Tähtitieteen perusteet (5 op): FT Pasi Nurmi/Tuorlan Observatorio , pasnurmi@utu.fi

1. Tähtitieteen perusteet (5 op): FT Pasi Nurmi/Tuorlan Observatorio, pasnurmi@utu.fi

3. Paikkamme universumissa: Aurinkokunnasta kosmologiseen mittakaavaan

4. Tähtitaivas: missähän me oikeastaanolemme ? Tähtitieteen peruskurssi

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

7. 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”.

8. 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:

9. Tähtitieteen perusteet

10. 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

11. Aurinkokunta Tähtitieteen peruskurssi

12. Lähimmättähdet Tähtitieteen peruskurssi

13. 20:n valovuodenetäisyydellä Tähtitieteen peruskurssi

14. 250:n valovuodenetäisyydellä Tähtitieteen peruskurssi

15. Paikkammelinnunradassa Tähtitieteen peruskurssi

16. Linnunrata Tähtitieteen peruskurssi

17. Linnunradanseuralaisgalaksit Tähtitieteen peruskurssi

18. Paikallinenryhmä Tähtitieteen peruskurssi

19. Lähinsuurigalaksijoukko: Neitsyengalaksijoukko Tähtitieteen peruskurssi

20. Suurenmittakaavanrakenteet Tähtitieteen peruskurssi

21. Kosminenmittakaava: Tähtitieteen peruskurssi

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

23. Sähkömagneettinen säteily ja sen vuorovaikutusmekanismit • Sähkömagneettista säteilyä kuvataan joko aallonpituudenl 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 (6,626x10-34J.s). • Eli fotonille E=hc/l tai E=hf Tähtitiede 1

24. Valonjaaineenvälinenvuorovaikutus 1) emissio – kuumakappale, kutenkaasu/tähtiemitoisähkömagn. säteilyä 2) absorptio – materiaaliabsorboiosanvalostaesimerkiksi, kun se kulkeeaineenläpi (kaasu, pöly, kaasukehä ... ) 3) transmissio – esimerkiksiilmajalasipäästävätosanvalostaläpi (pieniosaabsorboituu) 4) heijastuminen/sironta – valoheijastuuerisuuntiinsenkohdatessapinnan. Sirontataastapahtuusatunnaisestikaikkiinerisuuntiin, esim. pilvissäjapölypilvissä

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

26. Big Island, MaunaKea Tähtitieteen perusteet

27. 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

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

30. puoliarvoleveys FWHM B-kaistalla

31. 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)

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

33. 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

34. Ekvatoriaalinenhaarukkakiinnitys

35. Yoke-ekvatoriaalinenkiinnitys

37. Kaukoputkien rakenne ja toiminta

38. Linssikaukoputketelirefraktorit Ensimmäisetkaukoputketolivatlinssikaukoputkia. Valonkulkulinssikaukoputkessa Linssikaukoputkissa on tyypillisestipieniaukkosuhde = D/f, missäf on polttovälijaD on objektiivinhalkaisija. Linssikaukoputkissa on yleensäpieniDjasuurif.

39. Yleinen linssiyhtälö: Linssin polttoväli Esineen etäisyys linssistä Kuvan etäisyys linssistä Tähtitieteessä a=, eli b=f. ja esine kuvautuu polttopisteeseen.

40. Todellinen rakenne hieman monimutkaisempi ...

41. Refraktori • Linssiteleskooppi koostuu ainakin kahdesta linssistä, eli objektiivista ja okulaarista. • Kiikari on periaatteessa kaksi vierekkäistä refraktoria yhdistettynä kuvan oikeinpäin kääntävään prismaan.Yleisimmätkiikaritovattyyppiä 7  50, eli7 kertainensuurennusja 50mm objektiivinlinssinhalkaisija • 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

42. Linssikaukoputket • Edut: • Tukevasuljetturakenne. • Linssejäeijuurikaantarvitsepuhdistaasisältä • Ilmanjalämpötilanvaikutuksetpieniäsuljetunrakenteenvuoksi • Haitat: • Linssienkannattelusivuiltateknisestihankalaa • Vaatiisuurenkuvun (putki on pitkä) • Aberraationilmeneminen (värivirhe)

43. 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

44. Peilikaukoputketelireflektorit • Eikromaattistaaberraatiota • Paraboloidistamuotoakäyttämällävältytäänpalloaberraatiolta, muttaniidenhiominen on hankalampaa, kuinpallopinnan. • Komajaastigmatismivoivat olla ongelmallisialaajakenttä- kuvauksessa.

45. LBT 2x8.4 m peiliä

46. 3 peilikaukoputkienfokus-päätyyppiä, eliminnekuvamuodostuu!

47. 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

48. okulaari Obek objektiivi vastaavasti: Suurennus:

49. 1/n=D/f on suuri -> nopea (suuri halkaisija, pieni polttoväli) 1/n=D/f on pieni -> hidas (pieni halkaisija, suuri polttoväli)

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