaa hyvin nopeita muutoksia ilman taitekertoimessa havaitsijan silmän ja kohteen välisessä näkösäteessä. Tästä aiheutuu mm. tähtien tuikkiminen. Skintillaatio on voimakkainta horisontin lähellä ja esim. Sirius on usein melko lähellä horisonttia ja siten tuikkii voimakkaasti kauniissa väreissä. Ilmakehän vaikutuksesta ja paikallisista vaihteluista (maasto+kaukoputki) johtuen tähden valo leviää havaittaessa pyöreäksi läiskäksi Seeingin mitta on tähden puoliarvoleveys Merenpinnalla tyypillisesti 2-5 ja parhaissa paikoissa n. 0.3 Seeingistä johtuen maan pinnalta ei saavuteta teoreettista erotuskykyä optisilla kaukoputkilla Tähtitiede 1
Hyvä seeing Huono seeing, sama tähti leviää laajalle alueelle
kirkkaus 100 90 80 70 60 50 40 30 20 10 0 Erään tähden muoto seulasten kuvassa 0 20 40 60 pikselia puoliarvoleveys FWHM B-kaistalla R G B
Kaukoputken päätehtävät ja kuvien perusominaisuudet Tähtitieteellisissä havainnoissa kaukoputkella on kolme päätehtävää: 1) koota mahdollisimman paljon kohteesta tulevaa säteilyä niin, että himmeitäkin kohteita voidaan tutkia 2) parantaa erotuskykyä ja suurentaa kohteen näennäistä kulmaläpimittaa 3) toimia kohteen paikan mittausvälineenä (astrometria) Kuvissa voidaan erottaa kolme eri ominaisuutta: 1) Intensiteetti ja kontrasti: Miten eri valovoiman kohteita voidaan erotella 2) Resoluutio eli erotuskyky: Miten pieniä yksityiskohtia voidaan erottaa 3) Suurennus: Kuinka isolta kohde näyttää
Optiset teleskooppityypit Optisia teleskooppeja on kahta päätyyppiä: peiliteleskooppeja eli reflektoreja ja linssiteleskooppeja eli refraktoreita Tähtitiede 1
Kaukoputkien pystytykset 1) Ekvatoriaalinen pystytys: yksi akseli (tuntiakseli) osoittaa kohti taivaannapaa ja sitä vastaan kohtisuorassa suunnassa on toinen akseli (deklinaatioakseli). Ongelma on deklinaatioakselin laakerointi! Kohdetta seuratessa vain tuntiakselin suuntainen kiertyminen. 2) Alt-atsimutaalinen pystytys: yksi akseli osoittaa zeniittiin ja toinen on tätä vastaan kohtisuorassa. Kaukoputken kiertyminen molempien akselien mukaan. Tietokoneiden ansiosta kaukoputken ohjaaminen on helppoa ja tämä on nykyisin yleisin tapa. Suurilla kaukoputkilla tämä on myös tukevampi rakenne. Variaatiota ovat mm. kolmijalka, haarukka ja Dobsonilainen kiinnitys. Ongelma on kuvakentän kiertyminen! Tähtitiede 1
Mitä opimme viime kerralla? Lähiavaruus, Linnunrata, paikallinen galaksiryhmä, galaksijoukot, superjoukot, tyhjät alueet AU Aste, kaariminuutti ja kaarisekunti 1 rad = 206265 Parallaksi ja parsek Seeing ja skintillaatio Teleskooppityypit ja kaukoputkien pystytys
Taivaanpallo ja tähtien liike taivaalla Aste, kaariminuutti, kaarisekunti r 1 = 2 /360 ~ 1/57.3 rad 24h=360, eli 1h=15
paikkakunnan leveysaste
Ekvatoriaalinen haarukka kiinnitys
Yoke-ekvatoriaalinen kiinnitys
Atsimutaalisia pystytyksiä NOT Projektin esittäminen Wordissa, PowerPointissa tai Visiossa
Optiset teleskoopit rakenne ja toiminta Tähtitiede 1
Linssikaukoputket eli refraktorit Ensimmäiset kaukoputket olivat linssikaukoputkia. Valon kulku linssikaukoputkessa Linssikaukoputkissa on tyypillisesti pieni aukkosuhde = D/f, missä f on polttoväli ja D on objektiivin halkaisija. Linssikaukoputkissa on yleensä pieni D ja suuri f.
