AstronomiaLezione 8/11/2012

Docente: Marco De Petrise mail: marco depetris@roma1 infn ite.mail: marco.depetris@roma1.infn.it

Libri di testo:

‐ Elementi di Astronomia, P. Giannone, Pitagora EditriceAstronomical Optics D J Schroeder Academic Press‐ Astronomical Optics, D.J. Schroeder, Academic Press

Per tenersi aggiornati su pubblicazioni scientifiche dare un’occhiata a:h // /

Astronomia AA12-13

http://arxiv.org/Astrophysics (astro-ph new, recent, find)

Astronomia OsservativaAstronomia Osservativa

dove osservare? Coordinate Celesti

con che cosa osservare? Telescopi

come osservare? Montature e Sistemi di puntamentop

Astronomia AA12-13

TelescopiTelescopi

Astronomia AA12-13

TelescopiTelescopi

Leggi di Snell (Cartesio)

n1 < n2 i.e. rado-denso

Riflessionen1i1 r1 n1i1 r1

n2Willibrord Snell

(1591-1626) n2

Rifrazione ni ni n1i1

Indice di rifrazionerapporto della velox luce nel vuoto e nel dielettrico

n1i1

Indice di rifrazione relativon2

r2

rapporto della velox luce nel vuoto e nel dielettrico n2

r2

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Principio di Reversibilità: Leggi invarianti per il verso dei raggi (rifratto e/o riflesso)

TelescopiLente sottile (caso ideale):

Equazione del diottro

TelescopiLente sottile (caso ideale):

Sistema Ottico Centrato composto da 2 diottri

Formula della lente in (*)

separati da distanza trascurabile rispetto alle altre distanze in gioco

nel caso di lente nello stesso n abbiamo

Formula della lente in ( )

forma gaussiana

forma newtoniana

Formula del “fabbricante di lenti”

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(*) ricavate da similitudini tra triangoli

Ray tracing: metodo dei raggi paralleli o dei fuochi

TelescopiTelescopiCollettori di radiazione di forma e dimensioni fortementee dimensioni fortemente dipendenti dalla lunghezza d’onda o energia dei fotoni osservati.

Classi:

Riflettori

Rifrattori

Catadiottrici

Soluzioni “classiche” di impiego prevalente

l VIS/IR

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nel VIS/IR

TelescopiTelescopiTelescopio Classico Rifrattore Stop di

Apertura Stop di CampoCampo

Diametro PE i e Obbiettivo

Focale ObbiettivoAngolo di campo dell’ immagine

Diametro PE, i.e. ObbiettivoMagnificazione angolare: rapporto tra gli angoli che forma il chief ray con la

Diametro PUFocale Oculare

Angolo di campo dell’ oggettoPU e la PE

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Sistema Afocale: ogg e/o imm all’infinito

TelescopiTelescopiDifetti dell’immagine: Aberrazioni

La rifrazione NON è lineare quindi ….Sviluppo in serie di McLaurin

se raggi parassiali : ap.pa. Legge di Snell lineare

q

Teoria del Terzo Ordine 5 tipi di difetti nell’immagine che chiamiamo Ab i i ti h (i ti i i t i ifl tti i ì i

altrimenti:

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 ….

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TelescopiTelescopiDifetti dell’immagine: Diffrazione

Point Spread Function da Apertura circolare (dia 2a):Point Spread Function da Apertura circolare (dia = 2a): distribuzione dell’intensità (normalizzata) sul piano immagine

variabile adimensionale

Fresnel Fraunhoferostruzione di raggio

Campo lontanoz

Campo Vicino

A

Fresnel Fraunhofer di raggio

Apertura

O d i

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Onda piana incidente

TelescopiTelescopiDifetti dell’immagine: Diffrazione

Semi Disco di Airy

P t i l ti diPotere risolutivo di un telescopio: Criterio di Rayleigh

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TelescopiDifetti dell’immagine: Atmosfera

sorgente

Atmo statica

fronte d’onda

turbolenza

fronte d’onda

telescopio

piano focale

PSF

Seeing: variazioni random della direzione della sorgente celeste

S i till ti fl tt i i d di

Lunga esposizione Corta esposizione

PSF

Scintillation: fluttuazioni random di intensità della sorgente celeste

Immagine perfetta

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TelescopiTelescopiCondizioni generali sul profilo/i dell’elemento ottico che colleziona la radiazione:

Si t i ili d i i t h i ff iSimmetria cilindricaConiugazione tra 2 punti ( & F)

