TECNOLOGIE FISICHE INNOVATIVE

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1 TECNOLOGIE FISICHE INNOVATIVE TELESCOPI A INCIDENZA RADENTE radiazione X Perché un telescopio per raggi X? RIVELATORE CCD: CHARGE COUPLED DEVICE

2 LO STUDIO DELL UNIVERSO LO STUDIO DELL UNIVERSO Radiazione elettromagnetica Raggi cosmici; Vento solare Neutrini Onde Gravitazionali Sonde spaziali Meteoriti

3 LO STUDIO DELL UNIVERSO Raggi Cosmici LO STUDIO DELL UNIVERSO Raggi cosmici: particelle che arrivano al top dell atmosfera. (98% p, 12% He, 1% nuclei pesanti. Energia fino a ev) Hess di ritorno dal suo volo in mongolfiera nell'agosto 1912 La ionizzazione dell atmosfera cresceva con l altezza Raggi cosmici di alta energia Extensive Air Showers (Auger 1939)

4 Neutrini LO STUDIO DELL UNIVERSO Neutrini LO STUDIO DELL UNIVERSO X Y + e + decadimento β A A - Z Z+ 1 e A A + + Z X Z 1Y + e + ν e decadimento β A A Z X + e Z 1Y + ν e ν Cattura elettronica n p + e + p n + e + p + e n + ν - decadimento β decadimento β Cattura elettronica e + + νe e ν

5 Onde Gravitazionali La loro esistenza è prevista dalla relatività generale di Einstein. Le OG previste essere prodotte dal movimento di masse con un momento di quadrupolo non nullo. LO STUDIO DELL UNIVERSO Onde Gravitazionali LO STUDIO DELL UNIVERSO

6 Sonde spaziali Meteoriti LO STUDIO DELL UNIVERSO Sonde Spaziali & Meteoriti LO STUDIO DELL UNIVERSO

7 LO STUDIO DELL UNIVERSO Spettro della Radiazione Elettromagnetica LO STUDIO DELL UNIVERSO Radiazione Elettromagnetica 1 ev = J λν=c E=hν

8 LO STUDIO DELL UNIVERSO Radiazione Elettromagnetica LO STUDIO DELL UNIVERSO Radiazione Elettromagnetica OSSERVAZIONI DA TERRA ATMOSFERA TRASPARENTE vedi figura OTTICO: 3x10 14 < ν < Hz; 1 μm > λ > 300 nm PRIME OSSERVAZIONI IN OTTICO: - occhio umano (da sempre ) - telescopi (da Galilei) vedi figura RADIO: 3 MHz < ν < 30 GHz; 100 m > λ > 1 cm PRIME OSSERVAZIONI IN RADIO: Anni 30 Karl Jansky osserva una radiazione a frequenze di circa 20,5 MHz dal Centro Galattico (costellazione del Sagittario) vedi figura

9 LO STUDIO DELL UNIVERSO Assorbimento delle o.e.m. nell Atmosfera Terrestre

10 Perché Studiare Tutte le Frequenze? Relazione fra T BB e ν max

11 Perché Studiare Tutte le Frequenze? 1 kev Hz 1 kev cm = 12Å 10 7 K 1 kev (E k ) H = 13.6 ev (E k ) Fe =7.11 kev (E k ) Pb =88 kev

12 TELESCOPI OTTICI Telescopio: raccoglie la radiazione elettromagnetica proveniente da un oggetto lontano e la concentra in un punto (detto fuoco) Il telescopio ottico è costituito: - da uno o più elementi ottici che raccolgono e focalizzano la luce; - da un secondo gruppo di elementi che possono essere un oculare se l'osservazione avviene direttamente con l occhi, o da dispositivo elettronico (CCD)

13 TELESCOPI OTTICI Telescopio realizzato mediante l'uso di lenti: Telescopio Rifrattore

14 TELESCOPI OTTICI Telescopio realizzato mediante l uso di specchi: Telescopio Riflettore

15 HUBBLE TELESCOPE

16 SARDINIA RADIO TELESCOPIO

17 OSSERVAZIONI DALLO SPAZIO OSSERVAZIONI DALLO SPAZIO ATMOSFERA OPACA PRIME OSSERVAZIONI IN X: 1962 con un razzo osservazione di radiazione X da Sco X-1 (low-mass X- ray binary) 1970 UHURU (Contatore Proporzionale) primo catalogo sorgenti X (339 sorgenti) VEDI FIGURA Diversi satelliti con Contatori Proporzionali Einstein (il primo con telescopi a incidenza radente) Il cielo X oggi con i telescopi Chandra & XMM

18 4 CATALOGO UHURU The UHURU map of the brightest X-ray sources in the 2 6 kev energy band. The identifications of a number of the brightest sources are indicated (Forman et al., 1978). These include the quasar 3C 273, the Coma, Perseus and Virgo Clusters of galaxies, the radio galaxy Cygnus A, the BHC Cyg X-1, HMXB Cen X-3)

19 HMXB Cen X-3

20 ROSAT SURVEY The image of the celestial sphere in the softest X-ray energy band 0.25 kev derived from the ROSAT survey with the point sources removed. The colour coding is such that white is the greatest intensity and blue the lowest. At these soft X-ray energies, the intensity is anti-correlated with the distribution of neutral hydrogen (Fig. 1.11) because of photoelectric absorption by the interstellar gas.