Yleinen linssiyhtälö: Linssin polttoväli Esineen etäisyys linssistä Kuvan etäisyys linssistä Tähtitieteessä a=, eli b=f. ja esine kuvautuu polttopisteeseen.
Todellinen rakenne hieman monimutkaisempi...
Refraktori Linssiteleskooppi koostuu ainakin kahdesta linssistä, eli objektiivista ja okulaarista. Kiikari on periaatteessa kaksi vierekkäistä refraktoria yhdistettynä kuvan oikeinpäin kääntävään prismaan. Yleisimmät kiikarit ovat tyyppiä 7 50, eli 7 kertainen suurennus ja 50mm objektiivin linssin halkaisija Myös kameroissa käytetään linssejä, mutta kamerassa on polttopisteessä okulaarin sijasta filmi tai ccd-kenno. Käytännössä kaikissa refraktoreissa on useita muita linssejä, joilla pyritään korjaamaan erilaisia kuvausvirheitä (näistä kerrotaan tarkemmin myöhemmin) Suurimmat refraktorit ovat Yerkesin kaukoputki (102 cm linssi ja f=19.4 m), sekä Lickin kaukoputki (91 cm linssi ja f=17.6m Tähtitiede 1
Linssikaukoputket Edut: Haitat: Tukeva suljettu rakenne. Linssejä ei juurikaan tarvitse puhdistaa sisältä Ilman ja lämpötilan vaikutukset pieniä suljetun rakenteen vuoksi Linssien kannattelu sivuilta teknisesti hankalaa Vaatii suuren kuvun (putki on pitkä) Yleensä pieni kuvakenttä Aberraation ilmeneminen (värivirhe)
Reflektori Nykyisin yleisin kaukoputkityyppi on reflektori eli peiliteleskooppi, joka koostuu vähintään pääpeilistä ja yleensä myös vähintään yhdestä apupeilistä. Jos kuvaa katsotaan paljaalla silmällä, niin mukaan tarvitaan vielä okulaari Pääpeili on yleisesti jonkin kartiopinnan muotoinen, eli pallopinta, pyörähdysparaboloidi tai hyperboloidi. Apupeili on kooltaan n. ¼ -1/2 pääpeilin läpimitasta ja se on muodoltaan joko tasopeili tai jokin kartiopinnoista. Peilit on joko aluminoitu tai hopeoitu heijastaviksi Tähtitiede 1
Peilikaukoputket eli reflektorit Ei kromaattista aberraatiota Paraboloidista muotoa käyttämällä vältytään palloaberraatiolta, mutta niiden hiominen on hankalampaa, kuin pallopinnan. Hyperboloidi on joskus paras kompromissi. Koma ja astigmatismi voivat olla ongelmallisia laajakenttä kuvauksessa.
LBT aihio (8.4m) Projektin esittäminen Wordissa, PowerPointissa tai Visiossa
Peilikaukoputkien kolme fokus-päätyyppiä, eli minne kuva muodostuu!
Kaukoputkien perusyhtälöt ja käsitteet Polttoväli ja aukko: D=aukko eli objektiivin tai peilin halkaisija f=polttoväli F=D/f=aukkosuhde Aukkosuhdetta merkitään yleensä f/n, missä n=1/f=f/d Muita merkitsemistapoja f/n:lle ovat Fx tai 1/n Aukkosuhde f/16 voidaan siis merkitä myös esimerkiksi 1/16, 16, F16 tai "aukko 16" Tähtitiede 1
objektiivi okulaari s f tan u f u vastaavasti: s f 'tan u ' f ' u ' f u Suurennus: ' u / u f / f ' f u ' '
Suurennus: f / f ' 1/n=D/f on suuri -> nopea (suuri halkaisija, pieni polttoväli) 1/n=D/f on pieni -> hidas (pieni halkaisija, suuri polttoväli) f/d
Valon diffraktio ja kaukoputken teoreettinen erotuskyky Tähtitiede 1
Käytännön muistisääntönä voidaan pitää, että kaksi kohdetta erottuvat toisistaan jos niiden välinen kulma on: (teoreettinen maksimi erotuskyvylle)
Silmän erotuskyky Silmä on optisesti melko huono laite Pupillin ollessa n. D=4 mm on silmän erotuskyky n. 1 (yksi kaariminuutti), jolloin silmän yksittäinen sauva näkee n. 0.5 kaariminuutin kulman. Tätä pienemmillä pupillin aukoilla diffraktiokuvio rajoittaa erotuskykyä ja suuremmilla aukoilla silmän eri taittovirheet tulevat erotuskykyä rajoittaviksi tekijöiksi Voidaan olettaa, että ihmisen erotuskyky pimeässä on keskimäärin n. 2 (testaa näkökykyäsi: esim Mizar ja Alcor 12, tai epsilon Lyr 3.5 ) Tähtitiede 1
Esimerkki: Optisen teleskoopin halkaisija on 5 metriä. Kuinka pieniä yksityiskohtia teleskoopilla voidaan nähdä kuussa, jonka etäisyys maapallolta on noin 400 000 kilometriä. Aallonpituus on 550 nm ja erotuskyky on diffraktiorajoitteinen.
