2
Astronomiska observationer
Astronomin är beroende av observationer av avlägsna objekt.
Observationer görs på all våglängder
av elektromagnetisk strålning.
Med ett teleskop vill man
• samla strålning, stort teleskop ⇒
mycket strålning
• urskilja detaljer, stort teleskop ⇒
stor upplösningsförmåga
Upplösningsförmåga = förmåga att särskilja
objekt som ligger nära varandra. Den
teoretiska upplösningsförmågan (i radianer) för ett teleskop är
θ = 1.22λ/D ∼ λ/D.
D är teleskopets objektivs diameter
(="öppningen") och λ är våglängden.
⇒ Ju större teleskop, desto mindre
detaljer kan urskiljas.
22
2.1
Atmosfärens inverkan på observationer
• absorbtion: största delen av strålningen stoppas av atmosfären.
• atmosfärens turbulens: ljuset från
stjärnor ser ut att "blinka". I ett
teleskop kommer bilden av en stjärna
att bredas ut ⇒ seeing-disk ⇒ den
verkliga upplösningsförmågan är sämre
än den teoretiska θ ∼ λ/D.
• refraktion: strålningen bryts i atmosfären.
• reflektioner: speciellt artificiella ljuskällor stör observationerna.
• "airglow": atmosfärens molekyler
avger ljus.
⇒ Optiska observatorier placeras på
hög altitud och platser med bra väderleksförhållanden och lite belysning.
23
2.2
Internationella observatorier
Observationerna för forskning sköts ofta
internationellt. Finland är med i bl.a.
följande sammanslutningar:
• European Southern Observatory (ESO):
Stora faciliteter i Chile, med både
optiska teleskop och radioteleskop.
• European Space Agency (ESA): Rymdteleskop för alla våglängdsområden.
Mycket samarbete bl.a. med Nasa.
• Nordic Optical Telscope (NOT): Nordiskt
teleskop vid La Palmas observatorium
⇒ Finländska
astronomer har
tillgång till
topp-teleskop.
24
2.3
Optiska teleskop
Optiska astronomins utveckling:
• fram till 1600-talet: observationer med blotta ögat, men med
hjälp av vinkelmätningsinstrumentր
(t.ex. kvadrant)
• linsteleskop från början av 1600-talet
(Galilei)
• spegelteleskop från slutet av 1600talet (Gregory, Newton, Cassegrain)
• de första detektorerna (fotometer,
kamera) från början av 1800-talet
• fotoelektriska detektorer fr.o.m. 1900talet
• CCD-kameran 1969 (Boyle, Smith)
25
• nya teknologiska lösningar från 1990talet: adaptiv optik, interferometrar
mm.
• stora teleskop:
– Palomar 5 m (1948)
– BTA 6 m (1975) −→
– Keck I-II 2x10 m (1992-6)
– VLT 4x8.2 m (1998-2000)
– LBT 2x8.4 (2005)
– GTC 10.4 m (2009)
– E-ELT 39.3 m (2022?)
↓
26
Refraktorer eller linsteleskop:
• ljuset samlas av objektivitet, som
består av en eller flera linser
• bilden studeras genom ett okular,
som bestämmer förstoringen
• linsteleskop används inte numera så
mycket på grund av sitt begränsade
synfält och långa konstruktion
• största linsteleskopen D ∼ 1m
Världens största linsteleskop: Yerkes’ refraktor
27
Reflektorer eller spegelteleskop:
• ljuset samlas genom en konkav spegel
• i allmänhet används en sekundär spegel,
för att rikta ljuset till detektorn
• numera: All större teleskop är spegelteleskop
↑
• vanliga optiska lösningar: Newtonteleskop (amatörastronomi), Cassegrainteleskop (stora teleskop)
↓
• de största spegelteleskopen har en
diameter på ∼ 10 m
• katadioptriska teleskop: spegelteleskop
med korrektionslins, ex. Schmidt-teleskop
Schmidt-Cassegrain
teleskop
28
Ett teleskops egenskaper:
• förstoring = förhållandet mellan objektivets (f1) och okularets (f2) brännvidder:
f1
ω=
f2
• bildskala (då teleskopet används som
kamera), anges ofta i bågsekunder
per mm
• öppningsförhållande = objektivets
fria öppning (D) dividerat med brännvidden (f ):
D
F =
f
Detektorer:
• fotomultiplikator
• CCD-kamera
WHT Mosaic CCD Camera (ING)
29
Med optiska teleskop görs:
• astrometri (mätning av postitioner)
• direkt fotografering
• fotometri (mätning av ljusstyrkan)
• polarimetri (mätning av ljusets polarisation)
• spektrometri
Solens spektrum (échelle-spektrum)
Optiska observatorier
byggs i allmänhet på
höga platser (ca 2000 3000 m) med bra
väderleksförhållanden.
Ex.: Kanarieöarna, Chileր(ESO), Hawaij.
