Transcript Přístroje pro astronomii 1

Přístroje pro astronomii 1
Úvod kursu
Sylabus








Historie astronomických pozorování, antické objevy a pozorovací metody, středověká
astronomie, první dalekohledy a spektrometry.
Spektrum elektromagnetického záření. Obloha v různých spektrálních oborech.
Radiometrie a fotometrie.
Úvod do geometrické a vlnové optiky. Paraxiální prostor, lámavé a odrazné plochy,
Fermatův princip, Huyghens-Fresnelův princip, disperze, difrakční jevy, zobrazovací
soustavy, zvětšení, zorné pole, rozlišovací schopnost, vinětace, světelnost, vady
zobrazení.
Čočkové dalekohledy. Achromáty, apochromáty, ED-optika. Korekce barevné vady.
Korekce sklenutí pole. Reduktory a korektory. Prodloužení ohniska. Vady. Výhody a
nevýhody.
Zrcadlové dalekohledy. Newtonův dalekohled. Tří- a vícezrcadlové systémy. Vady.
Výhody a nevýhody.
Katadioptrické systémy. Maksutov, Cassegrain, Schmidtova komora, SchmidtCassegrain, Schmidt-Newton, Ritchey-Chrétien, Dall-Kirkham. Vady. Výhody a
nevýhody.
Montáže pro astronomické dalekohledy. Dobsonova montáž, vidlicová montáž,
německá paralaktická montáž, speciální systémy.
Některé velké profesionální systémy (např. Hale, Keck, VLT aj.) a jejich budoucnost.
Aktivní optika. Adaptivní optika.
Co lze na obloze pozorovat okem
cca 6000 hvězd (celkem z obou polokoulí)
 5 planet (6?), Měsíc, Slunce
 nejjasnější galaxie a mlhoviny (M31, M42)
 komety, meteory, supernovy, proměnné
hvězdy


rytmické a pravidelné pohyby – základ
kalendářů
Cykly
Chaldejský cyklus (7. stol. př.n.l., SAROS)
– 41 zatmění Slunce (posunutých o třetinu
obvodu Země) během cca 18 let
 Metonův cyklus (432 př.n.l.) – 19
tropických roků = 235 synodických měsíců
[– 2 hodiny]
 Platónský rok (Hipparchos, 2. stol. př.n.l.)
– precesní pohyb Země
cca 25700 roků

Starověké observatoře
Goseck, Německo (4900 př.n.l.)
 Stonehenge, Velká Británie (~2-3 tis.
př.n.l.)
 Kokino, Makedonie (1800 př.n.l.)
 Chankillo, Peru (4. stol. př.n.l.)
 El Caracol, Mexiko (906 n.l.)

Řecká astronomie
(~600 př.n.l. - ~400 n.l.)


vycházeli z babylonských zdrojů
Aristoteles –



Aristarchus ze Samu –



velikosti a vzdálenosti Slunce a Měsíce z pozorování zatmění
heliocentrický model jako alternativa ke geocentrickému
Hipparchos –





sféričnost Země,
Slunce je větší než Země a hvězdy jsou podstatně dál než Slunce
první katalog hvězd
zavedl hvězdné velikosti
pokusil se potvrdit heliocentrický model změřením paralaxy, ale
neuspěl
sonda Hipparcos - High Precision Parallax Collecting Satellite
Ptolemaios –

geocentrický model - epicykly

Almagest
Příklad
Sluneční světlo dopadá na dno hluboké studny ve
městě Syena (dnes Aswan, jižní Egypt) v pravé
poledne v den letního slunovratu. Téhož dne
pozoruje Slunce Eratosthenes v Alexandrii mírně
jižně od zenitu (cca 1/50 kruhu = 7.2°).
Velbloudí karavana putuje ze Syeny do
Alexandrie 50 dní průměrnou rychlostí 100 stadií
denně. Spočtěte poloměr Země ve stádiích. Jak
velké chyby se Eratosthenes dopustil? (atický
stadion = 185 m, egyptský stadion = 157,5 m).
Orientální astronomie



Aryabhata (Indie, 576-550) – výpočty poloh
planet, zatmění, konjunkcí
Supernova v souhvězdí Býka (1054) –
zaznamenána čínskými a japonskými astronomy
(mnoho dalších záznamů supernov a komet)
Islámská astronomie




