Infrarødt lys og radiobølger

Presentasjon om: "Infrarødt lys og radiobølger"— Utskrift av presentasjonen:

1 Infrarødt lys og radiobølger
Den lyseblå fargen viser hvor høyt oppe i atmosfæren bølgene stoppes av absorpsjon 140 UV 120 Infrarødt 100 Røntgen 80 Halveringshøyde, km Radio 60 Gamma Synlig 40 20 3 GHz 3 MHz 3 THz 1 nm 1 m 1 mm 1 m 1 pm Bølgelengde Radio Observasjon dag og natt fra jorda Vær og støv spiller liten rolle Detekterer bølgeformen. Kan sammenligne (korrelere) med signaler fra andre teleskop. Stor avstander muliggjør høy oppløsning. Infrarødt Atmosfæren absorberer mye av spekteret Teleskop plasseres i satellitter Man detekterer primært intensitet, dvs. «teller fotoner» Kort bølgelengde muliggjør høy oppløsning.

2 Radioastronomi - pionerene
1932: Karl Jansky studerte kilder til radiostøy for Bell Labs. Hovedkilder: Lynnedslag lokalt og langt borte, samt «Hvesende» kontinuerlig støy fra en kilde utenfor jorda. 1937: Grote Reber bygget sitt eget radioteleskop. Testet tre mottagere: 9,1cm og 33cm: detekterte ikke noe. 62cm og 188 cm: Suksess! Utga «Radio frequency sky map» i 1941. 9m parabol, f/0,88

3 Rebers sky survey 1946 avslørte radiostråling fra Melkeveien
188 cm Cassiopeia A Caygnus A Sagittarius A 62 cm Fra Sky and Telescope, April 1949 Klokkeslett

4 Moderne utgave 73.5 cm Jodrell Bank, Effelsberg and Parkes telescopes
Cent A Cyg A Sgr A Cas A Carina Orion St. Mag. sky

5 Radiokilder i universet
Fluks, W/m/Hz Bølgelengde Frekvens, MHz Melkeveien Hydrogen, 21cm  1 m 10 m 100 m Sola Sentrum i Melkeveien, svarte hull Pulsarer: Hurtig roterende nøytronstjerne med enormt magnetfelt. Synkrotronstråling Radiogalakser: Plasma-jet. Synkrotronstråling Centaurus A og Messier 87 Kvasarer: Gigantiske fjerne galakser Supernovarester: Cassiopeia A Gassemisjon – Hydrogen elektron-spinn Nødvendig diameter for å detektere punktkilde (300K)

6 Cassiopeia A . Radiobølger 22cm (1,38 GHz)
VLA 1987 (NRAO Very Large Array) Oppløsning 1,3 buesek. 6,5 x 6,5 bueminutt. Supernovaeksplosjon ca. år 1700 Melkeveien, lysår borte

7 Cassiopeia A Supernova-rest
Radiobølger 22cm + 6cm + 3,6cm VLA 1994

8 Cassiopeia A Supernova-rest
Rødt : Infrarødt (24 m) Oransje : Synlig lys Blått/grønt : Røntgen

9 VLA – Very Large Array New Mexico, USA
27 flyttbare radioteleskoper (25 m diameter, 230 tonn) i Y-formasjon «Zoom»: 1 km, 3.6 km, 10 km eller 36 km mellom ytterpunktene Bølgelengder fra 0.7 til 400 cm Signalene kombineres til ett kjempe-teleskop Maks oppløsning 0.04 buesekund

10 Radiointerferometri Kombinerer signaler fra flere teleskop
Avstanden mellom teleskopene bestemmer oppløsningen Strenge krav til synkronisering Enorme datamengder

11 Forsinkelse T = Bsin()
Radiointerferometri Kombinerer signaler fra flere teleskop Avstanden mellom teleskopene bestemmer oppløsningen Strenge krav til synkronisering Enorme datamengder Korrelasjon består i å sammenligne signalene fra teleskop A og B for å se hvilken forsinkelse T som passer best: Forsinkelse T = Bsin()  A B = Baseline B Atomur Atomur Sampling Sampling DISK DISK Korrelasjon A: 1 B: T -1 Forsinkelse T = Bsin()

12 Radiointerferometri og oppløsning
Oppløsning:  = 70   / L L = 10 km og  = 1 cm (VLA) gir:  = 0.25 buesekund L = km og  = 1 cm (VLBI) gir:  = 0.25 milli-buesekund Hva med å plassere ett av teleskopene på månen? Teknikken brukes også til å måle kontinentenes drift i forhold til hverandre med cm-presisjon. Evnen til å skille mellom toppene i korrelasjonsmønsteret avhenger av: Antall teleskoper som kombineres Gjentatte avbildninger mens jorda roterer Kombinasjon av flere bølgelengder Mottagernes båndbredde Tettheten mellom objekter i bildet Støy L = Bcos() T = Bsin()  A B = Baseline B -1 Forsinkelse  Vinkel  1  Korrelasjon

