Telescopi. Telescopio Schmidt (*)

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1 o Schmidt (*) C SA + LC PF R Telescopi SS Specchio Sferico (SS) concavo con raggio di curvatura R Stop di Apertura (SA), con Lastra Correttrice (LC) rifrattiva, posto sul centro di curvatura dello SS Piano Focale (PF) curvo Stessa qualità immagine f.o.v. OPD : sfera e paraboloide Campo di vista = 30 deg ricordiamo (*) Bernhard Schmidt ( )

2 o Schmidt (*) C SA + LC PF R Telescopi SS Specchio Sferico (SS) concavo con raggio di curvatura R Stop di Apertura (SA), con Lastra Correttrice (LC) rifrattiva, posto sul centro di curvatura dello SS Piano Focale (PF) curvo Stessa qualità immagine f.o.v. OPD : sfera e paraboloide Campo di vista = 30 deg ricordiamo Compensiamo l OPD inserendo LC (lastra di dielettrico di spessore variabile) NB1: non ha importanza quale delle due superfici della LC venga sagomata; NB2: valida se il profilo di riferimento è una parabola, i.e. oggetti all infinito (altrimenti ellissoide)

3 o Schmidt (*) C SA + LC PF R Telescopi SS Specchio Sferico (SS) concavo con raggio di curvatura R Stop di Apertura (SA), con Lastra Correttrice (LC) rifrattiva, posto sul centro di curvatura dello SS Piano Focale (PF) curvo Stessa qualità immagine f.o.v. OPD : sfera e paraboloide Campo di vista = 30 deg ricordiamo Compensiamo l OPD inserendo LC (lastra di dielettrico di spessore variabile) Prob. Cromatismo

4 o Schmidt Telescopi Soluzioni per ridurre l Ab. Cromatica della Lastra Correttrice : S scelta del migliore piano focale Paraboloide di riferimento avente il fuoco sul (quello con l Ab. Sferica minima, clc; si minimizza anche l aberrazione cromatica) Ricordiamo che e quindi Stimiamo l OPD tra la sfera ed il paraboloide - da cui si trova lo spessore della lastra Ricorda: fuoco parax = origine del sdr (r,z )

5 o Schmidt Telescopi Soluzioni per ridurre l Ab. Cromatica della Lastra Correttrice : 2 - doppietto acromatico S lastre di vetro diverso comportano ognuna una diversa deviazione del raggio per il vetro i-esimo deviazione da un wedge NB r z Lastra acromatica s.s.s. Abbe Number

6 Il Tele Schmidt più grande del mondo si trova al Karl Schwarzschild Observatory a Tautenberg in Germania. Prodotto da C. Zeiss con lastra da 134- cm e specchio da 200-cm, chiamato anche il 2m "Alfred-Jensch-Teleskop. Focal length: 4.00 m Field of view (unvignetted): 3.3 x 3.3 Focal Plane Scale: 51.4 arcsec/mm Telescopi

7 Il telescopio UK Schmidt Telescope (UKST) era destinato a survey di cielo ampie e quindi prevedeva un grande campo di vista: 6.4 x 6.4 gradi. Si trova a Siding Spring, New South Wales Australia, ed è operativo dal Nuova fase osservativa con TAIPAN e FunnelWeb survey TAIPAN consists of a 150-fibre robot positioner and a dedicated spectrograph, and that achieved 'first light' on the UK Schmidt Telescope in mid f/2.5

8 Oschin Telescope con lastra da 124-cm e specchio da 183 cm presso l Osservatorio di Palomar (CA) f/2.47 It was originally designed to use 14-inch (35.5-cm) square photographic plates, each covering 36 square degrees of sky, but was upgraded in 2000 to use electronic detectors (CCDs).

9 Oschin Telescope Telescopi The new camera to be installed on the Samuel Oschin Telescope will be the ZTF camera, (Zwicky Transient Facility) with sixteen 6k 6k CCDs that will cover 47 square degrees of sky per image. This camera will have the world's widest field of view on a telescope larger than a half meter each image will cover 235 times the area of the full moon. The ZTF camera is expected to see first light in

