Lezione 4. Basi di ottica, telescopi, antenne

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1 Lezione 4 Basi di ottica, telescopi, antenne

2 Introduzione I segnali elettromagnetici che provengono dagli oggetti astronomici sono solitamente deboli e devono competere, nella loro ricezione, con vari segnali di fondo (sia astrofisici che di origine terrestre) e con effetti strumentali. Le informazioni trasportate dai fotoni possono essere schematizzate nel seguente modo: L'intensità (# di fotoni per unità di tempo), che dipende dalla luminosità dell'oggetto e dalla distanza dall'oggetto La direzione di arrivo dei fotoni, che ci consente di descrivere la forma angolare dell'oggetto osservato La distribuzione di energia dei fotoni, o, equivalentemente, il loro spettro (da cui deriviamo parametri quali temperatura, composizione, densità, velocità...) Lo stato di polarizzazione, che può dare indicazioni di particolari meccanismi fisici (es. interazione con campi magnetici o scattering da polvere interstellare)

3 I telescopi in astronomia I telescopi sono sistemi che hanno lo scopo di raccogliere la radiazione celeste e convogliarla su un ricevitore opportuno. Si dividono in due grandi categorie Sistemi focali, che focalizzano la radiazione raccolta mediante lenti o specchi in un opportuno punto o superficie focale (utilizzati in tutto lo spettro elettromagnetico fino all'x) Sistemi non focali, che raccolgono la radiazione senza lenti o specchi. Utilizzati nell'x, nel gamma e anche in alcuni casi nel radio/micro-onde

4 La formazione dell'immagine La radiazione che viene intercettata da un telescopio: una serie di onde piane provenienti dalle diverse regioni del cielo Il piano focale del telescopio è la superficie dove i raggi vengono focalizzati e dove viene a formarsi l'immagine L'estensione dell'immagine sul piano focale è s~ f L Per ottenere immagini più grandi è necessario aumentare la focale a spese delle dimensioni del sistema ottico.

5 La formazione dell'immagine Plate scale: rappresenta l'angolo che posso riprodurre sul piano focale per unità di lunghezza. Q. Per ottenere elevate prestazioni in risoluzione angolare, dobbiamo mirare ad aumentare o diminuire Ps? Ps = / s~1/ f L

6 La formazione dell'immagine L'energia che viene depositata in un certo tempo per unità di area del 2 rivelatore è E d / f L Aumentare la lunghezza focale ha il vantaggio di aumentare il potere risolutivo ma lo svantaggio di richiedere maggior tempo di esposizione o rivelatori più sensibili Il rapporto R= f L /d è il rapporto focale ed è una misura di quanto velocemente si riesce a raccogliere una certa quantità di energia sul rivelatore. Solitamente si indica con la notazione f / R

7 Alcune configurazioni di telescopi I telescopi possono essere a lente o a specchio Le lenti hanno forti limitazioni per telescopi molto grandi (aberrazione, massa), per cui si tendono a preferire configurazioni a specchio. Si ottengono combinando riflettori ottenuti da coniche (paraboloidi o ellissoidi di rotazione) o piani

8 Focale di un Cassegrain Lunghezza focale effettiva = F * M M: fattore di ingrandimento Per un Cassegrain M = q / p dove p = distanza fra il punto focale del primario e lo specchio secondario p q = focale del secondario q

9 Alcune configurazioni di telescopi Cassegrain Gregoriano

10 Strumenti di progettazione ottiche GRASP (ora giunto alla versione 9) è un software per la progettazione di ottiche a riflettore Sviluppato dalla TICRA ( su contratto ESA Utilizzato da ESA e nell'ambito della missione Planck Viene usato (la student edition scaricabile in versione free) anche nell'ambito del laboratorio di strumentazione spaziale

11 Il fascio di antenna 1 Pn(θ) Half-pwer beam width θ Il fascio di antenna è un concetto centrale in astronomia Rappresenta la porzione di cielo che viene osservata dall'antenna Un'antenna riceve il massimo della potenza nella direzione di osservazione, ma riceve anche del segnale dalle altre direzioni, con un andamento della risposta angolare oscillante a causa di fenomeni di interferenza del fronte d'onda all'apertura.