21 TELESCOPI PERCHE USARE TELESCOPI: A) Immagini (visualizzazione delle sorgenti estese, separazioni sorgenti vicine,...) B) Riduzione delle dimensioni del detector (influenza sul fondo strumentale) C) Miglioramento del rapporto segnale/rumore DIFFICOLTA : Costruzione delle ottiche

22 TELESCOPI A) Immagini collimatore studio sorgenti estese risolvere sorgenti vicine

23 RAPPORTO SEGNALE RUMORE S/N B) Fondo (rapporto segnale rumore) Conteggi rilevati: N = n s + n A + n D Varianza: σ = σ + σ + σ 2 s 2 s 2 a 2 d Fotoni rivelati dovuti alla sorgente: n s =I(ν) Δν A t ponendo I=I(ν) Δν n s = I A t A = area efficace Fotoni rivelati dovuti al fondo astrofisico: n A =B A (ν) Δν A Ω t ponendo B A =B A (ν) Δν n A = B A A Ω t Fotoni rivelati dovuti al fondo strumentale: n D =B D (ν) Δν t ponendo B D =B D (ν) Δν n D =B D t

24 RAPPORTO SEGNALE RUMORE S/N IL rapporto segnale rumore S/N cioè il rapporto tra il segnale e l ampiezza del rumore (noise) è dato da: S = N n s σ posto S/N = ξ σ 2 n s = ξ σ = σ s + σ a + σ d +... S N = σ 2 s + σ 2 a n S + σ 2 d A +... S I A t = N I A t + B A Ω t + B t D varianza. varianza fondo strumentale varianza fondo astrofisico varianza sorgente n s = I A t n A =B A A Ω t n D =B D t S A t = I N I + B Ω + B A A ( ) D

25 BACKGROUND NOISE LIMITED σ σ a + σ d Sistema dominato dal fondo astrofisico e strumentale (sorgenti deboli) σ σ + σ a d S ns = N σ + σ + σ +... s a d S ns = N 2 2 σ + σ. a d σ σ + σ a d S I A t = N B A Ω t + B t A D S A t = I N B Ω + ( B A ) A D

26 LIMITE DI VISIBILITA Detector Noise Limited Una sorgente è visibile se n s ξσ noise n s /σ noise ξ (in generale si pone ξ=5) (con n s = I A t) Limite di visibilità per sorgenti deboli rispetto al noise ; siamo quindi nella condizione di background noise limited σ σ + σ a d S A t = I N B Ω + ( B A) A t I B Ω + ( B A ) A A D B Ω + ( B A) = ξ ξ A t A D I min con =5 D ξ B D = background detector; in generale B D A B D /A cost I min A -½

27 LIMITE DI VISIBILITA Detector Noise Limited STRUMENTO = RIVELATORE + TELESCOPIO I min = ξ B A Ω + ( B A t D A) ATTENZIONE: in generale B D A D non ad A con A = area telescopio A D = area detector cxcmirrors I min B Ω A + A t A = ξ 2 B D I min A -1 Il rivelatore può essere molto piccolo dato che raccogli il fasci focalizzato fondo strumentale B d piccolo

28 RIFLESSIONE & RIFRAZIONE sin θ 2 = (n 1 /n 2 ) sinθ 1 con n indice di rifrazione n 1 = n n 1 < n 2 n 2 1 > n 2 θ 2 = θ 1 sinθ 2 < sinθ 1 sinθ 2 > sinθ 1 θ 2 < θ 1 θ 2 > θ 1

29 RIFLESSIONE TOTALE n 1 > n 2 n 1 sinθ 1 = n 2 sinθ 2 se n 1 > n 2 n 2 n 1 θ 2 θ 2 > θ 1 θ 1 Se facciamo crescere θ 1 crescerà anche θ 2 ed essendo più grande arriverà prima a 90 Riflessione totale se θ 2 =90 n 1 sinθ c = n 2 sin(90) n 1 sinθ c = n 2 sinθ c = n 2 /n 1 θ c = arcsin(n 2 /n 1 ) θ c angolo critico θ c esiste se n 2 < n 1 solo riflessione per θ > θ c