S l i C i h di i l i

…esistono anche casi off-axis

Soluzione: Coniche di rivoluzione eccentricitàcostante conicaraggio di curvatura al verticeagg o d cu atu a a e t ce

sagi

tta

sezioni

Astronomia AA12-13Fig da http://it.wikipedia.org/wiki/Sezione_conica

TelescopiTelescopiVariazione del raggio di curvatura con la distanza dall’asse e la costante conica ‘

A parità di cresce con il diminuire diA parità di , cresce con il diminuire di

ap.pa

Lunghezza focale

Solo per il paraboloide il fuoco

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marginale coincide con quello parassiale

TelescopiQuale superficie scegliere? TelescopiQuale superficie scegliere?

D = 40 mmR = 50 mmf/# = 0 62

D = 40 mmR = 50 mmf/# = 0 62f/# = 0.62 f/# = 0.62

Spot diagram

Spot diagram

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TelescopiTelescopi

Soluzioni ottiche con 2 elementi ottici: es. telescopi di tipo Cassegrain

Parametri normalizzati

vd fig

per il secondario

per il secondario

[vd S.]

per un’ellisse ricaviamo la relazione, valida cmq per conica

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TelescopiTelescopi

Gregoriano Primario: parabolico / Secondario: ellissoidale

Scelta del profilo degli specchi dettata da considerazioni costruttive e/o di test

Dall-Kirkham Primario: ellissoidale / Secondario: sfericoPressman-Camichel Primario: sferico / Secondario: ellissoidale

Problema: campo di vista limitato dal Coma

Ritchey Chretien Primario: iperboloide / Secondario: iperboloide

Annulliamo anche il coma e otteniamo queste condizioni sulle coniche:

Ritchey-Chretien Primario: iperboloide / Secondario: iperboloide

APLANATICONO Coma & Ab. Sferica

S

Astronomia AA12-13N.B. astigmatismo del RC maggiore del CC

Soluzione largamente utilizzata per i recenti teles

TelescopiTelescopiTelescopio Schmidt (*)

Specchio Sferico (SS) concavo con raggio di curvatura R

Stop di Apertura (SA) con Lastra Correttrice (LC) rifrattiva posti sul centro di curvatura

PF

centro di curvatura

Piano Focale (PF) curvo

Stessa qualità immagine f.o.v.

C

SA + LCSS

q g

R OPD : sfera e paraboloide

Campo di vista (exag.) = 30 degricordiamo

Compensiamo l’OPD inserendo una lastra di dielettrico di spessore variabile

Prob Cromatismo

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Prob. Cromatismo

(*) Bernhard Schmidt (1879-1935)

TelescopiTelescopi

PF

Scala al piano focale

PFLente

equiva...lente al telescopioAngolo in cielo

angolo in cielo (rad)

distanza dall’a.o. sul piano focale (mm)

focale effettiva

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piano focale (mm)

TelescopiTelescopi

Spettro Elettromagneticop g

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 10-17

Raggi X 100 eV - 100 KeV 1,2 x 10-6 / 1,2 x 10-9

Raggi Ultravioletti 3 eV - 100 eV 7,5 x 10-5 / 1,2 x 10-6

Radiazione Visibile centrata sui 2 eV 7 5 x 10-5 / 3 x 10-5Radiazione Visibile centrata sui 2 eV 7,5 x 10 5 / 3 x 10 5

IR/Microonde 1,2 x 10-3 - 1 eV 3 x 10-5 / 0,1

Onde Radio 1,2 x 10-3 - 1,2 x 10-6 0,1 / 100 , , ,

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Telescopi1 MeV - 10 TeV

Telescopi

Energia Nome Tecnica 10-30 MeV Medium Satellite 30Mev-30Gev High Energy (HE) Satellite

Telescopi

30Mev 30Gev High Energy (HE) Satellite30 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

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TelescopiTelescopiL’Astronomia o dell’ Impossibile:

La superficie di raccolta si limita alla dimensioni del rivelatoreScarsità 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),

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3. la produzione di coppie elettrone-positrone (gamma entro campo elettrico di un nucleo -> e+p)

TelescopiTelescopiPer 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’energiausati 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

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la sequenza di ombre prodotta da una certa regione del cielo prende il nome di shadowgramma

TelescopiTelescopi

Maschera 3 cm di spessore in tungsteno: 127 elementi esagonali: 63 opachi & 64 trasparenti.