13 Cygnus A galaksekjerne med plasma-jet
Rødt : Radio 6,3 cm VLA Gult : Synlig lys Blått : Røntgen Cygnus A galaksekjerne med plasma-jet

14 Cygnus A galaksekjerne med plasma-jet
Radio 6,3 cm VLA Intensitet: Lilla = x grønn DRAGN: Double Radio Source Associated with a Galactic Nucleus

15 Interferometri med optiske telskoper er krevende!
Oppløsning:  = 70   / L Optiske teleskop trenger diameter på > 400 m for å oppnå samme oppløsning som et km radio-interferometer. Å kombinere lys fra flere teleskop er vanskelig Optiske detektorer måler bare intensitet, ikke bølgeform Keck-teleskopets «interferometer» kombinerte lyset direkte. Ikke lenger i drift. Bølgeformen kan i teorien registreres og lagres ved å interferere med en laser før det detekteres (koherent deteksjon). Man trenger en klokke med nøyaktighet bedre enn 1 fs (10-15 sekund) Atmosfæriske forstyrrelser av forsinkelsen er et problem Keck-teleskopet: 85 m separasjon

16 Andre store radioteleskop-array multinasjonale prosjekter
Large Millimeter Array i Chile (ALMA), i drift fra 2011 Bølgelengder fra 0.3 til 9.6 mm. 5000 m høyde. 64 antenner med diameter 12 m «Zoom» fra 150 m til 16 km mellom ytterpunktene Planlagt: Square Kilometre Array Bølgelengder fra 20 mm til 6 m fordelt på tre antennetyper Planlegger totalt 1 kvadratkilometer med antenneareal Byggeperiode (første fase) (andre fase) Plasseres i Australia, New Zeeland og Sør-Afrika

17 "Global VLBI - Array“

18 Jet fra galaksekjærnen (svart hull) i M87 54 millioner lysår borte
Bølgelengde 7 mm Oppløsning: ca milli-buesekund  Schwarzschild radien til det svarte hullet

19 Jet fra galaksekjærnen (svart hull) i M87 54 millioner lysår borte
Bølgelengde 7 mm Plasmaet beveger seg nær lysets hastighet nær kjærnen, dvs. ca. 2 mas/år Videoen består av ett bilde hver tredje uke

20 Sort hull: Sagittarius A*
Rødt : Radio 90, 3,5, 1,5cm VLA Gult : Infrarødt Blått : Røntgen Midt i Melkeveien, lysår fra jorda 4 millioner solmasser Hendelseshorisont: AU milli-buesekund Tilsynelatende hendelseshorisont Beregnet milli-buesekund Målt milli-buesekund ?? Event Horizon Telescope Nå: 1.3mm. Kommer: 0.87mm Bekrefte at det er et svart hull Hva skjer med gass og objekter som fanges inn? Sirkulær horisont? Test av Einsteins teori Forstå bedre hvordan en plasma-jet oppfører seg

21 Detektorer for radio og infrarødt
140 UV 120 Infrarødt 100 Røntgen 80 Halveringshøyde, km Radio 60 Gamma Synlig 40 20 3 GHz 3 MHz 3 THz Bølgelengde: 1 nm 1 m 1 mm 1 m 1 pm Temperatur: K 14 K 14 mK h = Fotonenergi kBT = Termisk energi per partikkel h < kBTMottager : Termisk støy dominerer. Radiomottager detekterer bølgeform h > kBTMottager : Kvantestøy dominere. Halvlederdetektorer detekterer fotoner

22 Undertrykking av emisjon fra atmosfæren
Teleskopets fokalplan Filter bestående av fiber Bragg-gitter Spektrometer Fra atmosfæren (hydroksyl-linjer) Filter-respons Detektert med filter og uten

23 Bakgrunnsstrålingen 2001- Universet ble gjennomsiktig for stråling ca år etter Big Bang, i det protoner og elektroner dannet hydrogenatomer. Bølgene er siden utvidet av universets ekspansjon til en bølgelengde på 1.9 mm Svært uniform i alle retninger når man korrigerer for stråling fra melkeveien og andre objekter (krevende) Resterende fluktuasjoner vitner om (kvante-) fluktuasjoner i massefordelingen i det tidlige universet, som i dag har utviklet seg til galakser og stjerner. Intensitet 1.9 mm Frekvens / 30 GHz Temperatur: K Variasjon:  18 K

24 Planck survey 2001 0.35 til 10 mm

25 Planck-resultatene 2015 Svært uniform i alle retninger når man korrigerer for stråling fra melkeveien og andre objekter (krevende) Resterende fluktuasjoner vitner om (kvante-) fluktuasjoner i massefordelingen til det tidlige universet som har blitt til galakser og stjerner. Forbedret estimat for universets alder: milliarder år Massefordeling : 4.9% vanlig stoff, 26.8% mørk materie (gir gravitasjon, ellers ikke detektert), 68.3% mørk energi (utvider universet).

26 Takk for oppmerksomheten!