Esimerkki: Optisen teleskoopin halkaisija on 5 metriä. Kuinka pieniä yksityiskohtia teleskoopilla voidaan nähdä kuussa, jonka etäisyys maapallolta on noin 400 000 kilometriä. Aallonpituus on 550 nm ja erotuskyky on diffraktiorajoitteinen. Rayleigh n kriteerin mukaan l 1. min 22 D Kun kulma on pieni, voidaan käyttää approksimaatiota tan l D 550nm 5m 7 1.22 1.22 1.342 min 10 7 x 400000km 1.342 10 rad 53. 7m
Minimisuurennukselle: Yöllä d on n. 6-7 mm Lähtöpupilli on okulaarin muodostama objektiivilinssin kuva!
s=kohteen kuvan koko kuvakentässä, esim. CCD kamerassa objektiivi okulaari s f tan u f u vastaavasti: s f 'tan u ' f ' u ' f u Suurennus: ' u / u f / f ' f u ' '
Kaukoputkien kuvausvirheet Väriaberraatio eli kromaattinen aberraatio Koma Palloaberraatio Astigmaattisuus Kuvakentän kaarevuus Tyyny- ja tynnyripoikkeamat
Väriaberraatio: Aineen taitekerroin riippuu säteilyn aallonpituudesta eli valon väristä. Taitekerroin on suurempi lyhytaaltoiselle siniselle kuin pitempiaaltoiselle punaiselle valolle. Linssien ongelma Ratkaistaan akromaattisilla linsseillä
Voidaan korjata käyttämällä eri materiaalin omaavia lasilaatuja: Korjaus toimii yleensä parhaiten tietyn aallonpituuden l 0 lähellä, mikä voidaan optimoida esim. visuaalihavaintoja varten 550 nm kohdalle.
Palloaberraatio voidaan korjata ylimääräisten linssien avulla
Schmidt-Väisälä teleskooppi Koska korjauslinssi on kaarevuuskeskipisteessä, kuvaus on käytännöllisesti katsoen riippumaton säteiden tulokulmasta. Komaa tai astigmatismia ei esiinny, ja tähtien kuvat muodostuvat pistemäisiksi pallopinnalle, jonka säde on R/2, missä R on pallopeilin säde. Schmidt-kamerassa on erittäin laaja (~7 ), lähes virheetön kuvakenttä, ja korjauslasi on niin ohut että se ei juurikaan absorboi valoa itseensä. Haittana on kaareva polttopinta. Kuvakenttä voidaan oikaista polttotason lähelle asetetulla ylimääräisellä korjauslinssillä. Tällaisia ratkaisuja kehitti Yrjö Väisälä Turussa 1930-luvulla. Järjestelmää kutsutaan usein Schmidt-Väisälä-teleskoopiksi. Nykyisissä kaukoputkissa olevien CCD-kameroiden kennot ovat tavallisesti paljon pienempiä kuin valokuvauslevyt, jolloin polttopinnan kaarevuudesta ei ole merkittävää haittaa. Schmidt-kamera on esimerkki katadioptrisesta kaukoputkesta, jossa on sekä linssejä että peilejä.
Rajoittaa käyttökelpoisen kuvakentän läpimitan kaukoputken aukkosuhteesta riippuen 2 20 kaariminuuttiin.
