Teleskoplar ve Algilayicilar

1
Teleskoplar ve Algilayicilar

• Varol Keskin

2
Teleskoplar ve Algilayicilar

• Teleskoplar fotonlari odakta toplar.
• Radyo, mikrodalga, kirmiziöte, optik, morötesi,
  X-isinlari, gamma-isinlari ve kozmik isinlar gibi
  elektromanyetik tayfin bütün bölgelerinde
  çalisirlar.
• Farkli dalgaboylarindaki fotonlari toplamak için
  farkli yöntemler kullanilir.
• Burada optik teleskoplarla ilgilenecegiz (benzer
  teknolojiler kirmiziöte ve moröte bölgesinde de
  kullanilir).

3
Floransa, ITALYA, 1608
4

5
(No Transcript)
6
(No Transcript)
7
Dürbünler (Mercekli Teleskoplar)?
8
Mercekli ( Kirilmali ) teleskoplar(dioptrik)?
Plak eseli ( Görüntü Ölçegi ) d f
?????(?????radyan) PE (GÖ)(derece/mm) ? (rd)
180/ ? / f(mm)? f ne kadar küçükse PE o
denli büyük olur. Anlami odak düzleminde
gökyüzünün büyük bir alani görülebilir demektir.
(Yaygin nesneler, Gökadalar, YA ortam)? f ne
kadar büyükse PE o denli küçük olur. Anlami
odak düzleminde gökyüzünün çok dar bir alani
görülebilir demektir. (ayrinti gözlemi,
Gezegenler, yakin nesneler)?
9
(No Transcript)
10
f-oranlari
Odak uzunlugu
F-orani f /
D Genellikle f/f-orani biçiminde yazilir, yani
f/8, odak-orani 8 demektir. Bu da, odak uzunlugu
mercek (ya da ayna) çapinin 8 kati
demektir. f-orani ne kadar küçükse, odaktaki
görüntü de o kadar parlaktir. Bu yüzden, sönük ve
yaygin nesneler için f-oraninin küçük olmasi
daha iyidir. Küçük f-orani olan teleskoplara
hizli denir. Toplanan isik miktari yalnizca D
ile belirlenir. Cisimlerin açisal ayrikligi,
mercek (göz mercegi) eklenerek arttirilabilir
(Galileo, 1609).
Çap
11
(No Transcript)
12
(No Transcript)
13
(No Transcript)
14
(No Transcript)
15
Lord Rosse 1.82-m, 1845 F/9 Newton Türü Byrr
Kalesi, Irlanda
16
(No Transcript)
17
(No Transcript)
18
Newtonian teleskop
Newtonian 1668
19
(No Transcript)
20
(No Transcript)
21
(No Transcript)
22
VLT
23
(No Transcript)
24
(No Transcript)
25
(No Transcript)
26
(No Transcript)
27
(No Transcript)
28
(No Transcript)
29
Rayleigh Kriteri
I
Airy disk
uzaklik
1.22?/D
I
Rayleigh Kriteri Bir nokta kaynak, eger baska
bir kaynagin en yakin tepesi, bu kaynagin ilk
minimumu kadar uzakta ise, çözümlenebilir.
1.22?/D
uzaklik
30
(No Transcript)
31
Teleskop çözünürlügü
Teleskop çapi küçük
Teleskop çapi büyük
Airy disk büyük
Airy disk küçük
Çözünürlük düsük
Çözünürlük yüksek
Örnek Fry 8 inç (20cm) teleskobu, (?5500A
için)? ?min (1.22 x 5500x10-8)/0.20
3.36x10-6 radyan 0.69 açi saniyesi
Örnek Keck 10m teleskobu, (?5500A için)? ?min
0.014 açi saniyesi (1p piece at 300km)?
32
(No Transcript)
33
(No Transcript)
34
(No Transcript)
35
(No Transcript)
36
(No Transcript)
37
(No Transcript)
38
(No Transcript)
39
(No Transcript)
40
(No Transcript)
41
(No Transcript)
42
Küresel aberasyon
Bir mercegin ya da küresel aynanin optik eksenine
paralel fakat farkli uzakliklarda yeralan isik
isinlari, farkli odaklarda toplanir.
(daha iyi anlasilmasi için abartilmistir)?
merkez odak
sinir odak
Parabol aynalar aberasyondan etkilenmez, fakat
küresel aynalarin komasiz ve düsük f-oranli daha
genis bir görüs alani vardir.
43
Katadioptrik teleskoplar

• Aynalardaki küresel aberasyon, düzeltici levha ya
  da merceklerle düzeltilebilir
• (örnek Hubble Uzay Teleskobu).
• Bu düzeltici elementleri kullanan iki ana
  teleskop tasarimi vardir
• Schmidt teleskoplari aynanin egrilik merkezinde
  ince düzeltici bir levha vardir.
• Maksutov kameralari isik yoluna küresel bir
  menisküs mercegi konur.

