NOVA Astronomie Nascholing #4 WAARNEEMTECHNIEKEN Groningen 10 mei 2016 J.W.Pel

Transcriptie

1 NOVA Astronomie Nascholing #4 WAARNEEMTECHNIEKEN Groningen 10 mei 2016 J.W.Pel

2 millennia lang zag de mensheid de sterrenhemel zó NASCHOLING

3 de straling die materie uitzendt hangt vooral af van de temperatuur T: als T toeneemt straalt het voorwerp bij steeds kortere golflengten in zichtbaar licht zien we vooral het warme heelal met T ~ graden karakteristiek voor gewone sterren zoals onze Zon in UV/Röntgen/Gamma straling zien we het hete heelal met T van ~ tot miljoenen graden dan gaat het om zeer hete sterren en om hoge energie processen bij Röntgen-dubbelsterren, pulsars, supernovae, gamma-bursters, zwarte gaten bij infrarood of radio golflengten zien we vooral het gas en stof tussen de sterren, d.w.z. het koele heelal met T ~ NASCHOLING

4 het heelal ziet er dus bij elke golflengte anders uit astronomen willen daarom bij alle golflengten kunnen meten dat is pas sinds kort mogelijk: tot ~ 1870: uitsluitend visuele waarneming v.a. ~ 1870: fotografie ~ 1930: foto-electrische metingen ~ 1950: radio-astronomie ~ 1960: ruimtevaart, CCD s, electronische detectoren voor alle golflengten, computers NASCHOLING

5 Gamma >300 MeV COMPTON hoge energie processen DE MELKWEG BIJ 7 VERSCHILLENDE GOLFLENGTEN Röntgen KeV ROSAT ( m) heet gas Zichtbaar licht m sterren Infrarood 12,60,100 m IRAS stof Radio 2.6 mm moleculen Radio 21 cm lijn atomaire waterstof Radio 75 cm cont. niet-thermische (synchrotron) straling factor in golflengte! NASCHOLING

6 VEEL ELECTROMAGNETISCHE STRALING UIT HET HEELAL KOMT NIET DOOR DE AARDATMOSFEER HEEN, MAAR ER ZIJN VENSTERS : 100 % 0 % absorptie atmosfeer GOLFLENGTE NASCHOLING

7 voor de korte golflengten (UV, Röntgen/Gamma straling) en voor grote delen van het infrarood moeten we de ruimte in HUBBLE NASCHOLING

8 HERSCHEL helium-gekoelde 3.5-meter telescoop voor het verre infrarood gelanceerd mei 2009 samen met PLANCK, een 1.5-m telescoop voor de kosmische achtergrondstraling NASCHOLING

9 HUBBLE ULTRA DEEP FIELD veld:1% van opp. volle maan melkwegstelsels belichtingstijd: 14 dagen we willen dus bij elke golflengte kunnen meten, maar ook met steeds grotere telescopen waarom? NASCHOLING

10 BUIGINGSPATROON - RAYLEIGH LIMIET licht is een golfverschijnsel zelfs perfecte optiek beeldt een puntbron niet als exact punt af eenvoudige toepassing van het Huygens principe voor alle punten in het pupilvlak van een lens/spiegel (in het far field geval, i.e. Fraunhofer diffractie ) : in A: alle Huygens golfjes van de lens in fase maximum in B: /2 optisch weglengte verschil over D/2 minimum zo ontstaat het Airy buigingspatroon (diffraction pattern) klein sin = /D, AB = f /D met correctie voor ronde pupil: = 1.22 /D, AB = 1.22 f /D Rayleigh limiet: 2 puntbronnen zijn niet scheidbaar als ze dichter bij elkaar staan dan hoek (radialen) in boogseconden: = 2.52x10 5 /D B A Vb.1: menselijk oog in daglicht D = 2.5 mm = 0.5 m = 50 f = 17 mm AB = mm feitelijke resolutie is ~1 dicht bij Rayleigh limiet! Vb.2: ELT : D= 42 m, f = 420 m, = 0.5 m = 0.003, AB = mm maar: atmosferische seeing! NASCHOLING

