Wstęp do astrofizyki I

Transkrypt

1 Wstęp do astrofizyki I Wykład 9 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 1/42 Plan wykładu Zakres radiowy Sposób detekcji fal radiowych Przykładowe radioteleskopy Spektralna gęstość strumienia Rozdzielczość radioteleskopu Obserwacje z przestrzeni kosmicznej Lokalizacja teleskopu Obserwacje w IR Obserwacje w UV Obserwacje w X Obserwacje w γ Niebo w różnych zakresach długości fal Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 2/42

2 Odkrycie promieniowania radiowego nieba 1931 Karl Jansky bada fale radiowe w czasie wyładowań atmosferycznych Odkrywa silne radioźródło pozaziemskiego pochodzenia, które co ok. 24 godz. przechodzi przez pole widzenia anteny Początkowo myśli, że to Słońce Maksima powtarzają się jednak nie co 24 godz, a co 23 godz 56 min Stwierdza, że to emisja z płaszczyzny Drogi Mlecznej Najsilniejsze radioźródło w gwiazdozbiorze Strzelca (centrum Galaktyki) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 3/42 Detekcja fal radiowych Fale radiowe (FR) indukują prąd zmienny w przewodniku, który można mierzyć Najprostszym odbiornikiem FR jest antena dipolowa, zbudowana z dwóch metalowych prętów W radioastronomii FR sa bardzo słabe, dlatego detektor często umieszczany jest w ognisku anteny parabolicznej, skupiającej na nim nadchodzącą FR By zminimalizować szumy termiczne, detektor chłodzony jest ciekłym helem do temp. bliskiej 0 K pojedynczy dipol odpowiada jednemu pikselowi w kamerze CCD pozwala mierzyć strumień tylko jednego obiektu na raz Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 4/42

3 Budowa radioteleskopu Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 5/42 Radioteleskop w Arecibo (Puerto Rico), D = 300 m Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 6/42

4 Radioteleskop w Effelsbergu (Niemcy), D = 100 m Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 7/42 Radioteleskop w Piwnicach k. Torunia, D = 32 m Testy z nowym detektorem, który zamiast pojedynczego dipola zawiera macierz detektorów, które na fali λ = 1 cm (20 GHz) pozwalają jednocześnie obserwować wycinek nieba wielkości tarczy Księżyca Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 8/42

5 Spektralna gęstość strumienia S(ν) S(ν) ilość energii na jednostkę czasu na jednostkę częstotliwości fali, padająca na jednostkę powierzchni radioteleskopu Moc sygnału P, zarejestrowana przez radioteleskop o powierzchni A i wydajności detektora na częstotliwości ν równej f ν : P = S(ν) f (ν) dνda A ν Jeśli zakres częstotliwości obserwacji ν jest stosunkowo mały, a f (ν) = 1, wówczas P = S A ν Jednostką spektralnej gęstości strumienia jest Jansky (Jy): 1 Jy = W m 2 Hz 1 Współczesne radioteleskopy mierzą S ν na poziomie mjy Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 9/42 Przykład: radiogalaktyka Cygnus A Na fali ν = 400 MHz, S ν = 4500 Jy Zakładając, że w zakresie 5 MHz radioteleskop o średnicy D = 25 m jest w 100% wydajny (f ν = 1), całkowita moc Podebrana dla tego obiektu wynosi: P = S(ν)π D 2 2 ν = W Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 10/42

6 Rozdzielczość radioteleskopów FR znacznie dłuższe, niż optyczne Do osiągnięcia rozdzielczości 1 na fali λ = 21 cm potrzebny jest radioteleskop o średnicy czaszy: D = 1.22 λ ρ = 53 km W radioastronomii do osiągnięcia dużych rozdzielczości stosuje się technikę interferometryczną Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 11/42 Radiointerferometria Zamiast dwóch szczelin z doświadczenia Younga stosujemy dwie anteny Odebrane przez nie fale są zgodne w fazie jeśli L = nλ sin θ = L/d Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 12/42

7 Metoda syntezy apertury Rozdzielczość obrazu uzyskanego z 3 małych anten odpowiada rozdzielczości którą uzyskałoby się z jednej, dużej anteny Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 13/42 Interferometria wielkobazowa (VLBI) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 14/42