Albumasar (9. stol.) – heliocentrický systém
al-Sufi (10. stol) – katalog hvězd včetně barev,
pozorování mlhovin v Andromedě a LMC
Alhazen (11. stol.) – vysvětlil svit Měsíce
…mnoho dalších
Antické astronomické pomůcky

Gnómon
ukazatel slunečních hodin
 místní poledník
 určení rovnodennosti a zeměpisné šířky


Astroláb (planisféra)


otáčivá mapa hvězdné oblohy
Armilární aféra

prostorový model oblohy
Mechanismus z Antikythéry
 úhloměr, sextant

Mechanismus z Antikythéry
150-100 př.n.l., řeckého
původu (Hipparchos???)
 Objeven 1900
 předpovědi pohybu
Slunce a Měsíce (včetně
excentricity měsíční
dráhy), zatmění
 Mechanika na úrovni 18.
stol. v Evropě

Renesance





Mikoláš Koperník (1473-1543) – navrhl heliocentrický
systém (De revolutionibus orbium coelestium)
Tycho de Brahe (1546-1601) – velmi přesná měření
~ 1’ Slunce, Měsíce a planet (mnohaletá), také
supernovu v roce 1572
Johannes Kepler (1571-1630) – vysvětlil pohyby planet
(Keplerovy zákony, Astronomia nova, Harmonices
Mundi)
Galileo Galilei (1564-1642) – propagoval koperníkovský
heliocentrismus (Dialogo sopra i due massimi sistemi
del mondo), využíval hojně dalekohled, objevil čtyři
Jupiterovy měsíce a sluneční skvrny, fáze Venuše,
hvězdy v Mléčné dráze
Isaac Newton (1643-1727) – teorie gravitace
(Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica), vynalezl
první dalekohled s odrazným zrcadlem, rozložil bílé
světlo hranolem
Proč potřebujeme dalekohledy a CCD
detektory?

zvýšení sběrné plochy pro světlo



integrace sběru fotonů v čase


oko má sběrnou plochu 12-200 mm2
dalekohledy ji zvětšují 102-107 -krát
oko 100 ms (skotopicky), 10 ms (fotopicky)
zvýšení rozlišovací schopnosti
1,22 D


114 144
D mm
['' @ 550 nm]
oko asi 1' fotopicky
asi 5' skotopicky
Technologická revoluce
velké dalekohledy
 fotografie
 fotonásobiče, intenzifikátory obrazu
 CCD kamery
 počítače

Neoptická astronomie


Radioastronomie (Jansky, 1931)
– kvazary, pulzary
Sekundární projevy dopadu
vysokoenergetických částic
do atmosféry
Kosmická astronomie






Rentgenová – neutronové hvězdy, rázové vlny při
výbuchu supernov
UV a IR – vznik hvězd
Gama – pulzary, aktivní jádra galaxií
Planetární průzkum – sondy a roboti
Částicová astronomie – protony, neutrina
Gravitační vlny
Stručná historie objevů

1802 Fraunhofer identifikoval absorpční čáry ve
slunečním spektru a zjistil že odpovídají prvkům známým
na Zemi

Model nukleární pece ve hvězdách
(jaderná fyzika 1. pol. 20. století)
velmi dobře předpovídá chování a
velikosti hvězd, nedávno potvrzen i
měřením toku slunečních neutrin

1862 – pozorován první bílý trpaslík
(Sirius B) – velikost Země, ale hmotnost
Slunce – degenerovaný elektronový plyn
(vysvětlen kvantovou teorií ve 20. letech 20. století)
Stručná historie objevů
1939 – existují ještě kompaktnější objekty
– neutronové hvězdy: hmotnost
Slunce, ale 1000x menší než
bílý trpaslík (objeveny 1967
jako pulzary a později jako rentgenové
hvězdy)
 život hvězd – zárodečné mlhoviny
protohvězdy – otevřené hvězdokupy – obři
a trpaslíci - novy – supernovy – planetární
mlhoviny – kulové hvězdokupy

Stručná historie objevů
1917 Shapley – velikost
naší Galaxie
 1924 Hubble – vzdálenost
galaxie v Andromedě
 1929 Hubble – galaxie se
vzdalují – vesmír se rozpíná
 Kosmologie
velkého třesku

Bible

Genesis 1:1
Na počátku stvořil Bůh nebe a zemi.

