Teleskoplar ve Algılayıcılar Varol Keskin

Teleskoplar ve Algılayıcılar Teleskoplar fotonları odakta toplar. Radyo, mikrodalga, kırmızıöte, optik, morötesi, X-ışınları, gamma-ışınları ve kozmik ışınlar gibi elektromanyetik tayfın bütün bölgelerinde çalışırlar. Farklı dalgaboylarındaki fotonları toplamak için farklı yöntemler kullanılır. Burada optik teleskoplarla ilgileneceğiz (benzer teknolojiler kırmızıöte ve moröte bölgesinde de kullanılır).

Floransa, İTALYA, 1608

Kırlımalı (dioptrik)‏ Toplama alanı =  D 2 /4 Odak oranı = f/D optik eksen görüntü Odak düzlemi Odak uzunluğu, f mercek (çap, D)‏

Kırlımalı (dioptrik)‏ optik eksen Odak düzlemi odak uzunluğu, f Görüntü ölçeği (plate scale), d=f  (  radyan biriminde)‏  derece ise:  

Dürbünler (Mercekli Teleskoplar)‏

Mercekli ( Kırılmalı ) teleskoplar(dioptrik)‏ Plak eşeli ( Görüntü Ölçeği ) d= f  (  radyan) PE (GÖ)(derece/mm) = [  (rd) 180/  ] / f(mm)‏ f ne kadar küçükse PE o denli büyük olur. Anlamı: odak düzleminde gökyüzünün büyük bir alanı görülebilir demektir. (Yaygın nesneler, Gökadalar, YA ortam)‏ f ne kadar büyükse PE o denli küçük olur. Anlamı : odak düzleminde gökyüzünün çok dar bir alanı görülebilir demektir. (ayrıntı gözlemi, Gezegenler, yakın nesneler)‏

f-oranları F-oranı = = f / D Genellikle “f/f-oranı” biçiminde yazılır, yani f/8, odak-oranı 8 demektir. Bu da, odak uzunluğu mercek (ya da ayna) çapının 8 katı demektir. f-oranı ne kadar küçükse, odaktaki görüntü de o kadar parlaktır. Bu yüzden, sönük ve yaygın nesneler için f-oranı’nın küçük olması daha iyidir. Küçük f-oranı olan teleskoplara “hızlı” denir. Toplanan ışık miktarı yalnızca D ile belirlenir. Cisimlerin açısal ayrıklığı, mercek (göz merceği) eklenerek arttırılabilir (Galileo, 1609). Odak uzunluğu Çap

Göz merceği objektif merceği optik eksen Odak düzlemi fofo   fefe Göz merceği Açısal büyütme = görüntü terstir!

Nice 76 cm 1887 Yerkes 1-m 1897 Fraunhofer, cm, eşlek kurgu

John Hadley, cm f/10 Newton Türü William Herschel, cm f/12.8 William Herschel, 1789; 1.2-m f/10

Lord Rosse 1.82-m, 1845 F/9 Newton Türü Byrr Kalesi, İrlanda

Yansıtmalı (katoptrik) teleskoplar Bunlar ışığı yansıtmak ve odaklamak için ayna kullanır (Newton, 1668). ana odak Birinci ayna (parabol + hiperbol)‏

Newton tipi Düz ayna Newton tipi odak

Newtonian 1668 Newtonian teleskop

Cassegrain İkincil ayna (hiperbol)‏ Verilen bir f-oranı için, Cassegrain teleskoplar daha küçük boyutludur. Ayrıca, Cassegrain tasarımı ile ağır aletler teleskoba daha kolay bağlanır.

Cassegrain Melbourne, m Cassegrain f/42 (primary f/7.5)‏

Hooker primary mirror (Mt Wilson 2.5-m)‏ Palomar Pyrex primary (5-m)‏ ESO’s 3.6-m Fused silica AYNALAR

VLT

Normal ayna Astronomide kullanılan ayna Cam Aluminyum kaplama

Kırınım etkileri Bu etki, birbirine yakın iki cismi (örneğin yıldızları) ayırdedebilmemize temel bir sınırlama getirir. Işığın yalnızca %84’ü merkezde toplanır, geri kalan bu noktayı çevreleyen halkalara dağılır.