2 strati di rivelatori:

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INTEGRAL: IBIS & SPI

Cd-Te -> bassa ECsI -> alta E

TelescopiI gamma VHE interagiscono con i

componenti atmosfericiAir Cerenkov Telescope Telescopi componenti atmosferici A terra si rivelano i prodotti di tali interazioni

p

Telescope Whipple CAT HGRA TA TACTIC CANGAROO Durham CrAO Site Mt. Hopkins Themis La Palma Dugway Mt. Abu Woomera Narrabi Crimea p g yLongitude -110 -2.0 -17.8 -113.0 +72.7 +136.8 +149.8 +34 Latitude 31.4N 42.5N 28.8N 40.33N 24.6N 31.1S 30,5S 45N Elevation m 2300 1650 2200 1600 1300 160 200 600 N of telesc 1 1 4 3 4 1 1(3 dishes) 2X6 dishes

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N. of telesc. 1 1 4 3 4 1 1(3 dishes) 2X6 dishes Thresh. GeV 250 300 500 600 700 1000 250 900 Sensyt. cm-2s-1 10-11 10-11 4x10-11 (?) 10-11 (?) 10-11 4x10-12 5x10-11 5x10-12

TelescopiAir Cerenkov Telescope Cangaroo

Telescopi

Whipple

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Veritas

TelescopiGroup Location Area(sqm) n. det. Ep (TeV) Mu area(sqm) rate (Hz) YearsCASA-MIA Utah 230400 1089 110 2500 20 1991-96TelescopiCASA-MIA Utah 230400 1089 110 2500 20 1991-96CYGNUS Los Alamos 86000 204 50 120 5 1986-96HEGRA La Palma 41000 257 50 150 12 1992-SPASE South Pole 10000 24 100 1 1987-92SPASE South Pole 10000 24 100 1 1987 92Tibet YBJ 8000 49 8 0 5 1990-93

44000 221 8 0 230 1995-5000 109 2 0 230 1996-

CASACASA-MIA Particle detector ArrayCASACASA MIA Particle detector Array

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TelescopiTelescopi X TelescopiLe 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

100 eV - 1 MeV

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

di l t l lperpendicolarmente al loro cammino, possono invece essere riflessi da uno specchio molto inclinato e quindi quasi parallelo alinclinato, e quindi quasi parallelo al loro cammino

PROBLEMA:

rugosità superficiale MOLTO accurata!

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Prestazioni limite: 5 arcsec

TelescopiChandra X-ray Observatory

TelescopiSchematic of Grazing Incidence, X-ray Mirrors

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TelescopiTelescopi UV VIS NIR TelescopiTelescopi UV-VIS-NIR

10-300 nm / 0.3-1 m / 1-10 m Telescopio di Galileo Galilei:

f = 1330 mm & D = 26mm

Telescopi “storici”: Hale (Monte Palomar California) 1947:

5 metri di dia5 metri di dia.33 21 N; 116 52 W - 1900 m s.l.m.

Bolshoi Teleskop Azimutalnyi(Nizhny Arkhyz,Russia) : 6 metri di dia.

43 39 N 41 26 E 2070 l43 39 N; 41 26 E - 2070 m s.l.m.

Nuove concezioni:Nuove concezioni:

Mosaico di specchi (vd MMT)

Specchio segmentato (vd Keck I e II)

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Specchio segmentato (vd Keck I e II)

Specchio a menisco (vd NTT)

Telescopi M lti Mi T lTelescopiMt. Hopkins, Arizona - 31 41 N; 110 53 W - 2600 m

6 specchi da 1.8-m > 4.5 metri equivalenti

Multi-Mirror Telescope

nuovo primario da 6.5 metri

K k I IIMauna Kea, Hawaii - 19 50 N; 155 28 W-4123 m

Keck I e II

2 telescopi con specchi da 10-m realizzati con 36 segmenti

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TelescopiTelescopiKeck I & II

Mauna Kea Observatory 4145 m s.l.m. - HawaiiVIS-IR

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TelescopiTelescopi

Cerro La Silla Cile - 29 15 S; 70 44 W - 2400 m

New Technology Telescope - NNT

Cerro La Silla, Cile - 29 15 S; 70 44 W - 2400 m3.58 metri di dia. (Ritchey-Chretien) – spessore menisco 25 cm (vetro SchottZerodur)Adattivo+Attivo (75 attuatori posteriori + 24 attuatori laterali)Adattivo+Attivo (75 attuatori posteriori + 24 attuatori laterali)

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P i i i f i t TelescopiPrincipio funzionamento Ottica Adattiva

Telescopi

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TelescopiTelescopiLarge Binocular Telescope (LBT)

2 specchi da 8.4 m di

diametroMt. Graham

(Arizona, 3200 m slm)

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TelescopiH bbl S T l TelescopiHubble Space Telescope

Telescopio Ritchey-Chretien da 2 4-m diaTelescopio Ritchey-Chretien da 2.4-m dia

Il successore sarà il James WebbSpace Telescope

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Space Telescope6.6-m dia.