Hubble Uzay Teleskobu
44
(No Transcript)
45
(No Transcript)
46
Schmidt teleskobu
Düzeltici mercek
Schmidt tasariminda, (küresel) aynanin egrilik
merkezine ince, düzeltici bir levha ya da mercek
konur. Diagramdaki levhanin özellikleri daha iyi
anlasilmasi için abartilmistir. Kamera olarak en
uygun alettir ve siklikla tarama için
kullanilir. Örnek Palomar Gözlemevi Gökyüzü
Taramasi, Birlesik Krallik Schmidt Taramasi.
Odak yüzeyi
Küresel ayna
47
Maksutov kameralari
menisküs düzeltici mercegi
Menisküs mercegi, uzun, negatif odakli ve küresel
yüzeylidir. Aynaninkini yokeden kendi küresel
aberasyonu vardir. Ayrica akromatik te
yapilabilir ve böylece Maksutov kameralari hem
küresel hem de kromatik aberasyondan kurtulur.
odak yüzeyi
küresel ayna
48
http//www.frostydrew.org/observatory/courses/scop
es/booklet.htm
49
(No Transcript)
50
Koma (devam)?
Koma eksene dogru (pozitif koma) ya da eksenden
uzakta (negatif koma) olabilir. Küresel aynalar
komadan etkilenmez çünkü ayna nokta kaynaga her
zaman eksen-disi açidan bagimsiz olarak ayni
geometriyi gösterir. Küresel aberasyonu olmayan
parabolik aynalar, optik eksen etrafinda dar bir
alanda etkili olan komadan etkilenir.
Ritchy-Chretien (degistirilmis Cassegrain)
teleskoplarda, hiperbolik birinci ve ikinci ayna
kullanildigi için, küresel aberasyon ve koma
yoktur.
51
Astigmatizm
Eger ayna ya da mercek baskiya ugradiysa ya da
kötü üretildiyse, aynanin bir ekseni boyunca olan
odak uzunlugu, digeri boyunca olan odak
uzunlugundan farkli olur ve bu da görüntünün odak
düzleminde yayilmasina neden olur.
52
(No Transcript)
53
Teleskop kurgulari

• Teleskoplarin gökyüzünün her noktasina
  bakabilmeleri için, birbirine dik iki farkli
  eksende serbestçe hareket edebilmeleri gerekir.
• Iki ana tür kurgu vardir
• Ekvatoryal (Eslekkurgu) bir eksen gök
  üçlaklarina çakistirilmistir. Böylece yalnizca
  bir eksen boyunca (yani SA) takip yeterlidir.
• Altazimut (Çevrenkurgu) teleskop (yerel)
  yükseklik ve çevren boyunca hareket eder. Böylece
  daha basit tasarim gerekir fakat her iki eksende
  de hareket gereklidir.

