L'Astrofisica va a scuola 16 Novembre 2004

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1 L'Astrofisica va a scuola 16 Novembre 2004 Concetti guida nella progettazione dei telescopi terrestri e telescopi passivi, attivi, adattavi Docente F. Cortecchia L Astrofisica va a scuola - Napoli - OAC - 16 Novembre 2004

2 VALORE DEL TELESCOPIO (+ STRUMENTO) = NUMERO DI FOTONI RIVELATI AL SECONDO D ε = efficienza ottiche telescopio + rivelatore D = diametro del telescopio r = raggio della PSF, atmosfera inclusa ε r 2 Ci sono tre fattori che limitano la qualita dell immagine di un telescopio terrestre (aumento di r): limite di diffrazione seeing (di cupola ed atmosferico) qualita del telescopio (aberrazioni) 2 Un telescopio di 3.5 m con qualita immagine pari a 0.3 arcsec corrisponde ad un telecopio di 8 m con qualita immagine pari a 0.7 arcsec

3 Limite di diffrazione α rad = 1.22 Nel visibile: Keck Tel. (10 m) alpha= arcse Occhio umano 0.3 arcmin Point Spread Function λ D

4 Definizione di Seeing Il seeing in Astronomia e la chiarezza con la quale le stelle e gli altri oggetti stellari possono essere osservati. Esso e principalmente dovuto all atmosfera terrestre. Il fenomomeno e composto pricipalmente dallo sfarfallio della stella nel quale la stella sembra fluttuare. Conosciuto in astronomia come scintillazione e causato dal moto termico dell aria, moti generati da strati di aria a differente temperatura e densita. Tali strati mobili a diversa temperatura e densita generano cambiamenti del cammino ottico della luce provieniente dalla stella. Esso cambia in funzione dell altezza dall orizzonte. Nel caso dell osservazione di un pianeta non si vede una fluttazione, ma un movimento ondulatorio della superficia del pianeta. Gli osservatori astronomici sono locati in siti dove il seeing e buono, normalmente su montagne, dove gli strati piu bassi dell atmosfera e le luci delle citta sono rimossi. Gli astronomi considerano il seeing eccellente quando la stella copre 0.5 arcsec di cielo o meno. Oltre al seeing dovuto alle turbolenze atmosferiche esiste anche seeing di cupola, causato dalle turbolenze dell aria vicino al telescopio e generate da variazione termiche vicno al telescopio (per la maggiore in cupola)

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8 Effeti atmosfera oltre al seeing: variazione indice di rifrazione (con ALT) arrossamento assorbimento inquinamento luminoso (fotometria osservazioni astronomiche fino a 50

9 Aspetto di alcune PSF associate ad alcune aberrazioni No aberrazioni Defocus Sferica terzo ordine Sferica quinto ordine Coma Astigmatismo terzo ordine

10 OTTICHE PASSIVE, ATTIVE ED ADATTIVE Telescopi Passivi (no correzioni) Allineamento ottiche durante la fase di test. Unica movimentazione controllabile dopo l allineamento e il fuoco del telescopio. Specchi spessi 1/6 del loro diametro. Si possono deformare sui sostegni a causa del loro peso. Telescopi Attivi (correzioni fino a 30 secondi) Rispetto a quelli passivi e possibile controllare e movimentare lo specchio secondario e deformare lo specchio primario (spessore specchio 1/20 del loro diametro) anche durante le osservazioni. Lo scopo dell ottica attiva e quello di migliorare la qualita ottica del telescopio rendendo gli errori ottici del telescopio inferiori al valore del seeing esterno. Specchio primario deformabile (sottile) o segmentato, per correggere le deformazione della cella e gli errori di basso ordine di fabbricazione delle ottiche. Telescopi Adattivi (correzioni cicliche fino a 1 ms) Grazie alla capacita di correzione ad alta frequernza, i telescopi adattivi hanno la possibilita di correggere il seeing atmosferico. L ottica adattiva migliora la qualita ottica dello spot ed ha come obiettivo eliminazione dell effetto atmosferico. Nell infrarosso la qualita e paragonabile ai telescopi spaziali. Specchio secondario o terziario leggero e deformabile,

