Havaitsevan tähtitieteen pk 1Luento 6: Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikatJyri Näränen

Metsähovin ekskursio

Tutustutaan teleskooppeihin ja observatorioalueeseen

Jos sää on hyvä niin myös pyritään havaitsemaan

Ajankohta valitettavasti vielä auki lumitilanteesta johtuen

6. Ilmaisimet ja uudet havaintotekniikat1. Silmä, valokuvaus,

valomonistinputki2. CCD3. Mosaiikki vs. monoliitti4. CMOS5. Kohina ja sen vaikutus

havaintoihin6. Suuret teleskoopit7. Aktiivinen ja adaptiivinen

optiikka8. Monipeili- ja

mosaiikkiteleskoopit9. Interferometria10. Muut tekniikat11. Avaruusteleskoopit

6.1 Silmä ja valokuvaus

Silmällä tehtäviä havaintoja ei käytännössä ammattimaisessa tähtitieteessä enää käytetä

Valokuvausfilmi oli huomattava parannus silmällä tehtäviin havaintoihin (mm. kyky objektiivisesti tallentaa vs. käsin piirtää), mutta filmit olivat usein hyvin epälineaarisia herkkyydessään, joten datan käsittely vaati “taikuutta” valokuvauslevyn kvanttihyötysuhde eli

kvanttiefektiivisyys (QE) vain muutamia prosentteja Käytännössä valokuvalevyjäkään ei enää käytetä

ollenkaan

6.1 Valomonistinputki

Valomonistimeen osuva fotoni tuottaa elektronin (virtaa), joka vahvistetaan ~105-108 -kertaiseksi

Kvanttihyötysuhde on 20-30% Valomonistinputki on lineaarinen käyttöalueellaan Vielä nykyään käytössä joissain fotometreissä ja

polarimetreissä Etsimenä näissäkin usein CCD (valomonistinputki ei

tuota kuvaa) Ongelmana mm. käytön hankaluus sekä

korkeajännitevaatimus (turvallisuusriski)

6.2 CCD

Ehdottomasti käytetyin detektori nykyaikaisessa tähtitieteessä

Perustuu puolijohteissa tapahtuvaan valosähköiseen ilmiöön

Lineaarinen alue hyvin laaja Kvanttiefektiivisyys erittäin hyvä Nykyisin kuvakenttäkin melko iso (>100 Mpix

monoliitit vrt. yli Gpix mosaiikit) Kuva sellaisenaan valmis digitaaliseen

kuvankäsittelyyn

6.2 CCD

CCDn peruskuvaelementti on pikseli, joka on positiivisella varauksella aikaansaatu potentiaalikuoppa kun saapuva fotoni irrottaa puolijohteesta elektronin, jää se

kuoppaan ja tieto saapuneesta fotonista tallentuu Jokainen elektroni heikentää potentiaalia, joten pikseli voi ottaa

vastaan vain tietyn määrän fotoneita ennen kuin se saturoituu Valosähköisen ilmiön tehokkuus riippuu aallonpituudesta.

esim. piin valosähköinen ilmiö tapahtuu 1.14eV:n energialla eli noin 1100nm aallonpituudella

tätä matalammat energiat/ suuremmat aallonpituudet eivät rekisteröidy

suuret energiat taas reagoivat usein jo “liian” aikaisin

6.2 CCD

Kennoon kerätään valoa haluttu aika, jonka jälkeen se luetaan kellottamalla

Elektronit pusketaan ensin esivahvistimeen joka jälkeen kennon ulkopuoliseen vahvistimeen ja sen jälkeen analogi-digitaali muuntimeen

6.2 CCD

CCD signaalin perusyksikkö on ADU (analog to digital unit, usein puhutaan myös counts:eista), joka liittyy mittattuun signaaliin vahvistuskertoimen G=ne-/ADU avulla. Tyypillisesti n=1-5

