Infrarødt lys og radiobølger

Transkript

1 Halveringshøyde, km Gamma 1 pm Infrarødt lys og radiobølger Den lyseblå fargen viser hvor høyt oppe i atmosfæren bølgene stoppes av absorpsjon Røntgen UV Synlig Infrarødt 3 THz Radio 1 nm 1 µm 1 mm 1 m Bølgelengde 3 GHz 3 MHz Radio Observasjon dag og natt fra jorda Vær og støv spiller liten rolle Detekterer bølgeformen. Kan sammenligne (korrelere) med signaler fra andre teleskop. Stor avstander muliggjør høy oppløsning. Infrarødt Atmosfæren absorberer mye av spekteret Teleskop plasseres i satellitter Man detekterer primært intensitet, dvs. «teller fotoner» Kort bølgelengde muliggjør høy oppløsning.

2 Radioastronomi - pionerene Pionerene 1932: Karl Jansky studerte kilder til radiostøy for Bell Labs. Hovedkilder: Lynnedslag lokalt og langt borte, samt «Hvesende» kontinuerlig støy fra en kilde utenfor jorda. 1937: Grote Reber bygget sitt eget radioteleskop. Testet tre mottagere: 9,1cm og 33cm: detekterte ikke noe. 62cm og 188 cm: Suksess! Utga «Radio frequencysky map» i m parabol, f/0,

3 Rebers sky survey 1946 avslørte radiostråling fra Melkeveien 188 cm 62 cm Cassiopeia A Caygnus A Sagittarius A Fra Sky and Telescope, April 1949 Klokkeslett

4 73.5 cm Jodrell Bank, Effelsberg and Parkes telescopes Moderne utgave Cent A CasA CygA SgrA Carina St. Mag. sky Orion

5 Sola Sentrum i Melkeveien, svarte hull Pulsarer: Hurtig roterende nøytronstjerne med enormt magnetfelt. Synkrotronstråling Radiogalakser: Plasma-jet. Synkrotronstråling Centaurus A og Messier 87 Kvasarer: Gigantiske fjerne galakser Supernovarester: Cassiopeia A Gassemisjon Hydrogen elektron-spinn Radiokilder i universet Fluks, W/m/Hz Bølgelengde Hydrogen, 21cm Nødvendig diameter for å detektere punktkilde (300K) 1 m 10 m 100 m Frekvens, MHz

6 Cassiopeia A. Supernovaeksplosjon ca. år 1700 Melkeveien, lysår borte Radiobølger 22cm (1,38 GHz) VLA 1987 (NRAO Very Large Array) Oppløsning 1,3 buesek. 6,5 x 6,5 bueminutt.

7 Cassiopeia A Supernova-rest Radiobølger 22cm + 6cm + 3,6cm VLA 1994

8 Cassiopeia A Supernova-rest Rødt : Infrarødt (24 µm) Oransje : Synlig lys Blått/grønt : Røntgen

9 VLA Very Large Array New Mexico, USA 27 flyttbare radioteleskoper (25 m diameter, 230 tonn) i Y-formasjon «Zoom»: 1 km, 3.6 km, 10 km eller 36 km mellom ytterpunktene Bølgelengder fra 0.7 til 400 cm Signalene kombineres til ett kjempe-teleskop Maks oppløsning 0.04 buesekund

10 Radiointerferometri Kombinerer signaler fra flere teleskop Avstanden mellom teleskopene bestemmer oppløsningen Strenge krav til synkronisering Enorme datamengder

11 Radiointerferometri Kombinerer signaler fra flere teleskop Avstanden mellom teleskopene bestemmer oppløsningen Strenge krav til synkronisering Enorme datamengder A θ B = Baseline B Atomur Atomur Korrelasjonbestår i å sammenligne signalene fra teleskop A og B for å se hvilken forsinkelse T som passer best: Sampling DISK Sampling DISK A: 1 Korrelasjon B: T 0-1 Forsinkelse T = B sin(θ)

12 Radiointerferometri og oppløsning Oppløsning: θ= 70 λ/ L L = 10 km og λ= 1 cm (VLA)gir: θ = 0.25 buesekund A θ B = Baseline B L = km og λ= 1 cm (VLBI) gir: θ = 0.25 milli-buesekund Hva med å plassere ett av teleskopene på månen? Teknikken brukes også til å måle kontinentenes drift i forhold til hverandre med cm-presisjon. Evnen til å skillemellom toppene i korrelasjonsmønsteret avhenger av: 1 Korrelasjon θ Antall teleskoper som kombineres Gjentatte avbildninger mens jorda roterer 0 Kombinasjon av flere bølgelengder Mottagernes båndbredde -1 Forsinkelse Vinkel θ Tettheten mellom objekter i bildet Støy

