Astronomia Lezione 13/11/2014

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1 Astronomia Lezione 13/11/2014 Docente: Marco De Petris e.mail: Libri di testo: - Elementi di Astronomia, P. Giannone, Pitagora Editrice - Astronomical Optics, D.J. Schroeder, Academic Press Per tenersi aggiornati su pubblicazioni scientifiche dare un occhiata a: Astrophysics (astro-ph new, recent, find) Astronomia Osservativa dove osservare? Coordinate Celesti con che cosa osservare? come osservare? Montature e Sistemi di puntamento 1

2 n 1 < n 2 i.e. rado-denso Leggi di Snell (Cartesio) Riflessione i 1 r 1 n 1 Willibrord Snell ( ) n 2 Rifrazione i 1 n 1 Indice di rifrazione rapporto della velox luce nel vuoto e nel dielettrico Indice di rifrazione relativo r 2 n 2 Principio di Reversibilità: Leggi invarianti per il verso dei raggi (rifratto e/o riflesso) 2

3 Lente sottile (caso ideale): Sistema Ottico Centrato composto da 2 diottri separati da distanza trascurabile rispetto alle altre distanze in gioco nel caso di lente nello stesso n abbiamo Formula della lente in (*) forma gaussiana Equazione del diottro forma newtoniana Formula del fabbricante di lenti (*) ricavate da similitudini tra triangoli Ray tracing: metodo dei raggi paralleli o dei fuochi Collettori di radiazione di forma e dimensioni fortemente dipendenti dalla lunghezza d onda o energia dei fotoni osservati. Classi: Riflettori Rifrattori Catadiottrici Soluzioni classiche di impiego prevalente nel VIS/IR 3

4 o Classico Rifrattore Stop di Apertura Stop di Campo Magnificazione angolare: rapporto tra gli angoli che forma il chief ray con la PU e la PE Angolo di campo dell immagine Angolo di campo dell oggetto Focale Obbiettivo Focale Oculare Diametro PE, i.e. Obbiettivo Diametro PU Sistema Afocale: ogg e/o imm all infinito Difetti dell immagine: Aberrazioni La rifrazione NON è lineare quindi. Sviluppo in serie di McLaurin se raggi parassiali : ap.pa. Legge di Snell lineare altrimenti: Teoria del Terzo Ordine 5 tipi di difetti nell immagine che chiamiamo Aberrazioni monocromatiche (i.e. presenti in sistemi riflettivi così come nei rifrattivi ) più 2 aberrazioni cromatiche (i.e. presenti nei soli sistemi rifrattivi) o per essere corretti 2 componenti dello stesso tipo di aberrazione. 4

5 Difetti dell immagine: Diffrazione Point Spread Function da Apertura circolare (dia = 2a): distribuzione dell intensità (normalizzata) sul piano immagine variabile adimensionale Apertura Fresnel Campo Vicino z Fraunhofer Campo lontano ostruzione di raggio Onda piana incidente Difetti dell immagine: Diffrazione Potere risolutivo di un telescopio: Criterio di Rayleigh Semi Disco di Airy 5

6 Difetti dell immagine: Atmosfera sorgente Atmo statica turbolenza fronte d onda telescopio Immagine perfetta piano focale Lunga esposizione PSF Corta esposizione Seeing: variazioni random della direzione della sorgente celeste Scintillation: fluttuazioni random di intensità della sorgente celeste Condizioni generali sul profilo/i dell elemento ottico che colleziona la radiazione: Simmetria cilindrica Coniugazione tra 2 punti ( & F) esistono anche casi off-axis Soluzione: Coniche di rivoluzione eccentricità costante conica raggio di curvatura al vertice sagitta sezioni Fig da 6

7 Variazione del raggio di curvatura con la distanza dall asse e la costante conica A parità di, cresce con il diminuire di ap.pa Lunghezza focale Solo per il paraboloide il fuoco marginale coincide con quello parassiale Quale superficie scegliere? D = 40 mm R = 50 mm f/# = 0.62 D = 40 mm R = 50 mm f/# = 0.62 Spot diagram Spot diagram 7

8 Soluzioni ottiche con 2 elementi ottici: es. telescopi di tipo Cassegrain Parametri normalizzati vd fig per il secondario [vd S.] per un ellisse ricaviamo la relazione, valida cmq per conica Scelta del profilo degli specchi dettata da considerazioni costruttive e/o di test Gregoriano Primario: parabolico / Secondario: ellissoidale Dall-Kirkham Primario: ellissoidale / Secondario: sferico Pressman-Camichel Primario: sferico / Secondario: ellissoidale Problema: campo di vista limitato dal Coma Annulliamo anche il coma e otteniamo queste condizioni sulle coniche: Ritchey-Chretien Primario: iperboloide / Secondario: iperboloide APLANATICO NO Coma & Ab. Sferica Soluzione largamente utilizzata per i recenti teles N.B. astigmatismo del RC maggiore del CC 8

