NOT-tutkielma

~Janakkalan lukio 2013~

Jenita Lahti, Jenna Leppänen, Hilla Mäkinen ja Joni Palin

2

Johdanto

Osallistuimme NOT-projektiin, joka on tähtitiedeprojekti lukiolaisille. Projektiin kuului täh-

titieteen opiskelua sekä tähtitieteilijöiden käyttämän Iraf-datankäsittelyohjelman käytön

opettelua. Projekti huipentui matkaan La Palman saarelle, jossa teimme havaintoja Pohjois-

maiden yhteisellä NOT-teleskoopilla. Havainnoista koostimme kauniin tähtikuvan Iraf-

ohjelman avulla.

Projektiin kuului päättötyön tekeminen. Tässä tutkielmassa kerromme teleskooppien ja ha-

vaintolaitteiden toiminnasta sekä NOT-projektin havaintokohteestamme Lyyran rengassu-

musta. Käsittelemme myös lyhyesti fotometriaa. Sovelsimme matkan ja projektin aikana

oppimiamme asioita ja saamiamme kokemuksia sekä käytimme runsaasti eri lähteitä.

3

Sisällysluettelo

Johdanto ............................................................................................................................................ 2

Sisällysluettelo ................................................................................................................................. 3

Teleskoopit ........................................................................................................................................ 4

NOT (Nordic Optical Telescope) ................................................................................................. 7

CCD-kamera ..................................................................... Virhe. Kirjanmerkkiä ei ole määritetty.

Lyyran rengassumu M57 ................................................................................................................. 9

Havaintodatan käsittely ............................................................................................................... 11

Fotometria ....................................................................... Virhe. Kirjanmerkkiä ei ole määritetty.

Lähteet ............................................................................................................................................. 13

Kirjallisuuslähteet...................................................................................................................... 13

Verkkolähteet ............................................................................................................................. 13

Kuvalähteet.................................................................................................................................. 13

4

Teleskoopit

Teleskoopit ovat kaukoputkia, joiden avulla voidaan tutkia ja ottaa kuvia erittäin kaukana

olevista avaruuden kohteista. Niiden tärkeimpiä optisia osia ovat muun muassa objektiivi

sekä okulaari. Objektiivina kaukoputkessa toimii joko linssi tai peili, jonka tarkoitus on ke-

rätä valoa ja muodostaa optinen kuva tarkkailtavasta kohteesta okulaarille. Okulaari on lins-

sijärjestelmä, jonka avulla kuva saadaan suurennettua ihmissilmälle katselukelpoiseksi.

Kaukoputkia on erityyppisiä; linssi-

ja peilikaukoputkia sekä niiden yh-

distelmiä. Linssikaukoputkessa ob-

jektiivina toimii linssi, joka kerää ja

taittaa valoa putken toisessa päässä

sijaitsevalle okulaarille. Koska linssi

taittaa valoa eri tavalla riippuen valon

aallonpituudesta (sininen valo taittuu

enemmän kuin punainen), kaikki vä-

rit eivät osu samaan polttotasoon,

minkä vuoksi syntyvä kuva ei ole kovin tarkka. Tästä syystä linssikaukoputkien objektiivit

täytyy tehdä useasta eri lasilaadusta, jolloin syntyvä virhe saadaan korjattua.

Peilikaukoputki on yleisin kaukoputkityyppi. Peilikaukoputkessa putken pohjalla oleva peili

toimii objektiivina. Kuva heijastetaan joko putken sivulle okulaariin tai peilin keskellä ole-

van reiän läpi. Peilikaukoputken erotuskyky ei ole yhtä hyvä kuin linssikaukoputken, koska

apupeili aiheuttaa diffraktiota kuvaan. Peilit pinnoitetaan alumiinilla, joka ei tummu yhtä

nopeasti kuin aikaisemmin käytetty hopea. Peili kuitenkin tummuu noin 5-10 vuodessa ja se

pitää pinnoittaa uudelleen. Peilit hiotaan tarkasti ja niissä saa esiintyä vain nanometrien

vaihtelua pinnan alimman ja ylimmän kohdan välillä. Suomi on edelläkävijä peilien valmis-

tuksessa ja Tuorlan observatorion peilihiomossa onkin valmistettu maailman tarkin peili,

joka on Herschell-avaruusteleskoopissa.

