Tähtitieteen perusteet: Johdatusta optiseen havaitsevaan tähtitieteeseen FT Thomas Hackman FINCA & HY:n fysiikan laitos TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 1
Luennon sisältö Ilmakehän vaikutus havaintoihin Optiset teleskoopit Ilmaisimet ja mittauslaitteet Radiotähtitiede käsitellään myöhemmin TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 2
3. Johdanto Havaitseva tähtitiede: Gamma Röntgen{Fotometria UV Polarimetria Optinen Spektrometria Infrapuna Kuvaaminen Astrometria Radio ESO, Euroopan eteläinen observatorio ORM, La Palman observatorio TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 3
3.0 Havaintolaitteet: Historiaa Ennen 1600-luvua Silmä + mekaanisia apuvälineitä Parhaimpien havaintojen tarkkuus ~ 30 (Hevelius) 1600 luku: Ensimmäiset tähtitieteelliset kaukoputket: Linssiteleskoopit: Lippershey 1608, Galilei 1609 Peiliteleskoopit: Gregory 1663, Newton 1670, Cassegrain 1672 1700-luku: Akromaattinen linssi (Hall 1729) Galilein teleskooppi TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 4
3.0 Havaintolaitteet: Historiaa 1800 luku: Valokuvauksen käyttö Ensimmäiset fotometrit Hopeapäällysteiset lasipeili 1900-luku Valosähköiseen ilmiöön perustuvat ilmaisimet Radioteleskoopit Suuret peiliteleskoopit Satelliittihavainnot 2000-luku Uudet tekniikat: Mm. adaptiivinen optiikka ja interferometria ESO:n VLT:n laserohjaustähti (European Southern Observatory) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 5
3.1 Ilmakehän vaikutus havaintoihin Optinen ikkuna Radioikkuna Ilmakehän transmissio (läpäisevyys) eri sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 6
3.1.1 Ilmakehän vaikutus havaintoihin Sää Ekstinktio Diffuusi valo Seeing Refraktio NOT tammikuussa 2005 (J.Näränen) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 7
3.1.1 Sää Havaintoihin vaikuttaa: Pilvet, sumu, kosteus Sääilmiöt lähinnä troposfäärissä (< 10 km) Täysin selkeitä (fotometrisiä) öitä: Suomessa ~ 30/vuosi ESO:ssa n. 250/vuosi TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 8
3.1.1 Sääolosuhteet Euroopan eteläisellä observatoriolla (ESO) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 9
3.1.2 Ekstinktio Ilmakehän molekyylit: Absorptio Sironta Ekstinktio riippuu aallonpituudesta: Esim. Rayleigh sironta: R ( ) 4.58 10 4 p ( p 0 0 1) 2, jossa p on havaintopa ikan ilmanpaine, p 0 on ilmanpaine merenpinna n tasolla, λ on aallonpitu us μm : ssä ja μ 0 on ilmakehän taitekerro in. TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 10
3.1.2 Ekstinktio Mustan kappaleen säteily Auringon säteily ilmakehän ulkopuolella Auringon säteily merenpinnalla Eli ero punaisen ja sinisen välillä = ilmakehän absorptio TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 11
3.1.3 Diffuusi valo Ilmakehästä sironnut valo Ilmahehku Revontulet (lähellä magneettisia napoja) Eläinratavalo (ei johdu ilmakehästä vaan aurinkokunnan pölyhiukkasista) Valosaaste Yötaivas maaseudulla ja kaupinkialueella (Kuva: J. Stanley 2007) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 12
3.1.4 Seeing Ilman turbulenssi skintillaatio Tähden kuva: piste seeing-kiekko Muutokset 1-500 Hz Merenpinnalla seeing ~ 2-4 NOT:lla (La Palma) seeing ~ 0.5-1 Seeingin kannalta kriittistä: Lämpötilaerot Ilmanvirtaukset TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 13
3.1.4 Seeing 1 seeingillä (ylempi kuva) ja 2 seeingillä otetuttuja lyhyitä 10 ms valotuksia tähdistä (D.L. Burke, 2006, LSST tutorial) HUOM! Animaatio ei toimi PDF:ssä TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 14
