2.11 Tähtiluettelot/tähtikartat

2.11 Tähtiluettelot/tähtikartat - Ptolemaios Almagest (100 jaa) 1025 - Bradley (1700-luvulla) 1000 tähden paikat - Argelander (1800 luvun alku) Bonner Durchmusterung (BD) 324 000 m<9.5 - AGK, SAO, PPM - Valokuvauskartastot Carte du Ciel 1800-luvun lopulla Palomar Sky Atlas 1950-luvulla 1.2m Schmidt kamera, blue m<19, red m<20 ESO-Uppsala 1980- luvulla (eteläinen taivas) - Satelliittimittaukset Hipparchos-satelliitti 1989 yli 100 000 tähteä Gaia: laukaistaan 2013 havaitsee 10 9 linnunradan tähteä! paikat, parallaksit, ominaisliikkeet, kirkkaudet Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 33

Stellarium-ohjelman näkemys 7.2.2013 klo 21 Hyadit Jupiterin lähellä Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 34

Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 35

2.13 Tähtiaika ja aurinkoaika Tähtiaika = kevättasauspisteen tuntikulma (θ = h + α, nyt α = 0) (eli taivas tietyssä asennossa) Tähtivuorokausi (sideerinen vuorokausi) = kevättasauspisteen kahden peräkkäisen kulminaation välinen aika (taivas uudelleen samassa asennossa) = yksi maapallon pyörähdys. Aurinkovuorokausi (synodinen vuorokausi) = Auringon kahden peräkkäisen kulminaation välinen aika = 3 min 56.56 tähtisekuntia pidempi Vuoden aikana tähtivuorokausia kuluu yksi enemmän kuin aurinkovuorokausia Yleisesti: Planeetan pyörähdysaika = sideerinen pyörähdysaika τ Planeetan vuorokausi = synodinen pyörähdysaika τ Planeetan kiertoaika P P/τ P/τ = 1 1 τ = 1 τ 1 P (plus-merkki jos planeetan pyörimissuunta retrograadinen, eli vastakkainen kiertosuunnalle) Sijoitetaan Maa P = 365.2564d, τ = 1d τ = 0.99727 τ = 23h 56min 4s (aurinkoaikaa) τ = 1/0.99727 τ = 24h 3min 57s (tähtiaikaa) Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 37

Normaaliin ajanmittaukseen käytetään Aurinkoa Ongelma: Aurinkoaika ei muutu tasaisesti, koska Auringon rektaskensio ei muutu tasaisesti: 1) Maan radan elliptisyys Maan kulmanopeus vaihtelee Auringon näennäisen liikkeen nopeus vaihtelee (perisentri 3.1 -> liike nopeinta) 2) Auringon liike on pitkin ekliptikaa sen rektaskensio (projektio ekvaattoritasoon) ei kasva tasaisesti (nopeimmin 21.12 ja 21.6, hitaimmin 21.3 ja 21.9 tienoilla) 1) ja 2) Auringon rektaskensio ja siten tuntikulma ei kasva tasaisella nopeudella Keskiaurinkoaika: - kuviteltu keskiaurinko, jonka projektio ekvaattorilla liikkuu tasaisella kulmanopudella, - tekee täyden kierroksen yhdessä trooppisessa vuodessa (=aika kevättasauspisteestä kevättasauspisteeseen, eli rektaskensio kasvaa 24h) Kevättasauspisteen siirtymä prekession takia (50"/vuosi) trooppinen vuosi hieman pidempi kuin sideerinen vuosi (=Auringon täysi kierros tähtien suhteen = Maapallon kiertoaika) Keskiaika T M = keskiauringon tuntikulma h M +12 h (vuorokausi alkaa keskiyöllä) Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 38

Ajantasaus E.T = T T M (equation of time) = ero todellisen puolipäivän (aurinko etelässä) ja keskiaurinkoajan välillä ESIM. Helmikuun puoliväli: E.T 15 min Eli todellinen keskipäivä kun keskiaurinkoaika T M = T E.T =12:15 Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 39

ANALEMMA = Auringon todellinen paikka taivaalla vuoden eri päivinä kun keskiaurinkoaika = 12h Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 40

Aikavyähykkeet Edellä olleet todellinen ja keskiaurinkoaika ovat paikallisia aikoja, jotka eroavat virallisesta Vyöhykeajasta Aikavyöhykkeet: käytetään sovitun pituuspiirin keskiaurinkoaikaa virallisen aikana Paikallinen aika korjataan ottamalla huomioon pituuserotus L L vyohyke T M = T vyohyke + (L L vyohyke ) 4min/aste Esim. Suomen virallinen aika vastaa L vyohyke = 30 itäistä pituutta (=2h edellä Greenvich mean time GMT) Helsinki, Oulu L = 25 itäistä pituutta T M = T vyohyke - 20 min Edellinen esimerkki Aurinko etelässä kun T M =12:15 jolloin vyöhykeaika T vyohyke = 12:35 Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 41

Tähtiajan laskeminen Kevätpäiväntasauksen aikana 21.3: Auringon rektaskensio =0h, tuntikulma h=0h keskipäivällä tähtiaika θ = T + 12h Muina vuoden päivinä: tähtiaika edistää 4 minuuttia/vrk θ T + 12h + 4min (päiviä kevätpäiväntasauksesta) Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 42

