AST1010 En kosmisk reise. Forelesning 6: Optikk

AST1010 En kosmisk reise Forelesning 6: Optikk Teleskoper

De viktigste punktene: Optikk og teleskop Linse- og speilteleskop De viktigste egenskapene til et teleskop Detektorer og spektrometre Teleskop for andre bølgelengder enn synlig lys Interferometri

Teleskop Teleskop danner bilder av objekter. Benyttet av Galileo Galilei til å betrakte sola, planetene og stjerner fra 1609. To typer: Refraktorer benytter linser for å lage bilder. Reflektorer gjør bruk av krumme speil av glass (belagt med et lag av reflekterende metall)

Teleskop - Refraktorer

Teleskop - Reflektorer

Refleksjon og brytning

Linser (brytning) optiske akse brennpunkt

Skarp Bild Linser (brytning) optiske akse Skrått innfall av lys Fokalplan Lysstråler som faller inn på skrå brytes til punkter i brennplanet (fokalplanet). Det går gjennom brennpunktet og er loddrett på den optiske aksen.

Fargefeil kromatisk aberrasjon I linser vil stråler med ulik farge ikke ha fokus på samme sted. Bildet får derfor et fargestikk.

Kromatisk korreksjon ved hjelp av 2 linser AST1010 - Teleskoper

Parabolsk speil (refleksjon) optiske akse brennpunkt brennpunkt Fokalplan

Newtonsk teleskopmontering AST1010 - Teleskoper

Cassegrainmontering Med Cassegrainmontering føres lyset ut gjennom et hull i primærspeilet hulspeilet og fokus befinner seg på den optiske aksen. All tilleggsapparatur monteres på aksen bak primærspeilet og konstruksjonen blir stødigere.

Fordelene med speilteleskop Speilene virker likt på alle bølgelengder, altså ingen fargefeil. Det er bare en flate som må formes nøyaktig ved sliping speiloverflaten. Speil kan lages mye større enn linser idet kravene til glassets kvalitet er lavere. Absorpsjon og refleksjon av lys i linser er mye større enn tap ved refleksjon på speilflater, især for ultrafiolette bølgelengder.

Interferens Kombinasjon av to bølger Resultatet avhengig av faseforskjellen Konstruktiv Destruktiv (kansellerende) faseforskjellen

Diffraksjon: Lys gjennom spalte Interferens av bølger Interferensmønster på skjermen (brytningsbild) Forskjellen i avstand spalte-skjerm = 1/2 bølgelengde Destruktiv interferens, bølger kansellerer, mørk på skjermen AST1010 - Teleskoper

Diffraksjon: Lys gjennom spalte https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/deed.en

Diffraksjon - Point Spread Function Stjerne + = Kilde på himmelen Selv et perfekt teleskop sprer bildet av en ekte punktkilde Diffraksjonsmønster ( Airy pattern ) Effekt på en punktkilde (f.eks. en stjerne) beskrevet av Point Spread Function (PSF).

Diffraksjon - Point Spread Function Solar Optical Telescope på Hinode satellitten Sirkulær åpning (apertur) med sekundærspeil holdt på plass av 3 spiler Diffraksjon på spilene! Syns i PSFen! Påvirker observasjonen! PSF

Diffraskjon Solar Optical Telescope på Hinode satellitten. Merkur transit (Mercury foran solen) Merkur har ingen atmosfære Forventes skarp overgang mellom solen i bakgrunnen og Merkurs mørke baksiden. Observeres kontinuerlig overgang pga diffraksjon!

Tre hovedegenskaper ved teleskop 1. Forstørrelse. 2. Lysinnsamlende evne. 3. Oppløsning Hvor godt greier teleskopet å skille mellom stjerner som står nær hverandre på himmelen.

Effekten av økende forstørrelse Stor forstørrelse minsker lysstyrken i bildet, minsker kontrasten, og minsker synsfeltet.

