Astronomia Lezione 8/11/2012

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1 Astronomia Lezione 8/11/2012 Docente: Marco De Petris e.mail: infn it 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)

2 Astronomia Osservativa dove osservare? Coordinate Celesti con che cosa osservare? Telescopi come osservare? Montature e Sistemi di puntamento

3 Telescopi

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

5 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 Telescopi forma newtoniana Formula del fabbricante di lenti (*) ricavate da similitudini tra triangoli Ray tracing: metodo dei raggi paralleli o dei fuochi

6 Telescopi 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

7 Telescopio Classico Rifrattore Telescopi 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

8 Telescopi 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 i monocromatiche (i.e. presenti in sistemi i riflettivi i 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.

9 Telescopi Difetti dell immagine: Diffrazione Point Spread Function da Apertura circolare (dia = 2a): distribuzione dell intensità (normalizzata) sul piano immagine variabile adimensionale Apertura ostruzione Fresnel Fraunhofer di raggio Campo Vicino z Campo lontano Onda piana incidente

10 Telescopi Difetti dell immagine: Diffrazione Potere risolutivo di un telescopio: Criterio di Rayleigh Semi Disco di Airy

11 Telescopi 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 i random di intensità della sorgente celeste

12 Telescopi Condizioni generali sul profilo/i dell elemento ottico che colleziona la radiazione: Simmetria i cilindrica i esistono anche casi off-axis Coniugazione tra 2 punti ( & F) Soluzione: Coniche di rivoluzione i eccentricità costante conica raggio di curvatura a al vertice sagitta sezioni Fig da

13 Telescopi 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

14 Quale superficie scegliere? Telescopi D = 40 mm D = 40 mm R = 50 mm R = 50 mm f/# = 0.62 f/# = 0.62 Spot diagram Spot diagram

15 Telescopi 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

16 Telescopi 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

17 Telescopio Schmidt (*) PF C SA + LC R Telescopi 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 ( )

18 Telescopi 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

19 Telescopi Spettro Elettromagnetico secondo una catalogazione basata sugli effetti fisici (che ha origine nella storia della loro scoperta) Denominazione Intervallo d'energia Lunghezza d'onda (in 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 75x10 7,5-5 /3x10-5 IR/Microonde 1,2 x ev 3 x 10-5 / 0,1 Onde Radio 1,2 x ,2 x ,1 / 100

20 Telescopi 1 MeV - 10 TeV Telescopi Energia Nome Tecnica MeV Medium Satellite 30Mev-30Gev 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

21 Telescopi L Astronomia 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)

22 Telescopi 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

23 Telescopi 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

24 Telescopi I gamma VHE interagiscono con i componenti atmosferici A terra si rivelano i prodotti di tali interazioni Air Cerenkov Telescope Telescopi componenti atmosferici 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 x10-12

25 Air Cerenkov Telescope Telescopi Cangaroo Whipple Veritas

26 Group Location Area(sqm) n. det. Ep (TeV) Mu area(sqm) rate (Hz) Years CASA-MIA Utah Telescopi CYGNUS Los Alamos HEGRA La Palma SPASE South Pole Tibet YBJ CASA-MIA Particle detector Array

27 Telescopi X 100 ev - 1 MeV Telescopi 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

28 Chandra X-ray Observatory Telescopi Schematic of Grazing Incidence, X-ray Mirrors

29 Telescopi UV-VIS-NIR VIS Telescopi nm / m / 1-10 m Telescopio di Galileo Galilei: f = 1330 mm & D = 26mm Telescopi 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 IeII) II) Specchio a menisco (vd NTT)

30 Telescopi M lti Mi Tl 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

31 Keck I & II VIS-IR Telescopi Mauna Kea Observatory 4145 m s.l.m. - Hawaii

32 New Technology Telescope - NNT Telescopi 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)

33 Pi Principio i i funzionamento Telescopi Ottica Adattiva

34 Telescopi Large Binocular Telescope (LBT) 2 specchi da 8.4 m di diametro Mt. Graham (Arizona, 3200 m slm)

35 Hubble Space Tl Telescope Telescopi Telescopio Ritchey-Chretien da 2.4-m dia Il successore sarà il James Webb Space Telescope 6.6-m dia.