3.1.5 Refraktio Valonsäde taipuu ilmakehässä Snellin laki: Taitekerroin riippuu: Tiheydestä Aallonpituudesta n 1 sin n 2 Differentiaalirefraktio matalan kohteen kuva hajoaa spektriksi sin Venus (D.L. Burke, 2006, LSST tutorial) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 15
3.2 Optiset teleskoopit Teleskoopin koon merkitys: Suuri säde -> suuri keräävä pinta-ala Suuri säde -> parempi erotuskyky Dioptriset eli refraktorit eli linssikaukoputket Kataoptiset eli reflektorit eli peilikaukoputket Katadioptriset eli kaukoputket joissa sekä peilejä että linssejä TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 16
3.2.1 Teleskooppia kuvaavat perussuureet Tärkeimmät ominaisuudet: Tyyppi (peili vai linssi) Objektiivin halkaisija D Polttoväli f Havaintoihin vaikuttaa: Valonkeräyskyky Aukkosuhde f/d kuvaa teleskoopin valovoimaa Kuvan mittakaava polttotasossa, yleensä yksiköissä /mm tai /pix Erotuskyky (käytännössä ilmakehä rajoittaa) Silmällä havaitessa: Suurennus = f/f, jossa f on okulaarin TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 17
3.2.1 Teleskooppia kuvaavat perussuureet Mitat valitaan käyttötarkoituksen mukaan: Himmeät kohteet tai tarve hyvälle erotuskyvylle suuri D Laajat kohteet, pieni pintakirkkaus pieni f Pienet, mutta kirkkaat kohteet suuri f TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 18
3.2.1 Teleskooppia kuvaavat perussuureet Esim. Tuorlan 1.05m teleskoopin teoreettinen erotuskyky on 0.13 Hubblen (2.4m) 0.06 ja NOTin (2.6 m) 0.05 Yleensä seeing hyvälläkin paikalla 0.5-1.0, merenpinnan tasolla usein 3-5 Apupeilin pidike aiheuttaa diffraktiokuvion, joka hyvällä seeingillä ja/tai kirkkaiden tähtien kanssa voi aiheuttaa ongelmia TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 19
3.2.2 Linssiteleskooppi + Umpinainen, tukeva rakenne + Huolto- ja säätövapaa + Ei apupeiliä - Pitkä ja näkökenttä pieni - Värivirheitä - Valmistaminen vaikeaa Yerkesin teleskooppi (D=102 cm) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 20
3.2.2 Linssiteleskooppi Käytetään yleensä havaintoihin, joissa tarvitaan hyvää erotuskykyä (kaksoistähdet, planeetat, Aurinko, meridiaanikoneet) Swedish 1-m Solar Telescope, La Palma TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 21
3.2.3 Peiliteleskoopit Yleisin kaukoputki tutkimustyössä Ei värvirheitä Ei kokorajoituksia Nykaikaiset isot peilit: Ohuita: Muotoa ohjataan aktiivisesti Usein mosaiikkeja Newton-, Cassegrain, ja Schmidt- Cassegrain-tyyppiset teleskoopit TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 22
3.2.3 Cassegrain teleskooppi Apupeili hyperboloidi Useimmat isot teleskoopit Cassegrain tai Ritchey- Chretien tyyppisiä (esim. VLT, Keck) Ritchey-Chretien teleskooppi on Cassegrainin parannettu muoto, jossa myös pääpeili on hyperboloidi Nordic Optical Telescope, D=2.56 m (Magnus Gålfalk 2003) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 23
3.2.4 Kaukoputken pystytys Ekvatoriaalinen Tuntiakseli ja deklinaatioakseli Ongelmia isoilla teleskoopeilla Atsimutaalinen Pystysuora ja vaakasuora akseli Tavallisin ratkaisu tieteellisillä teleskoopeilla Ongelmia zeniitissä TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 24
3.2.4 Kaukoputken pystytys Selostaatti Kiertyvät peilit + kiinteä kaukoputki Käytetään aurinkoteleskoopeissa Meridiaaniympyrät ja ohikulkukoneet Kiinteästi etelämeridiaaniin Swedish Solar Telescope & Carlsberg Meridian Circle (La Palma) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 25