30 INDICE DI RIFRAZIONE n L indice di rifrazione (n) della radiazione visibile è sempre >1 per qualsiasi materiale L indice di rifrazione della radiazione X è <1 e può essere scritto: n = (1-δ) iβ β = termine assorbimento ( ) β = λμ/4π λ = lunghezza d onda della radiazione μ = coefficiente d assorbimento θ θ φ 1-δ = indice rifrazione ( ) δ = N e e 2 λ 2 /2πmc 2 = (ω p ) 2 /2ω 2 N e = densità elettroni m = massa elettrone (ω p ) 2 = 4πN e e 2 /m frequenza di plasma

31 INDICE DI RIFRAZIONE n Trascuriamo il termine di assorbimento β=0 n = (1-δ) n vuoto, aria = 1; per n materiale <1, la radiazione è totalmente riflessa per angoli θ < θ c con cosθ c = 1-δ n vuoto/aria cosθ c = 1-δ (cosθ c ) 2 =(1-δ) 2 (per δ<<1) sinθ c =(2δ) ½ δ = N e e 2 λ 2 /2πmc 2 θ c sinθ c (N e ) ½ λ n materiale Z θc gradi a 1 kev θc gradi a 8 kev Alluminio Rame Platino Oro

32 INDICE DI RIFRAZIONE n

33 TELESCOPI A INCIDENZA RADENTE WOLTER - I Focale lunga Punti fuori asse formano in immagini anulari WOLTER I

34 TELESCOPI A INCIDENZA RADENTE WOLTER I (AREA) Δr AREA = 2πrΔr

35 TELESCOPI A INCIDENZA RADENTE WOLTER I

36 TELESCOPI A INCIDENZA RADENTE WOLTER I 1 kev

37 CCD - Charge Coupled Devices

38 CCD - Charge Coupled Devices L unità di base di un CCD èil MOS (Metal Oxide Semi-conductor capacitor). MOS: un cristallo di silicio drogato di tipo p funge da zona fotosensibile; su questo è posto uno strato di ossido di silicio (SiO 2 ), che è un ottimo isolante; sopra questo è posto un elettrodo metallico, mantenuto ad una tensione positiva (+V g )

39 CCD - Charge Coupled Devices Esempio tipo-p: Cristallo di Silicio (4 elettroni di valenza) drogato con boro (3 elettroni di valenza). Messi insieme i loro elettroni di valenza sono 7 in totale. La regola dell'ottetto non è soddisfatta e perciò tendono ad accettare un elettrone in più. Si dice che in quel cristallo ci sono buche. Esempio tipo-n: Cristallo di Silicio (4 elettroni di valenza) drogato con fosforo (5 elettroni di valenza). Messi insieme i loro elettroni di valenza sono 9 in totale. La regola dell'ottetto è violata e perciò tendono a perdere l elettrone in più. Si dice che in questo cristallo ci sono elettroni in eccesso.

40 CCD - Charge Coupled Devices hν Effetto fotoelettrico + ionizzazione Numero di coppie elettrone-buco create: n=hν/w V g + Energia di ionizzazione media nel Si: w Si 3.6 ev (w Ar 26 ev) e - + Il fotoconduttore viene connesso a massa, mentre l'elettrodo è mantenuto ad una tensione positiva (+Vg) durante la misura. Questa tensione respinge le lacune dalla zona vicina all'ossido isolante, creando depletion region, nella quale invece si accumulano gli elettroni fotoprodotti.

41 CCD - Charge Coupled Devices EFFETTO FOTOELETTRICO IONIZZAZIONE

42 CCD - Charge Coupled Devices

43 Modello 2 rosso verde blu

44 XMM - NEWTON

45 XMM - NEWTON

46 CHANDRA

47 CHANDRA - HRMA The HRMA consists of a nested set of four paraboloid-hyperboloid (Wolter-1) grazing incidence X-ray mirror pairs, with the largest having a diameter of 1.2 m (twice that of the Einstein Observatory). OTTICHE: Wolter Type-I SPECCHI: paraboloide+iperboloide Mirror coating Iridium (thickness 330A) 4 coppie di specchi Diametri: 0.65, 0.87, 0.99, 1.23m Lunghezza: Lunghezza focale 10m Peso 1000kg cxcmirrors grazing2d

48 CHANDRA - ACIS (MPOG.pdf $ ) Advanced CCD Imaging Spectrometer CCD = 1024x1026 pixel Dimensioni singolo pixel 0.24μm ACIS-I array 2x2 FI-CCD (FI - Front-Illuminated) Campo di vista 17 ACIS-S array 1x6 CCD 4 FI-CCD e 2 BI-CCD (BI Back Illuminate) S1 & S3 BI S3 asse ottico del telescopio Risoluzione spaziale (limitata dalle dimensioni fisiche del singolo pixel) 0.5