36 Telescopi FIR-mm m / 1-10 mm Telescopi 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.

37 Radiotelescopi 10 mm 30 m Telescopi Arecibo Porto Rico metri di dia. Puntamento minimale pannelli 100-Effelsberg Bonn Germania '0.3" 3" E 50 31'30" N - 319m 100 metri di dia. Mont. Altaz Orientabile

38 PdBI Interferometri Radio Telescopi VLTI VLA ALMA

39 Interferometri Radio Diametro D Telescopi = /D = /b Singola apertura 1.22 /D Piano focale Baseline Piano focale b 2 Aperture /b Dr. Simone Antoniucci, INAF - OAR

40 Telescopi

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

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

43 Telescopi 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

44 Telescopi 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

45 Telescopi 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

46 Telescopi 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

47 Telescopi Progetti futuri : European Extremely Large Telescope (E-ELT) Primario segmentato E-ELT VLT Porta di Brandeburgo

48 Telescopi 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) contenitore rotante per il mercurio correttore per il piano focale prima della CCD

49 Astronomia Osservativa dove osservare? Coordinate Celesti con che cosa osservare? Telescopi come osservare? Montature e Sistemi di puntamento

50 Montature Sistema meccanico che sorregge il telescopio e ne permette la movimentazione dell asse ottico. Classificazione delle montature in base al numero degli assi di rotazione presenti: 0-axis : telescopio zenitale strumenti destinati a sole calibrazioni telescopi grandi dimensioni fissi telescopi liquidi 1-axis : strumenti meridiano o dei passaggi 2-axis : montature equatoriali e altazimutali n-axis : esapodali

51 Montature 0-axis: fisse Horn del National Radio Astronomy Observatory's s Green Bank per calibrazioni su Cygnus X-1 Il più grande LMT è lo Zenith Large Telescope (British Columbia University): 6.m dia / 3 tons Arecibo 305-m dia., anche se il secondario è mobile

52 Montature 1-axis: strumento meridiano Asse di rotazione orizzontale in direzione Est-Ovest Osservazioni di transiti stellari scansionando il meridiano celeste. 8 inch (~0.2m) Flagstaff Astrometric Scanning Transit Telescope (FASTT) at the USNO Flagstaff Station Observatory

53 Montature 2-axis Montatura equatoriale Il movimento sidereo dell asse ottico del telescopio si realizza tramite la sola rotazione intorno all asse polare, fissata la declinazione. Vantaggio: un solo movimento Svantaggio: ingombrante

54 Montature 2-axis Montatura altazimutale Il movimento sidereo dell asse ottico del telescopio si realizza tramite una successione di passi in altezza e in azimuth. Vantaggio: compatta Svantaggi: movimentazione combinata tra i due assi singolarità allo zenith (velox ) rotazione di campo (rotatore) messa in stazione più complessa (correzione passiva)

55 Nord PNC Rome (Italy) 41 45'00.0" N 12 39'00.0" E 07/11/ :00 LT Est Zenith Ovest Sud

56 Montature Rotazione del campo dec ar alt Inseguimento (tracking) di una sorgente in moto sidereo con montatura equatoriale az dec ar alt Inseguimento (tracking) di una sorgente in moto sidereo con montatura altazimutale az Soluzione: rotatore di campo alt az

57 Montature Correzione passiva puntamento Al fine di ridurre gli errori di puntamento di una montatura altazimutale, dovuti anche a cause diverse dalla messa in stazione (ad esempio assi meccanici non corretti), si può ricorrere alla correzione delle coordinate nominali osservate utilizzando modelli che includono tutti (o quasi) i termini di disallineamento: ad esempio Modello di Ulich. Coordinate lette dagli encoders Correzioni da aggiungere Coordinate vere

58 Montature Correzione passiva puntamento Parametri legati ai diversi disallineamenti presenti nella montatura [Ulich, 1981]

59 Montature Correzione passiva puntamento Scatter puntamento PRIMA rms = 140 Scatter puntamento DOPO rms = Campionamento del cielo omogeneo di oggetti con posizioni note; 2. Best-Fit con il modello; 3. Stima dei parametri; 4. Inserimento dei fattori correttivi

60 Montature n-axis: montatura esapodale Array for Microwave Background Anisotropy (AMiBA) a 7-element interferometer, using m Cassegrain dishes mounted on a 6 m carbon fibre hexapod mount. It is located on Mauna Loa, Hawaii, and observes at 3 mm.

61 -axis Montature Astroscan telescope made by Edmund scientific

62 Montature Fuochi Primario, Newtoniano e Cassegrain

63 Montature Fuoco Nasmyth Fuoco Coudé Subaru telescope Montatura AltAz Un terzo specchio devia il fascio lungo l asse di altezza. Utile per sistemi di rivelazione pesanti: necessita de-rotatore in azimuth Montatura Equatoriale Tramite uno o più specchi si riporta l asse ottico lungo l asse polare permettendo al piano focale di rimanere fermo durante l inseguimento. Utile per spettrografi.