Peili- ja linssikaukoputken toimintaperiaate

5

Teleskooppeja La Palmalla

Katadioptrisissa teleskoopeissa eli linssi- ja peilikaukoputken yhdistelmissä on pääpeilin

edessä korjauslinssi eli meniskus, joka korjaa peilin aiheuttamia virheitä. Näitä virheitä ovat

muun muassa koma ja palloaberraatio. Koman vuoksi peilin muodostama kuva ei ole tarkka,

sillä peiliin vinossa tulevat säteet eivät fokusoidu pisteeksi. Palloaberraatio taas aiheuttaa

peilin reunoilta heijastuvien säteiden osumista polttopisteen ohi.

Tähtien tarkkailuun suunnitellut suurimmat tähtiteleskoopit ovat yleensä peilikaukoputkia.

Ne sijoitetaan korkealle vuoristoon lähelle päiväntasaajaa, jossa ilmakehä on harvempi ja

ilmasto-olot sopivat. Tärkeitä havainnointiin vaikuttavia säätekijöitä ovat ilmankosteus,

lämpötila, tuulen voimakkuus ja

sade. Teleskoopit pyritään raken-

tamaan myös mahdollisimman

kauas asutuksesta valosaasteen

vähentämiseksi. Maailman suu-

rimmat observatoriot sijait-

sevatkin La Palman saarella, Chi-

len Atacaman autiomaassa ja

Hawaijilla Mauna Kean vuorella.

Avaruusteleskoopit ovat avaruuteen lähetettyjä teleskooppeja. Koska avaruudessa ei ole häi-

ritsevää ilmakehää, avaruusteleskoopeilla saadaan tarkimpia kuvia, vaikka niiden peilit eivät

olekaan yhtä isoja kuin suurimpien maassa sijaitsevien teleskooppien. Maailman kuuluisin

avaruusteleskooppi on Hubble, joka lähetettiin Maan kiertoradalle vuonna 1990. Hubblen

pääpeilin halkaisija on 2,4 metriä. Hubble on tyypiltään Ritchey-Chrétien kaukoputki, joka

on katadioptrinen kaukoputki.

Radioteleskoopit ovat suuria lautasantenneja, jotka havainnoivat kohteitaan radioaaltojen

taajuuksilla. Ne eivät pysty muodostamaan kuvaa kohteestaan, vaan mittaavat säteilyn voi-

makkuutta. Radioteleskoopit voidaan yhdistää toisiinsa interferometrilla, jolla voidaan yh-

distää monesta eri lähteestä tulevat valoaallot yhdeksi interferenssikuvioksi. Radiotele-

skoopeilla on havaittu mm. pulsarit ja kvasaarit.

6

Gammatähtitiede tutkii energialtaan välillä 105 – 1014 eV olevia säteilykvantteja. Gamma-

kvantteja havaitaan tuikeilmaisimilla eli mittaamalla kvanttien rata niiden tunkeutuessa il-

maisimeen. Gammasäteilyä on tutkittu havaintosatelliiteilla, kuten SAS 2 ja COS B sekä

MAGIC-teleskoopeilla, jotka si-

jaitsevat La Palmalla. MAGIC-

teleskooppeja on kaksi ja niiden

peilien halkaisijat ovat 17 metriä.

MAGIC-teleskoopit ovat Cheren-

kov-teleskooppeja eli ne havait-

sevat kvantteja niiden ilmaisimes-

sa lähettämän säteilyn suunnan

perusteella; Cherenkovin säteilyn

avulla.

MAGIC-teleskooppi

7

NOT (Nordic Optical Telescope)

NOT eli Nordic Optical Telescope on La Palmalla Roque de los Muchachosin vuorella 2382

metrin korkeudessa sijaitseva yhteispohjoismainen optinen teleskooppi, joka otettiin käyt-

töön vuonna 1989.

