Havaitsevan tähtitieteen pk 1 Luento 6: Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat Jyri Näränen.

Esitys aiheesta: "Havaitsevan tähtitieteen pk 1 Luento 6: Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat Jyri Näränen."— Esityksen transkriptio:

1 Havaitsevan tähtitieteen pk 1 Luento 6: Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat Jyri Näränen

2 Metsähovin ekskursio  Tutustutaan teleskooppeihin ja observatorioalueeseen  Jos sää on hyvä niin myös pyritään havaitsemaan  Ajankohta valitettavasti vielä auki lumitilanteesta johtuen

3 6. Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat 1. Silmä, valokuvaus, valomonistinputki 2. CCD 3. Mosaiikki vs. monoliitti 4. CMOS 5. Kohina ja sen vaikutus havaintoihin 6. Suuret teleskoopit 7. Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka 8. Monipeili- ja mosaiikkiteleskoopit 9. Interferometria 10. Muut tekniikat 11. Avaruusteleskoopit

4 6.1 Silmä ja valokuvaus  Silmällä tehtäviä havaintoja ei käytännössä ammattimaisessa tähtitieteessä enää käytetä  Valokuvausfilmi oli huomattava parannus silmällä tehtäviin havaintoihin (mm. kyky objektiivisesti tallentaa vs. käsin piirtää), mutta filmit olivat usein hyvin epälineaarisia herkkyydessään, joten datan käsittely vaati “taikuutta”  valokuvauslevyn kvanttihyötysuhde eli kvanttiefektiivisyys (QE) vain muutamia prosentteja  Käytännössä valokuvalevyjäkään ei enää käytetä ollenkaan

5 6.1 Valomonistinputki  Valomonistimeen osuva fotoni tuottaa elektronin (virtaa), joka vahvistetaan ~10 5 -10 8 -kertaiseksi  Kvanttihyötysuhde on 20-30%  Valomonistinputki on lineaarinen käyttöalueellaan  Vielä nykyään käytössä joissain fotometreissä ja polarimetreissä  Etsimenä näissäkin usein CCD (valomonistinputki ei tuota kuvaa)  Ongelmana mm. käytön hankaluus sekä korkeajännitevaatimus (turvallisuusriski)

6 6.2 CCD  Ehdottomasti käytetyin detektori nykyaikaisessa tähtitieteessä  Perustuu puolijohteissa tapahtuvaan valosähköiseen ilmiöön  Lineaarinen alue hyvin laaja  Kvanttiefektiivisyys erittäin hyvä  Nykyisin kuvakenttäkin melko iso (>100 Mpix monoliitit vrt. yli Gpix mosaiikit)  Kuva sellaisenaan valmis digitaaliseen kuvankäsittelyyn

7 6.2 CCD  CCDn peruskuvaelementti on pikseli, joka on positiivisella varauksella aikaansaatu potentiaalikuoppa  kun saapuva fotoni irrottaa puolijohteesta elektronin, jää se kuoppaan ja tieto saapuneesta fotonista tallentuu  Jokainen elektroni heikentää potentiaalia, joten pikseli voi ottaa vastaan vain tietyn määrän fotoneita ennen kuin se saturoituu  Valosähköisen ilmiön tehokkuus riippuu aallonpituudesta.  esim. piin valosähköinen ilmiö tapahtuu 1.14eV:n energialla eli noin 1100nm aallonpituudella  tätä matalammat energiat/ suuremmat aallonpituudet eivät rekisteröidy  suuret energiat taas reagoivat usein jo “liian” aikaisin

8 6.2 CCD  Kennoon kerätään valoa haluttu aika, jonka jälkeen se luetaan kellottamalla  Elektronit pusketaan ensin esivahvistimeen joka jälkeen kennon ulkopuoliseen vahvistimeen ja sen jälkeen analogi-digitaali muuntimeen

