Havaitsevan tähtitieteen pk 1 Luento 6: Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat

1. Havaitsevan tähtitieteen pk 1Luento 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. Ilmaisimetjauudethavaintotekniikat • Silmä, valokuvaus, valomonistinputki • CCD • Mosaiikki vs. monoliitti • CMOS • Kohina ja sen vaikutus havaintoihin • Suuret teleskoopit • Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka • Monipeili- ja mosaiikkiteleskoopit • Interferometria • Muut tekniikat • Avaruusteleskoopit

4. 6.1 Silmäjavalokuvaus • 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 ~105-108 -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 • Ehdottomastikäytetyindetektorinykyaikaisessatähtitieteessä • Perustuupuolijohteissatapahtuvaanvalosähköiseenilmiöön • Lineaarinenaluehyvinlaaja • Kvanttiefektiivisyyserittäinhyvä • Nykyisinkuvakenttäkinmelkoiso (>100 Mpix monoliititvrt. yliGpixmosaiikit) • Kuvasellaisenaanvalmisdigitaaliseenkuvankäsittelyyn

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 • Kennoonkerätäänvaloahaluttuaika, jonkajälkeen se luetaankellottamalla • Elektronitpusketaanensinesivahvistimeenjokajälkeenkennonulkopuoliseenvahvistimeenjasenjälkeenanalogi-digitaalimuuntimeen

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=216=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 havaintojenkohina • Fotonikohina • johtuu Poisson statistiikasta • asettaa alarajan kohinalle • voidaan minimoida pidentämällä valotusta • Lukukohina • Pimeävirta • voidaan mitata • Pikselien herkkyysvaihtelut • flat field -kuvat

13. 6.3 CCD havaintojenkohina • 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 Suuretteleskoopit • 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 Aktiivinenjaadaptiivinenoptiikka • 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 Aktiivinenjaadaptiivinenoptiikka • Adaptiivinenoptiikkapyrkiikorjaamaanilmakehänmuutoksiajopa 1000 kertaasekunnissa • Aaltorintamanmuotoaseurataankokoajanjamuutoksetkompensoidaankuvaanmuuttamallaapupeilinmuotoa • Tarvitseereferenssilähteen (kohdeitse, läheinentähti, lasermajakka) • Kuvanterävyysparantuunoinkymmenkertaisesti • Ongelmana on verrattainpienikäyttökelpoinenkuvakenttä

20. 6.7 Aktiivinenjaadaptiivinenoptiikka • Riittävänkirkastareferenssitähteävaikealöytää • Laserinavullavoidaanluoda “keinotähti” • KäytetäänhyväksijokoRayleigh’nsirontaa tai 92km korkeudellaolevaanatriumkerrosta (589 nm) • Laserillaeivoipoistaakaikkiavirheitä, koskavalokulkeeilmakehänläpikahteensuuntaan • Laser voihäiritäobservatorionmuitateleskooppeja (puhumattakaanlentoliikenteestä).

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- jamosaiikkiteleskoopit • Suurtenmonoliittipeilienyläraja~8 metriä (LBT 8.4m isoin) • Yli 6m yleensäkuitenkinmosaiikkeja • Mosaiikkiteleskooppitoimiikuinyksipeilinen • erotuskykyjavalonkeräyskykylasketaankuinyhtenäisellepeilille • peilienetäisyydettoistensasuhteentunnettavaerittäintarkasti • Sensijaanmonipeiliteleskooppitoimiikuinmontateleskooppiayhdessä • erotuskykysamakuinyksittäisilläpeileillä. Sensijaanvalonkeräyskykyyhteenlaskettu • mahdollisuustehdäinterferometriaa

25. 6.8 Monipeili- jamosaiikkiteleskoopit

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 TähtitiedettäAntarktiksella • 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 • Avaruuteensiirryttäessäilmakehänongelmat (seeing, absorptio,...) poistuvat, tosintuleemuitaongelmia • Optisellaalueellakäytännössä vain Hubble jatulevaisuudessa JWST (lähi-infrapuna) • Se on kuitenkintodellakallistaverrattunamaanpääliseentutkimukseen • Hubble 1.5109$ + 2.5108 $/vuosi • JWST >3109 $ • Keckit ~2108 $ + 2107 $/vuosi • E-ELT ~8108 $