Csillagászati műszertechnika I. félév

Speciális technikák

Székely Péter

2006.

Tükör deformációjának kompenzálása:

A „durva” megközelítés: tip-tilt technika:

a rendszer forgatható, dönthető, deformálható

(gyakran mechanikus „input”)

Tükör „aktív” felfüggesztése, gravitációs

hatások kikompenzálása

- manufacturing errors

- thermal effects

- low frequency components of wind buffeting

- telescope inclination

Aktív optikák

Aktív: lassú tükör deformációk!

(Kb. 0.05 Hz)

3.5 m New Technology Telescope

10 m Keck

8.2 m VLT

1989-től

A tükör nagy és vékony... ezért kell!

3.5 méteres ESO NTT

Adaptív optika

10 m Keck

8.2 m VLT

8m Gemini

3.5 m Calar Alto

3.6 m CFHT

3.6 m ESO La Silla

3.5 m Shane, Lick Observatory

2.5 m Hooker, Mt. Wilson

Másodpercenként akár több száz „deformáció”!!!

Lézeres műcsillag

Ha épp nincs kéznél egy igazi...

Keck AO

VLT: mind a 4 egységen

LGS: laser guidance star

Tipikusan: 80-100 km

felsőlégkör Ni gerjesztés

Nátrium festék lézer ~15 W

Keck adaptív optikája

DSP: digital signal processor, több darab

Shack-Hartmann szenzor

nagy felületű CCD-k

hullámfront érzékelő, referencia nyaláb

piezoelektromos deformációs aktuátorok

kisebb tükröt könnyebb deformálni

(VLT-hez 6400 aktuátor kellene...)

Polarimetria

„thermal universe is essentially unpolarized, the dynamic universe is polarized”

Forrás: (pl. gömbszimmetriától való eltérés vagy intrinsic)

- forgás

- kettősök pályája

- erős mágneses mezőben nyalábolt emisszió

- szinktrotron sugárzás

- plazma osszcillációk

- sugárzás polarizálódása: szórás felhőkön, anyagcsomókon, jeteken

- polarizációs tulajdonság változhat az ISM-el való kölcsönhatás során

Fontos információk!!!

A Stokes-paraméterek:

4 vektor adja meg: I, Q, U és V

Megadhatóak az elektromágneses sugárzás komponenseinek erősségével,

intenzitások arányaival, azaz a polarizációs ellipszis paramétereivel.

A polarizáció foka: 0 és 1 között változik

There are numerous examples of the great value of determining the polarization

as well as the intensity and time dependence of the observed radiation.

For example, in extragalactic astronomy, the discovery and delineation of the

important BL Lac object class is largely due to polarimetric measurements and the

relationship among different classes of active galactic nuclei is becoming clarified

due to the geometric models based upon polarization data. In stellar astronomy the

geometry and dynamics of stellar winds, disks and jets revealed by polarimetry

have yielded unique insight into mass loss processes and hence stellar evolution

and enrichment of the interstellar medium. Polarization measurements of

spectroscopic binaries permit the determination of the orbital inclination and hence

masses, while the discovery of magnetic white dwarfs and other stellar magnetic

fields have been found from polarimetric observations. In the study of the

interstellar medium polarization maps have shown the detailed small scale

structure of galactic magnetic fields and have provided important constraints

on the composition and structure of interstellar grains. Polarization provides

the additional information necessary to determine the albedo of dust grains,

a parameter vital to the discussion of star formation...

Mire is jó a polarimetria?...

Despite the obvious value of fully characterizing the radiation received from

celestial sources, the application of polarimetric data is still rare.

There are several reasons for this. Polarimetry is more difficult; since often

the polarization signature is less than 1%, the signal-to-noise ratio needs to be

10 times or more greater than that required for spectroscopy.

This in turn means that exposure times need to be 100 to 1000 times as long.

It also means that the instrumental polarization and instrumental stability

must be at least in the 0.1 - 0.05% range. another difficulty is that the

polarimetric backgrounds in the visible due to light pollution, zodiacal light,

integrated star background, and interstellar polarization greatly complicates

the observations and analysis. Finally, polarization is often accompanied by

variability, a common feature of non-thermal states, and synoptic observations

are required to fully exploit the diagnostic nature of polarization.

Hátrányai:

Elektrooptikai modulátor: feszültség hatására kettősen törővé válik a kristály

Spektropolarimetria:

A hullámhossz függvényében

adjuk meg a polarizációs

paramétereket!

Seyfert 1 vagy 2?

Koronográfia

Cél: a Napkorona megfigyelése

FeX vonalán, 171 angstrom

SOHO

...szívinfarktusban meghalt egy napfogyatkozás után...

A debreceni koronográf + H alfa monokromátor:

- orosz termék

- egytagú (!) 53 cm-es lencse

- effektív fókusz 12 méter

- napkorong így 12 cm-es

- Lyot-szűrővel csökkentett szórt fény

Speckle-interferometria

- légkör turbulens mozgásai: levegőcellák, 1-100 Hz, 0.1-0.3 méter

- rengeteg rövid expozíciós felvétel: ~ ms tartomány

- a képek diffrakció limitált információt tartalmaznak

- fókusz képe: mintha több tüköré lenne, ezek interferálnak egymással

- Fourier-transzformáció

- referencia képpel egybevetés

- inverz Fourier transzformáció

Nagy távcsövek + halvány

objektumok

tipikusan kettőscsillagok

~30 mas elérhető

Apertúra-szintézis

A Föld forgásának kihasználása a bázisvonal időben folyamatos változtatására.

VLA:

New-Mexico-i sivatag, Socorro mellett, Very Large Array

27 db. 25 méteres rádióantenna Y alakban

eredő méret: 36 km (!)

MERLIN: Multi Element Radio Linked Interferometer Network

~230 km távol lévő antennák, kb. 0.01” felbontás

The VLBA of the National Radio Astronomy Observatory

was inaugurated in August 1993. This dedicated instrument consists of 10

25 meter dishs spaced over US territories from the Virgin Islands

to the Big Island in Hawaii- a total baseline of 8000 km. The frequency

range is 327 MHz to 90 GHz.

Kitt Peak

Mauna Kea

Peter Szekely

2005-11-29T10:07:03