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Sistemi ottici: telescopi Dr. Emanuele Pace Lisa Gambicorti Febbraio 2009 Corso di Tecnologie Spaziali – Lezione 9

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Presentazione sul tema: "Sistemi ottici: telescopi Dr. Emanuele Pace Lisa Gambicorti Febbraio 2009 Corso di Tecnologie Spaziali – Lezione 9"— Transcript della presentazione:

1 Sistemi ottici: telescopi Dr. Emanuele Pace Lisa Gambicorti Febbraio 2009 Corso di Tecnologie Spaziali – Lezione 9

2 E. Pace - Tecnologie Spaziali2 Sistemi ottici SpettroscopiciAd immagine TelescopioGrismaPrisma Reticolo RiflessioneRifrazione TrasmissioneRiflessione

3 E. Pace - Tecnologie Spaziali3 Spettroscopia ed imaging Immagine del Deep Field dellHST e spettri delle galassie osservate

4 E. Pace - Tecnologie Spaziali4 Telescopi Le funzioni base di un telescopio, sistema ottico composto di lenti e specchi, sono Le funzioni base di un telescopio, sistema ottico composto di lenti e specchi, sono Ingrandire langolo apparente sotteso da oggetti distanti Ingrandire langolo apparente sotteso da oggetti distanti Aumentare la quantità di luce che raggiunge locchio dellosservatore Aumentare la quantità di luce che raggiunge locchio dellosservatore Un telescopio, come sistema ottico, viene descritto mediante lottica al primo ordine Un telescopio, come sistema ottico, viene descritto mediante lottica al primo ordine Lottica al primo ordine tratta i raggi ottici e le immagini vicine allasse ottico nella cosiddetta regione parassiale. Nellottica al primo ordine, gli elementi del sistema ottico sono superfici a simmetria rotazionale, tutte centrate sullasse ottico, e infinitamente sottili Lottica al primo ordine tratta i raggi ottici e le immagini vicine allasse ottico nella cosiddetta regione parassiale. Nellottica al primo ordine, gli elementi del sistema ottico sono superfici a simmetria rotazionale, tutte centrate sullasse ottico, e infinitamente sottili Il disegno ottico di un telescopio è valido per tutte le lunghezze donda ad eccezione di quelle inferiori a 30 nm e al radio. Nel primo caso si usano telescopi ad incidenza radente, nel secondo antenne Il disegno ottico di un telescopio è valido per tutte le lunghezze donda ad eccezione di quelle inferiori a 30 nm e al radio. Nel primo caso si usano telescopi ad incidenza radente, nel secondo antenne

5 E. Pace - Tecnologie Spaziali5 Parametri ottici f = lunghezza focale D D = apertura

6 E. Pace - Tecnologie Spaziali6 Parametri ottici im ob Sistema Diottrico Sistema Catottrico

7 E. Pace - Tecnologie Spaziali7 La teoria di Gauss (1841) Al primo ordine ipotesi semplificative: Superficie sferiche di rivoluzione:Superficie sferiche di rivoluzione: z = cy 2 Legge di Snell linearizzata:Legge di Snell linearizzata: n sin = n"sen " n = n" Raggi paralleli inclinati di(radianti, <<) convergono nel punto Raggi paralleli inclinati di (radianti, <<) convergono nel punto Q: (mm) QF=f tan f (mm) QF è il piano focale

8 E. Pace - Tecnologie Spaziali8 La teoria di Gauss al I ordine fissa solo i parametri principali del sistema ottico e la posizione dell'immagine La teoria di Gauss al I ordine fissa solo i parametri principali del sistema ottico e la posizione dell'immagine non è adeguata a descrivere la qualità dell'immagine stessa. I parametri cruciali sono la distanza h del raggio dal vertice V e il suo angolo con l'asse ottico. non è adeguata a descrivere la qualità dell'immagine stessa. I parametri cruciali sono la distanza h del raggio dal vertice V e il suo angolo con l'asse ottico. Solo se h << raggio di curvatura (raggi parassiali) e se gli angoli sono piccoli, la teoria gaussiana è sufficiente. Solo se h << raggio di curvatura (raggi parassiali) e se gli angoli sono piccoli, la teoria gaussiana è sufficiente. In generale, l'immagine conterrà aberrazioni geometriche: un punto sorgente produrrà in prossimità del piano focale non un punto immagine ma una volume tridimensionale inviluppato da una superficie chiamata caustica. In generale, l'immagine conterrà aberrazioni geometriche: un punto sorgente produrrà in prossimità del piano focale non un punto immagine ma una volume tridimensionale inviluppato da una superficie chiamata caustica.

