Αστρονομία στο υπέρυθρο Τηλεσκόπια Ανιχνευτές Μελέτη αστρονομικών αντικειμένων
William Herschel, 1800 Calorific Rays 1856: Charles Piazzi Υπέρυθρη ακτινοβολία από τη Σελήνη (με θερμοστοιχείο) Βασισμένο εν μέρει σε δημοσίευση του M. Burton, Πανεπ. Sydney
Υπέρυθρο: Θερμική ακτινοβολία
Ατμοσφαιρικά παράθυρα
Παρατηρητήρια στο υπέρυθρο επίγεια, εναέρια, διαστημικά Mauna Kea Οbservatory Kuiper Airborne Observatory
Παρατηρητήρια στο υπέρυθρο: H πρώτη περίοδος δεκαετία 60 1961: Frank Low κατασκεύασε Βολόμετρο γερμανίου με προσμίξεις γαλλίου +ψύξη Ανίχνευση στο μακρινό υπέρυθρο 1960 s:αερόσταστα για μετρήσεις σε μεγάλο υψόμετρο (αποφυγή απορρόφησης από Η 2 Ο) 1967: Υπέρυθρα τηλεσκόπια υπό ψύξη σε πυραύλους Επισκόπηση του ουρανού στο υπέρυθρο AFGL 4+10+20µm 2363 πηγές σε 30 min 1967: Ίδρυση Αστεροκοπείου στο Mauna Kea στη Χαβάη (μεγάλο υψόμετρο + ξηρασία)
2 η γενιά παρατηρητηρίων στο υπέρυθρο δεκαετία 70 1968: Leighton & Neugebauer Mt Wilson, τηλεσκόπια 24-, 60-in Επισκόπηση του ουρανού στο υπέρυθρο στα 2.2μm 5500 πηγές Αρχή δεκαετίας 1970: Οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν ισχυρή ακτινοβολία στο υπέρυθρο (εδώ Μ31) 1974: Kuiper Airborne Observatory Οι δακτύλιου του Ουρανού Ανίχνευση νερού στον Δία Μέσα δεκαετίας 1970 : Φασματογράφοι στο μακρινό υπέρυθρο από αερόσταστα σε T = 1K
3 η γενιά παρατηρητηρίων στο υπέρυθρο δεκαετία 80 Δεκαετία 1980: Ανιχνευτικές συστοιχίες 1983: Δορυφορικό τηλεσκόπιο IRAS 12+25+60+100µm 500.000 πηγές Δίσκος Vega Υπέρλαμπροι υπέρυθροι γαλαξίες ULIRGs 1985: Υπέρυθρο τηλεσκόπιο στο διαστημικό λεωφορείο 1989: COBE mm + Far-IR CMBR
Τα παρατηρητήρια στο υπέρυθρο την δεκαετία 90 1994: SPIREX στο Νότιο Πόλο 1995: ESA ISO 2.5-240µm + φασματοσκοπία 1996: DENIS Επισκόπηση του ουρανού στο κοντινό υπέρυθρο La Silla, Χιλή 1996: MSX Στρατιωτικός δορυφόρος 8+11+14+21µm
Τα παρατηρητήρια στο υπέρυθρο τέλη της δεκαετίας 90-2000 1997: 2MASS (2 όμοια τηλεσκόπια 1.3μ) All-sky 1.2 + 1.6 + 2.2µm 1997: NICMOS on HST 1-2.5µm Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer 2001: Συμβολόμετρο στα τηλεσκόπια Κeck 2004: Δορυφορικό τηλεσκόπιο Spitzer
Τα παρατηρητήρια στο υπέρυθρο τον 21 ο αιώνα 2009-2013: Herschel μακρινό υπέρυθρο Διάμετρος 3.5m Θερμοκρασία <2Κ (2300lt υγρό ήλιο) Μ31 2???: TPF/Darwin Other Earths?!