Viktig: Lysinnsamlende evne Relatert til størrelsen av linse eller primærspeil eller teleskopåpning. Jo større (diameter på) aperturåpning, jo mer lys kan samles inn. Åpning d Overflate A d Øyets pupill 5 mm A 0 Amatørteleskop 15 cm ~10 3 A 0 A = π (d/2) 2 Palomarteleskopet 5 m ~10 6 A 0 ELT 39 m ~10 8 A 0

CC BY-SA 3.0 Cmglee

Vinkeloppløsning Brytningsbildet fra to kilder 25

Vinkeloppløsning Brytningsbildet fra to kilder To kilder nær hverandre kan se ut som en kilde med dårlig oppløsning

Vinkeloppløsning Brytningsbildet fra to kilder Marginalt oppløste kilder Primært intensitetsmaksimum for den ene kilden faller på samme sted som posisjonen for første minimum i brytningsbildet til den andre kilden.

Vinkeloppløsning Ikke oppløst Klart oppløst Marginalt oppløst Vinkeloppløsning = Vinkelavstand for å skille to kilder λ λ: Bølgelengde, D: Teleskopåpning (apertur)

Vinkeloppløsning Ikke oppløst λ Klart oppløst Marginalt oppløst λ: Bølgelengde D: Teleskopåpning (apertur) D Teleskop for synlig lys λ = 500 nm = 1 m 10 m 100 m 0.13 arcsec 0.013 arcsec 0.0013 mas Større diameter gir høyere oppløsning. For teleskop på bakken bestemmes oppløsning i praksis av turbulens i jordas atmosfære. 1.3 mas

Oppløsningsevne Hvor godt man skiller mellom to lyskilder som er nær hverandre på himmelen.(syns som to eller en kilde?) Galileis teleskop forbedret øyet med en faktor 20. Hubbleteleskopet: En faktor 1200.

Oppløsningsevne ALMA ELT (2025)

Extremely Large Telescope 39-metre hovedspeil (Chile, ferdigstilt i 2025)

Extremely Large Telescope 39-metre hovedspeil (Chile, ferdigstilt i 2025) Juli 2019

Teleskop for alle bølgelengder Synlig lys og infrarøde bølgelengder Røntgen- og gammateleskop Radioteleskop

Bare en del av strålingen når ned til jordoverflaten: Radiobølger, synlig lys (+ litt infrarødt) ALMA SST

Romteleskop: Hubble Space Telescope 2.4m AST1010 - Teleskoper

Romteleskop: James Webb Space Telescope 6.5m (fra 2021?)

Hvorfor romteleskop? Ulemper: Dyre å sende opp Vanskelige å reparere (Hubble-teleskopet) og/eller oppgradere Begrenset livstid Fordeler: Viktigst: Alle bølgelengder (ingen stråling stoppes av jordatmosfæren) Ikke lysforurensning (fra byer o.l.) Ikke avhengige av godt vær Ingen turbulens i atmosfæren som gjør bildet utydelig (men turbulens kan håndteres med adaptiv optikk)

Hvor plasserer man bakketeleskop? Stabile værforhold (tørr luft) ørkenområder Høyt over havet (mindre atmosfære ut til rommet) fjell/platåer Langt fra menneskelig bebyggelse

La Palma-observatoriene AST1010 - Teleskoper 41

Swedish Solar Telescope 2400m 1m AST1010 - Teleskoper 42

Very Large Telescope Paranal, Chile ESO 4 teleskoper med 8m diameter 2600m AST1010 - Teleskoper 43

Observatorier på Mauna Kea, Hawaii

Keck-teleskopene 2 teleskoper med 10m diameter Hawaii, 4100 m AST1010 - Teleskoper 46

Registrering av lys: detektorer Tidligere benyttet man nesten bare fotografiske plater. I dag brukes ulike typer fotoelektrisk registrering. CCD Charge Coupled Device Jacob Linder.CC BY SA 3.0 fotoelektrisk effekt

Prinsippet for spektrometre Hvitt lys faller inn på et refleksjonsgitter. Lysets splittes opp i farger. Fargene spres ut og registreres med en detektor. Avbilding gir detaljerte spektra med linjer.