TelescopiTelescopi FIR-mm Telescopi100-1000 m / 1-10 mm

IRAM

Telescopi FIR-mm

IRAMPico Veleta, Spagna -2200 m

30 metri di dia.

SESTCerro La Silla, Cile - 29 15 S; 70 44 W-2400 m 15 metri di dia.

CSOM K H ii 19 50 N 155 28 W 4123

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Mauna Kea, Hawaii - 19 50 N; 155 28 W- 4123 m10 metri di dia.

TelescopiRadiotelescopi Telescopi10 mm – 30 m

AreciboAreciboPorto Rico - 305 metri di dia.

Puntamento minimale - 40.000 pannelli

100-EffelsbergB G i 6°53'0 3" E 50°31'30" N 319

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Bonn – Germania - 6°53'0.3" E 50°31'30" N - 319m100 metri di dia. Mont. Altaz Orientabile

TelescopiInterferometri Radio TelescopiVLTIVLTIPdBIPdBI

VLAVLAALMAALMA

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Interferometri Radio

Diametro D

Telescopi = /D = /b Singola apertura

Telescopi

1.22 /D

Pi f l

/

Baseline b

Piano focale

Piano focaleBaseline b

2 Aperture

/bAstronomia AA12-13 Dr. Simone Antoniucci, INAF - OAR

TelescopiTelescopi

Astronomia AA12-13

TelescopiTelescopiDistribuzione dei più moderni telescopi nei 2 emisferi

Astronomia AA12-13C. Barbieri - http://dipastro.pd.astro.it/planets/barbieri/didattica.html

TelescopiTelescopiDistribuzione dei più moderni telescopi nei 2 emisferi

Astronomia AA12-13C. Barbieri - http://dipastro.pd.astro.it/planets/barbieri/didattica.html

TelescopiProgetti futuri : Thirty Meter Telescope (TMT)

Configurazione: Ritchey-ChrétienDiametro primario 30 m(primario con 492 segmenti esagonali da 1.4 m)Diametro secondario 3 mArea = 700 m2Area = 700 mRisoluzione ang. = 0”,01Campo di vista = 20’f/15Inizio operazioni > 2018 Mauna Kea - Hawaii

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Telescopi

Configurazione: Gregoriano7 specchi da 8 4 m come LBT (diametro

Progetti futuri : Giant Magellan Telescope (GMT)

7 specchi da 8.4 m come LBT (diametroequiv 24.5 m) Area= 380 m2

Campo di vista= 20’ Risoluzione ang.= 0”,01 Inizio operazioni > 2017? Las Campanas Observatory – Cile/AtacamaBasato su tecnologia LBT per

specchi adattivispecchi adattivispecchi primarimontatura

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TelescopiProgetti futuri : Large Synoptic Survey Telescope (LSST)

Diametro primario M1 8 4 mDiametro primario M1 8.4-mDiametro secondario M2 3.4-mDiametro 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!Sponsor: 19 Università USA + GOOGLE!GoogleSky

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TelescopiProgetti futuri : European Extremely Large Telescope (E-ELT)

Diametro primario 42 m (?)p ( )Area = 1200 m2

Ris. ang. = 0”,01 Campo di vista = 10’Inizio operazioni > 2018?Inizio operazioni > 2018?Sito: TBD

2 possibili soluzioni ottiche

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TelescopiProgetti futuri : European Extremely Large Telescope (E-ELT)

Primario segmentato

E-ELT

Porta diVLT

Porta di Brandeburgo

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TelescopiProgetti futuri : International Liquid Mirror Telescope Project (ILMT)

Diametro primario 4 m Specchio primario realizzato con mercurio in rotazione = paraboloide.rotazione paraboloide.Osservazioni zenitaliInseguimento tramite softwareRis. ang. = <1”C di i t 30’Campo di vista = 30’Inizio operazioni > 2018?Sito: Devasthal (India)

Astronomia AA12-13contenitore rotante per il mercurio

correttore per il piano focale prima della CCD

Astronomia OsservativaAstronomia Osservativa

dove osservare? Coordinate Celesti

con che cosa osservare? Telescopi

come osservare? Montature e Sistemi di puntamentop

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MontatureMontatureSistema meccanico che sorregge il telescopio e ne permette la movimentazionedell’asse otticodell asse ottico.