11 Sorgenti di errori in telescopi TERRESTRI Sorgente degli errori Bandpass (Hz) 1 Disegno ottico Dc (fisso) 2 Costruzione delle ottiche Dc (fisso) 3 Errori teorici di: - Supporti degli specchi dc 10-3 (fisso minuti) - Strutturali (fuoco, centraggio ottiche) 10-3 (minuti) 4 Errori di manutenzione delle strutture e dei supporti specchi (settimane giorni) 5 Distorsioni termiche: - Specchi - Strutturali (giorni ore) 10-3 (minuti) 6 Distorsioni meccaniche degli specchi 10-7 (anni) (warping) 7 Effetti termici dell aria (telescopio, cupola e seeing del sito) (ore 0.01 s) 8 Deformazione dello specchio primario dovuto al vento (minuti 0.1s) 9 Turbolenza atmosferica (seeing esterno) 2* (50s <1 ms) 10 Errori di tracking del telescopio (0.2s 0.01s)

12 Schema telescopio attivo

13 LBT hexapod MMT hexapod TNG hexapod

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15 VLT Primary Support

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17 Schema telescopio adattivo

18 Specchi tip-tilt e deformabili

19 MTT Secondary Mirror (tip-tilt e deformabile)

20 The nuclear region of the nearby galaxy NGC 7469, with and without AO (from CFHT)

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24 Criteri guida nel disegno dei grandi telescopi terrestri PALOMAR 5 M VALORE DEL TELESCOPIO + STRUMENTO = NUMERO DI FOTONI RIVELATI AL SECONDO PESO TUBO CUPOLA VOLUME SPECCHIO ε D TONNELLATE 25 METRI 60 METRI 10 METRI CUBI

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26 RAPPORTO SEGNALE - RUMORE S N = (n 0 + n 0 = fotoni/secondo dalla SORGENTE n c = fotoni/secondo dal FONDO CIELO t = tempo di posa dell immagine ε = efficienza del rivelatore + telescopio R = RUMORE n ε = 1 (100%) R = 0 0 n t ε c ) t ε + R

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28 R t ε D 4 π ) θ b (n t ε D 4 π n N S 2 2 c s 2 s + + = OSS. LIMITATE DAL FONDO CIELO b c >> n s θ D b ε t 4 π n N S c s 2 2 D θ t

29 OSS. LIMITATE DAL FONDO CIELO ED AL LIMITE DI DIFFRAZIONE b c >> n s θ D b ε t 4 π n N S c s 4 D 1 t D λ cost θ = λ c D b ε t 4 π n N S 2 c s LIMITE DI DIFFRAZIONE

30 Diagramma Concetti Guida RIDURRE I COSTI EDIFICIO PICCOLO 1) PRIMARIO VELOCE 2) MONT. ALT-AZIMUTH 3) EDIFICIO ROTANTE TASSELLI (KECK) HONEYCOMB (LBT, MMT) RIDURRE IL SEEING LOCALE BASSA MASSA TERMICA NO SPECCHIO MASSICCIO MENISCO (VLT, VST)

31 Keck 1 e Keck 2

32 Altre foto Keck 1 e 2

33 Blank specchio M1 LBT

34 Dettaglio blank LBT

35 Struttura meccanica LBT

36 Blank 5 m Palomar

37 Specchio primario VLT

38 Specchio primario VST

39 PIXEL MATCHING (accoppiamento sorgente - pixels) Scala telescopio d µm/arcsec 5 µm d ( α" 2 t 5 10 Come adattare scale di 500 micron/arcsec a pixels di dimensioni fisiche di circa 20 µm sorgente 0.6 arcsec => 300 µm => 15 pixels (sovra-campionamento, campionamento ottimale 2,5-3 pixels) Come fare passare un cammello per la cruna di un ago? f lunghezza focale in metri )

40 S R fcoll = lunghezza focale collimatore fcam = lunghezza focale camera A = apertura collimatore e camera SR = fenditura al rivelatore Sf = fenditura al fuoco = S f f f cam tel D A f S R = cam f coll = f tel S f f D coll f cam A ADATTATORE DI FOCALE = S S R f f tel D A

41 Ma, per la risoluzione spettrale desiderata S R = dθ dλ λ f 2 10 cam 5 Resta quindi vincolato a: (a parita di altre condizioni) A D S f OTTICHE ADATTIVE PER LA SPETTROSCOPIA AD ALTA RISOLUZIONE

42 IN GENERALE Grande potere collettivo Immagini ad alto potere risolutivo (immagini al limite di diffrazione, ottica adattiva ed interferometria) Disponibilita in tempi brevi di un singolo telescopio Vari telescopi completamente identici: - economia di scala, - ammortamento degli investimenti industriali - distribuzione dei costi su diverse unita Flessibilita nell utilizzo (modi di osservazione diversi, diversi strumenti per telescopio)

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45 FINE LEZIONE L'Astrofisica va a scuola 16 Novembre 2004 Telescopi passivi, attivi e adattavi