Rosetta nebula Εμβρυονικά άστρα (Herschel) 70 microns 160 microns 250 microns
Τα παρατηρητήρια στο υπέρυθρο τον 21 ο αιώνα SOFIA - Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy NASA + German Aerospace Center Tηλεσκόπιο 2.5m + φασματογράφος, υψηλής ανάλυσης Γρήγορο φωτόμετρο Ήδη στον 4 ο κύκλο παρατηρήσεων
Φασματογράφος υψηλής ανάλυσης EXES ( Echelon-Cross-Echelle Spectrograph) στοsofia
VLΤΙ: Very Large Telescope Interferometer κοντινό υπέρυθρο και 10μm Κραδασμοί στα τηλεσκόπια των 8μ περιορίζουν την ευαισθησία Καλύτερη λειτουργία στα 10μ ετρήθηκε η διάμετρος κόκκινου νάνου Proxima Centauri. με ακριβεια ±0.08 milli-arcsec
September 2002 Optics in Astronomy 16
VISTA (the Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) ESO- Paranal-Chile 2011- Διάμετρος 4.1m FoV 1.65 16 συστοιχίες υπέρυθρων ανιχνευτών Κάθε συστοιχία 2048x2048 pixels (μεγέθους 20 μm 0.34" στον ουρανό Μεγαλύτερη υπέρυθρη καμερα στον κόσμο (3tn)
Το μέλλον της αστρονομίας υπερύθρου Webb Space Telescope HST : UV, ορατό και κοντινό υπέρυθρο James Webb Space Telescope θα δώσει εικόνες παρόμοιας ευκρίνειας και βάθους με το HST αλλά στο υπέρυθρο
JWST
Υπέρυθροι ανιχνευτές Οι θερμικές συνέπειες της προσπίπτουσας υπέρυθρης ακτινοβολίας μπορούν να καταγραφούν μέσω διαφόρων διεργασιών που εξαρτώνται από τη θερμοκρασία: Βολόμετρα και μικροβολόμετρα: η λειτουργία τους βασίζεται στην εξάρτηση της αντίστασης από τη θερμοκρασία. Θερμοστοιχεία: (Thermocouples, thermopiles): η λειτουργία τους βασίζεται στο θερμοηλεκτρικό φαινόμενο Κύτταρο Golay : η λειτουργία του βασίζεται στην θερμική διαστολή Στα φασματογράφους στο υπέρυθρο χρησιμοποιούνται κυρίως πυροηλεκτρικοί ανιχνευτές (πυροηλεκτρικό φαινόμενο) Φωτονικοί ανιχνευτές θα μιλήσουμε για αυτή την κατηγορία αναλυτικά
Ορισμός περιοχών του υπέρυθρου ανάλογα με την τεχνολογία ανίχνευσης Eric Becklin, SOFIA vis near-ιr mid-ιr far-ir ορατό: 0.3 1.0 μm; CCD Κοντινό υπέρυθρο (near-ir): 1.0 5.2 μm, InSb, απορρόφηση από ατμοσφ. H 2 O Μέσο υπέρυθρο (mid-ir) : 8 25 μm, Si:As απορρόφηση από ατμοσφ. H 2 O Μακρινό υπέρυθρο (far-ir): 25 1000 μm (διάστημα)
CCD και φωτονικοί ανιχνευτές στο IR: ίδια φυσική Πυρίτιο (Si) ανήκει στην ομάδα IV Τα ηλεκτρόνια μοιράζονται ομοιοπολικά στα άτομα του κρυστάλλου Δρα σαν μονωτής e διεγείρονται στη ζώνη αγωγιμότητας με (1.0 ev = 1.24 μm), ανάλογα με τη Τα Εσωτερικό φωτοηλεκτρικό φαινόμενο C. Kittel, Intro. to Solid State Physics
Eξωτερικός φωτοαγωγός Προσθήκη στοιχείου της ομάδας V (As) Eξτρα e συνδεδεμένο με τον πυρήνα του As Χρειάζεται πολύ μικρή ενέργεια για διέγερση (48 mev = 26 μm) Ευαισθησία μέχρι και το mid-ir C. Kittel, Intro. to Solid State Physics