Kırınım desenleri Yapıcı ve yıkıcı girişim desenleri Huygen Prensibi’ne göre açıklanır. Airy disk I uzaklık   Çapı D olan bir teleskop ve dalgaboyu  olan ışık için minimum, bu denklemle verilir: n=1 n=2

Çözünürlük n minimum sayısı ve m de verilen bir n için sayısal çarpandır (ışık deseni boyunca integralle bulunur).  küçük olduğundan, aşağıdaki denklem yazılabilir: mn İlk minimum tarafından belirlenen (ve toplamın %84’ü olan) yarıçap içindeki ışık, Airy disk olarak adlandırılır. ve bu, çözünürlüğü tanımlamak için kullanılır.

Rayleigh Kriteri Rayleigh Kriteri: Bir nokta kaynak, eğer başka bir kaynağın en yakın tepesi, bu kaynağın ilk minimumu kadar uzakta ise, çözümlenebilir. Airy disk I uzaklık 1.22 /D I uzaklık 1.22 /D

Teleskop çözünürlüğü Teleskop çapı büyük Airy disk küçük Çözünürlük yüksek Teleskop çapı küçük Airy disk büyük Çözünürlük düşük Örnek: Keck 10m teleskobu, ( =5500A için)‏  min = açı saniyesi (=1p piece at 300km)‏ Örnek: Fry 8 inç (=20cm) teleskobu, ( =5500A için)‏  min = (1.22 x 5500x10 -8 )/0.20 = 3.36x10 -6 radyan = 0.69 açı saniyesi

Atmosferik görüş adaptif optik Gökbilim gözlemlerinde elde edilebilen çözünürlüğü sınırlayan başka etkenler de vardır. Büyük bir etken, yıldız görüntülerinin netliğini bozan, Yer atmosferindeki türbülanstır. Bu, yıldız ışığının “kırpışmasına” yol açar ve atmosferik görüş (seeing) olarak bilinir. Açı saniyesi biriminde ölçülür. İyi gözlemevi: ” (Hawaii, Şili)‏ Genelde: 1 – 2” (D=20cm için kırınım sınırı)‏  seeing ~ -0.2 atmosfer

Kromatik (renk) Aberasyon Mercekli teleskoplara özgüdür – çünkü merceğin odak uzaklığı dalgaboyuna bağımlıdır. Etki, bileşik merceklerle oldukça azaltılabilir. Crown camı,  düşük, dışbükey Flint camı,  yüksek, bir yanı düz içbükey 2 renk için geçerlidir.

Küresel aberasyon Bir merceğin ya da küresel aynanın optik eksenine paralel fakat farklı uzaklıklarda yeralan ışık ışınları, farklı odaklarda toplanır. sınır odak merkez odak (daha iyi anlaşılması için abartılmıştır)‏ Parabol aynalar aberasyondan etkilenmez, fakat küresel aynaların komasız ve düşük f-oranlı daha geniş bir görüş alanı vardır.

Katadioptrik teleskoplar Hubble Uzay Teleskobu Aynalardaki küresel aberasyon, düzeltici levha ya da merceklerle düzeltilebilir (örnek: Hubble Uzay Teleskobu). Bu düzeltici elementleri kullanan iki ana teleskop tasarımı vardır: Schmidt teleskopları – aynanın eğrilik merkezinde ince düzeltici bir levha vardır. Maksutov kameraları – ışık yoluna küresel bir menisküs merceği konur.

Schmidt teleskobu Schmidt tasarımında, (küresel) aynanın eğrilik merkezine ince, düzeltici bir levha ya da mercek konur. Diagramdaki levhanın özellikleri daha iyi anlaşılması için abartılmıştır. Kamera olarak en uygun alettir ve sıklıkla tarama için kullanılır. Örnek: Palomar Gözlemevi Gökyüzü Taraması, Birleşik Krallık Schmidt Taraması.Palomar Gözlemevi Gökyüzü TaramasıBirleşik Krallık Schmidt Taraması Düzeltici mercek Odak yüzeyi Küresel ayna

Maksutov kameraları Menisküs merceği, uzun, negatif odaklı ve küresel yüzeylidir. Aynanınkini yokeden kendi küresel aberasyonu vardır. Ayrıca akromatik te yapılabilir ve böylece Maksutov kameraları hem küresel hem de kromatik aberasyondan kurtulur. menisküs düzeltici merceği odak yüzeyi küresel ayna

Koma Bir merceğin ya da küresel olmayan bir aynanın ekseni boyunca yeralmayan nokta kaynaklar, kuyrukluyıldız-gibi görünecektir – bu etki “koma” olarak adlandırılır. Komanın nedeni, eksen-dışı ışığın odağının, mercek (ya da ayna üzerinde düştüğü yer) boyunca alınan yola bağlı olmasıdır. Merceği bir dizi çember olarak ele alalım. Her çember çembersel bir görüntü oluşturur fakat, bunlar farklı odaklarda yeralır.