9 o Schmidt (*) C SA + LC PF R SS Specchio Sferico (SS) concavo con raggio di curvatura R Stop di Apertura (SA) con Lastra Correttrice (LC) rifrattiva posti sul centro di curvatura Piano Focale (PF) curvo Stessa qualità immagine f.o.v. OPD : sfera e paraboloide Campo di vista (exag.) = 30 deg ricordiamo Compensiamo l OPD inserendo una lastra di dielettrico di spessore variabile Prob. Cromatismo (*) Bernhard Schmidt ( ) PF Angolo in cielo Lente equiva...lente al telescopio Scala al piano focale angolo in cielo (rad) distanza dall a.o. sul piano focale (mm) focale effettiva 9

10 Spettro Elettromagnetico secondo una catalogazione basata sugli effetti fisici (che ha origine nella storia della loro scoperta) Denominazione Intervallo d'energia Lunghezza d'onda (cm) Raggi Gamma 100 KeV - 10 TeV 1,2 x 10-9 / 1,2 x Raggi X 100 ev KeV 1,2 x 10-6 / 1,2 x 10-9 Raggi Ultravioletti 3 ev ev 7,5 x 10-5 / 1,2 x 10-6 Radiazione Visibile centrata sui 2 ev 7,5 x 10-5 / 3 x 10-5 IR/Microonde 1,2 x ev 3 x 10-5 / 0,1 Onde Radio 1,2 x ,2 x ,1 / 100 γ 1 MeV - 10 TeV Energia Nome Tecnica MeV Medium Satellite 30Mev-30Gev High Energy (HE) Satellite 30 GeV - 30 TeV Very High Energy (VHE) Cerenkov Array (terra) > 30 Tev Ultra High Energy (UHE) Array a terra 30 Pev -> Extremely High Energy (EHE) Terra 10

11 L Astronomia γ o dell Impossibile: La superficie di raccolta si limita alla dimensioni del rivelatore Scarsità di fotoni (pochi ma energetici!) -> lunghi tempi di esposizione Tre processi causano l'assorbimento del fotone gamma nella materia: 1. l'effetto fotoelettrico (gamma su elettroni legati), 2. la diffusione Compton (gamma su elettroni liberi), 3. la produzione di coppie elettrone-positrone (gamma entro campo elettrico di un nucleo -> e+p) Per rivelare i raggi gamma si usano rivelatori che sono molto simili a quelli usati per misurare il flusso di particelle: di un raggio gamma si misura l energia trasportata ma non si determina la direzione da cui il fotone gamma è arrivato! Il problema è stato risolto per la prima volta nel 1986: sopra i rivelatori si inserisce una piastra, detta maschera codificata, con una grande quantità di fori disposti in maniera oculata. Questo metodo, di fatto, sostituisce la "messa a fuoco" tradizionale. Una sorgente puntiforme produrrà una sequenza di ombre e conteggi di fotoni gamma, la sequenza di ombre prodotta da una certa regione del cielo prende il nome di shadowgramma 11

12 Maschera 3 cm di spessore in tungsteno: 127 elementi esagonali: 63 opachi & 64 trasparenti. 2 strati di rivelatori: INTEGRAL: IBIS & SPI Cd-Te -> bassa E CsI -> alta E Air Cerenkov Telescope I gamma VHE interagiscono con i componenti atmosferici A terra si rivelano i prodotti di tali interazioni Telescope Whipple CAT HGRA TA TACTIC CANGAROO Durham CrAO Site Mt. Hopkins Themis La Palma Dugway Mt. Abu Woomera Narrabi Crimea Longitude Latitude 31.4 N 42.5 N 28.8 N N 24.6 N 31.1 S 30,5 S 45 N Elevation m N. of telesc (3 dishes) 2X6 dishes Thresh. GeV Sensyt. cm -2 s x10-11 (?) (?) x x x

13 Air Cerenkov Telescope Cangaroo Whipple Veritas Group Location Area(sqm) n. det. Ep (TeV) Mu area(sqm) rate (Hz) Years CASA-MIA Utah CYGNUS Los Alamos HEGRA La Palma SPASE South Pole Tibet YBJ CASA-MIA Particle detector Array 13

14 X 100 ev - 1 MeV Le prime osservazioni del cielo in raggi X furono fatte con semplici contatori Geiger, del tipo di quelli che si usano per il controllo della radioattività. R. Giacconi e B. Rossi proposero specchi capaci di focalizzare i raggi X, basati sul principio della incidenza radente I raggi X, mentre vengono assorbiti da uno specchio posto quasi perpendicolarmente al loro cammino, possono invece essere riflessi da uno specchio molto inclinato, e quindi quasi parallelo al loro cammino PROBLEMA: rugosità superficiale MOLTO accurata! Prestazioni limite: 5 arcsec Chandra X-ray Observatory Schematic of Grazing Incidence, X-ray Mirrors 14