9 6.2 CCD  CCD signaalin perusyksikkö on ADU (analog to digital unit, usein puhutaan myös counts:eista), joka liittyy mittattuun signaaliin vahvistuskertoimen G=ne - /ADU avulla. Tyypillisesti n=1-5  Valitaan niin, että A/D muuntimen digitointiskaala (useimmin 16 bittiä=2 16 =65536) kattaa pikselin koko tallennuskapasiteetin  esim. jos pikselin tallennuskapasiteetti 100000 elektronia, niin hyvä G olisi 100000e - /65536 ADU=1.5e - /ADU

10 6.2 CCD  Varauksensiirtotehokkuus kertoo siitä, kuinka suuri osa elektroneista oikeasti siirtyy kellotuksessa eteenpäin  Jos se on huono, jää kirkkaista kohteista perään huntuja ja kuvan taustaan muodostuu selvä viimeisiä luettuja pikseleitä kohti kasvava gradientti  Pimeävirta (dark current) on puolijohteessa lämpöliikkeen generoimista elektroneista johtuvaa kohinaa  Piillä pimeävirta putoaa kolmasosaan, kun lämpötila putoaa kymmenen astetta  tästä johtuen ammattimaiset CCD:t jäähdytetään nestetypellä erityisissä kryostaateissa (~-170°C, NIR heliumilla ~-210°C)

11 6.2 CCD  Kaikiin CCD kuviin lisätään ennen digitointia pieni lisäjännite ns. bias, jolla estetään heikon signaalin leikkaantuminen digitoinnissa  Bias vaihtelee yöstä toiseen jonkin verran  Joissain kameroissa on mahdollisuus lukea 20-50 “tyhjää” riviä sen jälkeen kun varsinainen kuva on luettu ja tallentaa tulos kuvan yhteyteen. Tämä ns. overscan alue kertoo suoraan kuvan bias -tason.

12 6.3 CCD havaintojen kohina  Fotonikohina  johtuu Poisson statistiikasta  asettaa alarajan kohinalle  voidaan minimoida pidentämällä valotusta  Lukukohina  Pimeävirta  voidaan mitata  Pikselien herkkyysvaihtelut  flat field -kuvat

13 6.3 CCD havaintojen kohina  Muut kohinalähteet:  kosmiset säteet  blooming  saturoituminen  epälineaarisuus

14 6.4 Mosaiikki vs. monoliitti Yllä: Pan-STARRS:in Gigapixel Camera (1.4 Gpix) Vieressä: OMI 112 Mpix monoliittikenno

15 6.4 Mosaiikki vs. monoliitti  Monoliitit vaikeita valmistaa  Mosaiikit rakenteeltaan monimutkaisempia ja siksi kalliimpia  Mosaiikeista saadaan paljon suurempia  Mosaiikeissa yksittäisten kennojen liitoskohdissa “railoja”  Mosaiikkien lukunopeus suurempi  Monoliitit herkempiä vaurioitumiselle (mosaiikissa vaurio rajoittuu pienemmälle alueelle)  Saturaatio pienempi ongelma mosaiikille (kenno jossa kirkas tähti voidaan esim. lukea aikaisemmin)  Datan käsittely ja laadun valvonta yksinkertaisempaa monoliitilla

16 6.5 CMOS  Complementary Metal Oxide Semiconductor on mm. valokuvakameroissa yleisesti käytetty puolijohdetekniikka.  Siinä jokainen pikseli on itsenäinen yksikkö eli lukuelektroniikka sijaitsee samalla kennolla kuvaa keräävän pinta-alan kanssa  efektiivinen pinta-ala pienempi kuin CCD:llä.  Lukuaika on nopeampi kuin CCD:llä ja virrankulutus pienempi.  CMOS on kohinaisempi johtuen kennolla sijaitsevasta “roskasta” eli ADU muuntimista yms.  CCD:n pikselien välinen vertailtavuus on huomattavasti parempi johtuen yhteisestä lukuelektroniikasta.  CMOS on CCD:tä kestävämpi johtuen kennon modulaarisesta rakenteesta.  Ammattitähtitieteessä CMOS ei kuitenkaan ole saavuttanut vielä suurta asemaa.