10 Riflettori

11 Rifrattori

12 Il costo di un telescopio, comprensivo della logistica necessaria al suo funzionamento, prevede investimenti economici di diverse nazioni partecipanti al progetto. Finanziamenti privati li hanno ricevuti pochi importanti progetti tra i quali: telescopio Hale da 5 metri di Monte Palomar 2 telescopi da 10 metri Keck-I e II [70 M$ & 59 M$] William Myron Keck Stima dei costi per un telescopio tradizionale operante in banda visibile da terra (*) nel 1980 con [m] costo minore per i radiotelescopi Oggi l andamento è cambiato grazie all impiego di soluzioni tecnologiche più economiche: costo minore per il telescopio ma alto per le correzioni per i prossimi ELT (42-m) e OWL (100-m) (*) [P.Lenà 1988]

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

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

15 Comparison of nominal sizes of primary mirrors of notable optical telescopes.

16

17 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 Las Campanas Observatory Atacama Commissioning > 2022 Basato su tecnologia LBT per specchi adattivi specchi primari montatura

18 Progetti futuri : Giant Magellan Telescope (GMT)

19 Progetti futuri : European Extremely Large Telescope (E-ELT). ha preso il posto del Overwhelmingly Large Telescope (OWL) 100 m Diametro primario 39 m Area = 1200 m 2 Ris. ang. = 0,01 Campo di vista = 10 Inizio operazioni 2024 Sito: Cerro Armazones (3060m slm) Chile s Atacama Desert E-ELT VLT Porta di Brandeburgo

20 Progetti futuri : European Extremely Large Telescope (E-ELT) M1: an elliptical f/0.93 segmented mirror of 39-m diameter and a 11.1-m central obstruction; M2: a convex 4.2-m mirror; M3: a mildly aspheric concave mirror of 3.8-m diameter located at the vertex of the primary; M4: a 2380x2340mm flat adaptive mirror supported by up to 8000 actuators, inclined at 7.75 degrees to the beam direction; M5: flat folding mirror that allows for the final image correction to Nasmyth focus. Output beam f/17.48 is very nearly diffraction limited over the entire 10-arcminute field of view. The need for a Coudé focus is driven by the narrow field high-resolution ultra stable spectrograph top level requirement. Nasmyth configuration Coudè configuration

21 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 > 2025 Sito: Mauna Kea (Hawaii) Il 31 ottobre 2016 annunciato sito alternativo a La Palma nelle Canarie

22 Impact and constraints on site testing results. L'esplosione che ha modellato la cima del Cerro Armazones (Cile), dove sorgerà il telescopio dell'eso E-ELT. Photo: ESO Sit-in di protesta della popolazione indigena contro la costruzione del Thirty Meter Telescope a Mauna Kea. Fonte: protectmaunakea.tumblr.com

23 Progetti futuri : Large Synoptic Survey Telescope (LSST) Configurazione: modified Paul-Baker 3-mirror telescope 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 : Cerro Pachon, Cile Sponsor: 19 Università USA + GOOGLE! GoogleSky

24 Progetti futuri : Large Synoptic Survey Telescope (LSST) LSST = modified Paul-Baker telescope = 3-mirrors anastigmatic solution, i.e. minimize all three main optical aberrations: spherical aberration, coma, and astigmatism. Willstrop Mersenne-Schmidt telescope See D.J. Schroeder for all the detailed configs See R.N. Wilson for all the detailed configs

25 1. arxiv: [pdf] Francesco Fontana and his "astronomical«telescope Paolo Molaro (Submitted on 19 Apr 2017) Accepted for publication by the Journal of Astronomical History and Heritage on the 21 March 2017 In the late 1620s the Neapolitan telescope-maker Francesco Fontana was the first to observe the sky using a telescope with two convex lenses, which he had manufactured himself Franciscus Fontana Neapol. novi optici tubi astronomici inventor A. Dom. M.DC.VIII Aet. suae Fontana identifed himself as the telescope inventor. Fontana Saturn s observation of 12 Dec 1645 and the planet as seen from Naples in the same date

26 Liquid Mirror Telescope (LMT) E. Capocci (1850) E. Skey (1872) R. W. Wood (1909) E. F. Borra (1982) James E. Gunn, Peter Schneider e Maarten Schmidt (1982) Prima idea di costruire un LMT Realizza un LMT in Hg di 35 cm di diametro Realizza un LMT in Hg di 51 cm di diametro di 1cm di spessore. Risolse il sistema quadruplo di ε Lyrae costituito da stelle separate di soli 2.3. Riprende gli studi sui LMT e diviene caposcuola di una intensa attività di ricerca manifestatasi con la progettazione e realizzazione di notevoli telescopi a specchio liquido (da 1 m a 6m di diametro con spessori del mm) e nella sperimentazione di tecniche e materiali innovativi, tuttora in corso. Nascita del Time Delay Integration (TDI) L'effetto della rotazione terrestre viene compensato spostando elettronicamente i foto rivelatori da est a ovest, a una velocità corrispondente al movimento delle immagini nel campo visivo del telescopio.

