Basi di ottica, telescopi, antenne -...

Aniello Mennella Corso di introduzione all'Astrofisica A.A. 2010/2011

Lezione 4

Basi di ottica, telescopi, antenne


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)


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


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

● Per ottenere immagini più grandi è necessario aumentare la focale a spese delle dimensioni del sistema ottico.

s~ f L


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 P

s?

Ps=/ s~1/ f L


La formazione dell'immagine

● L'energia che viene depositata in un certo tempo per unità di area del rivelatore è

● 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 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

R= f L/d

E∝d / f L2

f /R


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


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

q = focale del secondario

q

p

Focale di un Cassegrain


Alcune configurazioni di telescopiCassegrain

Gregoriano


Strumenti di progettazione ottiche

● GRASP (ora giunto alla versione 9) è un software per la progettazione di ottiche a riflettore

● Sviluppato dalla TICRA (www.ticra.com) 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

http://www.ticra.com/


Il fascio di antenna

● 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.

Pn(θ)

1

θHalf-pwer beam width

0.25 0.50.3750.125


Il fascio di antenna

● La risposta angolare di un'antenna viene riportata in dB, una scala logaritmica definita come

● 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)

P dB=10 log10P/P0


Telescopi di penultima e ultima generazione - esempi

● Hubble space telescope

● Keck telescopes

● JWST (James Webb Space Telescope)

● Planck (vedi ultima lezione)


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


I telescopi gemelli Keck(Mauna Kea – Hawaii - 4200m)


I telescopi gemelli Keck(Mauna Kea – Hawaii - 4200m)

● Primary mirror (hyperbolic) diameter: 10 meters (33 feet)

● ~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

● Segment material: Zerodur (low-expansion glass-ceramic)

● Adaptive optics system


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: 131.4 meters

● Number of primary mirror segments: 18

● Optical resolution: ~0.1 arc-seconds

● Wavelength coverage: 0.6 - 28 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)


JWST (James Webb Space Telescope)


Planck

1.5 m


Planck

High Frequency InstrumentSchiera di bolometri raffreddati

a 0.1 K alle frequenze100-857 GHz

Sensibili alla polarizzazione fra 100 and 353 GHz

Spider-web

PSB


Low Frequency InstrumentSchiera di ricevitori

radiometrici raffreddati a 20 K alle frequenze30-44-70 GHz

Tutti sensibili alla polarizzazione

Singolo ricevitore

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x [deg]

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eg]

dB fr

om p

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Lo sguardo di Planck (LFI)

Le simulazioni

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Lo sguardo di Planck (LFI)

Le misure in

volo

Grazie a Giove!


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


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


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 ∆θ

0 ~ λ /

d0.

● L'insieme delle immagini interferisce determinando una serie di massimi e minimi di intensità.


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


Sensing del fronte d'onda● 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

Sorgente puntiforme nota


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


Schema di un sistema completo


Alcuni esempi con e senza ottica adattiva (Keck telescope)

Io


Alcuni esempi con e senza ottica adattiva (Keck telescope)

Nettuno

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