Koma (devam)‏ Koma eksene doğru (pozitif koma) ya da eksenden uzakta (negatif koma) olabilir. Küresel aynalar komadan etkilenmez çünkü ayna nokta kaynağa her zaman eksen-dışı açıdan bağımsız olarak aynı geometriyi gösterir. Küresel aberasyonu olmayan parabolik aynalar, optik eksen etrafında dar bir alanda etkili olan komadan etkilenir. Ritchy-Chretien (değiştirilmiş Cassegrain) teleskoplarda, hiperbolik birinci ve ikinci ayna kullanıldığı için, küresel aberasyon ve koma yoktur.

Astigmatizm Eğer ayna ya da mercek baskıya uğradıysa ya da kötü üretildiyse, aynanın bir ekseni boyunca olan odak uzunluğu, diğeri boyunca olan odak uzunluğundan farklı olur ve bu da görüntünün odak düzleminde yayılmasına neden olur.

Yansıtıcılar ve kırıcıların karşılaştırılması Yalnızca kenardan desteklenebilir– büyük mercekli teleskoplarda ağırlık bozulmalara neden olur. Arkadan ve kenarlardan desteklenebilir. Sıcaklık değişimleri daha az önemlidir. Sıcaklık değişimlerinden etkilenir. Soğurma ’ya bağımlı. Morötenin çoğu soğurulur. Aluminyum aynalar tüm görsel aralıkta verimli. Küçük/orta teleskop verimlilikleri % Büyük objektiflerde kayıplar yüksek. Küçük/orta teleskop verimlilikleri % Büyük teleskoplar daha verimli. Biraz kromatik aberasyon varKromatik aberasyon yok Daha çok optik yüzeyDaha az optik yüzey KIRICIYANSITICI

Teleskop kurguları Teleskopların gökyüzünün her noktasına bakabilmeleri için, birbirine dik iki farklı eksende serbestçe hareket edebilmeleri gerekir. İki ana tür kurgu vardır: Ekvatoryal (Eşlekkurgu) – bir eksen gök üçlaklarına çakıştırılmıştır. Böylece yalnızca bir eksen boyunca (yani SA) takip yeterlidir. Altazimut (Çevrenkurgu) – teleskop (yerel) yükseklik ve çevren boyunca hareket eder. Böylece daha basit tasarım gerekir fakat her iki eksende de hareket gereklidir.

Alpha Umi Z

Ekvatoryal kurgular Yalnızca SA olarak izleme gerekir ve alan dönmez (odak düzleminde kuzey yönü değişmez). Fakat karmaşıktır ve üretimi özellikle büyük teleskoplar için pahalıdır. KKD GKD   = enlem dikaçıklık eşlek SA

Coude odağı Coude odağında ışık demetinin dikaçıklık ekseni boyunca alınması sağlanır. Spektrograflar (tayfçeker) gibi büyük ve ağır aletler için kullanışlıdır. Cassegrain odağı Coude odağı Uçlak ekseni Dikaçıklık ekseni

Altazimut kurgular Tasarım basittir, fakat her iki eksende de takip gereklidir ve alan döner. En büyük (8-10m) teleskoplar Cassegrain ve Nasmyth odaklı altaz kurguludur. Nasmyth odağı Yükseklik ekseni At-nalı kurgu yerel düşey doğrultu

1988 WHT 4.2-m Alt-Az ESO 1984 Calar Alto

Asiago Gözlemevi, Ekar Dağı, Padova, İtalya 1.82 m

3.9 m

1.2 m

Paranal, ŞİLİ, 1998 VLT

1973 Mayall PALOMAR’DAN SONRA 1974 Russian 6-m

Aletler ve algılayıcılar Aletler ve algılayıcılar teleskop tarafından odaklanan ışığı kaydederek çözümlerler. teleskop alet algılayıcı gökbilimci Tipik aletler: Kamera Spektrograf Polarimetre Fotometre Algılayıcılar: Charge-coupled devices (CCDler)‏ Fotoğraf plakları