Valitaan niin, että A/D muuntimen digitointiskaala (useimmin 16 bittiä=216=65536) kattaa pikselin koko tallennuskapasiteetin esim. jos pikselin tallennuskapasiteetti 100000 elektronia, niin

hyvä G olisi 100000e-/65536 ADU=1.5e-/ADU

6.2 CCD

Varauksensiirtotehokkuus kertoo siitä, kuinka suuri osa elektroneista oikeasti siirtyy kellotuksessa eteenpäin

Jos se on huono, jää kirkkaista kohteista perään huntuja ja kuvan taustaan muodostuu selvä viimeisiä luettuja pikseleitä kohti kasvava gradientti

Pimeävirta (dark current) on puolijohteessa lämpöliikkeen generoimista elektroneista johtuvaa kohinaa

Piillä pimeävirta putoaa kolmasosaan, kun lämpötila putoaa kymmenen astetta tästä johtuen ammattimaiset CCD:t jäähdytetään

nestetypellä erityisissä kryostaateissa (~-170°C, NIR heliumilla ~-210°C)

6.2 CCD

Kaikiin CCD kuviin lisätään ennen digitointia pieni lisäjännite ns. bias, jolla estetään heikon signaalin leikkaantuminen digitoinnissa

Bias vaihtelee yöstä toiseen jonkin verran Joissain kameroissa on mahdollisuus lukea

20-50 “tyhjää” riviä sen jälkeen kun varsinainen kuva on luettu ja tallentaa tulos kuvan yhteyteen. Tämä ns. overscan alue kertoo suoraan kuvan bias -tason.

6.3 CCD havaintojen kohina

Fotonikohina johtuu Poisson statistiikasta asettaa alarajan kohinalle voidaan minimoida pidentämällä valotusta

Lukukohina Pimeävirta

voidaan mitata Pikselien herkkyysvaihtelut

flat field -kuvat

6.3 CCD havaintojen kohina

Muut kohinalähteet: kosmiset säteet blooming saturoituminen epälineaarisuus

6.4 Mosaiikki vs. monoliitti

Yllä: Pan-STARRS:in Gigapixel Camera (1.4 Gpix)Vieressä: OMI 112 Mpix monoliittikenno

6.4 Mosaiikki vs. monoliitti

Monoliitit vaikeita valmistaa Mosaiikit rakenteeltaan monimutkaisempia ja siksi kalliimpia Mosaiikeista saadaan paljon suurempia Mosaiikeissa yksittäisten kennojen liitoskohdissa “railoja” Mosaiikkien lukunopeus suurempi Monoliitit herkempiä vaurioitumiselle (mosaiikissa vaurio

rajoittuu pienemmälle alueelle) Saturaatio pienempi ongelma mosaiikille (kenno jossa kirkas

tähti voidaan esim. lukea aikaisemmin) Datan käsittely ja laadun valvonta yksinkertaisempaa

monoliitilla

6.5 CMOS

Complementary Metal Oxide Semiconductor on mm. valokuvakameroissa yleisesti käytetty puolijohdetekniikka.

Siinä jokainen pikseli on itsenäinen yksikkö eli lukuelektroniikka sijaitsee samalla kennolla kuvaa keräävän pinta-alan kanssa efektiivinen pinta-ala pienempi kuin CCD:llä.

Lukuaika on nopeampi kuin CCD:llä ja virrankulutus pienempi. CMOS on kohinaisempi johtuen kennolla sijaitsevasta “roskasta” eli

ADU muuntimista yms. CCD:n pikselien välinen vertailtavuus on huomattavasti parempi

johtuen yhteisestä lukuelektroniikasta. CMOS on CCD:tä kestävämpi johtuen kennon modulaarisesta

rakenteesta. Ammattitähtitieteessä CMOS ei kuitenkaan ole saavuttanut vielä

suurta asemaa.