17 6.6 Suuret teleskoopit  Motivaattorina halu nähdä kauemmas ja himmeämpiä kohteita  tästä johtuen suuret teleskoopit usein optimoituja lähi-infrapunaan (maailmankaikkeuden laajenemisesta johtuva punasiirtymä)  Detektorien parannuttua, teleskooppien valonkeräyspinta-alasta tuli rajoite  Kehitetty uusia tekniikoita, joilla pystytty rakentamaan yhä isompia teleskooppeja

18 6.7 Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka  Aktiivisella optiikalla voidaan tehdä suhteellisen hitaita (f  0.01 Hz) muutoksia peilin muotoon  Käytännössä kaikki nykyaikaiset peilit ovat niin ohuita, etteivät pysy muodossaan ilman apua  Voidaan aktiivisesti seurata aaltoorintaman muotoa ja/tai noudattaa ennalta rakennettua mallia  Peilin ja teleskoopin lämpötilan muutoksiin voidaan reagoida aktiivisella optiikalla  Myös ilmakehän hitaita muutoksia voidaan kompensoida

19 6.7 Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka  Adaptiivinen optiikka pyrkii korjaamaan ilmakehän muutoksia jopa 1000 kertaa sekunnissa  Aaltorintaman muotoa seurataan koko ajan ja muutokset kompensoidaan kuvaan muuttamalla apupeilin muotoa  Tarvitsee referenssilähteen (kohde itse, läheinen tähti, lasermajakka)  Kuvan terävyys parantuu noin kymmenkertaisesti  Ongelmana on verrattain pieni käyttökelpoinen kuvakenttä

20 6.7 Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka  Riittävän kirkasta referenssitähteä vaikea löytää  Laserin avulla voidaan luoda “keinotähti”  Käytetään hyväksi joko Rayleigh’n sirontaa tai 92km korkeudella olevaa natrium kerrosta (589 nm)  Laserilla ei voi poistaa kaikkia virheitä, koska valo kulkee ilmakehän läpi kahteen suuntaan  Laser voi häiritä observatorion muita teleskooppeja (puhumattakaan lentoliikenteestä).

21 6.7 Adaptiivinen optiikka  Kaavio adaptiiviselle optiikalle

22 6.7 Adaptiivinen optiikka  Adaptiivisen optiikan vaikutus

23 6.7 Adaptiivinen optiikka  Adaptiivisen optiikan vaikutus  Uranuksen kuva (Keck)

24 6.8 Monipeili- ja mosaiikkiteleskoopit  Suurten monoliittipeilien yläraja ~8 metriä (LBT 8.4m isoin)  Yli 6m yleensä kuitenkin mosaiikkeja  Mosaiikkiteleskooppi toimii kuin yksipeilinen  erotuskyky ja valonkeräyskyky lasketaan kuin yhtenäiselle peilille  peilien etäisyydet toistensa suhteen tunnettava erittäin tarkasti  Sen sijaan monipeiliteleskooppi toimii kuin monta teleskooppia yhdessä  erotuskyky sama kuin yksittäisillä peileillä. Sen sijaan valonkeräyskyky yhteenlaskettu  mahdollisuus tehdä interferometriaa

25 6.8 Monipeili- ja mosaiikkiteleskoopit

26 6.9 Interferometria  Ollut käytössä radiotähtitieteessä jo kauan  Yhdistämällä useasta teleskoopista tuleva valo samassa vaiheessa voidaan saavuttaa resoluutio, joka on sama kuin teleskooppien välisen matkan kokoisella yksittäisellä peilillä  Valonkeräyspinta-ala on peilien yhteenlaskettu pinta-ala  Vaatii teleskooppien välimatkan erittäin tarkkaa hallintaa (muuttuu koko ajan)  Kuva muodostetaan Fourier -muunnoksella

27 6.9 Interferometria  Resoluution parannus saavutetaan vain baseline:n kanssa yhdensuuntaisessa suunnassa, muualla resoluutio pysyy samana, kuin yksittäisellä teleskoopilla  Siksi mahdollisimman monipuolinen konfiguraatio on hyödyllinen

