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Spettro Elettromagnetico secondo una catalogazione per effetti fisici (che ha origine nella storia della loro scoperta)

Spettro Elettromagnetico secondo una catalogazione per effetti fisici (che ha origine nella storia della loro scoperta). Telescopi g. 1 MeV - 10 TeV. L’ Astronomia g o dell’ Impossibile :. La superficie di raccolta si limita alla dimensioni del rivelatore.

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Spettro Elettromagnetico secondo una catalogazione per effetti fisici (che ha origine nella storia della loro scoperta)

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Presentation Transcript

  1. Spettro Elettromagneticosecondo una catalogazione per effetti fisici (che ha origine nella storia della loro scoperta)

  2. Telescopi g 1 MeV - 10 TeV

  3. L’Astronomia g o dell’ Impossibile: • La superficie di raccolta si limita alla dimensioni del rivelatore • Scarsità di fotoni (pochi ma energetici!) -> lunghi tempi di esposizione Tre processi causano l'assorbimento del fotone gamma nella materia: • l'effetto fotoelettrico (gamma su elettroni legati), • la diffusione Compton (gamma su elettroni liberi), • la produzione di coppie elettrone-positrone (gamma entro campo elettrico di un nucleo -> e+p)

  4. Per rivelare i raggi gamma si usano rivelatori che sono molto simili a quelli usati per misurare il flusso di particelle: di un raggio gammasi misura l’energia trasportatama non si determina ladirezione 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, dettamaschera 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

  5. Maschera 3 cm di spessore in tungsteno: 127 elementi esagonali: 63 opachi & 64 trasparenti. 2 strati di rivelatori: Cd-Te -> bassa E CsI -> alta E INTEGRAL: IBIS & SPI

  6. Air Cerenkov Telescope I gamma VHE interagiscono con i componenti atmosferici A terra si rivelano i prodotti di tali interazioni

  7. Air Cerenkov Telescope Cangaroo Whipple Veritas

  8. HESS : High Energy Stereoscopic System(Namibia) 4 telescopi che permettono di utilizzare la tecnica della triangolazione per ricostruire al computer immagini più dettagliate e con una maggiore risoluzione della sorgente gamma.

  9. CASA-MIA Particle detector Array

  10. Le prime osservazioni del cielo in raggi X furono fatte con semplicicontatori 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 sulprincipio della incidenza radente Telescopi X 100 eV - 1 MeV 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

  11. Chandra X-ray Observatory Schematic of Grazing Incidence, X-ray Mirrors CXC

  12. Telescopi UV-VIS-NIR 10-300 nm / 0.3-1 mm / 1-10 mm Telescopio di Galileo Galilei: f = 1330 mm & D = 26mm 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)

  13. Multi-Mirror Telescope Mt. Hopkins, Arizona - 31 41 N; 110 53 W - 2600 m 6 specchi da 1.8-m > 4.5 metri equivalenti nuovo primario da 6.5 metri! Keck I e II Mauna Kea, Hawaii - 19 50 N; 155 28 W- 4123 m Specchi da 10-m realizzati con 36 segmenti

  14. New Technology Telescope - NNT Cerro La Silla, Cile - 29 15 S; 70 44 W - 2400 m 3.58 metri di dia. (Ritchey-Chretien) – spessore menisco 25 cm (vetro Schott Zerodur) Adattivo+attivo (75 attuatori posteriori + 24 attuatori laterali)

  15. Principio funzionamento Ottica Adattiva

  16. Principio funzionamento Ottica Adattiva

  17. Ottica Adattiva: Risultati

  18. Telescopio Nazionale Galileo - TNG La Palma, Isole Canarie, Spagna - 28 45 N; 17 53 W- 2387 m 3.6 metri di dia. Ottica Adattiva - …3 micron

  19. Telescopi di nuova generazione OWL OverWhelmingly Large Diametro = 100 metri VIS & NIR 1) Primario f/1.42, dia. 100-m, segmentato, sferico 2) Secondario, dia. 34-m,segmentato, piano. 3) Correttore ottico a 4 elementi. 4) Terziario, dia. 8.2-m, attivo, moderatamente asferico. 5) Quaternario, dia. 8.2-m, attivo, fortemente asferico. 6) Quinario, dia. 4.2-m, asferico. 7) Sesto, dia. 2.35-m, piano. 8) Piano focale, f.o.v. = 10 arco minuti.