Röntgenteleskoper Romteleskoper fordi Röntgenstråling kan ikke observeres fra bakken. XMM - Newton Chandra

Röntgenteleskoper På bølgelengder i UV- og røntgen-området vil vanlige speil ikke reflektere lys. Refleksjonen er likevel høy ved streifende innfall (=små vinkler) Overflate for samle lys bare er en tyn ring! Wolter-teleskop typ I

Röntgenteleskoper På bølgelengder i UV- og røntgen-området vil vanlige speil ikke reflektere lys. Refleksjonen er likevel høy ved streifende innfall (=små vinkler) Overflate for samle lys bare en tyn ring Setter sammen speil med hyperbolske og parabolske flater. Wolter-teleskop typ I

AST1010 - Teleskoper 52

XMMs gullbelagte speil AST1010 - Teleskoper 53

Röntgenteleskoper XMM-Newton (1999, ESA) med 3 X-ray romteleskoper Hver har 58 teleskop shells (60 cm lang, maks. diameter 70cm)

Röntgenteleskoper X-rays: ROSAT (1990-1999): 84-cm diameter aperture, 4-fold nested Wolter telescope (type I), angular resolution < 5 arcsec Chandra XMM-Newton γ-rays SWIFT (2004+) ROSAT picture of the moon Chandra picture of Jupiter (with aurorae at the poles)

Composite image: blue: hard X-rays red: soft X-rays Tycho supernova remnant observed with Chandra (X-rays)

Sun at soft γ-rays

Observations at radio wavelengths Angular resolution: Swedish 1-m Solar Telescope ~ 0.1 arcsec D 1 m 10 m 100 m 1000 m UV 100 nm 0.025 arcsec 2.52 mas 0.25 mas 0.025 mas VIS 500 nm 0.126 arcsec 0.0126 arcsec 1.26 mas 0.126 mas Microwave 1 mm 1 cm 252 arcsec 2520 arcsec 25.2 arcsec 252 arcsec 2.52 arcsec 25.2 arcsec 0.252 arcsec 2.52 arcsec Radio 1 m 70 deg 7 deg 41.94 arcmin 251.6 arcsec

Observations at radio wavelengths Angular resolution: Swedish 1-m Solar Telescope ~ 0.1 arcsec D 1 m 10 m 100 m 1000 m UV VIS Microwave Radio 100 nm 500 nm 1 mm 1 cm 0.025 arcsec 0.126 arcsec 252 arcsec 2520 arcsec 1 m 70 deg Aperture for achieving same resolution: x 2000 2 km x 20 000 20 km x 2 10 6 2000 km

Hvorfor er radioteleskop så svære? Oppløsningsevnen bedre med større diameter Men oppløsningsevnen blir dårligere (med samme diameter) for lange bølgelengder Radiobølger har lange bølgelengder, så vi trenger tilsvarende store teleskoper for å få god oppløsning i denne delen av spekteret

Radio astronomy The Sun at 1.3 cm (Haystack- 37m telescope) For comparison: Sun in visible light

Radio astronomy Crab nebula (supernova remnant) For comparison: visible light

Verdens største radioteleskop: FAST (500 m i diameter), Kina AST1010 - Teleskoper 63

Radio telescope @ Arecibo, Puerto Rico

Radio telescope @ Arecibo, Puerto Rico receiver room 430 MHz line feed (29 m long) Secondary reflector: 26m diameter (Gregorian) enclosed in a protecting radome

Radio telescope @ Arecibo, Puerto Rico Fixed platform Azimuth track Rotatable azimuth arm Primary reflector ( dish ) is fixed Spherical reflector + rotatable azimuth arm Telescope beam can be directed by moving the receiver structure. 40 o cone of visibility about the local zenith (declination = 1 o to 38 o )

Radio telescope @ Effelsberg, Germany Max Planck Institute for Radio Astronomy dish diameter 100 m

Radio telescope @ Effelsberg, Germany total weight: 3200 t fully steerable (azimuth - altitude)

Radio telescope @ Effelsberg, Germany primary reflector secondary reflector Angular resolution (beam width) at λ = 3.5 mm: 10" (arc seconds) Shape accuracy of surface < 0.5 mm (note: deformation of metal structure while pointing in different directions ) Gregory focus Used for observations of pulsars cold gas- and dust clusters star formation regions jets of matter emitted by black holes galactic nuclei...

