Wstęp do astrofizyki I Wykład 7 Tomasz Kwiatkowski 17 listopad 2010 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 1/33 Plan wykładu Budowa teleskopów Refraktory Reflektory Parametry teleskopów Korekta seeingu Optyka adaptacyjna Przegląd wybranych teleskopów Teleskop Kosmiczny Hubble a Teleskop Kecka ESO VLT SALT Teleskopy OA UAM w Borowcu Spektrograf echelle w Borowcu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 2/33
Refraktory luneta Galileusza (obiektyw soczewka wypukła, okular wklęsła), daje obrazy proste luneta Keplera (obiektyw i okular soczewki wypukłe), daje obrazy odwrócone lornetka teatralna to układ dwóch lunet Galileusza lornetka polowa (pryzmatyczna) to układ dwóch lunet Keplera; pryzmaty zmieniają tor biegu promieni świetlnych, lornetka ta daje obrazy proste do fotografii stosuje się tzw. astrografy: refraktory, których obiektywy złożone są z układu wielu soczewek, będących układem skupiającym o niewielkich aberracjach; dają one dobrej jakości obrazy na dużym polu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 3/33 Reflektory Teleskop Newtona (główne paraboliczne, wtórne płaskie; zaleta: łatwa konstrukcja, wada: ognisko z boku) Teleskop Cassegraina (główne paraboliczne, wtórne hiperboliczne; zalety: krótki tubus, ognisko z tyłu teleskopu) Teleskop Ritchey-Chretiena, (główne hiperboliczne, wtórne hiperboliczne, zaleta: duże pole widzenia wolne od komy) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 4/33
Reflektory Ognisko Nasmytha Teleskop Schmidta (główne sferyczne, przed nim płyta korekcyjna) Teleskop Maksutowa (główne sferyczne, przed nim menisk) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 5/33 Najważniejsze parametry teleskopów Zdolność zbiorcza: zdolność do zbierania promieniowania z dużego obszaru (zwiększa to znacznie oświetlenie detektora); jest to główna korzyść wynikająca z zastosowania teleskopu; zdolność zbiorcza pola powierzchni obiektywu Zdolność rozdzielcza: zdolność do rozróżniania drobnych szczegółów; ograniczona w naturalny sposób przez dyfrakcję światła na brzegu obiektywu, wyraża się wzorem: ρ = 1.22 λ D (1) gdzie λ długość fali, D średnica obiektywu Dla światła widzialnego λ = 550 nm, zatem: ρ = 14 D, D [cm], ρ [ ] W praktyce rozdzielczość teleskopów optycznych ogranicza seeing Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 6/33
Zwiększanie zdolności zbiorczej Wytwarzanie dużych zwierciadeł (średnice rzędu 10 m) jest b. trudne: lustra wyginają sie pod własnym ciężarem Rozwiązanie 1: lustro główne składa się z sześciokątnych segmentów, ich wzajemne położenie korygują wsporniki hydrauliczne Rozwiązanie 2: lustro jest cienkie, łatwo sie deformuje, spoczywa na wspornikach hydraulicznych, które nadają mu pożądany kształt Oba rozwiązania to przykład aktywnej optyki Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 7/33 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 8/33
Zwiększanie zdolności rozdzielczej Interferometria plamkowa (ekspozycje w czasie milisekund dają obrazy statycznie zniekształcone przez atmosferę zamrożony seeing z których odwrotną transformacją Fouriera odtwarza się oryginalny obraz); tylko do jasnych gwiazd, bo krótkie ekspozycje Optyka adaptacyjna (zmiana kształtu wtórnego zwierciadła z częstotliwością fluktuacji atmosfery i przeciwną do jej wpływu fazą); potrzebna jasna gwiazda w pobliżu obiektu do badania deformacji czoła fali Orthogonal transfer CCD zamiast zmian w optyce, sam obraz na detektorze podąża za seeingiem Teleskop kosmiczny (poza atmosferą zdolność rozdzielcza ograniczona jedynie dyfrakcją światła) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 9/33 Zasada działania optyki adaptacyjnej Czoło fali (wavefront) zniekształcone przez warstwy turbuletne w atmosferze do postaci W(x) Osobny układ mierzy W(x) kilkadziesiat razy na sekundę badając obraz jasnej gwiazdy wzorcowej Aktywny element optyki w teleskopie (deformowalne lusterko) wprowadza korektę C(x), odtwarzając pierwotną postać czoła fali Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 10/33