30
Med hjälp av modern teknologi kan
man förbättra upplösningsförmågan för
optiska teleskop:
• minimering av termisk turbulens i
luften kring teleskopet
• aktiv optik: tunn spegel, man kan
korrigera deformationer
• adaptiv optik: formbar korrigeringsspegel, man kan korrigera t.ex. atmosfärens störningar
• mosaikteleskop
• kombinationer av flera
optiska teleskop
• interferometri: bilden från
flera teleskop kombineras
för att öka upplösningsförmågan, ex. VLT, ESO ր
• rymdteleskop, ex.
Hubble Space Telescope →
31
Uppgift 4: Notis från Vetenskapsrådet
(Sverige) den 27 april 2010:
"Den 26 april beslutade styrelsen för Europeiska Sydobservatoriet (ESO) att det planerade teleskopet E-ELT ska placeras på Cerro
Armazones. Berget är 3 064 meter högt
och ligger i Atacamaöknen i Chile, omkring
2 mil från Cerro Paranal där ESO:s Very
Large Telescope är placerat."
Vilka faktorer kan ha inverkat på placeringsbeslutet?
32
2.4
Radioteleskop
De första radio-observationerna gjordes
på 1930-talet (Karl Jansky). Största
delen av radiovågorna tränger lätt genom
atmosfären. Observationer kan göras
dygnet runt.
• Mäter elektromagnetisk strålning med
våglängder 1 mm – 100 m
• Fungerar som en antenn
• Reflekterande ytan behöver inte vara
lika nogrann som optiska teleskop
⇒ Radioteleskopen kan byggas stora,
∼ 10–300 m
• Interferometer: flera teleskop kombineras ⇒ längre baslinje ⇒ bättre
upplösningsförmåga ex. VLA (New
Mexico, USA), ALMA (ESO, Chile)
33
• Med radioteleskop undersöks bl.a.
interstellär materia, bakgrundsstrålning och aktiva galaxer
Världens största radiotelsekop, Arecibo,
(NAIC - Arecibo Observatory)
• Stora radioteleskop: Arecibo (300 m),
Green Bank (110 m), ↓Effelsberg (100
m)
34
2.5
Observationer med andra våglängder
Elektromagnetisk strålning av andra
våglängder än optiska eller radiovågor absorberas nästan helt i jordens atmosfär. Sedan 1960-talet har man använt satelliter och rymdsonder för dessa
observationer.
• gamma- och röntgenobservationer:
– gammautbrott
– materia runt svarta hål och neutronstjärnor
– andra högenergiobjekt
• Ultraviolett-astronomi:
– samma metoder som i optisk astronomi
– observationer av t.ex. stjärnors
korona
35
• Infraröd-astromi:
– infraröd strålning i
vissa våglängder kan
observeras från jorden
– observationer av inter- HL T au , bild :
stellär materia, t.ex. U niv. of Hawaii
födsel av nya stjärnor
2.6
Observationer av annan än elektromagnetisk strålning
Inom astronomin används även detektorer för observation av
• partikelstrålning, t.ex. neutriner
• gravitationsstrålning (på experimentstadium)
36
2.7
Rymdastronomi
Alltmer observationer görs nuförtiden
utanför jordens atmosfär, dvs. från
satelliter och rymdsonder. Bl.a. som
medlem av European Space Agency
(ESA) deltar Finland i många rymdforskningsprojekt. Bl.a. följande satellitoch rymdsondprojekt är viktiga för finländska forskare:
• Chandra (röntgen) −→
• XMM-Newton (röntgen)
• Hubble Space Telescope
(optisk och UV-strålning)
• WMAP (mikrovågor) ց
• Planck (mikrovågor)
• SOHO (observationer
av solen)
• BepiColombo (sond till Merkurius)
• GAIA (optiska observationer: noggrann astrometri och fotometri)
37
2.8
Stjärnhimmelen och sfärisk astronomi
Stjärnhimmelen kan ses som en en sfär
med mycket stor radie. För att räkna
ut himlakropparnas positioner och koordinater behövs sfärisk trigonometri
⇒ sfärisk astronomi
• Projicera jordens ekvatorsplan på
himmelssfären ⇒ himmelsekvatorn,
som i allmänhet används som grundplan för stjärnhimmelen.
• Himmelsekvatorn inte i samma plan
som jordens bana runt solen (ekliptikan): jordens rotationsaxel lutar
med en vinkel på 66.7o mot ekliptikan ⇒ årstidsväxlingarna.
• Jordens bana elliptisk ⇒ banhastigheten varierar, störst i perihelium (närmast solen), minst i aphelium (längst
borta från solen).
• Vår- och höstdagjämningspunkterna:
Skärningspunkterna mellan himmelsekvatorn och ekliptikan.
38
2.9
Stjärnhimmelens rörelse och tidsbegrepp
Jordens rotation ⇒ stjärnhimmelen verkar
rotera runt norra himmelspolen (nära
Polstjärnan) eller södra himmelspolen
(på södra halvklotet). Rotationstiden
är ca 23 h 56 min.