Radio telescope @ Effelsberg, Germany elevation gear track (radius 28m)

Single-dish observations Images (or maps) by scanning through the sky ( on the fly or raster) APEX/Artemis star forming region NGC6334

Interferometri Flere radioteleskop sammen for bedre oppløsning

Radiointerferometri Very Large Array @ New Mexico, USA

VLA 27 individual telescopes operating simultaneously. Dish diameters 25m Arranged in a `Y pattern 351 baselines (max. length = 36 km) Max. length D = 36 km Angular resolution α = 1.22 λ/d α = 0.2 arcsec @ λ=3cm

ALMA 66 antenner/teleskoper med maks. avstand 16km

ALMA 66 antennas = 1 giant telescope

Interferometri Two telescopes = simple interferometer Two telescopes form a baseline with length D Angular resolution as a telescope with diameter = length of baseline Baseline Length

Interferometri Two telescopes = simple interferometer Two telescopes form a baseline with length D Angular resolution as a telescope with diameter = length of baseline Baseline Length BUT Measures only one component of the source image One spatial scale One direction Wave interference

Interferometry An image consists of many information bits on different scales and angles One antenna pair (baseline) gives one information bit Baseline Length Complete image, all information bits

Interferometry An image consists of many information bits, different scales and angles One antenna pair (baseline) gives one information bit Baseline Length Only ONE information bit Fourier space

Interferometry An image consists of many information bits, different scales and angles One antenna pair (baseline) gives one information bit Baseline Length Only ONE information bit (another one) Fourier space

Many baselines wanted to get as many information bits as possible! 2 antennas = 1 baseline 3 antennas = 3 baselines 4 antennas = 6 baselines 66 antennas = 2145 baselines Interferometry Increasing number of information bits

Interferometry Number of antennas limited! Reconstructing images from limited information! Synthesized telescope size Currently 500m Several km possible

Interferometry Number of antennas limited! Reconstructing images from limited information! MAGIC? Synthesized telescope size Currently 500m Several km possible

Interferometry Number of antennas limited! Reconstructing images from limited information! MATHEMATICS! Synthesized telescope size Currently 500m Several km possible

Interferometry Number of antennas limited! Reconstructing images from limited information! MATHEMATICS! Estimating the missing bits - Filling the gaps in information space Synthesized telescope size Currently 500m Several km possible

Crunching the numbers ALMA Correlator at 5000m altitude: among the most powerful supercomputers in the world, Brings signals from all antenna baselines together Over 134 million processors, up to 17 quadrillion operations per second. Credit: ESO

ALMA can act as a giant telescope with up to 16 km in size Extremely high resolution We start to see details on other stars Betelgeuse 640 lightyears

First image of a black hole ever Center of the galaxy M87 6.5 billion times more massive than the Sun

Optical Interferometry - VLTI Very Large Telescope Interferometer ESO @ Chile

4 main telescopes (VLT) with 8.2m mirrors 4 movable auxiliary telescopes with 1.8m mirrors Angular resolution of ~1 mas (milliarcsec) ( 2m on the moon) Measured diameters of 4 red dwarf stars (incl. Proxima Cen) with 80 mas accuracy. Optical Interferometry - VLTI Interferometry with up to 8 telescopes and optical delay lines Light combined in a central lab Distances between telescopes (Baselines) B=16m - 120 m (or up to 200m) Angular resolutions of λ/b

Optical Interferometry - VLTI