Jos linssi ei ole täysin symmetrinen:
Edellisen luennon pääasioita Kaukoputkityypit Aukkosuhde Kaukoputken suurennus (visuaalihavainnoissa) Kuvan koko kuvakentässä Teoreettinen erotuskyky Optiset kuvausvirheet (värivirhe, palloaberraatio, koma, astigmatismi) ja niiden korjaus
Modernit tekniikat optiikassa: Aktiivinen optiikka: Peili on hyvin ohut ja sen muoto pidetään oikeana säätämällä tuentamekanismia jatkuvasti tietokoneella. Tällaisen peilin paino ja valmistuskustannukset ovat paljon pienemmät kuin tavanomaisella peilillä. Kevyemmän peilin vuoksi kaukoputken rakenteidenkaan ei tarvitse olla kovin järeitä. Adaptiivinen optiikka: Seurataan jatkuvasti seeingin vaikutusta vertailutähteen ja samalla säädetään joko pääpeiliä tai erillistä pientä korjauspeiliä niin, että ilmakehän väreilystä huolimatta kohteen valo keskittyy mahdollisimman pienelle alueelle. Jotta menetelmällä toimisi, peilin muotoa on muutettava satoja kertoja sekunnissa. Menetelmää käytetään jo useimmissa uusissa suurissa kaukoputkissa.
Adaptiivinen ja aktiivinen optiikka!
Ilmaisimet ja mittalaitteet Optisissa detektoreissa kvanttitehokkuus QE mittaa optisen laitteen tehokkuutta rekisteröidä fotoneita. Detektori missä QE on 40% tarvitsee kaksinkertaisen valoitusajan kuin detektori missä QE on 80% QE riippuu aallonpituudesta 1800-luvun lopulla valokuvauksessa kvanttihyötysuhde oli vain noin 0.1 %. Lisäksi epälineaarisen vasteen vuoksi kirkkauksien mittaaminen hankalaa. Valosähköinen fotometria 1940- ja 1950-luvuilla 1970-luvun puolivälissä tulivat käyttöön puolijohdeilmaisimet (CCD, kvanttihyötysuhde joillakin aallonpituuksilla jo lähes 100 %)
Silmä Silmässä on kaksi päädetektoria: 1. tappisolut: Värinäkö. Pääasiassa verkkokalvon keskiosassa. 2. sauvasolut: Mustavalkoinen näkö, mutta herkkyys paljon suurempi. Jakautuneena kaikkialle verkkokalvolla. Rajoitukset: pieni QE, rajoittunut aallonpituusalue, pieni ja vakio integroimisaika. Vaikea tehdä fotometrisia mittauksia.
Valokuvauslevyt Fotonit aiheuttavat kemiallisia muutoksia valokuvauslevyn aineessa. Levyt voidaan herkistää jotta QE kasvaa aina ~ 10% saakka Rajoitukset: Huono kvanttitehokkuus. Epälineaarisuus valoituksessa. Sironta huonontaa resoluutiota Edut: Suuri kuvausala ja suhteellisen halpa. Ei enää käytössä (lainkaan).
Valomonistinputket Signaalin muodostus perustuu valosähköiseen ilmiöön Vapautunut elektroni kiihdytetään putkessa ja peräkkäisissä anodeissa vapautuu lisää elektroneja muodostaen elektroniryöpyn, mikä havaitaan putken perällä. Mitattu virta on verrannollinen kohteen kirkkauteen. Ei muodosta kuvaa, mutta voidaan rakentaa verkkomaiseksi rakenteeksi 2-D efektin aikaansaamiseksi. Fotokatodin kvanttihyötysuhde on parhaimmillaan noin 30 %. Fotokatodi on myös lineaarinen ilmaisin: jos fotonien määrä kaksinkertaistuu, kaksinkertaistuu myös ulostuleva virta.
Fotometri, polarimetri Kirkkauden mittaamiseen käytetty laite eli fotometri kiinnitetään tavallisimmin kaukoputken taakse Cassegrain-fokukseen. Polttotasossa on pieni reikä, diafragma, jonka läpi tutkittavan kohteen valo pääsee. Näin estetään esimerkiksi muiden kaukoputkessa näkyvien tähtien valon pääsy fotometriin. Diafragman jälkeen on kenttälinssi, joka taittaa valonsäteet fotokatodille. Valomonistimen jälkeen on vielä esivahvistin, jossa edelleen vahvistetaan ulostulevaa virtaa. Valomonistin tarvitsee toimiakseen noin 1000 1500 voltin jännitteen. Myös polarisaatiomittaukset ovat mahdollisia.
