Wstep do astrofizyki I - Wykład 7 - Uniwersytet im. Adama Mickiewicza

Wstep do astrofizyki I - Wykład 7 - Uniwersytet im. Adama Mickiewicza

Wst˛ep do astrofizyki I
Wykład 7
Tomasz Kwiatkowski
Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu
Wydział Fizyki
Instytut Obserwatorium Astronomiczne
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
1/33
Plan wykładu
Budowa teleskopów
Refraktory
Reflektory
Parametry teleskopów
Korekta seeingu
Optyka adaptacyjna
Przeglad
˛ wybranych teleskopów
Teleskop Kosmiczny Hubble’a
Teleskop Kecka
ESO VLT
SALT
Teleskopy OA UAM w Borowcu
Spektrograf echelle w Borowcu
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
2/33
Refraktory
luneta Galileusza (obiektyw – soczewka wypukła, okular –
wkl˛esła), 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 zmieniaja˛ tor biegu promieni świetlnych, lornetka ta
daje obrazy proste
do fotografii stosuje si˛e tzw. astrografy: refraktory, których
obiektywy złożone sa˛ z układu wielu soczewek, b˛edacych
˛
układem skupiajacym
˛
o niewielkich aberracjach; daja˛ one dobrej
jakości obrazy na dużym polu
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep 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, OA UAM
Wst˛ep 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, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
5/33
Najważniejsze parametry teleskopów
Zdolność zbiorcza: zdolność do zbierania promieniowania z
dużego obszaru (zwi˛eksza to znacznie oświetlenie detektora);
jest to główna korzyść wynikajaca
˛ z zastosowania teleskopu;
zdolność zbiorcza ∼ pola powierzchni obiektywu
Zdolność rozdzielcza: zdolność do rozróżniania drobnych
szczegółów; ograniczona w naturalny sposób przez dyfrakcj˛e
światła na brzegu obiektywu, wyraża si˛e wzorem:
λ
D
gdzie λ – długość fali, D – średnica obiektywu
Dla światła widzialnego λ = 550 nm, zatem:
ρ = 1.22
ρ=
(1)
14
,
D
D [cm], ρ [”]
W praktyce rozdzielczość teleskopów optycznych ogranicza
seeing
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
6/33
Zwi˛ekszanie zdolności zbiorczej
Wytwarzanie dużych zwierciadeł (średnice rz˛edu 10 m) jest b.
trudne: lustra wyginaja˛ sie pod własnym ci˛eżarem
Rozwiazanie
˛
1: lustro główne składa si˛e z sześciokatnych
˛
segmentów, ich wzajemne położenie koryguja˛ wsporniki
hydrauliczne
Rozwiazanie
˛
2: lustro jest cienkie, łatwo sie deformuje,
spoczywa na wspornikach hydraulicznych, które nadaja˛ mu
pożadany
˛
kształt
Oba rozwiazania
˛
to przykład aktywnej optyki
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
7/33
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
8/33
Zwi˛ekszanie zdolności rozdzielczej
Interferometria plamkowa (ekspozycje w czasie milisekund daja˛
obrazy statycznie zniekształcone przez atmosfer˛e – „zamrożony
seeing” – z których odwrotna˛ transformacja˛ Fouriera odtwarza
si˛e oryginalny obraz); tylko do jasnych gwiazd, bo krótkie
ekspozycje
Optyka adaptacyjna (zmiana kształtu wtórnego zwierciadła z
cz˛estotliwościa˛ fluktuacji atmosfery i przeciwna˛ do jej wpływu
faza);
˛ potrzebna jasna gwiazda w pobliżu obiektu do badania
deformacji czoła fali
Orthogonal transfer CCD – zamiast zmian w optyce, sam obraz
na detektorze „poda˛ża” za seeingiem
Teleskop kosmiczny (poza atmosfera˛ zdolność rozdzielcza
ograniczona jedynie dyfrakcja˛ światła)
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep 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 sekund˛e
badajac
˛ obraz jasnej gwiazdy wzorcowej
Aktywny element optyki w teleskopie (deformowalne lusterko)
wprowadza korekt˛e C(x), odtwarzajac
˛ pierwotna˛ postać czoła
fali
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
10/33
Gwiazda wzorcowa w optyce adaptacyjnej
Do korekty czoła fali wykorzystuje si˛e bliska,˛ jasna˛ gwiazd˛e
wzorcowa˛
Gwiazdy dalej położone sa˛ inaczej zniekształcane przez
atmosfer˛e, niż obserwowany obiekt
r0 – parametr Frieda (ok. 20 cm), określa promień typowej
komórki konwektywnej w atmosferze
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep 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 pochłaniaja˛ światło
lasera
Sztuczna˛ gwiazdk˛e można
umieścić tuż obok
obserwowanego obiektu
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
12/33
Przykłady korekty seeingu
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
13/33
Teleskop Kosmiczny Hubble’a
Średnica D = 2.4 m, system Ritchey-Chretiena
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
14/33
Mauna Kea na Hawajach (USA)
Szczyt wygasłego wulkanu, wysokość 4200 m n.p.m.
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
15/33
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
16/33
Teleskopy na Mauna Kea
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Bliźniacze teleskopy Kecka
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
17/33
Teleskopy Kecka
Średnica luster D = 10 m, system Ritchey-Chretiene
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
18/33
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep 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, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
20/33
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
21/33
Southern African Large Telescope (SALT)
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
22/33
SALT znajduje si˛e 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 sześciokatnych
˛
segmentów
Teleskop nachylony pod
stałym katem
˛
37◦ do pionu
Rotacja w azymucie tylko
mi˛edzy obserwacjami
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
23/33
Nad zwierciadłem głównym
szyny z wózkiem
Na wózku korektor aberracji i
instrumenty badawcze:
obecnie kamera obrazujaca
˛
(SALTICAM) i spektrograf
niskiej rozdzielczości (RSS),
wkrótce HRS
W czasie obserwacji wózek
przesuwa si˛e po szynach:
prowadzi za ruchem nieba
Średnica użyteczna
teleskopu: 7.8-9.3 m
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
24/33
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
25/33
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
26/33
Fragment nieba, dost˛epny obserwacjom
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep 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
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Teleskop
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
28/33
Poznan Spectroscopic Telescope (PST)
System Newtona, dwa lustra D = 0.5 m, F = 2.25 m; średnica
wypadkowa: 0.7 m
Spektrograf echelle, R = 35000, dwa światłowody
Pawilon
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Teleskop
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
29/33
Spektrograf echelle w Borowcu
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
30/33
Spektrograf echelle w Borowcu
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
31/33
Spektrograf echelle w Borowcu
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
32/33
Spektrograf echelle w Borowcu
Tomasz Kwiatkowski, OA UAM
Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 7
33/33