Spektrograflar Dar-bant süzgeçlerle bir kaynak, küçük bir dalgaboyu aralığında incelenebilir, fakat geniş bir dalgaboyu aralığında çok ayrıntılı olarak incelenmek için bir spektrograf gerekir. Odak düzlemindeki ışık yayılarak bir algılayıcıya odaklanır. Çözümleme için görüntü bölgesinin istenen yerini seçebilmek için dar bir yarık kullanılır. Bir ayna ya da mercek kullanılarak ışık toplanır ve yayıcı bir birim (diffraction grating ya da prizma) yardımıyla yayılır. Yayıcı birim ışığı tayf olarak yayar ve bu tayf ta bir mercek tarafından algılayıcı (genellikle CCD) üzerine odaklanır.

Spektrografın yapısı Teleskoptan gelen ışık demeti teleskobun odak düzlemindeki yarık toplayıcı ayna diffraction grating Görüntüleyici mercek CCD Normal gelen ışık:  n = sıra numarası = dalgaboyu d = çizgi aralığı

Charge-coupled device (CCD)‏ CCDler tipik olarak 1K x 1K boyutlarında, her biri genellikle  m kare kadar olan ışığa duyarlı elemanları (pikseller) olan katıhal algılayıcılarıdır. Pikseller elektriksel olarak birbirinden yalıtılmıştır ve her birinde yük toplanır. Yük miktarı üzerine düşen ışığın yeğinliğiyle orantılıdır. Yük dağılımı ışık dağılımıyla aynıdır.

Bir CCDnin yapısı Bir foton silikon kristaline çarpar ve normalde değerlik bandında olan bir elektron, iletim bandına uyartılır. Burada elektronlar bir “delik” bırakarak serbestçe hareket ederler. Elektrotlar yaklaşık 10V yüklüdür ve elektronları çekerek, CCD okunana dek kendi altlarında biriktirirler. 0.1  m yalıtıcı (SiO 2 )‏ p-türü yarı-iletken (silikon kristali)‏ foton elektrotlar delik elektron 22 11 33 piksel

CCDnin okunması Yük toplanırken, yalnızca  2 elektronların toplanması için yüksek voltajdadır. Yongayı okumak için, bu voltajlar elektronların kenara ulaşabileceği biçimde değiştirilir. 22 11 33 Verilen akım gelen fotonlar yük toplanması görüntü oluşumu

CCDnin kuantum etkinliği CCDnin kuantum etkinliği, algılanan fotonların gelen fotonlara oranı ile tanımlanır. K. E. dalgaboyunun bir fonksiyonudur fakat görünür bölge için %80-90 gibi yüksek olabilir. K.E. = Algılanan foton sayısı Gelen foton sayısı

Moröte ve Kırmızıöte teleskoplar Moröte ve kırmızıötede kullanılan teleskoplar, optik teleskoplara benzer çalışır, fakat bunlar bu dalgaboylarında geçirgen olmayan Yer atmosferinin dışına yerleştirilmiş yörüngelerde bulunan gözlemevleridir. Bildiğimiz CCDler özellikle 1 mm’den uzun dalgaboylarında duyarlı değildir, bu yüzden yapımlarında antimonit ve galyumca-zengin germanyum gibi farklı türde kristaller kullanılır. Örnekler: Hubble Uzat Teleskobu Görüntüleme SpektrografHubble Uzat Teleskobu Görüntüleme Spektrografı Birleşik Krallık Kırmızıöte teleskobu (UKIRT)Birleşik Krallık Kırmızıöte teleskobu (UKIRT) üzerindeki yakın-kırmızıöte görüntüleyici yakın-kırmızıöte görüntüleyici

Radyoastronomi teleskop çözünürlüğü ana odak D Cassegrain algılayıcısı teleskop çözünürlüğü, , şöyleydi: Radyo bölgesinde, büyüktür, bu yüzden D, iyi bir çözünürlük için büyük olmalıdır. Örnek: the Jodrell Bank 76m çanağının çözünürlüğü 0.19 derecedir.Jodrell Bank

Girişimölçüm Radyoteleskoplar bu sorunu girişimölçüm yöntemiyle çözerler ve herhangi bir dalgaboyunda gökyüzünün en ayrıntılı görüntülerini elde ederler.