3.2.5 Fokus Primäärifokus Newton-fokus TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 26
3.2.5 Fokus Cassegrain fokus Hyöty: Minimoidaan peilien määrää Haitta: Mittalaite liikkuu Coude focus Hyöty: Mittalaite voi olla erillään teleskoopista TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 27
3.2.5 Fokus Nasmyth fokus Hyöty: Laite ei liiku Haitta: Ylimääräinen peili Teleskoopissa voi olla useita instrumentteja kiinni samaan aikaan eri fokuksissa TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 28
3.2.6 Optisten havaintojen optimoiminen Optiikan suunnittelu Terminen suunnittelu Havaintopaikan valinta TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 29
3.2.6 Optiikan suunnittelu Optisen systeemin valinta Hionnan laatu Tarkkuus oltava ~ /10 (Hubble /20) Pääpeilin tuenta Aktiivinen optiikka Suojaus hajavaloa vastaan (baffling) NOT:n hajavalon vähentäminen (Grundahl & Sörensen, 1996) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 30
3.2.6 Terminen suunnittelu Eliminoimalla lämpölähteitä -> parempi seeing Lämpölähteitä: Teleskooppi, peili, rakenteet Teleskooppirakennus Instrumentti Havaitsija Huoltorakennukset, ympäröivä observatorio Maaperä TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 31
3.2.6 Terminen suunnittelu Miten terminen suunnittelu näkyy kuvassa? TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 32
3.2.6 Havaintopaikan valinta Pilvisiä öitä mahdollisimman vähän Kuiva ilmasto Sijainti korkealla (ohut ilmakehä, taivas tumma) Hyvä seeing (voi vaihdella paljon paikallisesti) Pieni valosaaste Ympäröivä infrastruktuuri Hyviä havaintopaikkoja: La Palma, Havaiji, Chile, Arizona, Australia, Etelä-Afrikka TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 33
3.2.6 Havaintopaikan valinta Tehtävä: ESO päätti 26.4.2010 sijoittaa 42 metrisen E-ELT teleskoopin Cerro Armazones-vuorelle Atacaman (Chile) autiomaahan. Paikka sijaitsee n. 20 km ESO:n Cerro Paranal:n observatoriosta. Mitkä seikat todennäköisesti vaikuttivat tähän valintaan? TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 34
3.2.7 Uudet tekniikat Aktiivinen optiikka Adaptiivinen optiikka Mosaikkipeilit Monipeilitelskoopit Interferometria Satelliittihavainnot TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 35
3.2.7 Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka Aktiivinen optiikka: Ohut pääpeili -> muotoa voidaan säätää Hyödyt: Pienempi paino ja parempi kuvalaatu Adaptiivinen optiikka Korjaa ilmakehän muutoksia jopa 1000 kertaa sekunnissa Aaltorintaman muotoa seurataan koko ajan ja muutokset kompensoidaan apupeilillä TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 36
3.2.7 Mosaiikkiteleskoopit Suurten monoliittipeilien yläraja ~8 metriä Mosaiikkiteleskooppi koostuu pienemmistä osista ja toimii kuin yksipeilinen Valmistaminen ja aktiivinen optiikka helpompaa Keck 2, Maua Kea TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 37
3.2.7 Monipeiliteleskoopit Erillisiä teleskooppeja yhdistetään Mahdollistaa interferometrian Esim. VLT-I, Keck 1-2, Large Binocular Telescope LBT ja Keck 1-2 teleskoopit (Kuvat: A.Ceranski ja NASA/JPL TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 38
3.2.7 Optinen interferometria Yhdistetään usea teleskooppi => resoluutio, joka on sama kuin teleskooppien välinen etäisyys Vaatii teleskooppien välimatkan tarkkaa hallintaa TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 39