13 Cygnus A galaksekjerne med plasma-jet Rødt :Radio 6,3 cm VLA Gult : Synlig lys Blått : Røntgen

14 Cygnus A galaksekjerne med plasma-jet Radio 6,3 cm VLA Intensitet: Lilla = x grønn DRAGN: Double Radio Source Associated with a Galactic Nucleus

15 Interferometri med optiske telskoper er krevende! Oppløsning: θ= 70 λ/ L Optiske teleskop trenger diameter på > 400 m for å oppnå samme oppløsning som et km radiointerferometer. Keck-teleskopet: 85 m separasjon Å kombinere lys fra flere teleskop er vanskelig Optiske detektorer måler bare intensitet, ikke bølgeform Keck-teleskopets «interferometer» kombinerte lyset direkte. Ikke lenger i drift. Bølgeformen kan i teorien registreres og lagres ved å interferere med en laser før det detekteres (koherent deteksjon). Man trenger en klokke med nøyaktighet bedre enn 1 fs(10-15 sekund) Atmosfæriske forstyrrelser av forsinkelsen er et problem

16 Andre store radioteleskop-array multinasjonale prosjekter Large Millimeter Array i Chile (ALMA), i drift fra 2011 Bølgelengder fra 0.3 til 9.6mm m høyde. 64 antenner med diameter 12 m «Zoom» fra 150 m til 16 km mellom ytterpunktene Planlagt: Square Kilometre Array Bølgelengder fra 20 mm til 6 m fordelt på tre antennetyper Planlegger totalt 1 kvadratkilometer med antenneareal Byggeperiode (første fase) (andre fase) Plasseres i Australia, New Zeeland og Sør-Afrika

17 "Global VLBI - Array

18 Jet fra galaksekjærnen (svart hull) i M87 54 millioner lysår borte Bølgelengde 7 mm Oppløsning: ca milli-buesekund Schwarzschild radien til det svarte hullet

19 Jet fra galaksekjærnen (svart hull) i M87 54 millioner lysår borte Bølgelengde 7 mm - Plasmaet beveger seg nær lysets hastighet nær kjærnen, dvs. ca. 2 mas/år - Videoen består av ett bilde hver tredje uke

20 Sort hull: Sagittarius A* Midt i Melkeveien, lysår fra jorda 4 millioner solmasser Hendelseshorisont: 0.08 AU milli-buesekund Tilsynelatende hendelseshorisont Beregnet milli-buesekund Målt milli-buesekund?? Event Horizon Telescope Nå: 1.3mm. Kommer: 0.87mm - Bekrefte at det er et svart hull - Hva skjer med gass og objekter som fanges inn? - Sirkulær horisont? Test av Einsteins teori - Forstå bedre hvordan en plasma-jet oppfører seg Rødt : Radio 90, 3,5, 1,5cm VLA Gult : Infrarødt Blått : Røntgen

21 Detektorer for radio og infrarødt Halveringshøyde, km Gamma Røntgen Bølgelengde: 1 pm 1 nm 1 µm 1 mm 1 m Temperatur: K 14 K 14 mk UV Synlig Infrarødt 3 THz Radio 3 GHz 3 MHz hν = Fotonenergi k B T = Termisk energi per partikkel hν< k B T Mottager : Termisk støy dominerer. Radiomottager detekterer bølgeform hν> k B T Mottager : Kvantestøy dominere. Halvlederdetektorerdetekterer fotoner

22 Undertrykking av emisjon fra atmosfæren Fra atmosfæren (hydroksyl-linjer) Teleskopets fokalplan Filter-respons Spektrometer Detektert med filter og uten Filter bestående av fiber Bragg-gitter

23 Bakgrunnsstrålingen Universet ble gjennomsiktigfor stråling ca år etter Big Bang, i det protoner og elektroner dannet hydrogenatomer. Bølgene er siden utvidet av universets ekspansjon til en bølgelengde på 1.9 mm Svært uniform i alle retninger når man korrigerer for stråling fra melkeveien og andre objekter (krevende) Resterende fluktuasjoner vitner om (kvante-) fluktuasjoner i massefordelingen i det tidlige universet, som i dag har utviklet seg til galakser og stjerner Intensitet 1.9 mm Temperatur: K Variasjon: ±18 µk Frekvens / 30 GHz

24 0.35 til 10 mm Planck survey 2001

25 Planck-resultatene 2015 Svært uniform i alle retninger når man korrigerer for stråling fra melkeveien og andre objekter (krevende) Resterende fluktuasjoner vitner om (kvante-) fluktuasjoner i massefordelingen til det tidlige universet som har blitt til galakser og stjerner. Forbedret estimat for universets alder: milliarder år Massefordeling : 4.9% vanlig stoff, 26.8% mørk materie (gir gravitasjon, ellers ikke detektert), 68.3% mørk energi (utvider universet).

26 Takk for oppmerksomheten!