6.6 Suuret teleskoopit

Motivaattorina halu nähdä kauemmas ja himmeämpiä kohteita tästä johtuen suuret teleskoopit usein optimoituja

lähi-infrapunaan (maailmankaikkeuden laajenemisesta johtuva punasiirtymä)

Detektorien parannuttua, teleskooppien valonkeräyspinta-alasta tuli rajoite

Kehitetty uusia tekniikoita, joilla pystytty rakentamaan yhä isompia teleskooppeja

6.7 Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka Aktiivisella optiikalla voidaan tehdä suhteellisen

hitaita (f0.01 Hz) muutoksia peilin muotoon Käytännössä kaikki nykyaikaiset peilit ovat niin

ohuita, etteivät pysy muodossaan ilman apua Voidaan aktiivisesti seurata aaltoorintaman muotoa

ja/tai noudattaa ennalta rakennettua mallia Peilin ja teleskoopin lämpötilan muutoksiin voidaan

reagoida aktiivisella optiikalla Myös ilmakehän hitaita muutoksia voidaan

kompensoida

6.7 Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka Adaptiivinen optiikka pyrkii korjaamaan ilmakehän

muutoksia jopa 1000 kertaa sekunnissa Aaltorintaman muotoa seurataan koko ajan ja

muutokset kompensoidaan kuvaan muuttamalla apupeilin muotoa

Tarvitsee referenssilähteen (kohde itse, läheinen tähti, lasermajakka)

Kuvan terävyys parantuu noin kymmenkertaisesti Ongelmana on verrattain pieni käyttökelpoinen

kuvakenttä

6.7 Aktiivinen ja adaptiivinen optiikka Riittävän kirkasta referenssitähteä

vaikea löytää Laserin avulla voidaan luoda

“keinotähti” Käytetään hyväksi joko Rayleigh’n

sirontaa tai 92km korkeudella olevaa natrium kerrosta (589 nm)

Laserilla ei voi poistaa kaikkia virheitä, koska valo kulkee ilmakehän läpi kahteen suuntaan

Laser voi häiritä observatorion muita teleskooppeja (puhumattakaan lentoliikenteestä).

6.7 Adaptiivinen optiikka

Kaavio adaptiiviselle optiikalle

6.7 Adaptiivinen optiikka

Adaptiivisen optiikan vaikutus

6.7 Adaptiivinen optiikka

Adaptiivisen optiikan vaikutus Uranuksen kuva

(Keck)

6.8 Monipeili- ja mosaiikkiteleskoopit Suurten monoliittipeilien yläraja ~8 metriä (LBT 8.4m

isoin) Yli 6m yleensä kuitenkin mosaiikkeja Mosaiikkiteleskooppi toimii kuin yksipeilinen

erotuskyky ja valonkeräyskyky lasketaan kuin yhtenäiselle peilille peilien etäisyydet toistensa suhteen tunnettava erittäin tarkasti

Sen sijaan monipeiliteleskooppi toimii kuin monta teleskooppia yhdessä erotuskyky sama kuin yksittäisillä peileillä. Sen sijaan

valonkeräyskyky yhteenlaskettu mahdollisuus tehdä interferometriaa

6.8 Monipeili- ja mosaiikkiteleskoopit

6.9 Interferometria

Ollut käytössä radiotähtitieteessä jo kauan Yhdistämällä useasta teleskoopista tuleva valo

samassa vaiheessa voidaan saavuttaa resoluutio, joka on sama kuin teleskooppien välisen matkan kokoisella yksittäisellä peilillä

Valonkeräyspinta-ala on peilien yhteenlaskettu pinta-ala

Vaatii teleskooppien välimatkan erittäin tarkkaa hallintaa (muuttuu koko ajan)

Kuva muodostetaan Fourier -muunnoksella

6.9 Interferometria

Resoluution parannus saavutetaan vain baseline:n kanssa yhdensuuntaisessa suunnassa, muualla resoluutio pysyy samana, kuin yksittäisellä teleskoopilla