27 Liquid Mirror Telescope (LMT) La tecnologia degli specchi liquidi si basa sulla generazione di un profilo parabolico per la superficie di un liquido in rotazione a causa della combinazione della accelerazione centrifuga e quella gravitazionale. forza centrifuga forza gravitazionale per unità di massa Sapendo che la focale (per un paraboloide) è legata alla sagitta come ritroviamo la sua dip dalla rotazione

28 Liquid Mirror Telescope (LMT) Componenti di un LMT : Piatto rotante Supporto del contenitore con un cuscinetto d'aria che viene azionato da un motore sincrono. Vista la dipendenza della focale del telescopio dall inverso del quadrato della velocità di rotazione, i requisiti sulla stabilità della velocità di rotazione sono molto elevati (variazioni relative al periodo di rotazione debbono essere inferiori a 10-6 ).

29 Liquid Mirror Telescope (LMT) Componenti di un LMT : Contenitore del liquido (specchio) Il contenitore è un componente molto importante del sistema. Deve essere leggero e rigido. Può essere realizzato con laminato in kevlar su un nucleo di schiuma. Inoltre, deve soddisfare rigorose specifiche di stabilità sulla temperatura e rigidità. Ha un profilo prossimo a quello finale del paraboloide di mercurio: in genere è ricoperto da uno strato di poliuretano (PU) depositato durante la rotazione (tecnica dello spin casting ). In questo modo si utilizza uno strato molto sottile di mercurio, assicurando un buon smorzamento delle increspature transitorie. E importante lavorare con strati di mercurio più sottili di 2 mm. Questo non solo riduce al minimo il peso, e quindi i costi, ma aiuta anche a smorzare le perturbazioni.

30 Liquid Mirror Telescope (LMT) Componenti di un LMT : Contenitore del liquido (specchio) The 4m International Liquid Mirror Telescope Project Filling the container: The bowl is covered with a layer of polyurethane (PU) in order to achieve a shape as near as possible to the final mercury paraboloid. This permits to use a very thin layer of mercury, assuring a good damping of the transitory wavelets. This PU layer is deposited by spin casting: the liquid PU is poured on the container while it is rotating and the container is kept in rotation until the PU has hardened. The spincasting ensures the PU layer to have a paraboloid shape

31 Liquid Mirror Telescope (LMT) Componenti di un LMT : Contenitore del liquido (specchio)

32 Liquid Mirror Telescope (LMT) Componenti di un LMT : Contenitore del liquido (specchio) Problemi superficiali Onde concentriche (vibrazioni del cuscinetto) Onde a spirale (turbolenza aria-specchio) Onde transitorie (vento o genti esterni) Cuscinetti e contenitore sufficientemente rigidi Copertura con pellicola di mylar Ridurre lo strato del liquido

33 Liquid Mirror Telescope (LMT) Componenti di un LMT : Armatura Struttura che supporta l'estremità superiore del telescopio con un correttore ottico ed un sistema di rivelazione e il suo meccanismo di allineamento. Un attuatore lineare è allegato ad ogni piede del telaio (in certi casi esapode) che permette di regolarne la lunghezza con una precisione micrometrica. Queste regolazioni sono controllate da un computer e permettono il posizionamento e l'orientamento del correttore per regolare l'allineamento e la messa a fuoco del rivelatore.

34 Liquid Mirror Telescope (LMT) Componenti di un LMT : Correttore ottico Necessario perché uno specchio parabolico e la tecnica TDI sono soggette alla presenza di abs fuori asse. La tecnica TDI degrada le immagini inducendo una deformazione che dipende dalla latitudine dell'osservatorio (zero all'equatore). Il correttore rimuove la distorsione attraverso la deformazione del FoV.

35 Liquid Mirror Telescope (LMT) Componenti di un LMT : Sistema di rivelazione Normalmente si usano grandi camere CCD il cui sensore è una matrice che raggiunge anche i 4000 per 4000 pixel proprio perché i LMT non sono in grado di inseguire in lunghe pose i corpi celesti, come fanno i telescopi convenzionali. Il rilevamento avviene elettronicamente, usando la tecnica del tempo di integrazione ritardato (TDI). The CCD camera, whose sensor is a 4000 by 4000 pixel matrix, of the ILMT.

