Tähtitieteen pikakurssi
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=9,46 10 15 m 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. Eli 1 pc = 30,85678 10 15 m
r Aste, kaariminuutti, kaarisekunti 1 = 2 /360 ~ 1/57.3 rad 24h=360, eli 1h=15
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
Taivaanpallo ja koordinaatistot
Taivaanpallon peruskäsitteitä Aste, kaariminuutti, kaarisekunti r 1 = 2 /360 ~ 1/57.3 rad 24h=360, eli 1h=15
Tähtien näennäinen liike taivaalla
Horisonttijärjestelmä Havaitsijan kannalta luonnollisin koordinaatisto on horisonttijärjestelmä Perustaso on maapallon pinnalle havaitsijan kohdalle asetettu tangenttitaso, joka leikkaa taivaanpallon horisonttia pitkin. a on korkeus, eli kulma horisontista mitattuna [-90,+90 ], zeniittietäisyys on z = 90 a. Atsimuutti A on vaakasuora kulmaetäisyys jostakin kiinteästä suunnasta (yleensä myötäpäivään eteläsuunnasta) Horisonttijärjestelmän koordinaatit riippuvat ajasta ja paikasta.
Ekvaattorijärjestelmä Maapallon pyörimisakselin suunta pysyy lähes muuttumattomana, samoin pyörimisakselia vastaan kohtisuora ekvaattorin taso. Niin ollen ekvaattoritaso sopii ajasta ja paikasta riippumattoman koordinaatiston perustasoksi.
Deklinaatio kevättasauspiste Rektaskensio
Taivaanpallon ja ekvaattoritason leikkausviiva on taivaanpallon ekvaattori. Tähden kulmaetäisyys ekvaattorin tasosta pysyy vuorokauden aikana vakiona. Tämä kulma on deklinaatio δ Toista koordinaattia varten valitaan kiinteäksi suunnaksi kevättasauspiste. Kohteen kulmaetäisyys vastapäivään ekvaattoria pitkin kevättasauspisteestä on rektaskensio α. Eivät riipu havaintopaikasta eivätkä maapallon liikkeistä Rektaskensiota vastaava paikallinen koordinaatti, tuntikulma h, on kulmaetäisyys etelämeridiaanista myötäpäivään. Tuntikulma kasvaa tasaisella nopeudella ajan mukana. Kevättasauspisteen tuntikulma on tähtiaika θ. Jos α ja h ovat jonkin kohteen rektaskensio ja tuntikulma, on Θ = h+α (kohde on etelässä, kun Θ=α)
Tuntikulma, tähtiaika ja rektaskensio ilmoitetaan tavallisesti aikamitoissa: 24 tuntia vastaa 360 astetta, 1 tunti vastaa 15 astetta, aikaminuutti 15 kaariminuuttia jne. 24 h aurinkoaikaa = 24 h 3 min 56.56 s tähtiaikaa. Jos kahden tapahtuman väli on t aurinkoaikaa, se on 1.0027t tähtiaika
Tähtiaika vs aurinkoaika 1. Aurinko on havaintopaikan meridiaanilla ja havaintopaikalla on keskipäivä 2. Yhden tähtivuorokauden (23 h 56 min) aikana Maa on pyörähtänyt 360 astetta ja kaukaiset tähdet näkyvät taas samassa suunnassa 3. Neljä minuuttia myöhemmin aurinko on taas havaintopaikan meridiaanilla ja on keskipäivä; alkuhetkestä on kulunut yksi aurinkovuorokausi (24 tuntia).
Kulminaatio Kohteiden ollessa etelässä ne ohittavat etelämeridiaanin ja ovat korkeimmillaan horisontista mitattuna. Tätä hetkeä kutsutaan kulminaatioksi Sirkumpolaarisille tähdille, jotka eivät laske lainkaan horisontin alapuolelle, on mahdollista määrittää kaksi kulminaatiopistettä: ylä- ja alakulminaatiopisteet
Tähti kulminoi
Tähdistöt ja tähdet Noin puolet nykyisten tähdistöjen muodoista ja nimistä on peräisin Välimeren maista. Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni IAU vahvisti vuoden 1928 kokouksessaan tähdistöille määrätyt kiinteät rajat. Tähdistön rajat kulkivat pitkin vakiorektaskension ja -deklinaation viivoja. Rajat vahvistettiin vuoden 1875 koordinaatiston mukaan. Tähdistöjä on 88 kappaletta. Niiden rajat ja latinankieliset nimet ovat virallisia IAU:n vahvistamia.