9 E. Pace - Tecnologie Spaziali9 Parametri ottici Rapporto focale. Data la focale f di un sistema ottico e lapertura D: Rapporto focale. Data la focale f di un sistema ottico e lapertura D: F# = f /D Il confronto fra rapporti focali diversi viene qualificato con i termini lento e veloce. Focale:specchiolente sottile Focale:specchiolente sottile

10 E. Pace - Tecnologie Spaziali10 Parametri ottici Ingrandimento Focale effettiva I sistemi ottici hanno in genere più di un elemento ottico. Due elementi con lunghezza focale f 1 ed f 2 separati da una distanza d hanno focale effettiva f eff :

11 E. Pace - Tecnologie Spaziali11 Invariante ottico

12 E. Pace - Tecnologie Spaziali12 Parametri ottici Throughput (potere di raccolta della luce) determina la luminosità dellimmagine o il flusso di fotoni che dallapertura raggiungono il piano focale: Throughput (potere di raccolta della luce) determina la luminosità dellimmagine o il flusso di fotoni che dallapertura raggiungono il piano focale: I = intensità [ph/s/sr] B = brillanza [ph/s/cm 2 /sr] dS Mpcf m dΩdΩ Throughput

13 E. Pace - Tecnologie Spaziali13 Parametri ottici Campo di vista (field of view: FOV). Si ottiene in radianti dal reciproco di F#, dipende quindi da D ed f Campo di vista (field of view: FOV). Si ottiene in radianti dal reciproco di F#, dipende quindi da D ed f Potere risolutivo. Il potere risolutivo ideale di un telescopio è dato dal limite di diffrazione: Potere risolutivo. Il potere risolutivo ideale di un telescopio è dato dal limite di diffrazione: risol. angolare risol. angolare risol. lineare risol. lineare In condizioni reali il potere risolutivo è limitato dal seeing e in qualche caso dalle dimensioni del pixel che non è piccolo abbastanza.

14 E. Pace - Tecnologie Spaziali14 Disco di Airy

15 E. Pace - Tecnologie Spaziali15 Aberrazioni ottiche Un sistema ottico di specchi o di lenti sarà dunque in generale affetto da vari tipi di aberrazioni geometriche, che vengono dette: aberrazione sferica, curvatura di campo, coma, astigmatismo, distorsione, e che vedremo tra breve. Un sistema ottico di specchi o di lenti sarà dunque in generale affetto da vari tipi di aberrazioni geometriche, che vengono dette: aberrazione sferica, curvatura di campo, coma, astigmatismo, distorsione, e che vedremo tra breve. Le lenti hanno una aberrazione in più rispetto all'equivalente a specchi, cioè il cromatismo, che però puo' essere minimizzato con una opportuna combinazione di vetri a diverso indice di rifrazione (doppietti, tripletti, etc.). Le lenti hanno una aberrazione in più rispetto all'equivalente a specchi, cioè il cromatismo, che però puo' essere minimizzato con una opportuna combinazione di vetri a diverso indice di rifrazione (doppietti, tripletti, etc.). L'importanza delle aberrazioni cresce con il diminuire di F/# con F/# -3 per l'aberrazione sferica, F/# -2 per il coma, F/# -1 per l'astigmatismo). Per tale motivo nel passato si costruivano telescopi lunghissimi ed è molto difficile ottenere telescopi di qualità ottica buona con piccoli F/# L'importanza delle aberrazioni cresce con il diminuire di F/# con F/# -3 per l'aberrazione sferica, F/# -2 per il coma, F/# -1 per l'astigmatismo). Per tale motivo nel passato si costruivano telescopi lunghissimi ed è molto difficile ottenere telescopi di qualità ottica buona con piccoli F/#