Jób 38:4
Kde jsi byl, když jsem zakládal zemi?
Pověz, víš-li něco rozumného o tom.
Současné výzvy
gravitační vlny (pozorování binárních
pulzarů)
 oscilace neutrin
 inflační vesmír
 temná hmota a temná energie
 rozpínání se zrychluje (NC2011)
 fluktuace CMB
 2011 - neutrina rychlejší než světlo?

Informace o vesmírných objektech

světlo (fotony)




kosmické záření (nabité částice)





vlnově-částicová povaha
interferometrie
šíří se po přímých drahách (kromě nízkofrekvenčních
rádiových vln a ohybu na gravitačních čočkách)
zejména protony, ale i těžší jádra
působí na ně mezihvězdná a mezigalaktická
magnetická pole
meteority – informace o sluneční soustavě
neutrina
gravitační vlny

 
F  q(v  B)
Jednotky „energie“







vln. délka, frekvence, energie, vlnočet,  = c
Foton λ = 1 μm má ν = 3 x 1014 Hz
E = hν = 2 x 10-19 J
elektronvolt: 1,24 eV (1 eV = 1,602 x 10-19 J)
převrácený centimetr: 104 cm-1
μm, nm, angström
GHz, THz, PHz, EHz
Pro plyn v termodynamické rovnováze (černé těleso) hν = kT
ν [Hz] ≈ 2 x 1010 T [K]
Spektrum el.-mag. záření
Propustnost atmosféry
Propustnost atmosféry
Mezihvězdný prach
Turbulence atmosféry

Obraz v dalekohledu se při krátké
expoziční době (<10-100 ms) rychle mění

Při dlouhé expoziční době je rozmazaný
Calar Alto
D 2,2 m
0,06 ''
1''
diffraction-limited
1''
„tip/tilt“
1''
21 min
Charakterizace míry turbulencí
v atmosféře

Prostorové vlastnosti:



Časové vlastnosti:



Friedův parametr r0 - velikost apertury, jejíž difrakčně omezená
rozlišovací schopnost by byla stejná jako rozlišovací schopnost
nekonečně velké apertury daná turbulencemi atmosféry
„seeing“ ε - velikost difrakčního obrazce daného turbulencemi
Na krátkých časových škálách [10-2 – 10-3 s] – speklový
dekoherenční čas τ0
Na delších časových škálách [sekundy až hodiny]
- časový interval t0, po který je možné považovat
obraz za translačně stabilní
Izoplanatický úhel

Maximální úhlová vzdálenost objektů θ0, které
jsou deformovány velmi podobnými distorzemi
vlnoplochy (definice je vágní...)
Závislost na nadmořské výšce
zenit, 550 nm
4
8
dekoherenční čas
3
6
2
4
seeing
izoplanatický úhel
1
2
0
0
1000
2000
3000
Nadmořská výška h [m]
4000
0
5000
Dekoherenční čas  0 [ms]
Seeing , izoplanatický úhel  0 ["]
10
Závislost na vlnové délce
1000 m.n.m., zenit
seeing
izoplanatický úhel
10
35
30
25
20
1
dekoherenční čas
15
10
5
0
0,1
300
600
900
1200
1500
Vlnová délka  [nm]
1800
2100
Dekoherenční čas 0 [ms]
Seeing , izoplanatický úhel  0 ["]
40
Závislost na zenitovém úhlu
1000 m.n.m., 500 nm
8
dekoherenční čas
3,5
7
3,0
6
2,5
5
2,0
4
1,5
3
seeing
izoplanatický úhel
1,0
0,5
2
1
0,0
0
0
20
40
60
Zenitový úhel  [°]
80
Dekoherenční čas 0 [ms]
Seeing , izoplanatický úhel 0 ["]
4,0
Obloha v různých spektrálních oborech