Gwiazda wzorcowa w optyce adaptacyjnej Do korekty czoła fali wykorzystuje się bliską, jasną gwiazdę wzorcową Gwiazdy dalej położone są inaczej zniekształcane przez atmosferę, niż obserwowany obiekt r 0 parametr Frieda (ok. 20 cm), określa promień typowej komórki konwektywnej w atmosferze Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 11/33 Aktywna optyka adaptacyjna Aktywna optyka adaptacyjna: zamiast jasnej gwiazdy sztuczna gwiazdka, stworzona przez laser (λ = 589 nm Na wys. 90 km w atmosferze warstwa atomów sodu (Na), które pochłaniają światło lasera Sztuczną gwiazdkę można umieścić tuż obok obserwowanego obiektu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 12/33
Przykłady korekty seeingu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 13/33 Teleskop Kosmiczny Hubble a Średnica D = 2.4 m, system Ritchey-Chretiena Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 14/33
Mauna Kea na Hawajach (USA) Szczyt wygasłego wulkanu, wysokość 4200 m n.p.m. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 15/33 Teleskopy na Mauna Kea Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 16/33
Bliźniacze teleskopy Kecka Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 17/33 Teleskopy Kecka Średnica luster D = 10 m, system Ritchey-Chretiene Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 18/33
Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 19/33 Very Large Telescope (VLT) Cerro Paranal, Chile 4 teleskopy 8 m każdy (cienkie lustra, aktywna optyka) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 20/33
Tomasz Kwiatkowski, Wst ep do astrofizyki I, Wykład 7 21/33 Southern African Large Telescope (SALT) Tomasz Kwiatkowski, Wst ep do astrofizyki I, Wykład 7 22/33
SALT znajduje się w RPA, w obserwatorium SAAO na pustyni Karoo Polska ma 10% udziału finansowego w SALTcie (i tyle samo czasu obserwacyjnego); CAMK, UAM, UMK, UJ, UWr Lustro sferyczne D = 10 m, złożone z 91 sześciokątnych segmentów Teleskop nachylony pod stałym kątem 37 do pionu Rotacja w azymucie tylko między obserwacjami Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 23/33 Nad zwierciadłem głównym szyny z wózkiem Na wózku korektor aberracji i instrumenty badawcze: obsecnie tylko kamera obrazująca (SALTICAM), wkróce spektrograf (RSS) W czasie obserwacji wózek przesuwa się po szynach: prowadzi za ruchem nieba Średnica użyteczna teleskopu: 7.8-9.3 m Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 24/33
Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 25/33 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 26/33
Fragment nieba, dostępny obserwacjom Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 27/33 Poznan Imaging Telescope (PIT) w Borowcu System Newtona, D = 0.4 m, F = 1.8 m Kamera CCD SBIG ST7, filtry BVRI,Clear Kopuła Teleskop Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 28/33
Poznan Spectroscopic Telescope (PST) System Newtona, dwa lustra D = 0.5 m, F = 2.25 m; s rednica wypadkowa: 0.7 m Spektrograf echelle, R = 35000, dwa s wiatłowody Pawilon Tomasz Kwiatkowski, Teleskop Wst ep do astrofizyki I, Wykład 7 29/33 Spektrograf echelle w Borowcu Tomasz Kwiatkowski, Wst ep do astrofizyki I, Wykład 7 30/33
Spektrograf echelle w Borowcu Tomasz Kwiatkowski, Wst ep do astrofizyki I, Wykład 7 31/33 Spektrograf echelle w Borowcu Tomasz Kwiatkowski, Wst ep do astrofizyki I, Wykład 7 32/33
Spektrograf echelle w Borowcu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 33/33