CCD: Charge-Coupled Device 2D verkko puolijohde (piidiodi) detektroreita eli pikseleitä (esim. 1024x1024) Fotonit saavat aikaan elektroni aukko pareja, mitkä varastoidaan potentiaalikuoppaan. Fotonivarastot kaivot luetaan vaiheittain sähkökentän avulla CCDsirun sivusta. Jäähdytetään yleensä nestemäisen typen avulla lämpöliikkestä aiheutuvan kohinan pienentämiseksi. Joskus myös sähköinen kylmennys Rajoitukset: Pieni fyysinen ala. Isot ovat kalliita. Edut: Suuri QE laajalla aallonpituusalueella. Lineaarinen vaste valoitusaikaan suurella dynamiikalla. Digitaalinen kuvankäsittely (bias, pimeä virta, flat-field, kohteen kuva -> lopullinen kuva)
CCD-kenno
pikselit CCD-siru Ilmaisimeen osunut fotoni irrottaa elektronin, joka jää vangiksi syntykohtaansa.
CCD-kamera Valotuksen jälkeen syntyneet varaukset siirretään ilmaisimen potentiaalieroja muuttamalla rivi kerrallaan lukupuskuriin.
Harrastajan perus CCD SBIG ST-2000
Mosaiikki CCD ESO:n VISTA laajakulma mosaiikki: 32 CCD:n, 256 Megapix kamera
CCD-kameran ominaisuuksia Lukupuskurissa kerätyt elektronit siirretään pikseli kerrallaan analogia/digitaali-muuntimeen, josta digitaalinen lukuarvo lähetetään tietokoneeseen. Kuvan lukeminen tyhjentää samalla ilmaisimen. Lyhyitä valotuksia käytettäessä CCD:n lukemiseen voi kulua huomattava osa havaintoajasta. Herkimmillään kamera on punaisen valon alueella noin 600 800 nm:n paikkeilla, jossa kvanttihyötysuhde voi olla jopa 80 90 %. Kameran herkkyysalue ulottuu pitkälle infrapunaiseen. Ultravioletissa herkkyys laskee piin aiheuttaman absorption vuoksi jyrkästi noin 500 nm:n jälkeen. Kohinan vähentämiseksi kamerat jäähdytetään. Tähtitieteellisissä havainnoissa käytettävät CCD-kamerat jäähdytetään tavallisesti nestemäisellä typellä, jolloin pimeä virta saadaan hyvin pieneksi. Myös sähköinen jäähdytys joissain kameroissa.
Spektrografi Yksinkertaisin spektrografi on prisma, joka asetetaan kaukoputken eteen. Tällaista laitetta kutsutaan objektiiviprismaspektrografiksi. Prisma levittää valon aallonpituuden mukaan spektriksi, joka voidaan tallettaa esimerkiksi CCD-kameralla. Kaukoputkea yleensä liikutellaan valotuksen aikana hieman spektriä vastaan kohtisuorassa suunnassa, jotta spektrille saadaan tarpeellinen leveys. Objektiiviprismaspektrografin avulla saadaan kerralla kuvatuksi suuri määrä spektrejä, joita voidaan käyttää mm. tähtien spektriluokitteluun. Prisman sijasta spektrin muodostamiseen käytetään tavallisimmin hilaa. Hilassa on vieri vieressä uurteita, tyypillisesti useita satoja millimetrillä. Hiloja on kahdenlaisia: heijastus ja läpäisyhiloja. Heijastushilassa valoa ei absorboidu lasiin kuten prismassa tai läpäisyhilassa.
Projektin esittäminen Wordissa, PowerPointissa tai Visiossa
Yksityiskohtaista tietoa saadaan rakospektrografin avulla. Siinä valo johdetaan kaukoputken polttotasossa olevan kapean raon kautta kollimaattoriin, joka taittaa tai heijastaa valonsäteet yhdensuuntaisiksi. Tämän jälkeen valo hajotetaan prismalla tai hilalla spektriksi ja fokusoidaan kameralinssin avulla ilmaisimelle, joka nykyisin on yleensä CCD-kamera.Varsinaisen spektrin viereen voidaan valottaa vertailuspektri, jonka avulla saadaan selville tarkat aallonpituudet.