15 UV-VIS-NIR nm / µm / 1-10 µm o di Galileo Galilei: f = 1330 mm & D = 26mm storici : Hale (Monte Palomar California) 1947: 5 metri di dia N; W m s.l.m. Bolshoi Teleskop Azimutalnyi (Nizhny Arkhyz,Russia) : 6 metri di dia N; E m s.l.m. Nuove concezioni: Mosaico di specchi (vd MMT) Specchio segmentato (vd Keck I e II) Specchio a menisco (vd NTT) Multi-Mirror Telescope Mt. Hopkins, Arizona N; W m 6 specchi da 1.8-m > 4.5 metri equivalenti nuovo primario da 6.5 metri Keck I e II Mauna Kea, Hawaii N; W m 2 telescopi con specchi da 10-m realizzati con 36 segmenti 15

16 Keck I & II VIS-IR Mauna Kea Observatory 4145 m s.l.m. - Hawaii New Technology Telescope - NNT Cerro La Silla, Cile S; W m 3.58 metri di dia. (Ritchey-Chretien) spessore menisco 25 cm (vetro Schott Zerodur) Adattivo+Attivo (75 attuatori posteriori + 24 attuatori laterali) 16

17 Principio funzionamento Ottica Adattiva Large Binocular Telescope (LBT) 2 specchi da 8.4 m di diametro Mt. Graham (Arizona, 3200 m slm) 17

18 Hubble Space Telescope o Ritchey-Chretien da 2.4-m dia Il successore sarà il James Webb Space Telescope 6.6-m dia. FIR-mm µm / 1-10 mm IRAM Pico Veleta, Spagna m 30 metri di dia. SEST Cerro La Silla, Cile S; W-2400 m 15 metri di dia. CSO Mauna Kea, Hawaii N; W m 10 metri di dia. 18

19 Radiotelescopi 10 mm 30 m Arecibo Porto Rico metri di dia. Puntamento minimale pannelli 100-Effelsberg Bonn Germania '0.3" E 50 31'30" N - 319m 100 metri di dia. Mont. Altaz Orientabile PdBI Interferometri Radio VLTI VLA ALMA 19

20 Interferometri Radio θ = λ/d θ = λ/b Diametro D Singola apertura 1.22 λ/d Piano focale Baseline Piano focale b 2 Aperture λ/b Dr. Simone Antoniucci, INAF - OAR 20

21 Distribuzione dei più moderni telescopi nei 2 emisferi C. Barbieri - Distribuzione dei più moderni telescopi nei 2 emisferi C. Barbieri

22 Progetti futuri : Thirty Meter Telescope (TMT) Configurazione: Ritchey-Chrétien Diametro primario 30 m (primario con 492 segmenti esagonali da 1.4 m) Diametro secondario 3 m Area = 700 m 2 Risoluzione ang. = 0,01 Campo di vista = 20 f/15 Inizio operazioni > 2018 Mauna Kea - Hawaii Progetti futuri : Giant Magellan Telescope (GMT) Configurazione: Gregoriano 7 specchi da 8.4 m come LBT (diametro equiv 24.5 m) Area= 380 m 2 Campo di vista= 20 Risoluzione ang.= 0,01 Inizio operazioni > 2017? Las Campanas Observatory Cile/Atacama Basato su tecnologia LBT per specchi adattivi specchi primari montatura 22

23 Progetti futuri : Large Synoptic Survey Telescope (LSST) Diametro primario M1 8.4-m Diametro secondario M2 3.4-m Diametro terziario M3 5.0-m fov 3.5x3.5 deg (10 gradi quadrati) i.e. 64 cm di piano focale. Sito previsto: Cerro Pachon, Cile Sponsor: 19 Università USA + GOOGLE! GoogleSky Progetti futuri : European Extremely Large Telescope (E-ELT) Diametro primario 42 m (?) Area = 1200 m 2 Ris. ang. = 0,01 Campo di vista = 10 Inizio operazioni > 2018? Sito: TBD 2 possibili soluzioni ottiche 23

24 Progetti futuri : European Extremely Large Telescope (E-ELT) Primario segmentato E-ELT VLT Porta di Brandeburgo Progetti futuri : International Liquid Mirror Telescope Project (ILMT) Diametro primario 4 m Specchio primario realizzato con mercurio in rotazione = paraboloide. Osservazioni zenitali Inseguimento tramite software Ris. ang. = <1 Campo di vista = 30 Inizio operazioni > 2018? Sito: Devasthal (India) correttore per il piano focale prima della CCD contenitore rotante per il mercurio 24