Tähtitieteen perusteet (5 op): FT Pasi Nurmi/Tuorlan Observatorio, pasnurmi@utu.fi Luento-opetus ja seminaarit (30h): Aikataulu Ma 10-14 Ti 10-15 Ke 10-15 To 10-15 Pe 10-16 1.vko Luennot 4,00 3,00 2,00 Harjoitukset - Ma 10-15 To 10-17 Pe 9-12 2.vko Luennot

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

Paikkamme universumissa: Aurinkokunnasta kosmologiseen mittakaavaan

Tähtitaivas: missähän me oikeastaan olemme ? Tähtitieteen peruskurssi

Taivaanpallon peruskäsitteitä Aste, kaariminuutti, kaarisekunti r 1°= 2/360 ~ 1/57.3 rad 24h=360°, eli 1h=15°

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:

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

Tähtitieteen peruskurssi Aurinkokunta Tähtitieteen peruskurssi

Tähtitieteen peruskurssi Lähimmät tähdet Tähtitieteen peruskurssi

20:n valovuoden etäisyydellä Tähtitieteen peruskurssi

250:n valovuoden etäisyydellä Tähtitieteen peruskurssi

Paikkamme linnunradassa Tähtitieteen peruskurssi

Tähtitieteen peruskurssi Linnunrata Tähtitieteen peruskurssi

Linnunradan seuralaisgalaksit Tähtitieteen peruskurssi

Tähtitieteen peruskurssi Paikallinen ryhmä Tähtitieteen peruskurssi

Lähin suuri galaksijoukko: Neitsyen galaksijoukko Tähtitieteen peruskurssi

Suuren mittakaavan rakenteet Tähtitieteen peruskurssi

Tähtitieteen peruskurssi Kosminen mittakaava: Tähtitieteen peruskurssi

Osa 1 (s. 82-127): Sähkömagneettinen säteily ja havaintolaitteet

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 Tähtitiede 1

Valon ja aineen välinen vuorovaikutus 1) emissio – kuuma kappale, kuten kaasu/tähti emitoi sähkömagn. säteilyä 2) absorptio – materiaali absorboi osan valosta esimerkiksi, kun se kulkee aineen läpi (kaasu, pöly, kaasukehä ... ) 3) transmissio – esimerkiksi ilma ja lasi päästävät osan valosta läpi (pieni osa absorboituu) 4) heijastuminen/sironta – valo heijastuu eri suuntiin sen kohdatessa pinnan. Sironta taas tapahtuu satunnaisesti kaikkiin eri suuntiin, esim. pilvissä ja pölypilvissä

Transmissio ja absorptio Ilmakehä estää suurinta osaa sähkömagneettisen säteilyn spektristä pääsemästä maanpinnalle. Tärkeimmät havaintoikkunat maanpinnalla ovat radioalueella ja kapeammassa optisessa ikkunassa. Tähtitiede 1

Tähtitieteen perusteet Big Island, Mauna Kea Tähtitieteen perusteet

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

Hyvä seeing Huono seeing, sama tähti ”leviää” laajalle alueelle

puoliarvoleveys FWHM B-kaistalla

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: Intensiteetti ja kontrasti (miten eri valovoiman kohteita voidaan erotella) Resoluutio eli erotuskyky (miten pieniä yksityiskohtia voidaan erottaa) Suurennus (nykyisin digitaalisten kuvien aikana helppoa)

Optiset teleskooppityypit Optisia teleskooppeja on kahta päätyyppiä: peiliteleskooppeja eli reflektoreja ja linssiteleskooppeja eli refraktoreita

Kaukoputkien pystytykset Pystytyksillä on kaksi perustyyppiä: Ekvatoriaalinen pystytys: yksi akseli (tuntiakseli) osoittaa kohti taivaannapaa ja sitä vastaan kohtisuorassa suunnassa on toinen akseli (deklinaatioakseli) Alt-atsimutaalinen pystytys: yksi akseli osoittaa zeniittiin ja toinen on tätä vastaan kohtisuorassa. 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. Tähtitiede 1

Ekvatoriaalinen haarukka kiinnitys

Yoke-ekvatoriaalinen kiinnitys

Kaukoputkien rakenne ja toiminta

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

Linssikaukoputket Edut: Tukeva suljettu rakenne. Linssejä ei juurikaan tarvitse puhdistaa sisältä Ilman ja lämpötilan vaikutukset pieniä suljetun rakenteen vuoksi Haitat: Linssien kannattelu sivuilta teknisesti hankalaa Vaatii suuren kuvun (putki on pitkä) 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. Koma ja astigmatismi voivat olla ongelmallisia laajakenttä- kuvauksessa.

LBT 2x8.4 m peiliä

3 peilikaukoputkien fokus-päätyyppiä, eli minne kuva muodostuu!

Kaukoputkien perusyhtälöt Polttoväli ja aukko: D=aukko eli objektiivin tai peilin halkaisija f=polttoväli F=D/f=aukkosuhde Aukkosuhdetta merkitään yleensä f/n, missä 1/n=F Tähtitiede 1

okulaari Obek objektiivi vastaavasti: Suurennus:

1/n=D/f on suuri -> nopea (suuri halkaisija, pieni polttoväli) 1/n=D/f on pieni -> hidas (pieni halkaisija, suuri polttoväli)

(teoreettinen maksimi erotuskyvylle) Käytännön muistisääntönä voidaan pitää, että kaksi kohdetta erottuvat toisistaan jos niiden välinen kulma on:

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 epislon Lyr 3.5’)

Esimerkki: Optisen teleskoopin halkaisija on 5 metriä 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 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 Kun kulma on pieni, voidaan käyttää approksimaatiota

Minimisuurennukselle: d on n. 7 mm Lähtöpupilli on okulaarin muodostama objektiivilinssin kuva!