Spektrografin tärkein tekninen ominaisuus on sen muodostaman spektrin mittakaava eli dispersio. Dispersio ilmoittaa, kuinka pitkä aallonpituusväli mahtuu ilmaisimen pituusyksikölle. Objektiiviprisman dispersio on tyypillisesti muutamia kymmeniä nanometrejä millimetrillä, kun taas rakospektrografilla voidaan saavuttaa dispersio 1 0.01 nm/mm, jolloin voidaan tutkia yksittäisten spektriviivojen muotoa. Dispersio ilmoitetaan usein laaduttomana suureena. Esimerkiksi dispersio 1 nm/mm tarkoittaa aallonpituusskaalan kasvamista miljoonakertaiseksi, joten se voidaan ilmoittaa myös muodossa 10 6. Hilan dispersio on yleensä suurempi kuin prismalla.
Tuorlan kaukoputket
Tuorlan kaukoputket
Tuorlan kaukoputket
Muita Tuorlan tutkijoiden käyttämiä kaukoputkia NOT La Palman saarella Kanariansaarilla VLT kaukoputket Chilessä Tähtitiede 1
NOT = Nordic Optical Telescope
2.56 m peili - hiottu Tuorlassa
VLT
ESO VLT (Kuyen, Cerro Paranal, Chile), 8.2 m
Usean peilin optiset teleskoopit Keck Observatory
10-m Keck teleskoopit Mauna Kealla, Havaijilla, missä peili koostuu 36:sta hexagonaalisesta segmentistä! Kahden kaukoputken valo voidaan optisesti yhdistää interferometrin avulla!
E-ELT: ESO:n tulevaisuuden 39m kaukoputkihanke (valmis 20??) Kaukoputkessa on n.1000 erillistä peili segmenttiä Erillisen korjauspeilin muotoa muutetaan n. 1000 kertaa sekunnissa 5000 säätimen avulla
Radioteleskoopit Rakenteeltaan vastaavat peilikaukoputkia Radioteleskooppeja voidaan yhdistää interferometrian avulla Radioalue ulottuu muutamasta megahertsistä (100 m) aina noin 300 GHz:iin (1 mm) saakka. Alimpien taajuuksien puolella havaintoja rajoittaa ionosfäärin läpinäkymättömyys. Korkeimmilla taajuuksilla absorptiota aiheuttavat puolestaan alemman ilmakehän happi ja vesihöyry.
Radioteleskoopin antenni vastaanottaa radiosäteilyä, jonka vastaanotin eli radiometri muuttaa sähköiseksi signaaliksi. Signaali vahvistetaan, integroidaan jonkin aikavälin yli ja tallennetaan tietokoneeseen. Koska signaalit ovat hyvin heikkoja, käytetään vahvistimia, jotka on yleensä jäähdytetty vastaanottimen oman kohinan pienentämiseksi. Pitkillä aallonpituuksilla heijastava pinta voi olla karkea metalliverkko, koska säteilyn fotonit eivät näe pinnan aukkoja. Millimetrialueen havainnoissa pinnan on oltava yhtenäinen. Pinnan epätarkkuudet eivät saa olla suurempia kuin noin 1/10 käytetystä aallonpituudesta (yleinen muistisääntö!). Paraboloidiantennin toimintaperiaate on sama kuin optisen peiliteleskoopin. Suurin ero optisiin teleskooppeihin verrattuna on signaalin vastaanottamisessa. Radioteleskoopit eivät muodosta kuvaa, vaan mittaavat vain säteilyn voimakkuutta. Koska radioaaltojen ja näkyvän valon aallonpituuksien suhde on noin 10 000, vaaditaan kilometrien läpimittaisia radioantenneja, jotta saavutettaisiin samanlainen erotuskyky kuin optisella alueella.
Arecibon radioteleskooppi (305m) Maailman suurin yksittäinen radioteleskooppi
Green Bank Telescope (100m) - suurin liikutettava radioteleskooppi
Metsähovin 14m radioteleskooppi Taajuudet: 22 ja 37 GHz, 90 ja 150 GHz, pintatarkkuus on 0.1 mm.