11 meer over het Airy patroon bij optische golflengten detecteren we meestal intensiteit, en niet de electromagn. veldsterkte intensiteit = (veldsterkte) 2 i.e. altijd positief met radiotelescopen meten we wèl veldsterkte, dus (amplitude, fase) f/d openingsverhouding F Airy disk = 2.44 F dus: in m Airy disk = 2.44 F in microns voor berekening van het buigingsbeeld in het beeldvlak moeten we alle Huygens golfjes (amplitude èn fase) uit de intreepupil optellen mathematisch betekent dat: we berekenen de Fourier transform (buigingsbeeld) beeldvlak = FT [(verlichting) pupilvlak ] (FT) 2 intensiteit belangrijke regel in optica: als PP = de verlichting van het pupilvlak en IP het corresponderende beeld in het beeldvlak dan geldt: PP 1 FT IP 1 FT PP 2 FT IP 2 etc. NASCHOLING

12 ideale telescoop: beeld alleen bepaald door golfkarakter van het licht buigingsbegrensd het beeld van een ster is dan het zuivere buigingspatroon grootte hangt af van telescoopdiameter D en golflengte : D = 1 D = 2 = 0.5 micron (zichtbaar licht) 1 1/2 = 1.0 micron (nabij infrarood) 2 1 2x grotere telescoop 4x meer licht in een 4x kleiner oppervlak! meting detector noise limited contrast D 4,, sky noise limited contrast D 2 NASCHOLING

13 het buigingsbeeld van een niet-ronde pupil kan complex zijn! comparison of diffraction patterns for uniform circular mirror, hexagonal, JWST (greyscale log steps, range 10 4 ) James Webb Space Telescope (JWST) full-scale model (D tel = 6.5 m) golffront fouten degraderen buigingsbegrensde beeldkwaliteit in astronomische optica 4 bronnen van golffront fouten: 1) intrinsieke optische aberraties (inherent aan het ontwerp, zelfs als alle optische oppervlakken mathematisch perfect zijn) 2) aberraties t.g.v. fabricagefouten 3) fouten in vorm/uitlijning door doorbuiging in telescoop 4) atmosferische seeing remedies: a) optimale waarneemsites b) active optics c) adaptive optics NASCHOLING

14 1e vereiste: een goede waarneemplek die zijn schaars! de Very Large Telescope (VLT) van het European Southern Observatory (ESO) op Cerro Paranal (N-Chili) op de achtergrond vulkaan Llullaiaco (6739 m, 200 km afstand!) condities voor optische waarnemingen zijn hier ideaal NASCHOLING

15 een van de vier 8.2-m telescopen van de ESO -VLT: zicht op achterkant hoofdspiegel cel ( 11 m) stap 2: nauwkeurige telescoop-optiek bij grote spiegels vereist: active optics de spiegelvorm wordt voortdurend tot op 1/25 micron nauwkeurig bijgesteld de spiegelcel moet extreem stabiel zijn! voorkant spiegelcel met zijn 150 actieve draagpunten NASCHOLING

16 VISIR achter VLT-telescoop Nr.3 geeft buigings-begrensde beeldscherpte in de N en Q atmosfeervensters ( en m) de camera (gebouwd door SAP, Saclay) heeft ruime keus aan filters en drie vergrotingen: /pixel veld 19x x x51 de spectrograaf (gebouwd door ASTRON) heeft een groot bereik aan spectrale resoluties (R): resolutie R N Q low medium high THALES Zwolle 13 nov. 09 # 33 VLT technicus NASCHOLING

17 de atmosfeer geeft golflengte beperkingen, maar toch kunnen veel metingen beter vanaf de grond gedaan worden dan in de ruimte Melkwegcentrum in het infrarood positie van het centrale zwarte gat veld 33x33 resolutie 0.25 IR satelliet SPITZER 8 m VLT-VISIR: detailopname 100x meer beeld-elementen in 3 filters: 8.8 m (blauw): PAH moleculen 12.8 m (groen): geioniseerd Neon gas veld 1.9x1.4 resolutie m (rood): stof NASCHOLING

18 een van de twee 10-m Keck telescopen op Mauna Kea (Hawaii) hier is de hoofdspiegel een mozaiek van kleinere spiegels die allemaal met active optics in de juiste vorm worden gehouden NASCHOLING

19 MAAR: voor telescopen op de grond is seeing spelbreker! Seeing ontstaat door beweging van warme/koude luchtbellen in de atmosfeer. Hierdoor wordt het telescoopbeeld versmeerd. in plaats van dit: zien we dit: 1 boogseconde ("): 1 cm op 2 km afstand zelfs met de allerbeste seeing wordt zo de beeldscherpte op zijn best ~1/2 boogseconde, ongeacht de telescoop-grootte NASCHOLING voor grote telescopen is dat VEEL slechter dan buigings-begrensde beeldscherpte: 8-m telescoop 0.5 m: 0.013"