  20. OWL OWL riunisce tecnologie costruttive e soluzioni già impiegate nei più moderni telescopi della classe da 8-10 metri di diametro: • ottica attiva (NTT, VLT, Subaru, Gemini), • segmentazionedelle ottiche (Keck, Hobby-Eberly, GTC, SALT) e • ottiche e strutture a basso costo (Hobby-Eberly, SALT). La parte adattiva utilizzata è stata invece ampiamente implementata. OTTICA ATTIVA “The segments must be permanently re-adjusted in position, up to a few times per second to cope with e.g. mounting imperfections, flexures, thermal changes, wind buffeting. To this end, the segments are mounted onto a support system connected to three position actuators that allow re-positioning of the segment down to a few nanometre accuracy. “ “OWL could start science operation as a 60-m class telescope by 2016-2017, with full 100-m capability by 2020.”

  21. Telescopi FIR-mm 100-1000 mm / 1-10 mm IRAM Pico Veleta, Spagna -2200 m 30 metri di dia. SEST Cerro La Silla, Cile - 29 15 S; 70 44 W-2400 m 15 metri di dia. CSO Mauna Kea, Hawaii - 19 50 N; 155 28 W- 4123 m 10 metri di dia.

  22. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe 2 telescopi Gregoriani fuori asse che puntano direzioni opposte Planck-Surveyor 1 telescopio Gregoriano fuori asse BOOMERanG 1 specchio parabolico fuori asse

  23. Radiotelescopi 10 mm – 30 m Arecibo Porto Rico - 305 metri di dia. Puntamento minimale - 40.000 pannelli 100-Effelsberg Bonn – Germania - 6°53'0.3" E 50°31'30" N - 319m 100 metri di dia. Mont. Altaz Orientabile – l = 3mm

  24. PdBI VLA ALMA VLTI Interferometri Radio

  25. RATAN-600 Anello di 600 metri di dia. di circa 900 pannelli

  26. Astronomia millimetrica:Concentratori di radiazione : Heat TrapsTecniche di modulazione del segnaleOttiche mobiliBaffles & Vanes

  27. Concentratori di radiazione: Coni di Winston Applicazioni: • Rivelatori luce Cerenkov; • Heat traps; • Schermi per stray-radiation; • Concentratori solari (C=85.000 S=74.000kW/m2) Analogie biologiche: • Ricettori conici occhio umano • Coni dell’artropode Lymulus Poliphemus. Heat Trap = Cono + Bolometro • Definizione angolare della risposta del rivelatore • Riduzione background incidente (bassa emissività) Geometria Risposta angolare

  28. Planck Survayor L’atmosfera nel FIR/mm Traub & Stier, Appl. Opt., 15, 364 (1976) BOOMERanG SOFIA Osservazioni condizionate dalle righe di assorbimento/emissione di H2O,O2 e O3 Fluttuazioni di P,T e r RUMORE ATMO! MITO

  29. Modulazione Spaziale: ottiche mobili • Emissioni locali efficientemente rimosse. (Es. l’emissione dell’atmo può essere 5-6 ordini di grandezza maggiore dei targets cosmologici)  Modulazione del segnale -> efficiente estrazione dal rumore tramite tecnica di demodulazione sincrona (lock-in ) PROBLEMI&SOLUZIONI adottate: SPILLOVER – sottodimensionamento della pupilla d’ingresso del sistema ottico GRADIENTI TERMICI STRUMENTALI – massima sovrapposizione del beam negli specchi & specchi di materiali con alta conducibilità termica MICROFONIA – annullamento della coppia nel sistema di oscillazione dello specchio mobile

  30. Requisiti per la modulazione & caratteristiche 3 profili di scansione in cielo: 3 campi, 2 campi & lineare • Alta frequenza di modulazione 1/BOL>mod freq> (1/fatmo)-1mod freq ~10 Hz • Ampia separazione angolare condizione sulla ricetta ottica ~1 grado • Alto “dutycycle” tplateau/T 80% Accorgimento meccanico: Connessioni tra posizione ferme dello specchio tramite raccordi di quartiche generate digitalmente Stabilità in ampiezza  2·10-3

  31. Modulazione del segnalee baffles

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