Radiointerferometria
Merlin: MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network), teleskooppien välinen maksimietäisyys 217km. Havaintotaajuudet: 151 MHz - 24 GHz. 5GHz resoluutio ~50 mas, parempi kuin HST).
Apertuurisynteesi Jos teleskoopit sijaitsevat itä-länsisuunnassa, niiden projektio taivaalla piirtää kohteen suunnasta riippuen maapallon pyöriessä ympyrän tai ellipsin 12 tunnin aikana. Muuttelemalla antennien paikkoja saadaan erikokoisia ympyröitä tai ellipsejä. Näin voidaan jäljitellä sellaista yhtenäistä antennia, jonka läpimitta on sama kuin antennien maksimietäisyys. Kun käytetään mahdollisimman monia erilaisia perusviivoja, saadaan yksityiskohtainen kartta yksittäisen antennin keilan kattamasta alueesta. Apertuurisynteesillä voidaan siten tuottaa taivaan radiovalokuvia Maan pyöriessä antennit piirtävät 12 tunnin aikana taivaalle ympyrän, jonka halkaisija on 6a ja λ/(6a) on paras tällä laitteistolla saavutettava erotuskyky.
Esimerkkejä radiokartoista (kuvista) Optinen + radio
ALMA: ESO:n juuri valmistunut radioteleskooppi kokonaisuus (n. 50 kpl 12m) Chilessä
ALMA (ESO)
Kokonaisuus n. 50 antennia, valmistuu vuoden 2013 aikana
VLBI Vieläkin parempi erotuskyky voidaan saavuttaa VLBItekniikalla (Very Long Baseline Interferometry), jossa perusviivan pituutta rajoittaa vain maapallon koko. Menetelmässä käytetään olemassa olevia teleskooppeja, jotka voivat sijaita vaikka eri mantereilla. Eri antenneista tulevat signaalit rekisteröidään yhdessä tarkoista atomikelloista saatavien ajoitussignaalien kanssa, ja lopuksi eri antennien tiedot yhdistetään ja käsitellään. VLBI-tekniikalla saavutetaan jopa 0.0001 erotuskyky. Menetelmä antaa myös tarkan keinon maanpäällisten etäisyyksien mittaamiseen. Mannertenvälisten perusviivojen pituudet pystytään mittaamaan muutaman senttimetrin tarkkuudella. Tätä käytetään geodesiassa mannerlaattojen ja navan liikkeiden tutkimiseen.
Muut aallonpituusalueet: Havainnot avaruudesta satelliittien avulla Tähtitiede 1
COBE, WMAP ja Planck (mikroaaltotaustasäteily)
Planck-satelliitti sijoitettuna L2-pisteeseen
2.7 K:n mikroaaltotaustasäteilyn karttoja
Avaruuskaukoputket ja -satelliitit: HST: Visuaalinen alue
The James Webb Space Telescope (JWST): infrapuna avaruuskaukoputki 6.5m peili (20??) (NASA, ESA, CSA)
Infrapunateleskoopit ISO 1995-1998 Herschel 2009-2013 (toiminta loppunut) - 3.5 m:n peili hiottu Tuorlassa
Spitzer (toimii vielä) Andromeda
Ultravioletti Röntgensäteilyn ja näkyvän valon välissä on ultraviolettialue, aallonpituuksilla 10 400 nm. Tähtienvälisen vedyn absorption vuoksi EUValueella näkyvyys rajoittuu muutamaan sataan valovuoteen Auringon lähiympäristössä. Galaksin tasoa vastaan kohtisuorassa suunnassa on kuitenkin vedyn jakaumassa aukkopaikkoja, joiden lävitse nähdään Linnunradan ulkopuolelle EUVE-tekokuu ja IUE
Röntgen-satelliitit (esim. Rosat, Chandra ja XMM) Röntgenkaukoputket perustuvat hipaisevaan heijastukseen (grazing reflection) Peilipintaan suoraan osuva röntgensäde ei heijastu pinnasta, vaan absorboituu. Jos fotoni osuu pintaan lähes pinnan suuntaisesti hipaisten, peilipinta pystyy heijastamaan säteen.
