Basi di ottica, telescopi, antenne -...

Aniello Mennella Corso di introduzione all'Astrofisica A.A. 2013/2014

Lezione 2

Basi di ottica, telescopi, antenne


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 s ~ fL α

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


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 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


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()

1

Half-power beam width

0.25 0.50.3750.125

Main beam

Sidelobes


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)


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:

Segmented ● 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: 2018● 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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Lo sguardo di Planck (LFI)

Le simulazioni

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Le misure in volo

Grazie a Giove!

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