D är teleskopets objektivs diameter (="öppningen") och λ är våglängden. Ju större teleskop, desto mindre detaljer kan urskiljas.

Transkript

1 2 Astronomiska observationer Astronomin är beroende av observationer av avlägsna objekt. Observationer görs på all våglängder av elektromagnetisk strålning. Med ett teleskop vill man samla strålning, stort teleskop mycket strålning urskilja detaljer, stort teleskop stor upplösningsförmåga Upplösningsförmåga = förmåga att särskilja objekt som ligger nära varandra. Den teoretiska upplösningsförmågan (i radianer) för ett teleskop är θ = 1.22λ/D λ/d. D är teleskopets objektivs diameter (="öppningen") och λ är våglängden. Ju större teleskop, desto mindre detaljer kan urskiljas. 22

2 2.1 Atmosfärens inverkan på observationer absorbtion: största delen av strålningen stoppas av atmosfären. atmosfärens turbulens: ljuset från stjärnor ser ut att "blinka". I ett teleskop kommer bilden av en stjärna att bredas ut seeing-disk den verkliga upplösningsförmågan är sämre än den teoretiska θ λ/d. refraktion: strålningen bryts i atmosfären. reflektioner: speciellt artificiella ljuskällor stör observationerna. "airglow": atmosfärens molekyler avger ljus. Optiska observatorier placeras på hög altitud och platser med bra väderleksförhållanden och lite belysning. 23

3 2.2 Internationella observatorier Observationerna för forskning sköts ofta internationellt. Finland är med i bl.a. följande sammanslutningar: European Southern Observatory (ESO): Stora faciliteter i Chile, med både optiska teleskop och radioteleskop. European Space Agency (ESA): Rymdteleskop för alla våglängdsområden. Mycket samarbete bl.a. med Nasa. Nordic Optical Telscope (NOT): Nordiskt teleskop vid La Palmas observatorium Finländska astronomer har tillgång till topp-teleskop. 24

4 2.3 Optiska teleskop Optiska astronomins utveckling: fram till 1600-talet: observationer med blotta ögat, men med hjälp av vinkelmätningsinstrument ր (t.ex. kvadrant) linsteleskop från början av 1600-talet (Galilei) spegelteleskop från slutet av talet (Gregory, Newton, Cassegrain) de första detektorerna (fotometer, kamera) från början av 1800-talet fotoelektriska detektorer fr.o.m talet CCD-kameran 1969 (Boyle, Smith) 25

5 nya teknologiska lösningar från talet: adaptiv optik, interferometrar mm. stora teleskop: Palomar 5 m (1948) BTA 6 m (1975) Keck I-II 2x10 m (1992-6) VLT 4x8.2 m ( ) LBT 2x8.4 (2005) GTC 10.4 m (2009) E-ELT 39.3 m (2022?) 26

6 Refraktorer eller linsteleskop: ljuset samlas av objektivitet, som består av en eller flera linser bilden studeras genom ett okular, som bestämmer förstoringen linsteleskop används inte numera så mycket på grund av sitt begränsade synfält och långa konstruktion största linsteleskopen D 1m Världens största linsteleskop: Yerkes refraktor 27

7 Reflektorer eller spegelteleskop: ljuset samlas genom en konkav spegel i allmänhet används en sekundär spegel, för att rikta ljuset till detektorn numera: All större teleskop är spegelteleskop vanliga optiska lösningar: Newtonteleskop (amatörastronomi), Cassegrainteleskop (stora teleskop) de största spegelteleskopen har en diameter på 10 m katadioptriska teleskop: spegelteleskop med korrektionslins, ex. Schmidt-teleskop Schmidt-Cassegrain teleskop 28

8 Ett teleskops egenskaper: förstoring = förhållandet mellan objektivets (f 1 ) och okularets (f 2 ) brännvidder: ω = f 1 f 2 bildskala (då teleskopet används som kamera), anges ofta i bågsekunder per mm öppningsförhållande = objektivets fria öppning (D) dividerat med brännvidden (f): F = D f Detektorer: fotomultiplikator CCD-kamera WHT Mosaic CCD Camera (ING) 29

9 Med optiska teleskop görs: astrometri (mätning av postitioner) direkt fotografering fotometri (mätning av ljusstyrkan) polarimetri (mätning av ljusets polarisation) spektrometri Solens spektrum (échelle-spektrum) Optiska observatorier byggs i allmänhet på höga platser (ca m) med bra väderleksförhållanden. Ex.: Kanarieöarna, Chile ր (ESO), Hawaij. 30

