rivelatore

1. Obiettivi di un telescopio segnale collettore fuoco rivelatore Requisiti 1) Grande apertura 2) Elevata risoluzione 3) Pancromaticità

2. progetto scientifico / tecnologico di un telescopio Esperti Progetto ottico Integrazione Sistemi ottico/meccanici Progetto meccanico FEA Analisi integrazione Progetto elettronica Integrazione Elettronica software Progetto software Processo ciclico di analisi, verifica e ottimizzazione delle strategie -vincoli tecnici e scientifici -definizione linee guida per la progettazione dei sottosistemi -analisi affidabilità -analisi prestazioni -analisi dei costi -definizione distribuzione lavoro -controllo qualità -reclutamento gruppo di lavoro -documentazione -piattaforme sviluppo software -schedula tempistica

3. progetto scientifico / tecnologico • Identificazione dei target osservativi • Creazione del team • Analisi del budget • Studio di fattibilità ingegneristica Voglio un telescopio rosa a pois! Ma costa troppo! • Schedula attività ma… mi consenta!

4. individuazione del sito • scelta emisfero • isolato da fonti luminose • raggiungibile con mezzi su ruota • elevato numero di notti serene • poco piovoso • bassa umidità • ventilato

5. L’atmosfera Ci occupiamo dell’influenza dell’atmosfera sulle coordinate apparenti degli oggetti celesti e sulla loro forma. La discussione è dedicata soprattutto alla banda visuale per motivi di maggiore impatto sulla qualità osservativa. rappresentazione schematica della struttura verticale dell’atmosfera. La banda visuale è principalmente affetta dalla troposfera (primi 15 km), dove è contenuto circa il 90% della massa totale dell’atmosfera.

6. L’atmosfera Il gradiente di temp. medio è circa -6 C°/km, ma spesso, nei primi km di atmosfera, il gradiente di temperatura si inverte, con effetti benefici sulle osservazioni astronomiche, grazie all’intrinseca stabilità di tutti gli strati con inversione di temperatura (come la stratosfera e termosfera). E’ il caso ad esempio dell’Osservatorio di Roque de Los Muchachos (Isola La Palma, Canarie, 2400m), dove lo strato d’inversione è al di sotto dei telescopi di alcune centinaia di metri.

7. L’atmosfera Il calore del Sole fa evaporare l’acqua, che trasmette tale calore all’aria condensandosi in nuvole. Il ciclo evaporazione-condensazione è l’importante meccanismo per trasferire energia termica dalla superficie terrestre all’atmosfera, sparsa poi intorno alla Terra dal vento. Il vapore acqueo (e non il CO2 come divulgato erroneamente!) è il gas “serra” più abbondante nell’atmosfera ed il più importante nell’influenza sul clima terrestre. Permette l’infiltrazione della radiazione a basse frequenze del Sole e assorbe la radiazione infrarossa emessa dalla superficie terrestre. Senza vapore acqueo ed altri gas “serra” nell’aria, il clima sarebbe molto più “fresco”. (fateci caso: quando piove fa meno freddo!)

8. La dispersione atmosferica La luce proveniente dagli oggetti celesti è affetta, oltre che dalla rifrazione, anche dalle variazioni di umidità, pressione e gradiente di temperatura nell’atmosfera, specie a basse altitudini. L’effetto risultante è un ingrandimento del cono di luce che provoca un effetto di sfocamento dell’immagine sul rivelatore (effetto prismatico).

9. Turbolenza, scintillazione, seeing • L’atmosfera della Terra è turbolenta e le variazioni dell’indice di rifrazione causano una continua distorsione del fronte d’onda da oggetti celesti. Queste distorsioni introducono una degradazione dell’immagine, sfociante in due effetti astronomici: • scintillazione, cioè una variazione dell’intensità luminosa, che tipicamente è dell’ordine di pochi cm. Per cui non affetta telescopi di grande apertura. • seeing: cambi in posizione e in qualità dell’immagine. L’effetto del seeing dipende dall’apertura della pupilla: per piccole dimensioni si osserva un pattern di diffrazione intorno all’immagine, mentre per grandi aperture si vedono insiemi di pattern di diffrazione (speckles) muoversi intorno all’immagine su scala pari a ~1 arcsec. • L’effetto del seeing può essere derivato dalle teorie sulla turbolenza atmosferica di Kolmogorov, Tatarski, Fried.