28 6.9 VLTI  VLT + 4x1.8m aputeleskooppia  millikaarisekuntti resoluutio  200m halkaisija

29 6.9 OHANA (Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy)  Pohjana Keck -interferometri  Keck:it on jo pystytty linkittämään valokaapelilla (Science 311 194)  Valmistuttuaan halkaisija 800m ja erotuskyky alle millikaarisekunnin (lähi- infrapunassa)

30 6.10 Lucky -kuvaus  Uusi kohinaton lukutekniikka tehnyt mahdolliseksi  Kun luetaan nopeasti ja kuvista valitaan vain parhaat, niin saavutetaan jopa 5-7 kertainen parannus resoluutiossa  Kohteiden oltava melko kirkkaita  Tällä hetkellä vielä kuvakenttä aika rajattu

31 6.10 Lucky -kuvaus

32 6.10 Tähtitiedettä Antarktiksella  Suurin osa seeingiä aiheuttavista ilmiöistä tapahtuu troposfäärissä.  Antarktiksella on paikkoja, joissa tropopaussi on todella lähellä maan pintaa. Esim. Dome-C, jossa mediaani seeingiksi on mitattu 0.27” parhaaksi 0.07”  Lisäksi ilma on siellä erittäin kuivaa (nir)  Pitkä yö antaa mahdollisuuksia ainutlaatuiseen tieteeseen  Ongelmana lähinnä kaukainen sijainti ja äärimmäiset sääolosuhteet

33 6.10 SALT ja HET  Hobby-Eberle Telescope ja South African Large Telescope  Isoja mosaiikkiteleskooppeja, jotka on rakennettu niin, että niiden pääpeilin zeniittikulma on kiinteä  Voidaan liikuttaa vain atsimuuttisuunnassa  Tällä saadaan aikaa huomattavia säästöjä rakennuskuluissa  Apupeiliä liikuttamalla saadaan skannattua noin 70% taivaasta yön aikana (efektiivinen pinta-ala kärsii, vrt. Arecibo)  Erinomaisia ns. “patch-mode” havaintoihin

34 6.10 SALT ja HET

35 6.10 ULTRACAM  Englantilainen instrumentti, tarjoavat myös mm. ESOlle  Samanaikaista CCD- fotometriaa kolmella kaistalla  Jopa 1/100 sekunnin aikaresoluutio  Tarvitsee paljon fotoneita (sekä vertailutähden suhteelliseen fotometriaan)

36 6.11 OTCCD  Orthogonal Transfer CCD –järjestelmässä luetaan mosaiikkikennolle osuvia kirkkaita tähtiä huomattavasti nopeammin kuin muuta kuvaa.  Kuvista mitataan tähtien liikkeitä mm. seeingin vaikutuksesta. Mitatut liikkeet siirretään muun kennoston lukuun jolloin kuva “vakautuu”.  Tekniikkaa käytetään mm. Pan-STARRS:in Gigapixel Camerassa (ja samaa periaatetta joissain valokuvakameroissa).

37 6.10 Liquid mirror telescope  Pyörivä neste muodostaa paraabelipinnan  Heijastavana nesteenä esim. Elohopea  Rajoituksena suuntaus (peiliä ei voi kääntää)  Suurin käytössä oleva on Kanadassa sijaitseva 6m Large Zenith Telescope

38 6.11 Avaruusteleskoopit  Avaruuteen siirryttäessä ilmakehän ongelmat (seeing, absorptio,...) poistuvat, tosin tulee muita ongelmia  Optisella alueella käytännössä vain Hubble ja tulevaisuudessa JWST (lähi-infrapuna)  Se on kuitenkin todella kallista verrattuna maanpääliseen tutkimukseen  Hubble 1.5  10 9 $ + 2.5  10 8 $/vuosi  JWST >3  10 9 $  Keckit ~2  10 8 $ + 2  10 7 $/vuosi  E-ELT ~8  10 8 $