Teleskooppi on tyypiltään Ritchey-

Chrétien kaukoputki. Sen pääpeilin hal-

kaisija on 2,56 metriä ja se on hiottu

Suomessa Tuorlan observatoriossa. Peili

painaa 1925 kg ja on kokoisekseen ke-

vyt, sillä sen paksuus on vain 19 cm,

mikä on ohuempi kuin aiempien saman-

kokoisten peilien paksuus. Tämän lisäksi

peilin polttoväli on lyhyt, mikä mahdollistaa kaukoputken lyhyyden. Teleskoopin koko-

naismassa on 43 000 kg. NOT-teleskoopilla käytettäviä havaintolaitteita ovat muun muassa

ALFOSC, NOTCam, FIES, MOSCA ja StanCam.

NOT-teleskoopilla menetetään suurista

teleskoopeista kaikista vähiten havain-

toaikaa teknisten vikojen vuoksi. Tämä

ja sen hyvä sijainti sääolosuhteiltaan

otollisella La Palman saarella tekevät

teleskoopista erittäin hyvän havaintovä-

lineen.

Nordic Optical Telescope

Teleskooppi NOT-teleskooppi

8

CCD-kamera

CCD-kameran (Charge-Coupled Device) ominaisuudet soveltuvat hyvin tähtitieteeseen ja

sen vuoksi se onkin nykyisin käytetyin ilmaisin tähtitieteellisissä mittauksissa. Lisäksi on

CCD:tä alettu viime aikoina käyttämään myös tavallisten videokameroiden ilmaisimena.

CCD-siru koostuu pikseleistä, jotka ovat erittäin valoherkkiä. Pikselit ovat järjestetty neliön

tai suorakulmion muotoon. Fotonien havaitseminen CCD-kameralla perustuu valosähköi-

seen ilmiöön. Fotonin osuessa tyhjennysalueelle tarpeeksi suurella energialla, se irrottaa

elektronin, joka on vapaa liikkumaan. Sähkökentän ansiosta elektroni siirtyy elektrodin lä-

heisyyteen ja irrotuksesta syntynyt aukko siirtyy tyhjennysalueen ulkopuolelle. Näin tieto

pikselille saapuneesta fotonista tallentuu. Pikseleihin tallentuneet varaukset mitataan siirtä-

mällä ne rivi kerrallaan sarjarekisteriin ja sieltä jokainen pikseli siirretään lukuelektroniikal-

le.

Pikselien herkkyys vaihtelee hieman ja sen vuoksi ennen havaintojen aloittamista kuvataan

tasaisesti valaistua kohdetta, kuten hämärää taivasta. Tällaisista kuvista käytetään nimitystä

flat-field. Jakamalla kuvat flat-fieldillä voidaan poistaa pikseleiden erilaisista herkkyyksistä

johtuva virhe.

Kameran lämpökohina aiheuttaa pimeää virtaa, vaikka kameraan ei osuisikaan valoa. Kohi-

nan vähentämiseksi kameraa on jäähdytettävä. Tähtitieteellisissä havainnoissa käytettävät

CCD-kamerat jäähdytetään tavallisesti nestemäisellä typellä, mutta jäähdyttämisessä pitää

olla kuitenkin tarkkana, koska liian jäähdyttämisen seurauksena kameran herkkyys vähenee.

Jotta havainnot olisivat vertailukelpoisia, on lämpötila pidettävä vakiona.

CCD-kamerat ovat erittäin tehokkaita sekä valoherkkiä ja parhaimmilla kameroilla voi-

daankin havaita jopa lähes 100 prosenttia saapuneista fotoneista. Tavallisillakin CCD-

kameroilla pystytään havaitsemaan 40-90 prosenttia saapuvista fotoneista, mikä on paljon

verrattuna valokuvauslevyyn, jolla voidaan havaita 1-3 prosenttia saapuneista fotoneista.

Suurien CCD-sirujen valmistaminen on kuitenkin hankalaa ja ne ovat erittäin kalliita. Lisäk-

9

si niiden koko on pieni verrattuna valokuvauslevyihin, ja sen vuoksi valokuvaaminen on

hyvä vaihtoehto laaja-alaisempien kohteiden kuvaamiseen.