16 E. Pace - Tecnologie Spaziali16 Se la distanza h del raggio dall'asse non è piccola (tali raggi si dicono marginali), bisogna mantenere le potenze di y superiori alla seconda. Se la distanza h del raggio dall'asse non è piccola (tali raggi si dicono marginali), bisogna mantenere le potenze di y superiori alla seconda. Si consideri poi un generico angolo tra l'asse ottico e un raggio di luce; l'espansione in serie di Taylor del sin nella legge di Snell conterrà termini in, 3, 5, …; Si consideri poi un generico angolo tra l'asse ottico e un raggio di luce; l'espansione in serie di Taylor del sin nella legge di Snell conterrà termini in, 3, 5, …; A seconda della potenza cui si lavora, si ha la teoria al III ordine, al V ordine, e così via. Nei telescopi astronomici il III ordine è di solito adeguato (ma non è più vero per la strumentazione ausiliaria, ad es. per gli spettrografi). A seconda della potenza cui si lavora, si ha la teoria al III ordine, al V ordine, e così via. Nei telescopi astronomici il III ordine è di solito adeguato (ma non è più vero per la strumentazione ausiliaria, ad es. per gli spettrografi). Siccome = (h, ), si avranno termini in h 3 (aberrazione sferica), h 2 (coma), h 2 (astigmatismo), 3 (distorsione, di solito poco importante nei telescopi). Siccome = (h, ), si avranno termini in h 3 (aberrazione sferica), h 2 (coma), h 2 (astigmatismo), 3 (distorsione, di solito poco importante nei telescopi).

17 E. Pace - Tecnologie Spaziali17 Aberrazioni ottiche Aberrazione cromatica Questo tipo di difetto non è presente nei telescopi riflettori e nei telescopi catadiottrici è presente in misura irrilevante. Questo tipo di difetto non è presente nei telescopi riflettori e nei telescopi catadiottrici è presente in misura irrilevante.

18 E. Pace - Tecnologie Spaziali18 Aberrazioni ottiche Aberrazione sferica Laberrazione sferica, presente in lenti e specchi, è causata dalla focalizzazione di raggi paralleli in punti diversi lungo lasse ottico: punti fuori asse sono focalizzati più vicino alla lente o specchio dei parassiali.

19 E. Pace - Tecnologie Spaziali19 Aberrazioni ottiche Coma Aberrazione ottica causata dal fatto che i raggi fuori asse non convergono sul piano focale. Il coma è positivo quando i raggi fuori asse focalizzano più lontano dallasse ottico e negativo quando focalizzano più vicino

20 E. Pace - Tecnologie Spaziali20 Astigmatismo Quando un oggetto fuori asse è focalizzato da una lente sferica, la naturale asimmetria dà luogo allastigmatismo. Il sistema sembra avere due differenti lunghezze focali. Lastigmatismo è definito come la distanza tra i due fuochi e dipende dalla forma della lente solo se lapertura del sistema ottico non è in contatto con la lente stessa. Aberrazioni ottiche

21 E. Pace - Tecnologie Spaziali21 Tipi di Telescopio

22 E. Pace - Tecnologie Spaziali22 Telescopio rifrattore: Diottrico Aberrazione cromaticasistemi acromatici Aberrazione sferica ComaAstigmatismo Distorsione di campo Modifica della curvatura della lente Piccoli FOV Limitato per grandi aperture dal peso della lente obiettivo

23 E. Pace - Tecnologie Spaziali23 Afocali Due tipi fondamentali di telescopi a due lenti o a due specchi. Questi disegni si riferiscono a telescopi afocali, la focalizzazione sarà effettuata dall'occhio.

24 E. Pace - Tecnologie Spaziali24 Telescopio a riflessione: Catottrico Telescopi basati su specchi o combinazioni di specchi e lenti (catadiottrici). I principali riflettori sono Telescopi basati su specchi o combinazioni di specchi e lenti (catadiottrici). I principali riflettori sono Newtoniano Newtoniano Gregoriano Gregoriano famiglia dei Cassegrain famiglia dei Cassegrain I catadiottrici più usati sono I catadiottrici più usati sono Schmidt-Cassegrain Schmidt-Cassegrain Maksutov-Cassegrain Maksutov-Cassegrain La famiglia dei Cassegrain ha 3 opzioni principali: La famiglia dei Cassegrain ha 3 opzioni principali: classico classico Dall-Kirkham Dall-Kirkham Ritchey-Chretien Ritchey-Chretien

25 E. Pace - Tecnologie Spaziali25 Un solo specchio, primo fuoco Da uno specchio parabolico, la luce va al primo fuoco I'1 a cui come Newton si può aggiungere uno specchio a 45°, che non introduce aberrazione. Herschel invece preferì una soluzione fuori-asse (che non ha ostruzione centrale).