10 Med hjälp av modern teknologi kan man förbättra upplösningsförmågan för optiska teleskop: minimering av termisk turbulens i luften kring teleskopet aktiv optik: tunn spegel, man kan korrigera deformationer adaptiv optik: formbar korrigeringsspegel, man kan korrigera t.ex. atmosfärens störningar mosaikteleskop kombinationer av flera optiska teleskop interferometri: bilden från flera teleskop kombineras för att öka upplösningsförmågan, ex. VLT, ESO ր rymdteleskop, ex. Hubble Space Telescope 31

11 Uppgift 4: Notis från Vetenskapsrådet (Sverige) den 27 april 2010: "Den 26 april beslutade styrelsen för Europeiska Sydobservatoriet (ESO) att det planerade teleskopet E-ELT ska placeras på Cerro Armazones. Berget är meter högt och ligger i Atacamaöknen i Chile, omkring 2 mil från Cerro Paranal där ESO:s Very Large Telescope är placerat." Vilka faktorer kan ha inverkat på placeringsbeslutet? 32

12 2.4 Radioteleskop De första radio-observationerna gjordes på 1930-talet (Karl Jansky). Största delen av radiovågorna tränger lätt genom atmosfären. Observationer kan göras dygnet runt. Mäter elektromagnetisk strålning med våglängder 1 mm 100 m Fungerar som en antenn Reflekterande ytan behöver inte vara lika nogrann som optiska teleskop Radioteleskopen kan byggas stora, m Interferometer: flera teleskop kombineras längre baslinje bättre upplösningsförmåga ex. VLA (New Mexico, USA), ALMA (ESO, Chile) 33

13 Med radioteleskop undersöks bl.a. interstellär materia, bakgrundsstrålning och aktiva galaxer Världens största radiotelsekop, Arecibo, (NAIC - Arecibo Observatory) Stora radioteleskop: Arecibo (300 m), Green Bank (110 m), Effelsberg (100 m) 34

14 2.5 Observationer med andra våglängder Elektromagnetisk strålning av andra våglängder än optiska eller radiovågor absorberas nästan helt i jordens atmosfär. Sedan 1960-talet har man använt satelliter och rymdsonder för dessa observationer. gamma- och röntgenobservationer: gammautbrott materia runt svarta hål och neutronstjärnor andra högenergiobjekt Ultraviolett-astronomi: samma metoder som i optisk astronomi observationer av t.ex. stjärnors korona 35

15 Infraröd-astromi: infraröd strålning i vissa våglängder kan observeras från jorden observationer av inter-hltau,bild : stellär materia, t.ex. U niv. of Hawaii födsel av nya stjärnor 2.6 Observationer av annan än elektromagnetisk strålning Inom astronomin används även detektorer för observation av partikelstrålning, t.ex. neutriner gravitationsstrålning (på experimentstadium) 36

16 2.7 Rymdastronomi Alltmer observationer görs nuförtiden utanför jordens atmosfär, dvs. från satelliter och rymdsonder. Bl.a. som medlem av European Space Agency (ESA) deltar Finland i många rymdforskningsprojekt. Bl.a. följande satellitoch rymdsondprojekt är viktiga för finländska forskare: Chandra (röntgen) XMM-Newton (röntgen) Hubble Space Telescope (optisk och UV-strålning) WMAP (mikrovågor) ց Planck (mikrovågor) SOHO (observationer av solen) BepiColombo (sond till Merkurius) GAIA (optiska observationer: noggrann astrometri och fotometri) 37

17 2.8 Stjärnhimmelen och sfärisk astronomi Stjärnhimmelen kan ses som en en sfär med mycket stor radie. För att räkna ut himlakropparnas positioner och koordinater behövs sfärisk trigonometri sfärisk astronomi Projicera jordens ekvatorsplan på himmelssfären himmelsekvatorn, som i allmänhet används som grundplan för stjärnhimmelen. Himmelsekvatorn inte i samma plan som jordens bana runt solen (ekliptikan): jordens rotationsaxel lutar med en vinkel på 66.7 o mot ekliptikan årstidsväxlingarna. Jordens bana elliptisk banhastigheten varierar, störst i perihelium (närmast solen), minst i aphelium (längst borta från solen). Vår- och höstdagjämningspunkterna: Skärningspunkterna mellan himmelsekvatorn och ekliptikan. 38