12 Il fascio di antenna La risposta angolare di un'antenna viene riportata in db, una scala logaritmica definita come P db =10 log 10 P / P0 La larghezza del fascio principale viene indicata mediante la larghezza del fascio dove la potenza è la metà (-3 db) quantità definita come Full Width Half Maximum (FWHM) o Half Power Beam Width (HPBW)

13 Telescopi di penultima e ultima generazione - esempi Hubble space telescope Keck telescopes JWST (James Webb Space Telescope) Planck (vedi ultima lezione)

14 Il telescopio spaziale Hubble Satellite in orbita bassa (~300 Km) Telescopio a doppio riflettore Cassegrain; il primario ha un'apertura di ~ 2.4 m e pesa quasi 900 Kg Limite di diffrazione ~ 0.05'' Lo strumento principale è la WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2). Camera a CCD di 1600x1600 pixel delle dimensioni di ~0.1'' ciascuno

15 Il telescopio spaziale Hubble Satellite in orbita bassa (~300 Km) Telescopio a doppio riflettore Cassegrain; il primario ha un'apertura di ~ 2.4 m e pesa quasi 900 Kg Limite di diffrazione ~ 0.05'' Lo strumento principale è la WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2). Camera a CCD di 1600x1600 pixel delle dimensioni di ~0.1'' ciascuno

16 I telescopi gemelli Keck (Mauna Kea Hawaii m)

17 I telescopi gemelli Keck (Mauna Kea Hawaii m)

18 I telescopi gemelli Keck (Mauna Kea Hawaii m) ~0.01'' at 500 nm Focal length: 17.5 meters Primary mirror design: Segment Number of segments: 36 Segment diameter: 1.8 meters Segment weight: 880 pounds Primary mirror (hyperbolic) diameter: 10 meters (33 feet) Segment material: Zerodur (low-expansion glass-ceramic) Adaptive optics system

19 JWST (James Webb Space Telescope) Proposed Launch Date: June 2013 Launch Vehicle: Ariane 5 ECA Mission Duration: 5-10 years Diameter of primary Mirror: ~6.5 m Primary mirror material: beryllium Mass of primary mirror: 705 kg Focal length: meters Number of primary mirror segments: 18 Optical resolution: ~0.1 arc-seconds Wavelength coverage: microns Size of sun shield: ~22 m x 12 m (72 ft x 39 ft) Orbit: 1.5 million km from Earth at L2 Point Operating Temperature: under 50 K (-370 F)

20 JWST (James Webb Space Telescope)

21 JWST (James Webb Space Telescope)

22 Planck 1.5 m

23 Planck Spiderweb PSB High Frequency Instrument Schiera di bolometri raffreddati a 0.1 K alle frequenze GHz Sensibili alla polarizzazione fra 100 and 353 GHz

24 Low Frequency Instrument Schiera di ricevitori radiometrici raffreddati a 20 K alle frequenze GHz Tutti sensibili alla polarizzazione Singolo ricevitore

25 Lo sguardo di Planck (LFI) db from peak y [deg] Le simulazioni x [deg]

26 Lo sguardo di Planck (LFI) volo db from peak y [deg] Le misure in Grazie a Giove! x [deg]

27 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

28 Effetto della turbolenza dell'atmosfera (seeing) La parte alta dell'atmosfera presenta venti con velocità ~ 5 m/s che producono celle di turbolenza delle dimensioni d0 ~ 0.1 m I tempi caratteristici nei quali si modificano queste celle sono ~ 20 ms Il fronte d'onda perde coerenza di fase sull'area del telescopio. La coerenza e' mantenuta su scale ~ d0

29 Effetto della turbolenza dell'atmosfera 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.

30 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

31 Sensing del fronte d'onda Sorgente puntiforme nota Assumiamo di avere una sorgente puntiforme nota nel campo di vista. Osservando le immagini multiple della stella è possibile ricostruire le distorsioni del fronte d'onda. Una possibilità è rappresentato dall'hartmann wavefront sensor, basato su un array di lentine che proiettano ciascuna un'immagine su un array di detectors La correzione va effettuata in tempi scala dell'ordine del ms

32 La sorgente di riferimento Viene spesso utilizzata una stella artificiale. Generata da un fascio laser a ~589 nm proiettato negli strati alti 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

33 Schema di un sistema completo

34 Alcuni esempi con e senza ottica adattiva (Keck telescope) Io

35 Alcuni esempi con e senza ottica adattiva (Keck telescope) Nettuno