Lyyran rengassumu M57

Lyyran rengassumu on planetaarinen sumu, joka sijaitsee noin 2000 valovuoden päässä

maasta, Lyyran tähdistön beta- ja gamma-tähtien välissä. Sen kirkkaus on 8,8 magnitudia ja

näennäinen läpimitta taivaalla 71 kaarisekuntia, joten se tarvitsee pienen kaukoputken erot-

tuakseen ihmissilmälle. Rengassumun todellinen läpimitta on kuitenkin noin yksi valovuosi.

Rengasrakenteen saa näkyviin vasta 10–15 cm kaukoputkella.

Lyyran rengassumu on melko nuori iältään; noin 4000 vuotta sitten sumun keskellä näkyvä

tähti alkoi kuolla ja puhalsi ulkokerroksensa joka suuntaan avaruuteen. Keskustähti on nyt

himmeä valkoinen kääpiö, joka valaisee sumun hehkuvaksi. Se oli omaa aurinkoamme mas-

siivisempi, eikä ole varmaa, tuleeko auringostamme samanlaista sumua elämänsä lopulla.

Planetaariset sumut eivät liity planeettoihin. Harhaanjohtava nimi syntyi 1800-luvulla kun ei

vielä tiedetty, mikä planeetalta näyttävä kohde todella oli. Planetaarinen sumu on tähden

elämän päätösvaihe ja lyhyt kestoltaan. Se on rauhallisempi tapahtuma kuin supernovarä-

jähdys. Kaasukupla laajenee pallomaisena sumumuodostelman ympärille, ja sumu leviää

hitaasti avaruuteen, kunnes sitä ei enää erota ympäröivästä tähtienvälisestä aineesta. Tämä

vie muutaman kymmenentuhatta vuotta aikaa.

Lyyran rengassumu löydettiin jo yli 200 vuotta sitten, mutta toukokuussa 2013 Hubble-

teleskooppi paljasti sumusta aivan uusia asioita. Tulosten mukaan se laajenee 70 000 kilo-

metrin tuntinopeudella arviolta vielä 10 000 vuoden ajan. Näemme Lyyran rengassumun

rengasmaisena, koska katsomme sitä kohtisuoraan. Tämän takia sumun leveyttä on vaikea

arvioida. Uudet tutkimukset paljastivat kuitenkin myös renkaan keskellä olevan ainetta, jo-

ten sumu muistuttaa rinkelin sijaan enemmän hillomunkkia, kuten Tähdet ja avaruus-lehden

artikkelissa (5/2013) kerrotaan.

10

Yllä Hubble-teleskoopin kuva vuodelta 2013, jossa sumun kolmiulotteinen rakenne erottuu

aikaisempaa paremmin. Alla Lyyran tähdistö, jossa rengassumu M57 sijaitsee.

11

Havaintodatan käsittely

Ryhmämme kohteena oli Lyyran rengassumu. Valotimme NOT-teleskoopin havaintolait-

teella kohteesta kolme kuvaa eri filttereillä. Yksi suodatti punaista, toinen keltavihreää ja

kolmas sinistä. Eri filttereillä otettuja kuvia tarvitaan tähtikuvauksessa sen takia, että saa-

daan muokattua lopulta monivärisiä kuvia. Muuten kohde näkyisi mustavalkoisena. Lisäksi

eri värit symboloivat eri alkuaineita, joista havaittava kohde koostuu.

Otettuihin kuviin kuuluivat myös kaikkien yhteiset bias-kuvat, joilla korjataan kuvien lait-

teistokohinaa, sekä flat field -kuvat, jotka puolestaan poistavat filtterien pinnalle päässeen

pölyn ja mahdollisien lasin aiheuttamien vääristymien vaikutuksia.