26 E. Pace - Tecnologie Spaziali26 Tipo Newton Piccolo campo Newtoniano primario paraboloide secondario piano Aberrazione sferica solo con primario sferico Astigmatismo presente a largo campo Comaaberrazione dominante non eliminabile Inutilizzabile per progetti spaziali poiché richiedono un piano focale in asse con il telescopio Parabolic primary mirror Flat secondary mirror Incoming light

27 E. Pace - Tecnologie Spaziali27 Tipo Cassegrain Cassegrain classico raramente usato per strumenti moderni primario paraboloide e secondario iperboloide Aberrazione sfericaassente ComaAstigmatismo Curvatura di campoconcava elevata Presente anche a piccoli campi

28 E. Pace - Tecnologie Spaziali28 Gregoriano ottimale per luso degli oculari primario paraboloide secondario ellissoide convesso Aberrazione sfericaassente Comapossibile correggerlo con la curvatura degli specchi Astigmatismoeliminabile solo con luso di oculari Curvatura di campoconvessa Tipo Gregoriano

29 E. Pace - Tecnologie Spaziali29 Esempio di Cassegrain 67

30 E. Pace - Tecnologie Spaziali30 Tipo Ritchey-Chretien Ritchey-Chretien adatto per grandi FOV, ma difficile fare rapporti focali più lenti di f/8 primario e secondario iperboloidi Aberrazione sfericaassente Comaassente Astigmatismopresente e limitante ad aperture angolari > 0.7° Curvatura di campoconcava, la più elevata della famiglia

31 E. Pace - Tecnologie Spaziali31 Cassegrain e gregoriano Gregoriano ottimale per luso degli oculari primario paraboloide secondario ellissoide convesso Aberrazione sfericaassente Comapossibile correggerlo con la curvatura degli specchi Astigmatismoeliminabile solo con luso di oculari Curvatura di campoconvessa Cassegrain classico raramente usato per strumenti moderni primario paraboloide e secondario iperboloide Aberrazione sfericaassente ComaAstigmatismo Curvatura di campoconcava elevata Dall-Kirkham adatto per piccoli FOV primario ellissoide e secondario sferico Aberrazione sfericaassente Comapresente anche a piccoli campi Astigmatismopresente Curvatura di campoconcava Ritchey-Chretien adatto per grandi FOV, ma difficile fare rapporti focali più lenti di f/8 primario e secondario iperboloidi Aberrazione sfericaassente Comaassente Astigmatismopresente e limitante ad aperture angolari > 0.7° Curvatura di campoconcava, la più elevata della famiglia Presente anche a piccoli campi

32 E. Pace - Tecnologie Spaziali32 Il telescopio Schmidt Schmidt adatto per grandi FOV, raggiunge 6° ( 0.1 radiante) primario sferico, lente correttrice con superficie di 4 grado Aberrazione sfericaassente Comaassente Astigmatismoassente Superficie focale convessa verso il primario

33 E. Pace - Tecnologie Spaziali33 Riflettori-rifrattori: Catadiottrici Schmidt-Cassegrain Maksutov-Cassegrain

34 E. Pace - Tecnologie Spaziali34 Catadiottrici Schmidt-Cassegrainprimario sferico secondario sferico o asferico menisco di Schmidt per correggere laberrazione sferica Aberrazione sferica assente ComaAstigmatismo Curvatura di campo molto elevata Maksutov-Cassegrainprimario sferico secondario sferico convesso menisco di Maksutov per correggere laberrazione sferica Molti disegni ottici che giocano sui gradi di libertà per correggere coma, astigmatismo, aberrazione cromatica presente, ma eliminabile con secondario asferico o allontanando la lente di Schmidt dal secondario