Esimerkki tähdistöstä: Orion
Paljain silmin voi tyypillisesti havaita n. 1000-1500 tähteä. Ihanteellisissa olosuhteissa paljain silmin näkyy n. 3000, eli koko taivaanpallolla n. 6000 tähteä Tähtikuvioiden kirkkain tähti on yleensä α, seuraava β jne. Monilla kirkkailla tähdillä on oma erityisnimensä (Capella, Rigel ) Aikojen saatossa on laadittu useita erilaisia tähtiluetteloita, missä kaikissa käytetään omaa nimeämisjärjestelmää
Astrofysiikkaa
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
Transmissio ja absorptio Ilmakehä estää suurinta osaa sähkömagneettisen säteilyn spektristä pääsemästä maanpinnalle. Tärkeimmät havaintoikkunat maanpinnalla ovat radioalueella ja kapeammassa optisessa ikkunassa. Tähtitiede 1
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 (tästä myöhemmin lisää) Tähtitiede 1
Hyvä seeing Huono seeing, sama tähti leviää laajalle alueelle
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). Ongelmana on deklinaatioakselin laakerointi, jos kaukoputki on painava. Kohdetta seuratessa tarvitaan vain tuntiakselin suuntainen kiertyminen. Hyvä esim. tähtikuvauksiin. 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
Käytännön muistisääntönä voidaan pitää, että kaksi kohdetta erottuvat toisistaan jos niiden välinen kulma on: (teoreettinen maksimi erotuskyvylle)
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 = 400000 km 1.342 10 rad 53. 7m
CCD-kenno
pikselit CCD-siru Ilmaisimeen osunut fotoni irrottaa elektronin, joka jää vangiksi syntykohtaansa.
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.
Käytettävät kaukoputket
Tuorlan 1mkaukoputki
NOT = Nordic Optical Telescope
2.56 m peili - hiottu Tuorlassa
Magnitudit ja tähtien kirkkaudet
magnitudi = 0 vuontiheydellä F 0 Kahdelle kohteelle magnitudien välinen ero: magnitudien ero ero vuontiheydessä
Huomaa: Skaala on logaritminen. Yhden magnitudin muutos on ~2.512 kertainen muutos vuontiheydessä! 5 magnitudin ero merkitsee kerrointa 100=10 0.4*5 Pienempi ja negatiivisempi arvo merkitsee kirkkaampaa kohdetta.
Absoluuttinen Magnitudi M Kuvaa kohteen etäisyydestä riippumatonta kirkkautta. Määritelty siten, että se vastaa kohteen magnitudia 10 parsekin etäisyydeltä havaitsijasta:
Absoluuttinen magnitudi ja luminositeetti Absoluuttinen bolometrinen magnitudi voidaan lausua luminositeetin avulla seuraavasti: Olkoon kokonaisvuon tiheys etäisyydellä r = 10 pc tähdelle F ja Auringolle F. Koska tähdelle luminositeetti on L = 4πr 2 F ja Auringolle L, on Vakio: M bol, = 4.74
visuaalialueella 4.82, eli
Johnson Strömgren Myös infrapuna-alueen kaistat: J, H, K, L, M
Tunnetuin järjestelmä, mikä on edelleen käytössä on Johnsonin ja Morganin 1950-luvulla kehittämä UBV-järjestelmä. Nykyisin käytössä on useita eri magnitudijärjestelmiä!
Elektronin siirtymän aiheuttama spektriviiva vedyssä
Mitä havaintoja tehdään ja mitä tutkitaan
Tiedeprojekteihin liittyvät havainnot Kuvantamista eri kaistoilla (U,B,V,R yms) Spektrejä (rakospektrejä) Kvasaarit Supernovat Galaksit
Esim: Rapusumu, Messier 1
Omia kohteita/own targets Jokainen ryhmä saa valita yhden vapaaehtoisen havaittavan kohteen -> fotometriaa U,V,B kaistoilla Esim. Messierin luettelon kohteet, NGC kohteita-> tarkistakaa kohteen/check Koko Kirkkaus Näkyminen
Muita kohteita NGC 488: UVB+H alpha -> eri tähtipopulaatiot
Muita kuvia NGC 2419: U,V,B -> epätavallinen pallomainen tähtijoukko
Miten tarkistaa kohteen näkyminen/visibility http://www.not.iac.es/observing/forms/visibil ity/ Valitse oikea päivä/choose correct day Anna koordinaatit oikeassa muodossa/coordinates in the right format Huomioi kellonaika suhteessa Suomen aikaan/notice Finnish time Laskuri antaa näkyvyyskuvaajan/output is the visibility map
Miten pitkää valotetaan/exposure time ALFOSC: http://www.not.iac.es/observing/forms/signal/v2.8/index. php Sallitut vaihtoehdot/available modes We use ALFOSC and use a special data reduction pipeline, so there are some limits for the observations, see below: Spectra: grism #4 with 1.0" ja 1.3" slits Photometry: UBVRI (7,74-76,12) and ugriz (109-112, 120)... possibly some other also full frame 1 x 1 binning