Havaintoyön jälkeen alkoi kuvien käsittely tietokoneella. Käsittely on tarpeellista kuville,

jotta niistä saadaan näyttävä ja selkeä tähtikuva, sillä parhaimmallakaan laitteistolla ei voida

välttää kuvien kaikkia mahdollisia virheitä. Tarkoitus oli yhdistää kaikki bias-, flat- ja filtte-

rikuvat yhdeksi valmiiksi värikuvaksi. Kuvien yhdistäminen tapahtui Iraf-datankäsittely-

ohjelman avulla. Alustavien toimien jälkeen valmistelimme bias- ja flat-kuvat yhdistettä-

vään muotoon. Lopulta kohdistimme eri filttereiden kuvat ja yhdistimme kaikki kuvat yh-

teen käyttäen GIMP-kuvankäsittelyohjelmaa. Kannessa näkyy ryhmämme luoma valmis

kuva Lyyran rengassumusta.

12

Fotometria

Kaikki taivaankappaleet säteilevät sähkömagneettista säteilyä. Fotometrialla tarkoitetaan

taivaankappaleesta saapuvan sähkömagneettisen säteilyn vuontiheyden mittaamista tietyllä

aallonpituusalueella. Vuontiheydellä tarkoitetaan kohteesta tulevan säteilyn tehoa pinta-

alayksikköä kohti. Ideaalitilanne olisi se, että vuontiheys tunnetaan koko aallonpituusalueel-

la, jolloin saadaan mahdollisimman paljon tietoa kohteen fysikaalisista ominaisuuksista sekä

kohteen ja havaitsijan välissä olevasta aineesta. Tällöin on kyse spektrometriasta. Spektro-

metria on kuitenkin vaikeaa himmeille kohteille, joten on helpompaa mitata niille vuontihe-

ys erillisillä kaistoilla. Kaistat ovat valittu siten, että kohteesta saadaan mahdollisimman

paljon tietoa. Tässä on siis kyse fotometriasta.

Fotometristen mittauksien tarkoituksena on selvittää esimerkiksi tähtien ja galaksien etäi-

syyksiä tai vaikkapa maailmankaikkeuden geometriaa. Lisäksi taivaankappaleiden valo-

käyristä voidaan päätellä esimerkiksi asteroidien tai kaksoistähtijärjestelmien ominaisuuk-

sia. Fotometria sopii myös himmeämpien kohteiden tarkasteluun. Mittalaitteina fotometri-

sissä mittauksissa toimivat esimerkiksi CCD-kamera sekä fotometri.

Fotometriaa on olemassa kahdenlaista: apertuurifotometriaa ja PSF-fotometriaa. Apertuuri-

fotometriassa mitataan ympyrän muotoisen alueen sisältä tulevan säteilyn

energiaa, josta vähennetään tausta, jolloin saadaan itse tähdestä tullut energia. PSF-

fotometriaa käytetään tilanteissa, joissa eri kohteiden kuvat alkavat sulautua yhteen. Tällai-

sissa tilanteissa apertuurifotometria ei ole mahdollista. PSF-fotometriaa voidaan käyttää

esimerkiksi kaksoistähtien kirkkautta mitattaessa. PSF-fotometrialla on myös muutamia etu-

ja verrattuna apertuurifotometriaan, sillä menetelmällä voidaan mitata monia toisiaan lähellä

olevia kohteita samalla kertaa. PSF-fotometria on myös apertuurifotometriaa tarkempi me-

netelmä himmeitä tähtiä mitattaessa.

13

Lähteet

Kirjallisuuslähteet

Tähdet ja avaruus (5/2013)

Verkkolähteet

http://www.not.iac.es/

http://www.astro.utu.fi/zubi/obs/obs.htm

http://www.sarkanniemi.fi/akatemiat/tahtiakatemia/avartutk/teleskoo.htm

https://magic.mpp.mpg.de/

http://www.ursa.fi/ursa/jaostot/kerho/nkortit/m57.pdf

http://fi.wikipedia.org/wiki/Kaukoputki

http://users.utu.fi/takalo/luku8.pdf

http://www.astro.utu.fi/zubi/obs/ccd.htm

Kuvalähteet

http://www.sarkanniemi.fi/akatemiat/tahtiakatemia/kuvat/avartutk/kaukoputket.jpg

http://www.tiedetuubi.fi/?q=node/351

http://www.nasa.gov/images/content/751061main_ringneb.jpg