35 E. Pace - Tecnologie Spaziali35 Specchi per il visibile Materiali Zero Expansion – Materiali come Astro- Sitall, Zerodur, o ULE vengono utilizzati come substrato per specchi poiché non hanno espansione termica rilevante alle temperature a cui opera un telescopio normalmente. Materiali Zero Expansion – Materiali come Astro- Sitall, Zerodur, o ULE vengono utilizzati come substrato per specchi poiché non hanno espansione termica rilevante alle temperature a cui opera un telescopio normalmente. Lavorazione – Si utilizza il polishing ovvero la levigazione mediante polveri di diamante di dimensioni sempre più piccole (fino ad alcuni micron) diluite in acqua. La tecnica moderna è computerizzata. Gli errori sulla forma delle ottiche sono dellordine di λ/20 o λ/25. Lavorazione – Si utilizza il polishing ovvero la levigazione mediante polveri di diamante di dimensioni sempre più piccole (fino ad alcuni micron) diluite in acqua. La tecnica moderna è computerizzata. Gli errori sulla forma delle ottiche sono dellordine di λ/20 o λ/25. Misura dellerrore – La misura dellerrore di forma si fa con il metodo interferometrico, analizzando le frange prodotte per confronto con una superficie campione e illuminando con lampade al sodio (λ=586 nm). Misura dellerrore – La misura dellerrore di forma si fa con il metodo interferometrico, analizzando le frange prodotte per confronto con una superficie campione e illuminando con lampade al sodio (λ=586 nm).

36 E. Pace - Tecnologie Spaziali36 Telescopio spaziale

37 E. Pace - Tecnologie Spaziali37 Telescopio ottico spaziale: HST

38 E. Pace - Tecnologie Spaziali38 HST 2,4 m di diametro in configurazione Ritchey-Chretien2,4 m di diametro in configurazione Ritchey-Chretien Le osservazioni dall'ultravioletto all'infrarosso (115 nm – 1 mm)Le osservazioni dall'ultravioletto all'infrarosso (115 nm – 1 mm)

39 E. Pace - Tecnologie Spaziali39 HST: aberrazione sferica Aberrazione sferica 1993 Missione spaziale Shuttle Endeavour: Correzione: COSTAR Nuova camera: WFC2

40 E. Pace - Tecnologie Spaziali40 HST: mission Servicing Mission 1 WFPC2 - Wide Field Planetary Camera 2 - Second- generation imaging camera. WFPC2 is an upgraded version of WF/PC (1) which includes corrective optics and improved detectors. WFPC2 - Wide Field Planetary Camera 2 - Second- generation imaging camera. WFPC2 is an upgraded version of WF/PC (1) which includes corrective optics and improved detectors.Wide Field Planetary Camera 2Wide Field Planetary Camera 2 COSTAR - Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement - Second-generation corrective optics. COSTAR is not an actual instrument. It consists of mirrors which refocus the abbreviated light from Hubble's optical system for first-generation instruments. Only FOC utilizes its services today. COSTAR - Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement - Second-generation corrective optics. COSTAR is not an actual instrument. It consists of mirrors which refocus the abbreviated light from Hubble's optical system for first-generation instruments. Only FOC utilizes its services today.Corrective Optics Space Telescope Axial ReplacementCorrective Optics Space Telescope Axial Replacement

41 E. Pace - Tecnologie Spaziali41 L'HST lavora solo in configurazione RC, a due specchi. Tuttavia lo specchio primario era affetto da severa aberrazione sferica. Quando lo si scoprì, venne piazzato un correttore (COSTAR) dopo il fuoco RC, grazie alla accessibilità dell'orbita bassa. Gli strumenti di seconda e terza generazione hanno la correzione al loro interno. HST - L'aberrazione sferica del primario

42 E. Pace - Tecnologie Spaziali42 15% dellencircled energy era in 0.2, l85% era in % dellencircled energy era in 0.2, l85% era in 1.4 Aberrazione sferica: differenza di 38 mm nella messa a fuoco delle regioni centrali rispetto alle esterne Aberrazione sferica: differenza di 38 mm nella messa a fuoco delle regioni centrali rispetto alle esterne Problema dovuto alla lavorazione dellottica che aveva modificato la curvatura Problema dovuto alla lavorazione dellottica che aveva modificato la curvatura La NASA non aveva MAI (!) fatto test ottici sulle due ottiche, primaria e secondaria, insieme La NASA non aveva MAI (!) fatto test ottici sulle due ottiche, primaria e secondaria, insieme Soluzione: COSTAR (Corrective Optics STAR) Soluzione: COSTAR (Corrective Optics STAR) STAR (Space Telescope Axial Replacement) era uno strumento dummy usato durante i test a terra STAR (Space Telescope Axial Replacement) era uno strumento dummy usato durante i test a terra COSTAR veniva introdotto prima degli strumenti di piano focale per correggere gli effetti dovuti allaberrazione sferica COSTAR veniva introdotto prima degli strumenti di piano focale per correggere gli effetti dovuti allaberrazione sferica HST - L'aberrazione sferica del primario