3.2.7 Optiset satelliittihavainnot Hyöty: Pääsee eroon ilmakehän vaikutuksista Haitat: Kallista Avaruuden hiukkassäteily Havintolaitteiden korjaaminen vaikeata Satelliitteja: Hipparcos (1989-1993) Hubble ST (1990-20??) Pienet satelliitit: Kepler, COROT... COROT & Kepler (CNES & NASA) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 40
3.2.8 Teleskooppeja Suomen suurimpia: Turlan Cassegrain 1.03 m Metsähovin Ritchey-Chretien 60 cm Maailman suurimpia Keck 1 ja 2, 10 m (Mauna Kea) GTC, 10.4 m (La Palma) VLT 1-4, 4 x 8.2 m (ESO-Paranal) Subaru, 8.2 m (Mauna Kea) LBT, 2 x 8.4 m (Mt. Graham) Gemini North & South, 8.1 m (Mauna Kea & Cerro Pachon) Tulevaisuuden hankkeita: GMT, 21.4 m (2018?, Las Campanas) E-ELT, 42 m (2018?, Cerro Armazones) E-ELT (ESO) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 41
3.3 Ilmaisimet ja mittalaitteet Ilmaisimien historiaa: -> 1800-luku: Silmä 1840-luku: Valokuvaus 1930-luku: Valomonistinputki 1970-luku: Puolijohdeilmaisimet (erit. CCD-kamera) Valomionistinputki (Wikipedia) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 42
3.3.1 Silmä ja valokuvaus Silmällä tehtäviä havaintoja ei käytännössä ammattimaisessa tähtitieteessä enää käytetä Valokuvausfilmi oli huomattava parannus -> objektiivinen tallenne + hyvä resoluutio Valokuvauslevyn ongelmat: Epälineaarinen herkkyys Huono kvanttihyötysuhde => valokuvauslevyjä ei enää käytetä tutkimustyössä TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 43
3.3.2 Fotometri Fotometrin osia: Diafragma Suodin Kenttälinssi Valomonistinputki Elektroniikka: digimuunnin integrointi tallennus Automaattiset fotometriset teleskoopit Wolfgang & Amadeus (AIP) Monivärifotometri (V. Piirola) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 44
3.3.3 CCD-kamera CCD = Charge Coupled Device) Ylivoimainen ominaisuuksiltaan: Korkea kvanttihyötysuhde (80-90%) Lineaarinen ja stabiili Laaja aallonpituusalue Kestää hyvin ylivalottumista Kuva suoraan digitaalisessa muodossa Suurimmat ongelmat: Kohinat ja pikselien herkkyysvaihtelut Saturaatio Vaatii jäähdytystä Hinta UV-alueelle sopiva CCD (Wikipedia) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 45
3.3.3 CCD-kamera Puolijohdeilmaisin: Suorakulmainen doopattu Si pikselihila Valosähköisen ilmiön takia irronnut elektroni jää vangiksi pikseliin => lasketaan pikseliin osuneet fotonit Luetaan valotuksen jälkeen CCD:n lukeminen (Wikipedia) CCD blooming : Ylivalottuminen -> elektronit vuotavat (Hammatsu learning Center) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 46
3.3.3 CCD-kuvan kohina Fotonikohina Statistinen Pidempi valotus -> pienempi Lukukohina: Nykyisin pieni Pimeävirta -> kasvaa valotusajan suhteessa Pikselien herkkyysvaihtelut Korjataan flat field -kuvilla TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 47
3.3.4 Spektrometrit Dispersiivinen elementti: Prisma Hila Grism: Uurrettu prisma Objektiivispektrografi Rakospektrografi Erityisratkaisuja Echelle-spektrogtafi Fourier-spektrografi Prisma (Wikipedia, animaatio ei toimi PDF:nä) Spektrometrin malli (Nilsson et al. 2003) TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 48
3.3.5 Polarimetrit Säteilyn polisaatiota kuvataan Stokesin parametreilla: I, Q, U, V Polarisaatio mitataan asettamalla ilmaisimen eteen polarisaattorin: Kaksinaistaittava materiaali Polaroidilevy λ/2 ja λ/4 aaltolevyt TT:n perusteet 2010-11, luento 3, 15.11.2010 49