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Astronomia

Lezione 13/11/2014

Astronomia AA14-15

Docente: Marco De Petris

e.mail: marco.depetris@roma1.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:

http://arxiv.org/

Astrophysics (astro-ph new, recent, find)

dove osservare? � Coordinate Celesti

con che cosa osservare?� Telescopi

come osservare?� Montature e Sistemi di puntamento

Astronomia Osservativa

Astronomia AA14-15

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Telescopi

Astronomia AA14-15

Telescopi

Astronomia AA14-15

Leggi di Snell (Cartesio)

Riflessione

Rifrazione

Indice di rifrazione relativo

n1

n2

n1

n2

i1 r1

i1

r2

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

Willibrord Snell (1591-1626)

Indice di rifrazionerapporto della velox luce nel vuoto e nel dielettrico

n1

n2

i1 r1

n1

n2

i1

r2

n1 < n2 i.e. rado-denso

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Telescopi

Astronomia AA14-15

Lente sottile (caso ideale):

Formula della lente in (*)

forma gaussiana

forma newtoniana

Formula del “fabbricante di lenti”

(*) ricavate da similitudini tra triangoli

Ray tracing: metodo dei raggi paralleli o dei fuochi

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

Equazione del diottro

Telescopi

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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

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Telescopi

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Telescopio Classico Rifrattore Stop di Apertura Stop di

Campo

Diametro PE, i.e. Obbiettivo

Diametro PU

Focale Obbiettivo

Focale OculareAngolo di campo dell’ oggetto

Angolo di campo dell’ immagine

Magnificazione angolare: rapporto tra gli angoli che forma il chief ray con la PU e la PE

Sistema Afocale: ogg e/o imm all’infinito

Telescopi

Astronomia AA14-15

Difetti dell’immagine: Aberrazioni

Sviluppo in serie di McLaurinse raggi parassiali : ap.pa. � Legge di Snell lineare

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 ….

La rifrazione NON è lineare quindi ….

altrimenti:

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Telescopi

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Campo lontanoz

Campo Vicino

Onda piana incidente

Apertura

Fresnel Fraunhofer

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

variabile adimensionale

ostruzione di raggio

Telescopi

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Difetti dell’immagine: Diffrazione

Semi Disco di Airy

Potere risolutivo di un telescopio: Criterio di Rayleigh

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TelescopiDifetti dell’immagine: Atmosfera

Seeing: variazioni random della direzione della sorgente celeste

Scintillation: fluttuazioni random di intensità della sorgente celeste

Atmo statica

Immagine perfetta

Lunga esposizione Corta esposizione

sorgente

fronte d’onda

telescopio

piano focale

turbolenza

PSF

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Telescopi

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

Simmetria cilindricaConiugazione tra 2 punti (∞ & F)

Soluzione: Coniche di rivoluzioneeccentricitàcostante conicaraggio di curvatura al vertice

Fig da http://it.wikipedia.org/wiki/Sezione_conica

…esistono anche casi off-axis

sagi

tta

sezioni

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Telescopi

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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

‘

Telescopi

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D = 40 mmR = 50 mmf/# = 0.62

D = 40 mmR = 50 mmf/# = 0.62

Spot diagram

Spot diagram

Quale superficie scegliere?

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Telescopi

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

Parametri normalizzati

vd fig

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

per il secondario

[vd S.]

�

�

Telescopi

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Gregoriano Primario: parabolico / Secondario: ellissoidale

Dall-Kirkham Primario: ellissoidale / Secondario: sferico

Pressman-Camichel Primario: sferico / Secondario: ellissoidale

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

Problema: campo di vista limitato dal Coma

Ritchey-Chretien Primario: iperboloide / Secondario: iperboloide

Annulliamo anche il coma e otteniamo queste condizioni sulle coniche:

APLANATICONO Coma & Ab. Sferica

N.B. astigmatismo del RC maggiore del CC

Soluzione largamente utilizzata per i recenti teles

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Telescopi

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Telescopio Schmidt (*)

SA + LCSS

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.

R

PF

Campo di vista (exag.) = 30 deg

OPD : sfera e paraboloide

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

C

Prob. Cromatismo

(*) Bernhard Schmidt (1879-1935)

ricordiamo

Telescopi

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Scala al piano focale

angolo in cielo (rad)

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

focale effettiva

PFLente

equiva...lente al telescopioAngolo in cielo

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Telescopi

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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 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 10-5

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

Energia Nome Tecnica

10-30 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

Telescopi

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1 MeV - 10 TeV

Telescopi γ

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Telescopi

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L’Astronomia γ o dell’ Impossibile:

La superficie di raccolta si limita alla dimensioni del rivelatore

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)

Scarsità di fotoni (pochi ma energetici!) -> lunghi tempi di esposizione

Telescopi

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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

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INTEGRAL: IBIS & SPI

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

2 strati di rivelatori:

Cd-Te -> bassa ECsI -> alta E

Telescopi

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Telescope Whipple CAT HGRA TA TACTIC CANGAROO Durham CrAO

Site Mt. Hopkins Themis La Palma Dugway Mt. Abu Woomera Narrabi Crimea

Longitude -110° -2.0° -17.8° -113.0° +72.7° +136.8° +149.8° +34° Latitude 31.4°N 42.5°N 28.8°N 40.33°N 24.6°N 31.1°S 30,5°S 45°N

Elevation m 2300 1650 2200 1600 1300 160 200 600

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

I gamma VHE interagiscono con i componenti atmosferici

A terra si rivelano i prodotti di tali interazioni

Air Cerenkov Telescope

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Whipple

Air Cerenkov Telescope Cangaroo

Veritas

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Group Location Area(sqm) n. det. Ep (TeV) Mu area(sqm) rate (Hz) YearsCASA-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 1987-92Tibet YBJ 8000 49 8 0 5 1990-93

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

CASA-MIA Particle detector Array

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Telescopi

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Telescopi X

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

100 eV - 1 MeV

Telescopi

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Chandra X-ray Observatory

Schematic of Grazing Incidence, X-ray Mirrors

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Telescopi

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Telescopi UV-VIS-NIR

10-300 nm / 0.3-1 µµµµm / 1-10 µµµµm

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

5 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 m s.l.m.

Nuove concezioni:

Mosaico di specchi (vd MMT)

Specchio segmentato (vd Keck I e II)

Specchio a menisco (vd NTT)

Telescopio di Galileo Galilei:

f = 1330 mm & D = 26mm

Telescopi

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Mt. Hopkins, Arizona - 31 41 N; 110 53 W - 2600 m

6 specchi da 1.8-m > 4.5 metri equivalentinuovo primario da 6.5 metri

Mauna Kea, Hawaii - 19 50 N; 155 28 W-4123 m

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

Multi-Mirror Telescope

Keck I e II

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Telescopi

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Keck I & IIMauna Kea Observatory 4145 m s.l.m. - Hawaii

VIS-IR

Telescopi

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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)

New Technology Telescope - NNT

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Principio funzionamento Ottica Adattiva

Telescopi

Telescopi

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Large Binocular Telescope (LBT)

2 specchi da 8.4 m di

diametroMt. Graham

(Arizona, 3200 m slm)

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Telescopi

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Hubble Space Telescope

Telescopio Ritchey-Chretien da 2.4-m dia

Il successore sarà il James WebbSpace Telescope6.6-m dia.

Telescopi

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100-1000 µµµµm / 1-10 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.

CSOMauna Kea, Hawaii - 19 50 N; 155 28 W- 4123 m

10 metri di dia.

Telescopi FIR-mm

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Radiotelescopi

10 mm – 30 m

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

AreciboPorto Rico - 305 metri di dia.

Puntamento minimale - 40.000 pannelli

Telescopi

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VLA

VLTI

ALMA

PdBI

Interferometri Radio

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∆θ = λ/D ∆θ = λ/b

Interferometri Radio

Piano focale

Singola apertura

1.22 λ/D

Diametro D

Telescopi

λ/b

Baseline b

2 Aperture

Piano focale

Astronomia AA14-15 Dr. Simone Antoniucci, INAF - OAR

Telescopi

Astronomia AA14-15

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Telescopi

Astronomia AA14-15C. Barbieri - http://dipastro.pd.astro.it/planets/barbieri/didattica.html

Distribuzione dei più moderni telescopi nei 2 emisferi

Telescopi

Astronomia AA14-15C. Barbieri - http://dipastro.pd.astro.it/planets/barbieri/didattica.html

Distribuzione dei più moderni telescopi nei 2 emisferi

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Telescopi

Progetti 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 m2

Risoluzione ang. = 0”,01Campo di vista = 20’f/15Inizio operazioni > 2018 Mauna Kea - Hawaii

Astronomia AA14-15

Telescopi

Configurazione: Gregoriano7 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 primarimontatura

Progetti futuri : Giant Magellan Telescope (GMT)

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Telescopi

Progetti futuri : Large Synoptic Survey Telescope (LSST)

Diametro 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!GoogleSky

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Telescopi

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

Diametro primario 42 m (?)Area = 1200 m2

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

2 possibili soluzioni ottiche

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Telescopi

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

E-ELT

VLTPorta di

Brandeburgo

Primario segmentato

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Telescopi

Progetti futuri : International Liquid Mirror Telescope Project (ILMT)

Diametro primario 4 m Specchio primario realizzato con mercurio in rotazione = paraboloide.Osservazioni zenitaliInseguimento tramite softwareRis. ang. = <1”Campo di vista = 30’Inizio operazioni > 2018?Sito: Devasthal (India)

contenitore rotante per il mercuriocorrettore per il piano focale prima della CCD