36 Liquid Mirror Telescope (LMT) Criticità

37 Liquid Mirror Telescope (LMT) Materiali utilizzati Liquidi metallici Mercurio - liquido fino a -38.8C, riflettività fino a 90%, tossico Gallio fusione a 30C (inadatto a T amb ) densità minore di Hg di un fattore 2.2, riflettività >15% di Hg, no tossico. Liquidi Ionici Solventi costituiti esclusivamente da ioni, bassa tensione di vapore, elevata conducibilità elettrica, con rivestimento di Ag materiali ideali per LMT, specialmente L-LMT. Ferrofluidi (o fluidi magnetici) Sospensione colloidale di particelle ferromagnetiche in liquido. Risentono del campo magnetico e sono deformabili, poco riflettenti. Aggiunta di tensioattivi evita agglomerazione. Si realizzano MFDM (Magnetic Fluid Deformable Mirror). MEtal Liquid Like Films (MELLFs) Film omogenei di nanoparticelle, riflettenti come i metalli liquidi, spessi solo 25 nm non deformano il loro substrato: un fluido magnetico. Ottimi risultati rivestimento liquido idrofili+mellf (glicole etilenico). Sostanze utilizzate -> argento, oro e alluminio.

38 Progetti presenti : Zenith Large Telescope (ZLT) Latitude Longitude Altitude Median seeing Telescope diameter Primary mirror focal ratio Effective focal length Corrector lens Diameter of corrected field Detector Image scale TDI integration time Detector width Broadband limiting magnitude Mediumband limiting magnitude deg deg 395 m 0.9 arcsec 6.00 m f/ m 4-element refracting 24 arcmin Thinned 2048 x 2048 pixel CCD arcsec/pixel sec 16.9 arcmin 25.4 (R) R = 24.4 (750 nm) Diametro primario : 6 m Il più grande telescopio LMT finora costruito si trova nella British Columbia University. Ha un peso di 3 tonnellate. Lo specchio è sorretto da una serie di cuscinetti ad aria ed il motore, di tipo brushless permette al disco di compiere fino a rotazioni al minuto.

39 Progetti presenti (ex): NASA Orbital Debris Observatory (NODO) Diametro primario : 3 m E stato un telescopio a specchio liquido progettato dalla NASA per l osservatorio NODO (NASA Orbital Debris Observatory), situato nel New Mexico e attivo dal 1995 al Alcuni componenti sono stati riutilizzati sul ZLT.

40 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

41 Progetti futuri : Advanced Liquid-mirror Probe for Astrophysics, Cosmology and Asteroids (ALPACA) Diametro primario : 8 m Progetto della Columbia University con destinazione Cerro Tololo in Cile. Soprannominato Advanced Liquid-mirror Probe for Astrophysics, Cosmology and Asteroids (ALPACA). Configurazione Baker-Paul modificata con 3 specchi con un ampio campo di vista di 3 dotato di una fotocamera contente ben 240 CCD. Il progetto si propone di realizzare, in tre anni, una survey dl 1000 gradi quadrati del cielo dell'emisfero sud, per raccogliere i dati di SN1a fino a z=1.

42 Progetti futuri : Large Aperture Mirror Array (LAMA) ma prima LPT Array di 66 LMT di 6.15 m di diametro Deserto del Cile a 5000 m slm Risoluzione angolare = LAMA Prototype telescope (LPT) Array di 6 telescopi di 6.15 m di diametro Area equivalente a 15m di dia Risoluzione angolare = Hickson Lanzetta 2004 Truax et al., 2003

43 Progetti futuri : Lunar Liquid Mirror Telescope (LLMT) Diametro primario : m?? Studio per un telescopio con specchio liquido per osservazione zenitale dalla Luna. NB A parità di velocità di rotazione abbiamo una focale più corta! > maggiore potenza Angel et al. 2008

44 Referenze D.J. Schroeder Astronomical Optics, Academic Press R.N. Wilson Reflecting Telescope Optics I Springer P. Lenà Observational Astrophysics, Springer-Verlag 1988 Figg prodotte con ZEMAX Optical Design Program ( REFLECTING flecting_telescopes Tesi Magistrale Giovanni Gasparella LMAA AA1415 Dip Fisica Sapienza