Θερμικός θόρυβος Θόρυβος από θερμικά ηλεκτρόνια Τα ηλεκτρόνια στον ανιχνευτή έχουν θερμική ενέργεια ~ kt, και μπορούν μέσω θερμικής διέγερσης να εισέλθουν στη ζώνη αγωγιμότητας («σκοτεινό ρεύμα» - dark current) Η λύση είναι η λειτουργία του ανιχνευτή σε χαμηλή θερμοκρασία Si CCD 0.3 1 μm 170 K GMOS HgCdTe 0.8 2.5 μm 75 80 K NIFS, NICI, FLAMINGOS2 InSb 0.8 5.4 μm 30 K NIRI, GNIRS, PHOENIX Si:As 5 28 μm 12 K MICHELLE, TReCS Φωτονικός θόρυβος Επιθυμητά είναι μόνο φωτόνια που προέρχονται από το αστρονομικό αντικείμενο που παρατηρούμε Πρέπει να απορριφθούν τα (θερμικά) φωτόνια από το περιβάλον Όλα τα όργανα (και τα οπτικά) διατηρούνται σε χαμηλή θερμοκρασία 19 July 2010 NOAO Gemini Data Workshop 24
Οι υπέρυθροι ανιχνευτές έχουν διαφορετική αρχιτεκτονική: Υβριδική αρχιτεκτονική διαφορετικό readout Kάθε Pixel έχει τον δικό του amplifier για το readout ( unit cell architecture) Δεν γίνεται charge transfer Readout μη καταστρεπτικό (μπορούμε να διαβάσουμε το δυναμικό σε ένα συγκεκριμένο Pixel κατά την διάρκεια μιας έκθεσης (η έκθεση καθορίζεται ηλεκτρονικά δεν υπάρχει shutter)
H επίδραση του ουρανού στο οριακό μέγεθος Oυρανός πολύ φωτεινός στο IR Σελήνη δεν επηρεάζει για μ.κ. > 1 μm Γραμμές εκπομπής OH 0.8 2.3 μm Θερμική εκπομπή αό τηλεσκόπιο και ατμόσφαιρα Ακόμα και στην K band, οι πηγές που ανιχνέυουμε είναι στο 10-3 του ουρανού (13 mag-arcsec-2) Στο mid-ir, ο ουρανός είναι φωτεινότερος από 0 magarcsec-2
Επεξεργασία εικόνας- διόρθωση ουρανού dithering Ουρaνός Median Αφαίρεση ουρανού (και διαίρεση με flat field)
Παράδειγμα: M42 Ανεπεξέργαστη εικόνα σε στενό φίλτρο H 2 Ουρανός εκτός πηγής Διορθωμένη εικόνα 19 July 2010 NOAO Gemini Data Workshop 28
Φασματοσκοπία Παράδειγμα: φάσμαgnirs R ~ 2000 0.8 2.5 μm Ισχυρός ουρανός, εξαρτώμενος από το μήκος κύματος Εκπομπή OH 0.8 2.3 μm Θερμικό συνεχές 2.0 + μm Ατμοσφαιρική απορρόφηση > 2.3 μm Άφαίρεση του ουρνού με dithering 2.55 1.91 1.53 1.27 1.09 19 July 2010 NOAO Gemini Data Workshop 29
Περίληψη Συστοιχίες IR παρόμοια φυσική με CCDs Διαφορετική αρχιτεκτονική: Υβριδικά συστήματα: ξεχωριστά η ανίχνευση, ξεχωριστά η ανάγνωση Δεν έχουμε μεταφορά φορτίου Μη καταστρεπτικό readout συσχετισμένη δειγματοληψία Λειτουργία σε χαμηλή θερμοκρασία Ελαχιστοποίηση του σκοτεινού ρεύματος του ανιχνευτή Ελαχιστοποίηση θερμικής ακτινοβολίας από συνολικό όργανο Πολύ υψηλή ακτινοβολία από τον ουρανό Εικόνες: ουρανός >> αστρονομικό σήμα + πολύ μεταβλητός Φασματοσκοπία: ισχυρές γραμμές εκπομπής από τον ουρανό Λύση: dithering Review article: George Rieke 2007, Ann. Rev. Astr. Ap. 45, 77.