54
Z
Alpha Umi
55
http//www.frostydrew.org/observatory/courses/scop
es/booklet.htm
56
(No Transcript)
57
(No Transcript)
58
(No Transcript)
59
(No Transcript)
60
(No Transcript)
61
(No Transcript)
62
(No Transcript)
63
(No Transcript)
64
Asiago Gözlemevi, Ekar Dagi, Padova, Italya
1.82 m
65
3.9 m
66
1.2 m
67
Paranal, SILI, 1998
VLT
68
(No Transcript)
69
(No Transcript)
70
Spektrograflar
Dar-bant süzgeçlerle bir kaynak, küçük bir
dalgaboyu araliginda incelenebilir, fakat genis
bir dalgaboyu araliginda çok ayrintili olarak
incelenmek için bir spektrograf gerekir. Odak
düzlemindeki isik yayilarak bir algilayiciya
odaklanir. Çözümleme için görüntü bölgesinin
istenen yerini seçebilmek için dar bir yarik
kullanilir. Bir ayna ya da mercek kullanilarak
isik toplanir ve yayici bir birim (diffraction
grating ya da prizma) yardimiyla yayilir. Yayici
birim isigi tayf olarak yayar ve bu tayf ta bir
mercek tarafindan algilayici (genellikle CCD)
üzerine odaklanir.
71
(No Transcript)
72
(No Transcript)
73
Bir CCDnin yapisi
elektrotlar
foton
piksel
?3
?2
?1
0.1?m yalitici (SiO2)?
p-türü yari-iletken (silikon kristali)?
elektron
delik
Bir foton silikon kristaline çarpar ve normalde
degerlik bandinda olan bir elektron, iletim
bandina uyartilir. Burada elektronlar bir delik
birakarak serbestçe hareket ederler. Elektrotlar
yaklasik 10V yüklüdür ve elektronlari çekerek,
CCD okunana dek kendi altlarinda biriktirirler.
74
(No Transcript)
75
CCDnin kuantum etkinligi
CCDnin kuantum etkinligi, algilanan fotonlarin
gelen fotonlara orani ile tanimlanir.
Algilanan foton sayisi
K.E.
Gelen foton sayisi
K. E. dalgaboyunun bir fonksiyonudur fakat
görünür bölge için 80-90 gibi yüksek olabilir.
76
Moröte ve Kirmiziöte teleskoplar
Moröte ve kirmiziötede kullanilan teleskoplar,
optik teleskoplara benzer çalisir, fakat bunlar
bu dalgaboylarinda geçirgen olmayan Yer
atmosferinin disina yerlestirilmis yörüngelerde
bulunan gözlemevleridir. Bildigimiz CCDler
özellikle 1 mmden uzun dalgaboylarinda duyarli
degildir, bu yüzden yapimlarinda antimonit ve
galyumca-zengin germanyum gibi farkli türde
kristaller kullanilir. Örnekler Hubble Uzat
Teleskobu Görüntüleme Spektrografi Birlesik
Krallik Kirmiziöte teleskobu (UKIRT) üzerindeki
yakin-kirmiziöte görüntüleyici
77
(No Transcript)
78
(No Transcript)
79
(No Transcript)
80
(No Transcript)
81
Kisa girisimölçüm tarihi

• Radyogirisimölçümünün basarisi ilk kez
  1940larda gösterildi.
• Bu, 1890da Michelson tarafindan gelistirilen
  optik girisimölçüm deneylerine dayaniyordu.
• Avustralyali ve Ingiliz gökbilimciler 1950ler
  ve 1960larda yöntemi daha da gelistirdiler.
  Martin Ryle ve Antony Hewish Yerin açiklik
  çözümlemesi üzerine yaptiklari çalismayla 1974
  Nobel Fizik Ödülünü aldilar.
• Yeryüzündeki radyoteleskoplar birlikte
  Yer-boyutlu teleskoplar olusturmak üzere
  birlestirildi Bu Çok Uzun Açiklikli
  Girisimölçerdir.
• Açikligi daha da arttirarak uzaya genisletmek
  için çalismalar var.

82
X-isin gökbilim
X-isinlari Yer atmosferi tarafindan sogurulur. Bu
nedenle gözlem için uzay seçilir. Baslangiçta,
ilk x-isin gözlemleri için roketler
kullanilmistir, fakat bunlarin duyarligi
sinirliydi ve atmosfere dönmeden önce göreli
olarak kisa süreli gözlemler yapabiliyorlardi. Gün
ümüzde, oldukça güçlü x-isin uzay gözlemevleri
vardir ve X-isin gökbilimi is çok hizli
gelismektedir. NASAnin Chandra X-isin
gözlemevi ESAnin XMM-Newton Rossi X-isin
Zamanlama Kasifi
83
(No Transcript)
84
(No Transcript)
85
Içiçe aynalar
X-isin aynalari hemen hemen silindirik olduklari
içi, gelen isinima çok küçük bir toplama yüzeyi
göstermektedirler. Isik toplama alanini arttirmak
için, bir çok ayna içiçe yerlestirilir. XMM-Newton
teleskobundaki her bir modül, Rus Matruska
Bebekleri gibi içiçe yerlestirilmis 58 aynalidir.
86
Odak düzlemi aletleri
Chandra ve XMM-Newton görüntüleme aömaçli X-isin
teleskoplaridir ve bir dizi alet tasimaktadirlar.
Bunlarin içinde özel X-isinina duyarli CCDler ve
grating tayfölçerleri vardir. XMM-Newtonda,
teleskoun odak düzlemine uyacak biçimde
siralanmis, 600x600 piksel boyutlu 7 CCDden
olusan bir MOS CCD alani vardir. Ayrica farkli
bir teknoloji kullanan ayri bir X-isin CCDsi
vardir.
Chandranin görüntüleme çözünürlügü yaklasik
1açisaniyesidir Yerdeki en iyi optik
teleskopla karsilastirilabilir. XMM-Newton, Büyük
Patlamadan 1Myil sonrasina ulasacak
duyarliktadir.