Tarkka kaava: Greenwich n meridiaanin mukainen tähtiaika hetkellä UT=0h, GMST(0UT) = 24110.54841 s + T 8640184.812866 s T = J 2451545.0 36525 T = vuoden 2000 alusta kulunut aika juliaanisina vuosisatoina, lasketaan juliaanisen päivämäärän avulla Tähtiaika vuorokaudenhetkellä t, pituuspiirillä L θ = GMTS(0h) + t 1.002738 + L 4min/aste Kaavassa 1.002738 = τ/τ muuttaa aurinkotunneissa lasketut ajat tähtiajan tunneiksi (Verkkolaskurit: mm. www.wwu.edu/skywise/skymobile/skywatch.html) Tähtitieteen perusteet-kirjan ESIM 2.11 L = 25 t = 20h Jakolaskuista vain kokonaisosa Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 43

Aikajärjestelmät 1) Maapallon pyörimiseen perustuva tähti ja aurinkoaika (edellä) (Universal Time UT1) 2) Atomi-ilmiöihin pohjautuva SI-standardi ja atomiaika (TAI) 3) Planaattojen liikeyhtälöissä esiintyvä aikamuuttuja (Efemeridiaika, nyt Dynaaminen aika) Maan pyöriminen sisältää prekession ja nutaation lisäksi muita häiriöitä (sekulaarinen hidastuminen, epäsäännöllisyydet) Atomiaika: sekunnin määritelmä perustuu cesium-133 isotoopin erään spektriviivan taajuuteen (tarkkuus 1e-12) Yleisaika UTC = etenee atomiajan nopeudella, korjataan tarvittaessa kokonaisilla sekunneilla, jotta erotus UT1:stä ei kasvaisi liian suureksi ( UTC-UT1 < 1sek). Erotus kasvaa n. 0.8sek/vuosi 1 sek korjaus tehdään lähes joka vuosi Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 44

3. TÄHTITIETEELLISET HAVAINTOLAITTTEET 3.1 Ilmakehän vaikutus - Refraktio: vaihtelee ilmakerroksen lämpötilan ja paineen mukana skintillaatio (tähden tuikkiminen ) kaukoputki-havainnoissa (valon leviäminen) seeing Säteilyn absorptio ilmakehässä optinen ikkuna 300-800 nm radioikkuna Ekstinktio = absorptio + sironta Rayleigh-sironta optisella alueella: ilmamolekyylien sironta 1/λ 4 Taivaan sininen väri = sironnutta Auringonvaloa Observatoriot: 2-4 km korkeudella Chile, Hawaiji, La Palma, Sonora (USA/Mexico) Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 45

3.1 Optiset teleskoopit Kaukoputki: 1) lisää kerättävän valon määrää 2) suurentaa kohteen näennäistä kokoa (parantaa erotuskykyä) 3) kohteen suunnan tarkka määrääminen Päätyypit: Linssikaukoputki eli refraktori (refract = taittaa valoa) Peilikaukoputki eli reflektori (reflect = heijastaa Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 46

Geometrisen optiikan perusteita Linssikaukoputken objektiivi kerää valoa, muodostaa kuvan polttotasoon etäisyydelle f, okulaari = suurennuslasi jolla tätä kuvaa katsotaan Objektiivin halkaisija D = kaukoputken aukko Aukkosuhde F = D/f kuvaa kaukoputken valovoimaa (kuvan kirkkautta) Ilmaistaan usein f/n, jossa n=1/f esim f/3 suuri valovoima, nopea esim f/15 pieni valovoima, hidas Polttotasoon muodostuvan kuvan mittakaava: s = f tan u fu u= kohteen kulmaläpimitta, s= kuvan lineaarinen koko Esim. Carte du Ciel -ohjelmaa varten 1890 Helsingin observatorioon hankittu kaksoisrefraktori: f = 343cm 1 kaariminuutti vastaa 3430 mm (1/60) (π/180) = 1 mm Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 47

Suurennus ω katsottaessa polttotasossa olevaa kuvaa okulaarilla, jonka polttoväli f ω = u /u = f/f sillä s = fu = f u Esim. f = 100 cm ja f = 2cm suurennos ω = 50 Tärkeämpi ominaisuus kaukoputken erotuskyky: miten lähekkäiset pistekohteet nähdään vielä erillisinä? Diffraktio (valon taipuminen) pistemäisen lähteen kuva näkyy levynä + sitä ympäröivinä diffraktio-renkaana eri osista linssiä lähtevien aaltojen inteferenssi Erotuskyky θ riippuu aallonpituudesta θ λ/d Esim. λ = 550 nm, D = 1 m θ = 0.1 Valokuvauksessa seeing-rajoittaa erotuskyvyn (hyvissä olosuhteissa 1-2") Detektorin erotuskyky: valokuvauslevyn raekoko > 0.01 mm CCD-kennon pikselikoko Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 48

Maksimisuurennos ω max visuaalihavainnoissa: silmän erotuskyky e 2 = 6 10 4 rad kaukoputken teoreettinen erotuskyky θ D/λ ω max = e/θ ed/λ D 1mm (suurempi suurennus ei tuo lisää yksityiskohtia) sijoitettu λ = 550 10 9 Minimisuurennos ω min Kaukoputken lähtöpupillin L oltava pienempi kuin silmän pupillin koko d, L < d (Kaikki kaukoputken keräämä valo mahtuu silmään, jonka halkaisija d 6mm) L = f /f D = D/ω, asetetaan L = d ω min = D/d D 6mm Esim. 10 cm kaukoputki hyödyllinen suurennos 17-100 vert. kiikarit Tähtitieteen perusteet, Luento 3, 8.02.2013 50