Κύριες κατευθύνσεις της αστρονομίας υπέρυθρου Μελέτη αντικειμένων του Ηλιακού μας συστήματος Μελέτη περιοχών αστρικής δημιουργίας Ψυχρά Άστρα ή/και άστρα με περιαστρικά περιβλήματα σκόνης Πρωτοπλανητικοί δίσκοι και πλανήτες Γαλαξίες: αστρική δημιουργία σε γαλαξίες εκπομπή θερμής σκόνης Μελέτη πολύ μακρινών AGN που εμφανίζουν τις κυριότερες γραμμές εκπομπής τους στο μέσο και μακρινό υπέρυθρο, λόγω ερυθρομετετόπισης
Φασματική Περιοχή Περιοχή μηκών κύματος (μm) Περιοχή θερμοκρασιών (Kelvin) Αστρονομικά αντικείμενα Κοντινό υπέρυθρο (0.7-1) μέχρι 5 740 μέχρι (3,000-5,200) Σχετικά ψυχρά άστρα, ερυθροι γίγαντες. Η σκόνη είναι διαφανής σε αυτά τα μ.κ. Mέσο υπέρυθρο 5 μέχρι (25-40) (92.5-140) μέχρι 740 Πλανήτες, κομήτες και αστεροειδείς. Σκόνη που έχει θερμανθεί από αστρικό φως Πρωτοπλανητικοί δίσκοι Μακρινό υπέρυθρο (25-40) μέχρι (200-350) (10.6-18.5) μέχρι(92.5-140) Εκπομπή από ψυχρή σκόνη Κεντρικές περιοχές γαλαξιών Πολύ ψυχρά μοριακά νέφη
1. Ηλιακό σύστημα Όλοι οι πλανήτες και οι δορυφόροι τους εκπέμπουν σημαντικά στο υπέρυθρο. Η υπέρυθρη αυτή ακτινοβολία είναι θερμική ακτινοβολία από την ατμόσφαιρα και την επιφάνεια των πλανητών με μέγιστο στο μέσο και μακρινό υπέρυθρο (15-100μ). (σε αυτή την ακτινοβολία προστίθεται και ανακλώμενη ακτινοβολία από τον ήλιο, που είναι κυρίως στο ορατό κοντινό υπέρυθρο) Η μελέτη της υπέρυθρης ακτινοβολίας από τα μέλη του πλανητικού συστήματος έχει δώσει σημαντικές πληροφορίες για τη χημική τους σύσταση. Σε πλανήτες και δορυφόρους τους με ατμόσφαιρες, οι παρατηρήσεις στο υπέρυθρο έχουν δώσει σημαντικές πληροφορίες για τη μεταβολή της χημικής σύστασης και της θερμοκρασίας με το βάθος. Ανακάλυψη νέων κομητών και αστεροειδών, όπως και ζωνών σκόνης στο ηλιακό μας σύστημα.
Δίας Η κατανομή του νερού στη στρατόσφαιρα του Δία μετρήσεις από το διαστημικό τηλεσκόπιο Herschel
Πλανήτες νάνοι και αστεροειδείς Ανακάλυψη νερού στον πλανήτη νάνο «Δήμητρα» με το Herschel TNO s (transneptunian objects (Τα~230Κ) μέτρηση του μεγέθους και της ανακλαστικότητάς τους (albedo) με το Herschel
2. Μελέτη περιοχών αστρικής δημιουργίας στον γαλαξία μας και σε κοντινούς γαλαξίες 60 μ (Herschel) 24 μ (Spitzer) 870 μ radio (APEX) 5.8-8 μ (Spiter) 3.6-4.5 μ (Spitzer) 24 μ (Spitzer) ρωτοαστέρες Η μεσoαστρική απορρόφηση από τη σκόνη μειώνεται στο υπέρυθρο, επιτρέποντάς μας να μελετήσουμε τα νεαρά άστρα που βρίσκονται μέσα στα νεφελώματα.