http://www.chromoscope.net/
240 μm, 5,2x10-3 eV
3,5
μm,
eV
-6 eV
500
nm,
2,5
-5
73,5
cm,
1,7x10
0,37
nm,
60,36
keV
1,2x10
nm,eV
>100 MeV
Obloha v různých
spektrálních oborech
Galaxie (M31)
Aktivní galaxie (M51)
Krabí mlhovina (M1)
Slunce
Úvod do radiometrie








spektrální hustota záře (spectral radiance, specific
intensity) Lν [W m-2 sr-1 Hz-1], Lλ [W m-3 sr-1]
zář (radiance, luminance) – celé spektrum L [W m-2 sr-1]
kosinový (Lambertovský) zdroj
intenzita vyzařování (do
poloprostoru) [W m-2]
(radiant exitance, flux)
F = ∫L cos(θ) dΩ = πL
Fν (flux density)[W.m-2.Hz-1,
Jy=10-26 W.m-2.Hz-1]
zářivost (radiant intensity)
I [W sr-1]
zářivý tok (total flux,
luminosity), Φ [W] = FA
zářivá energie Q [J]
Záření černého tělesa
Ozáření





Ω=a/r2=4π sin2(θ/2)
Intenzita ozáření
(irradiance)
E=FA/(4πr2)=AL/(4r2)
[W m-2]
Ozáření H = ∫E(t) dt
[J m-2] - expozice
propustnost, filtrace T
PD≈AaTLλ(λ0)Δλ/r2
[W]
Fotometrie


F
Zářivá energie, jak je
vnímána lidským okem
Světelný tok [lm] místo
zářivého toku [W]
v
683.002 lm W
V
J
d
0
Radiometrie
zářivý tok (radiant flux, luminosity) Φ
Fotometrie
[W]
světelný tok (luminous flux)
[lm]
intenzita vyzařování (radiant exitance) F [W.m-2]
světlení (luminous exitance)
[lm.m-2]
zářivost (radiant intensity) I
[W.sr-1]
svítivost (luminous intensity)
[cd = lm.sr-1]
zář (radiance) L
[W.m-2.sr-1]
jas (luminance)
[nt = cd.m-2]
intenzita ozáření (irradiance) E
[W.m-2]
osvětlení (illuminance)
[lx = lm.m-2]
ozáření (radiant exposure) H
[J.m-2]
osvit (light exposure)
[lx.s]
Typické hodnoty
Zdroj
Jas [nt]
Osvětlení [lx]
Slunce v zenitu
1,6 x 109
105
zamračená obloha
40
102-103
Měsíc
2500
0,2
noční obloha
5 x 10-5
0,001
Zdánlivé magnitudy


nelinearita odezvy lidského oka (1:10:100)
Hipparchos, N.R.Pogson (1856) – intenzita vyzařování
hvězdy 1. velikosti je asi 100-násobek hvězdy 6. velikosti,
neboli mezi sousedními hvězdnými velikostmi je podíl
5





100  2,512
m = -2,5 log10(F/F0) (F0 závisí na konkrétním
fotometrickém systému)
m1 - m2 = -2,5 log10(F1/F2)
mv vizuální magnituda
mpg fotografická magnituda
mbol = mv – BC bolometrická magnituda
Fotometrické systémy
UBV systém
 UBVRI systém
 uvby systém
 …mnoho dalších

Absolutní magnitudy
absolutní magnituda M je číselně stejná
jako zdánlivá magnituda m ze vzdálenosti
10 pc
 m -M = -2,5 log10[F (r)/F (10)] =
= -2,5 log10[10 pc/r]2 = 5 log10[r/10 pc]
 vztah k zářivému toku:
Mbol = -2.5 log10[Φ/Φ0], Φ0 = 3,0x1028 W

Zdánlivá magnituda dvojhvězdy
Jakou celkovou zdánlivou magnitudu má
dvojhvězda, která se skládá ze složek se
zdánlivými magnitudami 1m a 2m ?
1 = -2.5 log10(F1/F0), 2 = -2.5 log10(F2/F0)
F1 = F0 x 10-0,4, F2 = F0 x 10-0,8
F = F1 + F2 = F0 (10-0,4 + 10-0,8)
m = -2,5 log100,5566 = 0,64
Studijní materiál
http://jointlab.upol.cz/haderka/pa1