8 Obserwacje z orbity ziemskiej Zalety: brak atmosfery, obserwacje 24h/dobę Zakłócenia: Wiatr słoneczny (oddziaływuje z magnetosferą ziemską tworząc pasy radiacyjne) Pył zodiakalny (w płaszczyźnie ekliptyki, rozprasza światło Słońca, sam świeci w podczerwieni) Prom. kosmiczne (zakłóca pracę instrumentów pokładowych) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 15/42 Wybór orbity Niskie orbity równikowe (h = km, np. teleskop Hubble a), łatwa komunikacja, łatwe naprawy, skrócony czas życia (tarcie atmosferyczne), Ziemia zasłania połowę nieba, częste zmiany dnia i nocy (raz na ok. godzinę) Wysokie orbity kołowe (h = km), długie okresy obserwacji, Ziemia nie przesłania nieba, zmniejszone zakłócenia ze strony Ziemi (fale radiowe, podczerwień), wysokie koszty transportu, brak możliwości napraw Kompromis: orbity o dużej ekscentryczności, transfer danych w czasie zbliżeń, wiekszość czasu w dużej odl. od Ziemi, mniejsze koszty transportu Punkty Lagrange a (L 1 i L 2 ), satelita SOHO Księżyc Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 16/42

9 Zalety obserwacji w podczerwieni (IR) Lewa: mgławica Ko nski łeb w Orionie w zakresie widzialnym, silne tłumienie przez pył mi edzygwiazdowy Srodek: bliska podczerwie n, pył prawie przezroczysty, wida c formujace si e, młode gwiazdy Prawa: s rodkowa i daleka podczerwie n, widoczne s wiecenie zimnego pyłu Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst ep do astrofizyki I, Wykład 9 17/42 Co wida c w róz nych zakresach podczerwieni (IR) Zakres λ[µm] T[K] Bliska IR Srodkowy IR Daleki IR Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Co wida c Chłodne czerwone gwiazdy Czerwone olbrzymy Pył jest przezroczysty Planety, komety, planetoidy Pył rozgrzany przez gwiazdy Dyski protoplanetarne Swiecenie zimnego pyłu Centralne rejony galaktyk B. zimne chmury molekularne Wst ep do astrofizyki I, Wykład 9 18/42

10 Obserwacje w podczerwieni (IR) Klasyczny teleskop, detektorem CCD ze specjalną matrycą Konieczne chłodzenie teleskopu i detektora (w temp. 300 K CDC maks. energii wypromieniowuje na fali λ = 10 µm IRAS (Infrared Astronomy Satellite) dokonał przeglądu całego nieba w podczerwieni (rok 1983) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 19/42 Następca IRAS a WISE (2010) Lustro d = 0.4 m, orbita biegunowa Obserwacja całego nieba Near, Mid IR Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 20/42

11 Spitzer ( ) Nietypowa orbita (heliocentryczna, podąża za Ziemią) Lustro D = 0.8 m, kamera obrazująca i spektrograf, pełen zakres IR (3 180 µm) Detektor pikseli (IRAS miał tylko 62 piksele) Obserwacja wybranych obiektów, a nie przegląd nieba Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 21/42 Orion w zakresie widzialnym Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 22/42

12 Orion w środkowej podczerwieni (IRAS) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 23/42 Galaktyka Sombrero w zakresie widzialnym Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 24/42

13 Galaktyka Sombrero w podczerwieni (Spitzer) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 25/42 Droga Mleczna w zakresie widzialnym Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 26/42

14 Droga Mleczna w Near IR (2MASS) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst ep do astrofizyki I, Wykład 9 27/42 Droga Mleczna w Mid/Far IR (IRAS) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst ep do astrofizyki I, Wykład 9 28/42

15 Obserwacje w ultrafiolecie (UV) Teleskop klasyczny, detektor: CCD, 10 < λ < 320nm Typowe gwiazdy słabo widoczne w UV (zbyt zimne), obserwacje wczesnych i późnych etapów ewolucji gwiazd IUE (International Ultraviolet Explorer) teleskop 0.45m, spektrograf echelle, orbita geostacjonarna Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 29/42 Obserwacje w prom. Roentgena (X), 1 Prom. X mają długośc porównywalną z odstępami między atomami w typowych materiałach Nie chcą ulegać odbiciu Rozwiązanie: teleskop Woltera Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 30/42

16 Obserwacje w prom. Roentgena (X), 1 Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 31/42 Obserwacje w prom. Roentgena (X), 1 Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 32/42

17 Obserwacje w prom. Roentgena (X), 1 Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 33/42 Obserwacje w prom. Roentgena (X), 1 Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 34/42

18 Obserwacje w prom. Roentgena (X) Detekcja: kamera CCD ROSAT: Roentgen Satellite XMM-Newton Integral (udział Polski) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 35/42 Obserwacje w prom. gamma Brak teleskopu, detekcja fotonow gamma przez rozpraszanie Comptonowskie CGRO (Compton Gamma Ray Observatory) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 36/42

19 Zakres optyczny Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 37/42 Podczerwień 3.5µm Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 38/42

20 Podczerwień 240µm Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 39/42 Zakres radiowy 73 cm Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 40/42

21 Zakres X, 2 10 kev Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 41/42 Zakres γ, 100 kev Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 42/42