11. Astrometria, ultravioletti, lähi- infrapuna 1. Astrometria 2. Meridiaanikone 3. Suhteellinen astrometria 4. Katalogit 5. Astrometriasatelliitit 6. Ultravioletti 7. Lähi-infrapuna

13.1 Astrometria Taivaan kohteiden sijaintien, nopeuksien ja etäisyyksien määrittämistä Vanhinta tähtitiedettä  tähtikartat, navigointi  ajan määritys  astrologia Nykyaikana havainnot hyvin automatisoituja  meridiaanikoneet  satelliitit: Hipparcos ja GAIA

13.1. Astrometria Sovelluskohteita nykypäivänä:  taivaanmekaniikka  tähtien dynamiikka  galaktinen astronomia  ajan määritys  kosmisen mitta-asteikon määritys (parallaksit)  eksoplaneettojen etsintä

13.1 Astrometria

13.2 Meridiaanikone Teleskooppi, jonka akseli kääntyy vaakasuoraan itä-länsi suunnassa Teleskoopilla mitataan tähden kulminaation aika eli hetki, jolloin tähti ohittaa meridiaanin Tätä kutsutaan absoluuttiseksi astrometriaksi Joitakin meridiaanikoneita on vielä käytössä ja niillä tehtävä työ lähinnä tukee suhteelliseen astrometriaan perustuvia mittauksia

13.3 Suhteellinen astrometria Kun astrometriamittaukset tehdään kuvaan (esim. CCD), jossa ei ole suoraan absoluuttista asteikkoa, täytyy asteikko määrittää joidenkin kuvassa olevien vertailukohteiden avulla Vertailukohteiden mukaan muodostetaan kuvaus kuvakoordinaateista absoluuttiseen koordinaatistoon joko suoraan tai ns. normaalikoordinaattien avulla Kuvauksen määrittäminen on epälineaarinen optimointitehtävä joka vaatii numeerisia menetelmiä ja iterointia  Käytännössä melko suoraviivaista nykyaikaisilla tietokoneilla

13.3 Virhelähteitä Havaintoajan tulee olla tarkasti ja oikein määritetty Kuvakentän koordinaattiakselit eivät ole täysin saman suuntaiset kuin absoluuttiset Teleskoopin suuntaus ei ole koskaan täydellinen Kuvakenttä voi olla vääristynyt (joko optiikan tai teleskoopin aberraatioiden takia) Kuvataso ei välttämättä ole kohtisuoraan optista akselia vastaan Ominaisliike ja parallaksi vaikuttavat vertailutähtien paikkoihin

13.4 Katalogit

13.5 Hipparcos Hipparcos -katalogi tähteä 1m” tarkkuudella Tycho -katalogi yli miljoona tähteä m” tarkkuudella

13.5 GAIA Laukaisu joulukuu 2012, mittaukset jatkuu (ainakin) 2017 asti Sijainnit miljardille tähdelle 20 magnitudiin asti 20  ” 15 magnitudissa ja 200  ” 20 magnitudissa Astrometrian lisäksi myös fotometriaa ja spektroskopiaa

13.6 Ultravioletti ja lähi-infrapuna

13.6 Ultravioletti Ultravioletiksi kutsutaan säteilyä, jonka aallonpituus on nm  nm eli EUV on melkein läpinäkymätön tähtienvälisen vedyn absorption vuoksi Ilmakehän otsonikerros absorboi tästä alle 300nm säteilyn

13.6 Ultravioletti Kuumat (yleensä massiiviset) tähdet Tähdet kehityskaarensa alku- tai loppupäässä Gammasädepurkausten jälkihehku Tähtienvälisen vedyn Lymanin sarja Planetaarinen tähtitiede (esim. Saturnuksen revontulet)

13.6 Ultravioletti Havainnot on siis tehtävä avaruudessa (Hubble, IUE, EUVE, FUSE, Swift,...) Pidemmillä aallonpituuksilla voidaan käyttää perinteisiä optisia ratkaisuja, lyhyemmillä täytyy käyttää hipaisevan heijastuksen optiikkaa Detektorina CCD pienemmillä energioilla (pidemmillä aallonpituuksilla) ja MCP (Micro Channel Plate) suuremmilla

13.7 Lähi-infrapuna (NIR) Noin 1-5  m ( K) Tiettyjä kaistoja voidaan havaita maan päältä, suurin osa absorptiosta johtuu vesihöyrystä Havaintoihin voi käyttää tavallista teleskooppia, mutta myös erikoistuneita infrapunateleskooppejakin on Kaistat:  J (1.25  m), H (1.65  m), K (2.2  m), L (3.45  m) ja M (4.7  m)  J, H ja K kaistoille on määritelty 86 standarditähteä, Hunt et al. (1998, AJ 115, 2594)

13.7 Lähi-infrapuna

1.1  m isommilla aallonpituuksilla säteily on pääasiallisesti termistä Suuri osa kirkkaista sinisistä tähdistä on himmeitä lähi- infrapunassa ja dominoivina kohteina on punaiset jättiläiset ja punaiset kääpiöt Tähtienvälisen aineen lämpimät pilvet, joissa syntyy tähtiä Yksi suuri etu lähi-infrapunassa on se, että tähtien välisen pölyn ekstinktio on pieni Kaukaiset kohteet ovat punertuneet punasiirtymän vuoksi  Suuri osa isoista teleskoopeista optimoitu NIRiin

13.7 Lähi-infrapuna

Detektori nykyisin yleisimmin kaksikerroksinen puolijohdedetektori (multiplexed array), jossa HgCdTe kerää fotonit, jotka siirretään pii -pohjaiselle CMOSille lukua varten. Havainnot ovat taustan rajoittamia, joten taustaa on mitattava pitkin yötä. Samalla myös valotusajat ovat taustan määräämiä (esim. NOTCam saturoituu “normiyönä” J,H ja K -kaistoilla 1000s, 235s ja 160s) Taustaa voidaan myös minimoida jäähdyttämällä instrumentti (nestemäine He) ja peili kunnolla Lisäksi teleskooppi kannattaa sijoittaa mahdollisimman korkealla ja kuivaan paikkaan Avaruusteleskooppeja: Spitzer, IRAS, ISO, Herschel (2007)