Girişimölçüm En az iki teleskopla desen haritası elde edilebilir, fakat sonuç tek boyutlu ve sınırlıdır. Çok sayıda teleskop ve/veya Yer’in dönüşü kullanılarak, diğer boyutlar da elde edilebilir– buna açıklık ayrıştırma denir. Rayleigh Kriteri (yani bu yöntem içinçözünürlük) : Burada L teleskoplar arasındaki uzaklık ve  min çözünürlüktür.

Temel Girişimölçüm  birleştirilmiş sinyal L a etkin temel hat, L = a cos ZU (burada a teleskoplar arasındaki uzaklık, ve ZU kaynağın zenit uzaklığıdır.

Kısa girişimölçüm tarihi Radyogirişimölçümünün başarısı ilk kez 1940’larda gösterildi. Bu, 1890’da Michelson tarafından geliştirilen optik girişimölçüm deneylerine dayanıyordu.optik girişimölçüm Avustralyalı ve İngiliz gökbilimciler 1950’ler ve 1960’larda yöntemi daha da geliştirdiler. Martin Ryle ve Antony Hewish Yer’in açıklık çözümlemesi üzerine yaptıkları çalışmayla 1974 Nobel Fizik Ödülü’nü aldılar. Yeryüzündeki radyoteleskoplar birlikte Yer-boyutlu “teleskoplar” oluşturmak üzere birleştirildi; Bu Çok Uzun Açıklıklı Girişimölçerdir.Çok Uzun Açıklıklı Girişimölçer Açıklığı daha da arttırarak uzaya genişletmek için çalışmalar var.

X-ışın gökbilim X-ışınları Yer atmosferi tarafından soğurulur. Bu nedenle gözlem için uzay seçilir. Başlangıçta, ilk x-ışın gözlemleri için roketler kullanılmıştır, fakat bunların duyarlığı sınırlıydı ve atmosfere dönmeden önce göreli olarak kısa süreli gözlemler yapabiliyorlardı. Günümüzde, oldukça güçlü x-ışın uzay gözlemevleri vardır ve X-ışın gökbilimi is çok hızlı gelişmektedir. NASA’nın Chandra X-ışın gözlemeviChandra ESA’nın XMM-NewtonXMM-Newton Rossi X-ışın Zamanlama KRossi X-ışın Zamanlama Kaşifi

X-ışın görüntüleme Eğer bir X-ışını bir aynaya çarparsa, aynaya çok eğik bir açıyla çarpmadıkça doğrudan aynanın içinden geçer. Eğer bir X-ışını bir aynaya çok büyük bir geliş açısıyla çarparsa, yansıyacaktır. Bu yüzden, eğer hemen hemen silindirik olan konik bir ayna kullanılırsa, bu ayna X-ışınlarını odakta toplayacaktır.

X-ışın aynaları X-ışın aynaları konik ve hemen hemen silindirdir. Şu anda kullanılan tasarıma Wolter aynası denir. Bunun kesiti daha geniş olduğu yerde parabolik ve daha dar olduğu yerde de hiperboliktir. parabolik hiperbolik Bu çizim, daha iyi anlaşılabilmesi için abartılmıştır. XMM-Newton teleskobundaki aynalar tipik olarak m çaplıdır ve odak noktası da 7 m uzaklıkta yer almaktadır.

İçiçe aynalar X-ışın aynaları hemen hemen silindirik oldukları içi, gelen ışınıma çok küçük bir toplama yüzeyi göstermektedirler. Işık toplama alanını arttırmak için, bir çok ayna içiçe yerleştirilir. XMM-Newton teleskobundaki her bir modül, Rus Matruşka Bebekleri gibi içiçe yerleştirilmiş 58 aynalıdır.

Odak düzlemi aletleri Chandra ve XMM-Newton görüntüleme aömaçlı X-ışın teleskoplarıdır ve bir dizi alet taşımaktadırlar. Bunlarin içinde özel X-ışınına duyarlı CCDler ve grating tayfölçerleri vardır. XMM-Newton’da, teleskoun odak düzlemine uyacak biçimde sıralanmış, 600x600 piksel boyutlu 7 CCDden oluşan bir MOS CCD alanı vardır. Ayrıca farklı bir teknoloji kullanan ayrı bir X-ışın CCDsi vardır. Chandra’nın görüntüleme çözünürlüğü yaklaşık 1açısaniyesidir – Yer’deki en iyi optik teleskopla karşılaştırılabilir. XMM-Newton, Büyük Patlamadan ~1Myıl sonrasına ulaşacak duyarlıktadır.