R O S A T Toiminnassa: 1990-1998 Tuhoutui lopullisesti pudotessaan ilmakehään lokakuussa 2011
Ensimmäinen koko taivaan röntgen-alueen kartoitus
Chandra (NASA):
SN 1006 supernova jäännös 7000 valovuoden etäisyydellä Maasta. Kuvassa yhdistetty röntgen-data NASA:n Chandra (sininen), optinen data (CTIO; keltainen), sekä Digitized Sky Survey (oranssi ja vaalean sininen), radio data (VLA/GBT; punainen).
Centaurus A: supermassiivinen musta aukko. Galaksin keskustasta lähtevät suihkut ja niiden törmäyskohdat ovat selvästi nähtävissä. Kuva on kooste radio alueen datasta (oranssi) (APEX) teleskooppi Chile, röntgen alueen datasta (Chandra, sininen), sekä optisen alueen datasta (Max- Planck/ESO 2.2 m wide field kaukoputki). Optisessa alueessa näkyvät tavalliset tähdet, sekä galaksin pölyvyö. Galaksista lähtevä suihku ulottuu aina 13000 valovuoden päähän keskustasta Suihkun nopeus ~ 0,5 c.
Gammateleskoopit (Compton 1991-2000) Gammatähtitiede tutkii säteilykvantteja, joiden energia vaihtelee välillä 10 5 10 14 ev. Gammakvanttien havaitseminen perustuu erilaisiin tuikeilmaisimiin. Niissä on tavallisesti päällekkäin useita kerroksia ilmaisinlevyjä, joissa gammasäteily muuttuu valosähköisen ilmiön kautta valomonistimella havaittavaksi valoksi. Gammakvantin energia saadaan selville siitä, kuinka syvälle ilmaisimeen kvantti tunkeutuu. Kvantin jättämien jälkien perusteella saadaan selville myös likimääräinen tulosuunta. Näkökenttä on rajoitettu tietylle alueelle varjostimen avulla. Suuntatarkkuus on kuitenkin heikko ja gammatähtitieteessä erotuskyky onkin kaukana muiden aaltoalueiden erotuskyvystä Suurienerginen gammasäteilyn fotoni voi ilmakehään törmätessään synnyttää hiukkas-antihiukkaspareja. Hiukkasilla voi olla niin suuri liikeenergia, että ne liikkuvat nopeammin kuin paikallinen valon nopeus ilmakehässä. Sellaiset hiukkaset synnyttävät Tserenkovin säteilyä, joka voidaan havaita näkyvän valon alueella.
Magic: gamma-säteilyä mittaava teleskooppi (Tserenkov-ilmaisin)
Tähtitieteen perusteet
Muita havaittavia hiukkasia Kosminen säteily koostuu täysin ionisoituneista atomiytimistä, joita tulee maapallolle kaikista suunnista yhtä paljon (supernovaräjähdykset tms). Kosmisista säteistä energisimmät aiheuttavat ilmakehän molekyyleihin osuessaan lähinnä myoneista koostuvaa sekundäärisäteilyä, joka havaitaan maanpinnalla. Neutriinot. Vähäisten vuorovaikutusten vuoksi havaitseminen on vaikeaa. 1) Radiokemiallinen menetelmä (kloori,litium,gallium): 37 Cl+ neutriino 37 Ar+e- (argon on radioaktiivinen) 2) Neutriinot aiheuttavat erittäin puhtaassa vedessä tai muussa väliaineessa Tserenkovin säteilyä (myös suunta saadaan selville)
Tähtitieteen perusteet
Sudbury (1999-2006): Kanadassa kaivoksessa Tankki täynnä raskasta vettä
Gravitaatiosäteily. Gravitaatiosäteilyä syntyy kiihtyvässä liikkeessä olevista massoista. Säteily aiheuttaa avaruuden metriikan muutoksia. Voidaan havaita esimerkiksi interferometrilla, jolla seurataan peilien välimatkan muutoksia. Pisin peilien väli, noin 25 km, on amerikkalaisessa LIGO-järjestelmässä. Jotta gravitaatioaallot voitaisiin havaita varmuudella, sama värähtely on rekisteröitävä usealla eri puolilla maapalloa sijaitsevalla ilmaisimella. Toistaiseksi varmoja havaintoja ei ole saatu.
Tähtitieteen perusteet