18 2.9 Stjärnhimmelens rörelse och tidsbegrepp Jordens rotation stjärnhimmelen verkar rotera runt norra himmelspolen (nära Polstjärnan) eller södra himmelspolen (på södra halvklotet). Rotationstiden är ca 23 h 56 min. Soltid: baserar sig på solens dagliga skenbara rörelse en kombination av jordens rotation och jordens rörelse kring solen jordens varierande banhastighet och ekliptikans lutning solens skenbarara rörelse är inte jämn vi använder medelsoltid synodiskt dygn = "soldygn" medelsoltiden är olika vid olika longituder på jorden 39

19 Normaltid: som bas medelsoltiden vid0 o meridianen (UT = universal time) resten av världen indelad i tidszoner Stjärntid: baserar sig enbart på jordens rotation, dvs. stjärnornas skenbara rörelse astronomiska observationer anges ofta i stjärntid ett siderisk dygn = 24 h stjärntid 23 h 56 m 4 s normaltid jordens rotation bromsas småningom sideriska dygnet blir längre Årets definitioner: tropiskt år d, referenspunkt: vårdagjämningspunkten sideriskt år d, referenspunkt: stjärnhimmelen anomalistiskt år d, referenspunkt: perihelium 40

20 2.10 Astronomiska koordinatsystem Himlakropparnas positioner på himmelen anges med koordinater motsvarande de som används på jorden (longitud, latitud). Vanligen används ekvatoriella koordinater, med jordekvatorns (eller himmelsekvatorns) plan som grundplan. Horisont systemets koordinater: fundamentalplan: horisontalplanet höjd (h) eller zenitdistans (z = 90 o h) azimut (az) 41

21 Ekvatorialsystemets koordinater: fundamentalplan: jordekvatorns plan deklination (δ) timvinkel (t) = vinkelavståndet från nord-syd-meridianen rektascension (α), referenspunkt vårdagjämningspunkten, anges i h m s, 24 h = 360 o stjärntid (Θ) = vårdagjämningspunktens timvinkel t = Θ α en stjärna kulminerar (är högst på himmelen) då dessα = Θ, dvs. dess t = 0 42

22 Andra koordinatsystem: ekliptikasystemet galaktiska koordinatsystemet Stjärnornas ekvatoriella koordinater anges för en viss epok (ex ) på grund av att de ändras: jordens precession och nutation (jmf. snurra): riktningen på jordens rotationsaxel ändras trigonometrisk parallax (används för avståndsmätning) aberration (pga. ljusets hastighet) refraktion (jordens atmosfär) jordens och solsystemets rörelse stjärnornas egenrörelse Uppgift 5: En stjärnas rektascension är α = 5 h 30 m 3 s. Vid vilken stjärntid syns den högst på himmelen? 43

23 2.11 Positionsastronomi och avståndsmätningar Stjärnors koordinater kan mätas absolut eller i förhållande till referensstjärnor. Absoluta koordinater mäts ofta med hjälp av en meridiancirkel. Stjärnors position ändras under året på grund av den trigonometriska parallaxen. Detta används för avståndsbestämning. Beräknat i årlig parallax: 1" 1 pc. Med denna metod har man mätt avstånd på t.om. några hundra pc (Hipparcossatelliten). Parallaxmätningar utgör grunden för avståndsmätningar i astronomin. 44

24 Andra metoder att mäta avstånd: Radar: Korta avstånd inom solsystemet Statistisk parallax: Grundar sig på att mäta solens rörelses inverkan på stjärnors positioner Fotometrisk avståndsbestämning: Om man vet en stjärnas absoluta magnitud fås avståndet genom m M = 5lg(r/10pc)+A(r) m är den observerade magnituden, M den absoluta magnituden, r avståndet och A är extinktionen. Rödförskjutningen av mycket avlägsna objekt, Hubbles lag: v = Hr, v = radialhastigheten, H =Hubbles konstant och r = avståndet. 45

25 2.12 Namngivningen av astronomiska objekt Stjärnhimmelen indelas i stjärnbilder eller konstellationer. Det att stjärnor finns i samma stjärnbild betyder givetvis inte att de skulle vara fysiskt nära varandra. De ljus-starkaste stjärnorna betecknas med grekiska alfabetets bokstäver och har ofta även egna namn. För svagare stjärnor används siffror och (latinska) bokstavskombinationer. Dessutom används katalogbeteckningar med nummer. Ex. Vega = α Lyr = HR 7001 = HD Andra astronomiska objekt har andra namnbeteckningar, ofta baserade på kataloger, ex. Andromeda galaxen = M31 = NGC224 46