10. Turbolenza atmosferica In generale, la turbolenza investe gli strati molto sottili di atmosfera (alcuni metri di spessore). L’effetto della turbolenza sulla distorsione ottica decresce naturalmente con l’indice di rifrazione dell’aria, a sua volta proporzionale alla densità e quindi alla pressione e inversamente proporzionale alla temperatura assoluta. In pratica, il disturbo ottico generato dalla turbolenza al di sopra dei 20 km è praticamente nullo, essendo l’indice di rifrazione molto piccolo. L’effetto della turbolenza è in pratica il seeing atmosferico, calcolabile su base statistica e a seguito di intensive “campagne di seeing” presso il sito candidato ad ospitare strumentazione astrofisica. D = 500 mm Seeing = 3 arcsec

11. individuazione del sito Il limite dell’atmosfera : il SEEING seeing di Napoli seeing del deserto di Atacama (Cile) Immagine ideale

12. Il seeing • In questo modello vi sono 2 principali componenti del seeing: • Una da altitudini elevate (scelta del sito) • una dovuta agli strati a terra, controllabili dalla forma della cupola e dal sistema di termalizzazione della struttura osservativa (dome seeing) • Il potere spettrale della turbolenza dell’aria è apprezzabile su un ampio range di frequenza f (da 1 a 1000 Hz) con distribuzione 1/f Qui gli angoli sono volutamente esagerati. Le correzioni possono essere fatte su campi di vista più piccoli.

13. Correzione del seeing • Si acquisisce un gran numero di esposizioni di breve durata ( 1 ms) con elevata lunghezza focale ( 100m) e stretta banda di lunghezze d’onda ( 1 nm); in ogni esposizione viene “frizzato” il seeing, ogni speckle rappresenta la figura di diffrazione dell’apertura. Successivamente si procede alla ricostruzione matematica dell’immagine reale • La tecnica lavora bene per semplici strutture (stelle multiple). La figura mostra il caso di una stella tripla. Si chiama speckle (macchiolina) la figura punteggiata che si ottiene quando un'onda coerente viene fatta passare attraverso un mezzo disordinato. Sulla superficie di uscita si avrà quindi la sovrapposizione di molte onde tra loro coerenti (e quindi in grado di produrre effetti di interferenza) ma con fase casuale; si produrrà quindi per alcune direzioni un effetto di interferenza costruttiva e per altre un effetto di interferenza distruttiva creando così una figura fatta di puntini luminosi e di puntini scuri.

14. Correzione del seeing Se si “frizza” l’immagine con brevi tempi di esposizione (< 0.01 sec) e con uno “stretto” filtro, l’immagine di seeing si frammenta in numerose speckles, ciascuna avente dimensioni dell’ordine della figura di diffrazione del telescopio. Il numero di speckles è dell’ordine di: (seeing diameter/diffraction figure)2

15. Calcolo del seeing – DIMM Il principio su cui si basa il DIMM (Differential Image Motion Monitor) è quello differenziale. L’apertura del telescopio viene forzata da due fori circolari del diametro D di 6 cm a 15 cm di distanza d. tra i centri. In condizioni perfette, la luce arriva come un’onda piana formando due immagini in posizione fissa. L’effetto della turbolenza atmosferica provoca un ritardo di arrivo della luce attraverso i due fori, per cui gli spot ottenuti sul detector si muoveranno di moto relativo l’uno rispetto all’altro. Il loro moto medio è proporzionale al seeing astronomico. Questo principio di misura elimina sicuramente gli errori di tracking indotti dal monitorare un’unica stella sul piano focale. Infatti il moto spurio del telescopio viene sottratto (essendo il medesimo su entrambi gli spot) e non si richiede una buona qualità ottica, rendendo il sistema anche poco costoso.