Classificazione delle montature in base al numero degli assi di rotazione presenti:

0-axis : telescopio zenitalestrumenti destinati a sole calibrazionitelescopi grandi dimensioni fissitelescopi “liquidi”p q

1-axis : strumenti meridiano o dei passaggi

2-axis : montature equatoriali e altazimutali

n axis : esapodali

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n-axis : esapodali

MontatureMontature

0-axis: fisse Horn del National Radio Astronomy Observatory's Green Bank per calibrazioni

Il più grande LMT è lo Zenith Large Telescope (British

Observatory s Green Bank per calibrazionisu Cygnus X-1

Arecibo 305-m dia anche se il secondario è mobile

Il più grande LMT è lo Zenith Large Telescope (BritishColumbia University): 6.m dia / 3 tons

Arecibo 305 m dia., anche se il secondario è mobile

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MontatureMontature

1-axis: strumento meridiano

Asse di rotazione orizzontale in direzione Est-OvestEst OvestOsservazioni di transiti stellari scansionando il meridiano celeste.

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8 inch (~0.2m) Flagstaff Astrometric Scanning Transit Telescope (FASTT) at the USNO Flagstaff Station Observatory

MontatureMontature

2-axis Montatura equatorialeq

Il movimento sidereo dell’asse ottico del telescopio si realizza tramite la sola rotazione intorno all’asse polare, fissata la declinazione.

Vantaggio: un solo movimentoSvantaggio: ingombrante

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MontatureMontature

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: compattaSvantaggi: movimentazione combinata tra i duemovimentazione combinata tra i due assi singolarità allo zenith (velox ) rotazione di campo (rotatore) rotazione di campo (rotatore) “messa in stazione” più complessa (correzione passiva)

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Rome (Italy)41°45'00.0" N 12°39'00.0" E07/11/2012PNC

Nord

07/11/2012 13:00 LT

ZenithEst OvestZenithEst Ovest

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Sud

MontatureMontature

I i t (t ki ) di

Rotazione del campo

dec arInseguimento (tracking) diuna sorgente in motosidereo con montaturaequatorialealt equatorialealt

az

dec ar

Inseguimento (tracking) diuna sorgente in motosidereo con montat raar sidereo con montaturaaltazimutale

alt

az

alt

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alt

az

Soluzione: rotatore di campo

MontatureMontatureCorrezione 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 ) posservate 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

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MontatureMontatureCorrezione passiva puntamento

Parametri legati ai diversi disallineamenti presenti nella montatura[Ulich, 1981]

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MontatureMontatureCorrezione passiva puntamento

Scatter puntamento PRIMA rms = 140”

Scatter puntamento DOPO 15”DOPO rms = 15”

1. Campionamento del cielo “omogeneo” di oggetti con posizioni note;

2 Best Fit con il modello;

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2. Best-Fit con il modello;3. Stima dei parametri;4. Inserimento dei fattori correttivi

MontatureMontature

n-axis: montatura esapodalep

Array for Microwave Background Anisotropy (AMiBA)(AMiBA)a 7-element interferometer, using 0.576 m Cassegrain dishes mounted on a 6 m carbon fibre hexapod mount. It is located on Maunafibre hexapod mount. It is located on Mauna Loa, Hawaii, and observes at 3 mm .

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MontatureMontature

-axis

Astroscan telescope made by Edmund scientific

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MontatureMontatureFuochi Primario, Newtoniano e Cassegrain

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MontatureFuoco Nasmyth

MontatureFuoco Coudé

Montatura AltAzUn terzo specchio devia il fascio

Subaru telescope

Montatura EquatorialeTramite uno o più specchi si riportaUn terzo specchio devia il fascio

lungo l’asse di altezza. Utile per sistemi di rivelazione pesanti: necessita de rotatore in azimuth

Tramite uno o più specchi si riporta l’asse ottico lungo l’asse polare permettendo al piano focale di rimanere fermo durante

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necessita de-rotatore in azimuth rimanere fermo durante l’inseguimento. Utile per spettrografi.