20 remedie: ADAPTIVE OPTICS Babcock (1967): buigingsbegrensde beeldscherpte kan hersteld worden met: een snel vervormbare spiegel ( > 100x per sec.) een golffrontsensor een snelle computer principe golffrontsensor pas 20 jaar later werd dit technisch uitvoerbaar NASCHOLING TO CAMERA / INSTRUMENT

21 voorbeeld van verbetering beeldscherpte door adaptive optics (AO): zonder AO: met AO: NASCHOLING

22 VOOR ADAPTIVE OPTICS ZIJN GUIDE STARS NODIG NATURAL GUIDE STARS (NGS) ZIJN NIET ALTIJD BESCHIKBAAR bij 0.75 seeing visueel : golflengte (micron) max. afstand tot NGS V grensmagn. NGS 8 m 11 m 14 m 17 m sky coverage met NGS % 1% 50% OPLOSSING: PROJECTEER EEN KUNST-STER HOOG IN DE ATMOSFEER D.M.V. EEN LASER TEST MET LASER GUIDE STAR SYSTEEM GLAS OP 4.2-m HERSCHEL TELESCOPE, LA PALMA NASCHOLING

23 sept. 2004: eerste foto van een exoplaneet bruine dwerg 2M1207 met zijn planeet (massa ~ 5x Jupiter) opname: ESO-VLT in nabij-infrarood met AO-systeem NACO de kracht van adaptive optics sept. 2008: eerste foto van een exoplaneet bij een Zon-achtige ster 1RXSJ met planeet opname: Gemini telescoop (Hawaii) met AO-instrument NIRI de planeet met massa ~ 8x Jupiter beweegt op ~ 330 AU rond zijn zon NASCHOLING

24 30 NASCHOLING SWEDISH SOLAR TELESCOPE, LA PALMA G-band WITH ADAPTIVE OPTICS; RESOLUTION 0.1 (80 km)

25 NASCHOLING ZELFDE BEELD ZONDER ADAPTIVE OPTICS RESOLUTIE 1 (800 km)

26 VOOR NOG HOGERE RESOLUTIE: INTERFEROMETRIE het licht van de vier 8.2-m telescopen en drie mobiele 1.8-m telescopen wordt gecombineerd in de VLT-Interferometer daarmee bereikt men de beeldresolutie van een 160-m telescoop: bij = 1 micron NASCHOLING

27 een van de door TNO-TPD en Fokker/Dutch Space gebouwde delay lines voor de VLT-Interferometer optische interferometrie vergt het uiterste van de techniek! MIDI in het VLT-Interferometer lab. alleen de warme vooroptiek is zichtbaar, het instrument zelf zit in de vierkante vacuumcryostaat, rechtsachter NASCHOLING

28 de meeste grote radiotelescopen zijn ook interferometers Westerbork Synthese Radiotelescoop Very Large Array, New Mexico LOFAR synthese telescoop voor > 1.2 m ( < 250 MHz) stations verspreid over heel Europa, centrum in Z-O Drenthe volgende stap: de Square Kilometer Array (SKA) zelfde principe als LOFAR, maar voor kortere golflengten prototypes zijn in ontwikkeling NASCHOLING

29 6 van de 18 JWST spiegelelementen op weg naar de testkamer 2018: lancering JWST MIRI: JWST camera + spectrograaf voor golflengten 5-25 micron groot deel van spectrograaf gebouwd door NOVA/ASTRON groep in Dwingeloo NASCHOLING

30 en wat komt er na de Very Large Telescope? de Extremely Large Telescope! NASCHOLING ESO werkt hard aan de bouw van een ELT met hoofdspiegel van 42 meter diam. opgebouwd uit ~ 1000 kleinere spiegels doel: d.m.v. adaptive optics buigingsbegrensd maken bij golflengte van 1 micron beeldresolutie 0.005!!

31 alles aan de ELT wordt extremely large! NASCHOLING

32 UITEINDELIJK DOEL: dichtbij: detailstudie van exoplaneten buitenaards leven? ver weg: details ook voor de verste melkwegstelsels NASCHOLING