Μελέτη Πρωτοαστέρων Βίαιος άνεμος από πρωτοαστέρα στον Ωρίωνα (Herschel) Σκίτσο του ανέμου από τον πρωτοαστέρα
Πλανητικά συστήματα ΠΡΟΣΟΜΟΙΩΣΗ JWST (20 m) Spitzer (24 m) Visible (HST) Fomalhaut
Δίσκοι σκόνης και πλανήτες Beta Pictoris HR4796A
Μελέτη της περιοχής του γαλαξιακού κέντρου στο υπέρυθρο : Μεγάλα αστρικά σμήνη τα οποία υπόκεινται σε πολύ μεγάλη μεσοαστρική απορρόφηση στα ορατά μήκη κύματος.
3. Θερμική ακτινοβολία από ψυχρούς αστέρες Μία επισκόπηση στο υπέρυθρο του αστρικού σμήνους Trapezium στο νεφέλωμα του Ωρίωνα αποκάλυψε την ύπαρξη περισσότερων από 100 αντικείμενα μικρής μάζας που είναι υποψήφιοι καφέ νάνοι ( brown dwarfs)
4. Παρατήρηση γαλαξιών στο υπέρυθρο: Ο Γαλαξίας μας Near + mid-ir Γαλαξιακό κέντρο Ερυθροί γίγαντες + Θερμή σκόνη (hot dust) Far--IR Γαλαξιακό επίπεδο Ζωδιακό φως και «χλιαρή» σκόνη (warm dust)
Άλλοι γαλαξίες: Ο σπειροειδής M81 Παλαιά άστρα (μπλε) «χλιαρή» σκόνη(ερυθρό) Ζεστή σκόνη και δημιουργία άστων μεγάλης μάζας (πράσινο και κόμποι)
5. Μαύρες τρύπες: ο δίσκος γύρω από αυτές εκπέμπει στο IR
6. Ερυθρομετατόπιση: μελέτη πολύ μακρινών αντικειμένων, των οποίων το φάσμα είναι μετατοπισμένο στο υπέρυθρο Εξερεύνηση του νεαρού σύμπαντος To Hubble Deep Field στο υπέρυθρο
7. Φασματοσκοπία στο υπέρυθρο Aνίχνευση μορίων Πάγος Σκόνη
Μήκος κύματος Πώς ανιχνεύουμε τα μόρια Ραδιοφωνική περιοχή Περιστροφή Mικροκύματα Υπέρυθρο Ταλάντωση Οπτικό /UV Ηλεκτρονικές μεταβάσεις
Ποια μόρια έχουν ανιχνευθεί εκτός ηλιακού συστήματος και πού; Τα μόρια είναι βασικά συστατικά των πλανητικών ατμοσφαιρών και των στερεών σωμάτων (γήινων πλανητών, αστεροειδών) του πλανητικού συστήματος Ανακάλυψη πολλών ειδών μορίων σε αέρια φάση και στερεών σωματιδίων (σκόνη) <~1μm με διαφορετικές χημικές συστάσεις, στα περιαστρικά κελύφη αστέρων (γιγάντων) του Ασυμπτωτικού Κλάδου : δηλ. φαίνεται ότι σε αυτή τη σύντομη (χαρακτηριστικός χρόνος διαστολής του κελύφους είναι της τάξεως των χιλιάδων ετών) φάση λαμβάνει χώρα εκτεταμένη δημιουργία μορίων Περισσότερα από 150 είδη μορίων έχουν ανιχνευτεί στη μεσοαστρική ύλη (από παρατηρήσεις κυρίως στο υπέρυθρο και στα ραδιοφωνικά κύματα) μοριακά νέφη - υπολείματα υπερκαινοφανών απλά διατομικά μόρια: π.χ. Η 2 και CO τριατομικά μόρια : π.χ. Η 2 Ο, Η + 3...πολυατομικές οργανικές αλυσίδες π.χ. ΗC 11 N