Siksi mahdollisimman monipuolinen konfiguraatio on hyödyllinen

6.9 VLTI

VLT + 4x1.8m aputeleskooppia

millikaarisekuntti resoluutio

200m halkaisija

6.9 OHANA (Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy) Pohjana Keck

-interferometri Keck:it on jo pystytty

linkittämään valokaapelilla (Science 311 194)

Valmistuttuaan halkaisija 800m ja erotuskyky alle millikaarisekunnin (lähi-infrapunassa)

6.10 Lucky -kuvaus

Uusi kohinaton lukutekniikka tehnyt mahdolliseksi

Kun luetaan nopeasti ja kuvista valitaan vain parhaat, niin saavutetaan jopa 5-7 kertainen parannus resoluutiossa

Kohteiden oltava melko kirkkaita

Tällä hetkellä vielä kuvakenttä aika rajattu

6.10 Lucky -kuvaus

6.10 Tähtitiedettä Antarktiksella Suurin osa seeingiä aiheuttavista ilmiöistä tapahtuu

troposfäärissä. Antarktiksella on paikkoja, joissa tropopaussi on

todella lähellä maan pintaa. Esim. Dome-C, jossa mediaani seeingiksi on mitattu 0.27” parhaaksi 0.07”

Lisäksi ilma on siellä erittäin kuivaa (nir) Pitkä yö antaa mahdollisuuksia ainutlaatuiseen

tieteeseen Ongelmana lähinnä kaukainen sijainti ja

äärimmäiset sääolosuhteet

6.10 SALT ja HET

Hobby-Eberle Telescope ja South African Large Telescope

Isoja mosaiikkiteleskooppeja, jotka on rakennettu niin, että niiden pääpeilin zeniittikulma on kiinteä

Voidaan liikuttaa vain atsimuuttisuunnassa Tällä saadaan aikaa huomattavia säästöjä

rakennuskuluissa Apupeiliä liikuttamalla saadaan skannattua noin

70% taivaasta yön aikana (efektiivinen pinta-ala kärsii, vrt. Arecibo)

Erinomaisia ns. “patch-mode” havaintoihin

6.10 SALT ja HET

6.10 ULTRACAM

Englantilainen instrumentti, tarjoavat myös mm. ESOlle

Samanaikaista CCD-fotometriaa kolmella kaistalla

Jopa 1/100 sekunnin aikaresoluutio

Tarvitsee paljon fotoneita (sekä vertailutähden suhteelliseen fotometriaan)

6.11 OTCCD

Orthogonal Transfer CCD –järjestelmässä luetaan mosaiikkikennolle osuvia kirkkaita tähtiä huomattavasti nopeammin kuin muuta kuvaa.

Kuvista mitataan tähtien liikkeitä mm. seeingin vaikutuksesta. Mitatut liikkeet siirretään muun kennoston lukuun jolloin kuva “vakautuu”.

Tekniikkaa käytetään mm. Pan-STARRS:in Gigapixel Camerassa (ja samaa periaatetta joissain valokuvakameroissa).

6.10 Liquid mirror telescope

Pyörivä neste muodostaa paraabelipinnan

Heijastavana nesteenä esim. Elohopea

Rajoituksena suuntaus (peiliä ei voi kääntää)

Suurin käytössä oleva on Kanadassa sijaitseva 6m Large Zenith Telescope

6.11 Avaruusteleskoopit

Avaruuteen siirryttäessä ilmakehän ongelmat (seeing, absorptio,...) poistuvat, tosin tulee muita ongelmia

Optisella alueella käytännössä vain Hubble ja tulevaisuudessa JWST (lähi-infrapuna)

Se on kuitenkin todella kallista verrattuna maanpääliseen tutkimukseen Hubble 1.5109 $ + 2.5108

$/vuosi JWST >3109 $ Keckit ~2108 $ + 2107 $/vuosi E-ELT ~8108 $