43 E. Pace - Tecnologie Spaziali43 WSO instrument The WSO/UV S/C

44 E. Pace - Tecnologie Spaziali44 WSO instrument Summary of the Spectrum-UV/WSO-UV Space complex and its components Optical Bench Guiding Sensor Primary Mirror Unit Optical Bench Mounting Unit Imager Unit

45 E. Pace - Tecnologie Spaziali45 WSO telescope 400 mm Primary mirror 1700 mm Secondary mirror Effective Focal planeX mm Optical System Ritchey-Chretien aplanatic ( no sherical and coma aberration) Aperture diameter 1700 mm Telescope f-number 10.0 FOV 30 (150 mm in diameter) Wavelength range nm (+visible) Primary Wavelength 200 nm Optical quality Diffraction optics at the FOV center Mass 1570 kg (1600 with adapter truss) Size 5.67x2.30 m (transport) 8.43x2.3 m (operational)

46 E. Pace - Tecnologie Spaziali46 Esempio: HERSCHEL Missione solare HElium Resonant Scattering from HELiosphere Missione solare HElium Resonant Scattering from HELiosphere Immagini del sole nellEUV Immagini del sole nellEUV Coronografo nel VIS/EUV Coronografo nel VIS/EUV Volo previsto per il 2009 da White Sands Volo previsto per il 2009 da White Sands Obiettivo principale della missione: Osservare il Sole alla riga di emissione dellHe ionizzato (30.4 nm), in particolare nella corona fino a 2 raggi solari

47 E. Pace - Tecnologie Spaziali47 UVC – HERSCHEL

48 E. Pace - Tecnologie Spaziali48 Disegno ottico di UVC - HERSCHEL Gregoriano

49 E. Pace - Tecnologie Spaziali49 Riflettività nei raggi X

50 E. Pace - Tecnologie Spaziali50 Telescopi a raggi X Wolter dimostrò il funzionamento di questi specchi nel 1951 per applicazioni alla microscopia

51 E. Pace - Tecnologie Spaziali51 Telescopi a raggi X I primi ad usarli per lastronomia furono Giacconi e Rossi nel 1960

52 E. Pace - Tecnologie Spaziali52 XMM

53 E. Pace - Tecnologie Spaziali53 Telescopio per raggi X XMM – Newton Specchi Wolter I coassiali

54 E. Pace - Tecnologie Spaziali54 Specchi per raggi X a) Mandrino superpulito In Al rivestito di 0.1 mm Ni, depositato sullalluminio attraverso un processo chimico (Kanigen © ). Il mandrino così preparato viene sagomato fino a ottenere il profilo parabolico-iperbolico desiderato. Quindi è sottoposto a un processo di superpulitura per raggiungere una rugosità superficiale < 0,5 nm. b) Deposizione delloro. Il mandrino viene inserito in un crogiuolo dove viene depositato loro da evaporare. Loro viene evaporato per bombardamento di elettroni, fino a formare uno strato di circa 100 nm.

55 E. Pace - Tecnologie Spaziali55 Specchi per raggi X c) Il rivestimento di nichel. Lo strato di oro è rivestito di un ulteriore strato di nichel attraverso un bagno elettrolitico fino al raggiungimento dello spessore desiderato (0,1 – 1,0 mm). d) Lo specchio sul mandrino. È lo strato doro rinforzato da quello di nickel che costituisce lo specchio. La superficie doro ha la funzione di riflettere i raggi X. Il rivestimento di nichel depositato attraverso il bagno elettrolitico serve a dare consistenza meccanica al sottile strato di metallo prezioso. e) La separazione dello specchio. La separazione è ottenuta raffreddando questultimo: infatti il coefficiente di espansione termica dellalluminio è circa il doppio di quello del nickel e con il raffreddamento si crea una piccola intercapedine che permette la separazione dello specchio. Le superfici così ottenute hanno una curvatura perfetta, con micro-rugosità < 0,5 nm. Ciò permette di ottenere immagini X con risoluzione simile a quelle ottiche.

56 E. Pace - Tecnologie Spaziali56 Riferimenti Lisa Gambicorti Lisa Gambicorti CNR-Istituto Nazionale di Ottica Applicata tel: Dip.di Astronomia e Scienza dello Spazio tel:


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