16. Tecnologia del DIMM

17. Calcolo del seeing – DIMM .

18. 1998 2025 Inquinamento luminoso Oltre al seeing, la seconda componente di disturbo alle osservazioni è la presenza di luce artificiale sul suolo terrestre. In pratica, di questo passo, nel 2025 nessun italiano sarà in grado di vedere la Via lattea dal territorio nazionale.

19. Inquinamento luminoso E in altre parti del globo non sono messi meglio…

20. Inquinamento luminoso in Europa INQUINAMENTO LUMINOSO

21. Inquinamento luminoso in Italia (2000) INQUINAMENTO LUMINOSO

22. INQUINAMENTO LUMINOSO IN CITTA’

23. IL CIELO DI CERRO PARANAL - tramonto

24. IL CIELO DI CERRO PARANAL - crepuscolo

25. IL CIELO DI CERRO PARANAL – tramonto

26. IL CIELO DI CERRO PARANAL – crepuscolo

27. IL CIELO DI CERRO PARANAL - notte

28. Hubble Space Telescope NASA-ESA individuazione del sito

29. Stazione Spaziale Internazionale

30. NGST Il New Generation Space Telescope, uno strumento “a ombrello” con apertura equivalente di 6 m

31. individuazione del sito Telescopio OASI - 2.5 m Alt-Az Antartide

32. Keck large interferometer 210 m telescopi equivalenti ELT Extremely Large Telescope: strumento multispecchio con un’apertura equivalente sino a 100 m.

33. Vista del Cile dallo Space Shuttle

34. Il Cerro Paranal (Deserto di Atacama, CILE) Very Large Telescope (VLT)

35. Sito al Cerro Paranal dove sarà collocato un telescopio di survey (mappatura target per il VLT), completamente ideato, progettato e realizzato dal gruppo di tecnologie di Napoli VST (VLT Survey Telescope) - 2.5 m Alt-Az

36. caratterizzazione telescopio • tipo di montatura equatoriale altazimutale

37. Confronto tra le due montature altazimutale equatoriale

38. Configurazioni standard di telescopi cassegrain gregoriano nasmyth Ritchey -Chrétien coudè Fuoco primario Schmidt-cassegrain

39. Alcune definizioni importanti L’F-number (detto anche apertura numerica o F/#) esprime il diametro dell’apertura del diaframma in termini dell’effettiva lunghezza focale e della lente. Ad esempio, F/16 rappresenta un diametro di apertura del diaframma pari ad un sedicesimo delle lunghezza focale. Il parametro s = 206264.8/fè lascalaangolaredel telescopio (arcsec/mm) (Non si confonda l'ingrandimento con la scala; l'ingrandimento è il rapporto tra la focale del telescopio e quella dell’obiettivo, serve dunque per osservazioni visuali. E' facile avere ingrandimenti di 1000 o oltre, ma in pratica la turbolenza atmosferica e la qualità delle ottiche limitano i valori utili a 200, o 300) Il parametro s va confrontato con le dimensioni dell’elemento di immagine (ad es. le dimensioni del pixel del CCD in micron) sul piano focale del telescopio, per ottenere la scala spazialedello strumento. Ad es, se la focale f fornisce s = 10”/mm e il CCD ha pixel di lato 10m, avremo scala spaziale di 0”.1/px A parità di risoluzione angolare, telescopi con f più corta concentrano la stessa potenza su rivelatori di area minore. La limitazione però è costruttiva (pixel molto piccoli). Telescopi con grande F/# sono poco luminosi ma con alta risoluzione angolare. Piccola F/# invece implica telescopi molto luminosi, ma con bassa risoluzione angolare.

40. caratterizzazione telescopio • la qualità del sito scelto limita le dimensioni e le prestazioni VLT ( 8 m ) TNG ( 3.5 m ) TT1 ( 1.5 m )

41. VLT ( 8 m )

43. progettazione meccanica Le parti meccaniche sono il “vestito” delle ottiche del telescopio • telescopio • cupola • edificio rotante Vi sono due fasi principali: • disegno 3D • Analisi strutturale (FEA)

44. progettazione meccanica • edificio rotante Supporto per il telescopio e cupola

45. progettazione meccanica • cupola Aerodinamica per minore resistenza al vento Climatizzazione costante per evitare condensa sulle ottiche Moto asservito al telescopio durante il tracking