Lezione 3. Ottiche adattive

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1 Lezione 3 Ottiche adattive

2 Definizione delle bande elettromagnetiche Visibile

3 Definizione di bande nel visibile e nell'infrarosso Infrarosso

4 Definizione di bande nel visibile e nell'infrarosso Microonde

5 Effetto della turbolenza dell'atmosfera (seeing) Un oggetto puntiforme osservato in assenza di effetti atmosferici forma un'immagine nel piano focale idealmente diffraction limited Risoluzione λ/d

6 Effetto della turbolenza dell'atmosfera (seeing) Gradienti di temperatura nella troposfera (fino a 15 km) generano venti con velocità ~ 5 m/s variazioni di indice di rifrazione acromatiche nel visibile fino al vicino infrarosso. Il fronte d'onda perde coerenza di fase sull'area del telescopio.

7 Tre parametri principali descrivono il fenomeno Il Fried parameter, d0, descrive la scala al di sotto della quale il fronte d'onda è coerente. Il tempo di coerenza, che rappresenta il tempo al di sotto del quale non vi sono variazione significative del fronte d'onda. L'angolo isoplanatico ovvero l'angolo entro il quale il fronte d'onda è coerente osservando ad un angolo γ dallo zenit

8 Limite risoluzione angolare Ogni cella produce un'immagine dell'oggetto nel piano focale traslata rispetto al fuoco del telescopio. La dimensione angolare della zona in cui si sovrappongono le varie immagini è dell'ordine di θ0 ~ λ / d0. L'insieme delle immagini interferisce determinando una serie di massimi e minimi di intensità.

9 The outer scale Corrisponde alla scala del disturbo atmosferico che genera le celle di turbolenza È dell'ordine della decina di metri. Se le dimensioni del telescopio sono dello stesso ordine dell'outer scale allora questa scala va considerata nella progettazione del sistema di ottica adattiva. Importante nelle generazioni future di telescopi (ex ELT)

10 Principio dell'ottica adattiva L'ottica adattiva si basa su tre elementi: (1) uno specchio deformabile che corregge il fronte d'onda in tempo reale, (2) un sensore del fronte d'onda che comunica allo specchio come deformarsi per adattarsi alle deformazioni atmosferiche, (3) una sorgente (naturale o artificiale) che consenta di determinare le deformazioni del fronte d'onda

11 Schema di un sistema completo

12 Sensing del fronte d'onda L'obiettivo è generare un segnale che consenta di modificare lo specchio deformabile per correggere il fronte d'onda Viene effettuato a frequenze ottiche (dove il fronte d'onda è acromatico) Ve ne sono di tre tipi Shack Hartmann wavefront sensor Pyramid wavefront sensor Curvature wavefront sensor

13 Shack - Hartmann WFS Sorgente puntiforme nota Assumiamo di avere una sorgente puntiforme nota nel campo di vista. Una schiera di piccole lenti proiettano ciascuna un'immagine su altrettanti detectors Osservando le immagini multiple della stella è possibile ricostruire le distorsioni del fronte d'onda. Concettualmente la ricostruzione richiede la soluzione di un sistema lineare La correzione va effettuata in tempi scala dell'ordine del ms

14 Specchi deformabili Sono costituiti da una superficie sottile che si modifica ad opera di una schiera di attuatori La spaziatura e il tempo di risposta vanno dimensionati rispetto ai requisiti su d0 e τ La corsa e il numero di attuatori scalano con il diametro dello specchio

15 La sorgente di riferimento Vengono utilizzate o sorgenti naturali o, più spesso, stelle artificiali a laser (laser guide stars) Generata da un fascio laser a ~589 nm proiettato negli strati alti (90 km) dell'atmosfera mediante un telescopio ausiliario. L'eccitazione degli di sodio genera un segnale che viene trasmesso al telescopio ricevente Durante questa fase la sorgente naturale non viene osservata

16 Laser guide star al Keck

17 Schema di un sistema completo

18 Alcuni esempi Sole e sistema solare Formazione stellare Popolazioni stellari risolte in galassie vicine Il centro della galassia Nuclei galattici e galassie attive Universo ad alto redshift

19 Il Sole L'ottica adattiva ha avuto un grande impatto nello studio della cromosfera solare È caratterizzata da celle convettive che formano una struttura granulare sulla superficie evidenziata da telescopi solari dotati di ottiche adattive L'osservazione diurna e le frequenze di osservazione rendono l'uso ottimale di ottiche adattive più difficile

20 il Sole Osservazione della cromosfera mediante il New Solar Telescope (1.6 m) al Big Bear Solar Observatory (USA-CA) Specchio di 1.6 m con 97 attuatori Risoluzione di 0.12'' a 706 nm Previsto un upgrade a 349 attuatori

21 Asteroidi

22 Atmosfere pianeti e satelliti - Giove Osservazione dell'atmosfera gioviana con ottiche adattive. Alcuni dei vortici mostrano degli anelli brillanti a 5 micron Gli ovali sarebbero anticicloni in cui il gas risale nella parte centrale e discende nella parte laterale (gli anelli brillanti)

23 Atmosfere pianeti e satelliti - Titano Studio della distribuzione verticale dell'atmosfera di Titano e della sua variabilità temporale

24 Dischi stellari Prima osservazione di un disco stellare con ottiche adattive (Telescopio ESO-ADONIS, 3.6m, La Silla, Cile, 1993) Immagine in vicino infrarosso (Banda K) La parte centrale dell'immagine acquisita in banda L da VLT. Notare l'oggetto compagno, presumibilmente un pianeta gioviano (direzione NE, a 0.4'') Studi volti a comprendere la composizione e la dinamica dei dischi attorno a stelle giovani

25 Imaging di pianeti extrasolari θ-cygni, distanza 18.6 pc Desort et al, A&A 506, (2009) L'imaging diretto di pianeti extrasolari è uno dei temi principali che sfruttano le potenzialità delle ottiche adattive. Ad oggi molti pianeti sono ancora fuori portata ma in alcuni casi è stato possibile rilevare direttamente la presenza di pianeti In figura un pianeta gioviano attorno a θ-cygni, ripreso con il telescopio PUEO (Mauna Kea, Hawaii, diametro 3.6 m, plate scale 0.035''/pixel) Derivare la distanza fra la i due oggetti. Come si fa a sapere che l'oggetto più piccolo non è una stella sullo sfondo?

26 Il centro della galassia Imaging con ottica adattiva (VLT) del centro della nostra galassia nelle bande H, Ks e L bands (blu, verde e rosso nell'immagine)

27 Il centro della galassia Misure astrometriche della stella S2 su un periodo di 20 anni (Keck) Le croci in colore grigio mostrano i luoghi dove sono stati osservati flare a infrarosso, probabilmente provenienti da una distanza dell'ordine di 10 volte il raggio di Schwarzschild

28 Universo ad alto redshift L'imaging ad alta risoluzione di galassie ad alto redshift è interessante perchè getta luce sui meccanismi di formazione stellare all'epoca cosiddetta di peak mass formation. L'immagine è di una galassia a z ~ 2 della galassia ZC Il campo di velocità (a sinistra) indica rotazione del disco. A destra osserviamo le zone in cui si rileva formazione stellare