Μόρια στη μεσοαστρική ύλη 2 atoms 3 atoms 4 atoms 5 atoms 6 atoms > 6 atoms H 2 CO CSi CP CS NO NS SO HCl NaCl KCl AlCl AlF PN SiN SiO SiS NH OH C 2 CN HF CO + SO + CH CH + H 2 O H 2 S HCN HNC CO 2 SO 2 MgCN MgNC NaCN N 2 O NH 2 OCS HCO C 3 C 2 H HCO + HOC + N 2 H + HNO HCS + H 3 + C 2 O C 2 S SiC 2 H 2 D + CH 2 NH 3 H 2 CO H 2 CS C 2 H 2 HNCO HNCS H 3 O + HOCO + C 3 S H 2 CN cyclic-c 3 H linear-c 3 H HCCN H 2 CO + C 2 CN C 3 O HCNH + CH 2 D + CH 4 SiH 4 CH 2 NH NH 2 CN CH 2 CO HCOOH HC 2 CN HCCNC cyclic-c 3 H 2 linear-c 3 H 2 CH 2 CN C 4 H C 4 Si C 5 HNCCC CH 3 OH CH 3 SH C 2 H 4 CH 3 CN CH 3 NC HC 2 CHO NH 2 CHO C 4 H 2 C 5 H C 5 O CH 3 C 2 H CH 3 CHO CH 3 NH 2 CH 2 CHCN HC 4 CN C 6 H CH 3 COOH HCOOCH 3 CH 3 C 2 CN (CH 3 ) 2 O C 2 H 5 OH C 2 H 5 CN CH 3 C 4 H HC 6 CN (CH 3 ) 2 CO CH 3 C 4 N? NH 2 CH 2 COOH HC 8 CN HC 10 CN +πολυκυκλικοί αρωματικοί υδρογονάνθρακες >150 είδη Το απλούστερο σάκχαρο γλυκαλδεύδη Το αμινοξύ γλυσίνη
Πώς επιτυγχάνεται η σύνθεση μορίων στα μοριακά νέφη Η χημεία της μεσοαστρικής ύλης είναι πολύπλοκη Οι χημικές διεργασίες που λαμβάνουν χώρα σε ένα συγκεκριμένο μοριακό νέφος εξαρτώνται από την πυκνότητα του αερίου την θερμοκρασία του αερίου την χημική σύσταση (δηλ. τα στοιχεία που προ-υπάρχουν σε αυτό, πέραν του υδρογόνου την παρουσία σωματιδίων σκόνης Τα σωματίδια σκόνης είναι απαραίτητα για την δημιουργία μοριακού υδρογόνου, και διευκολύνουν στον σχηματισμό μορίων όπως CH, NH, OH, CH 2, CO, CO 2 και H 2 O Σε αρκετά πυκνά νέφη, ο σχηματισμός μορίων στην επιφάνεια των σωματιδίων σκόνης δημιουργεί παγωμένους μανδύες στα σωματίδια σκόνης (π.χ. πάγος CO, CO 2, H 2 O CH 4, NH 3 πάνω σε πυριτική σκόνη
Σύνθεση μοριακού υδρογόνου στο μεσοαστρικό χώρο Ξεκινάμε με ατομικό υδρογόνο και σκόνη Αρκούντως οπτικά πυκνή σκόνη, προστατεύει το Η από πηγές υπεριώδους ακτινοβολίας και επιτρέπει τη δημιουργία Η 2 Η ύπαρξη σκόνης διευκολύνει περαιτέρω την δημιουργία Η 2 : στην επιφάνεια του σωματιδίου σκόνης συναντώνται ευκολότερα τα άτομα του Η για να σχηματίσουν Η 2 Η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τη δημιουργία του μορίου θερμαίνει το σωματίδιο σκόνης και εκπέμπει το μόριο του υδρογόνου στο νέφος Τα μοριακά νέφη περιβάλλονται από κελύφη ατομικού υδρογόνου. Αν η πυκνότητα του ατομικού Η είναι αρκετά υψηλή μπορεί και αυτή να παράσχει «προστασία» από την ακτινοβολία UV
Σχηματισμός μορίων και σκόνης στα τελευταία στάδια της αστρικής εξέλιξης Δημιουργία σκόνης στα περιαστρικά κελύφη των γιγάντων του ασυμπτωτικού κλάδου Σκόνη στα πλανητικά νεφελώματα Σκόνη σε ερυθρούς υπεργίγαντες Σκόνη σε υπολείμματα υπερκαινοφανών εκρήξεων (core collapse supernovae)
Νερό και ξηρός πάγος σε μοριακά νέφη
Mόρια σε γαλαξίες με πολύ σκόνη Spiral NGC891 Starburst Arp 220