• Soltid:
– baserar sig på solens dagliga skenbara rörelse
– en kombination av jordens rotation och jordens rörelse kring solen
– jordens varierande banhastighet
och ekliptikans lutning ⇒ solens
skenbarara rörelse är inte jämn
⇒ vi använder medelsoltid
– synodiskt dygn = "soldygn"
– medelsoltiden är olika vid olika
longituder på jorden
39
• Normaltid:
– som bas medelsoltiden vid 0o meridianen (UT = universal time)
– resten av världen indelad i tidszoner
• Stjärntid:
– baserar sig enbart på jordens rotation, dvs. stjärnornas skenbara
rörelse
– astronomiska observationer anges
ofta i stjärntid
– ett siderisk dygn = 24 h stjärntid
≈ 23 h 56 m 4 s normaltid
– jordens rotation bromsas småningom
⇒ sideriska dygnet blir längre
• Årets definitioner:
– tropiskt år ≈ 365.24219 d, referenspunkt: vårdagjämningspunkten
– sideriskt år ≈ 365.25636 d, referenspunkt: stjärnhimmelen
– anomalistiskt år ≈ 365.2596 d, referenspunkt: perihelium
40
2.10
Astronomiska koordinatsystem
Himlakropparnas positioner på himmelen anges med koordinater motsvarande
de som används på jorden (longitud,
latitud). Vanligen används ekvatoriella
koordinater, med jordekvatorns (eller himmelsekvatorns) plan som grundplan.
• Horisont systemets koordinater:
– fundamentalplan: horisontalplanet
– höjd (h) eller zenitdistans
(z = 90o − h)
– azimut (az)
41
• Ekvatorialsystemets koordinater:
– fundamentalplan: jordekvatorns
plan
– deklination (δ)
– timvinkel (t) = vinkelavståndet
från nord-syd-meridianen
– rektascension (α), referenspunkt
vårdagjämningspunkten, anges i
h m s, 24 h = 360o
– stjärntid (Θ) = vårdagjämningspunktens timvinkel
–t=Θ−α
– en stjärna kulminerar (är högst
på himmelen) då dess α = Θ, dvs.
dess t = 0
42
• Andra koordinatsystem:
– ekliptikasystemet
– galaktiska koordinatsystemet
Stjärnornas ekvatoriella koordinater anges
för en viss epok (ex. 2000.0) på grund
av att de ändras:
• jordens precession och nutation (jmf.
snurra): riktningen på jordens rotationsaxel ändras
• trigonometrisk parallax (används
för avståndsmätning)
• aberration (pga. ljusets hastighet)
• refraktion (jordens atmosfär)
• jordens och solsystemets rörelse
• stjärnornas egenrörelse
Uppgift 5: En stjärnas rektascension
är α = 5 h 30 m 3 s. Vid vilken stjärntid syns den högst på himmelen?
43
2.11
Positionsastronomi och avståndsmätningar
Stjärnors koordinater kan mätas absolut eller i förhållande till referensstjärnor. Absoluta koordinater mäts
ofta med hjälp av en meridiancirkel.
Stjärnors position ändras under året
på grund av den trigonometriska parallaxen. Detta används för avståndsbestämning.
Beräknat i årlig parallax: 1" ⇔ 1 pc.
Med denna metod har man mätt avstånd
på t.om. några hundra pc (Hipparcossatelliten).
Parallaxmätningar utgör grunden för
avståndsmätningar i astronomin.
44
Andra metoder att mäta avstånd:
• Radar: Korta avstånd inom solsystemet
• Statistisk parallax: Grundar sig på
att mäta solens rörelses inverkan på
stjärnors positioner
• Fotometrisk avståndsbestämning: Om
man vet en stjärnas absoluta magnitud fås avståndet genom
m − M = 5 lg(r/10pc) + A(r)
m är den observerade magnituden,
M den absoluta magnituden, r avståndet och A är extinktionen.
• Rödförskjutningen av mycket avlägsna
objekt, Hubbles lag:
v = Hr,
v = radialhastigheten, H =Hubbles
konstant och r = avståndet.
45
2.12
Namngivningen av astronomiska objekt
• Stjärnhimmelen indelas i stjärnbilder
eller konstellationer. Det att stjärnor
finns i samma stjärnbild betyder givetvis
inte att de skulle vara fysiskt nära
varandra.
• De ljus-starkaste stjärnorna betecknas med grekiska alfabetets bokstäver
och har ofta även egna namn. För
svagare stjärnor används siffror och
(latinska) bokstavskombinationer. Dessutom används katalogbeteckningar med
nummer. Ex. Vega = α Lyr = HR
7001 = HD 172167
• Andra astronomiska objekt har andra namnbeteckningar, ofta baserade på kataloger, ex. Andromeda
galaxen = M31 = NGC224
46
