La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

STRUMENTAZIONE ASTRONOMICA Telescopio Strumento Rivelatore Elaboratore La radiazione raccolta dal telescopio viene analizzata attraverso quattro tipi fondamentali.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "STRUMENTAZIONE ASTRONOMICA Telescopio Strumento Rivelatore Elaboratore La radiazione raccolta dal telescopio viene analizzata attraverso quattro tipi fondamentali."— Transcript della presentazione:

1 STRUMENTAZIONE ASTRONOMICA Telescopio Strumento Rivelatore Elaboratore La radiazione raccolta dal telescopio viene analizzata attraverso quattro tipi fondamentali stumenti: Fotometri Misura della luminosità Spettrografi Misura della distribuzione spettrale della radiazione Polarimetri Misura della Polarizzazione

2 STRUMENTAZIONE PER FOTOMETRIA I principali strumenti per fotometria sono: Camera Fotografica Largamente usata fino agli anni 1990 Rivelatore: Emulsione fotografica Fotometro Fotoelettrico Rivelatore: Fotomoltiplicatore Camera CCD Rivelatore: Charge Coupled Device (CCD) Rivelatore: Dispositivo in grado di convertire i fotoni in un segnale misurabile (tensione, corrrente, ecc.)

3 STRUMENTAZIONE PER FOTOMETRIA I parametri che caratterizzano un rivelatore sono: Efficienza Quantica Linearità della risposta Banda Passante Intervallo Dinamico Rumore

4 STRUMENTAZIONE PER FOTOMETRIA LASTRA FOTOGRAFICA Dispositivo non lineare Grandezza misurata: Densità Efficienza quantica: ca. 1-10% Errore fotometrico: ca. 5% Dispositivo panoramico sky survey vetro Emulsione (gelatina + AgBr) ca. 100 m Fi Ft

5 FOTOMOLTIPLICATORE STRUMENTAZIONE PER FOTOMETRIA Principio di funzionamento: Effetto Fotoelettrico

6 STRUMENTAZIONE PER FOTOMETRIA FOTOMOLTIPLICATORE Dispositivo lineare Grandezza misurata: corrente elettrica Efficienza quantica: >20% Errore fotometrico: ca. 1% Dispositivo a canale singolo un oggetto alla volta Alta risoluzione temporale

7 STRUMENTAZIONE PER FOTOMETRIA IL CCD I Charge Coupled Devices (CCDs) furono inventati negli anni 1970 come dispositivi di memoria. Ma data la loro sensibilità alla luce furono subito usati in campo astronnomico come rivelatori di radiazione. Il CCD converte la radiazione incidente in pacchetti di elettroni che poi vencono convertiti in un segnale video che viene digitalizzato e immagazzinato in un file immagine in un PC. Opportuni programmi di analisi immagini permettono di effetturare misure quantitative.

8 STRUMENTAZIONE ASTRONOMICA CCD Dispositivo lineare Grandezza misurata: tensione Efficienza quantica: >90% Errore fotometrico: ca. 1% Dispositivo panoramico bassa risoluzione temporale ma L3CCD

9 STRUMENTAZIONE ASTRONOMICA I Rumori del CCD Rumore di lettura (readout-noise) Rumore termico (dark noise) Riduzione dei dati;

10 Profilo Stellare

11 Linquinamento Luminoso

12

13 Crescita della luminanza artificiale del cielo nella pianura veneta in unità relative determinata in base alle misure di archivio di brillanza del cielo presso l'Osservatorio Astrofisico di Asiago e lOsservatorio Astronomico dell'Ekar (Cinzano 1998) Linquinamento Luminoso

14 Effetti dellAtmosfera

15 Latmosfera terrestre influenza losservazione astronomica attraverso effetti di: OPACITA assorbimento DIFFUSIONE chiarore diurno, inquinamento luminoso EMISSIONE TERMICA oss. mm e IR TURBOLENZA scintillazione, seeing IONIZZAZIONE oss. radio Lopacità e la turbolenza influenzano lintensità e la direzione della radiazione e il loro effetto dipende dal tempo e dalla posizione dellosservatore. Su scale temporali molto brevi (<0.1 sec), gli effetti di opacità e turbolenza possono essere considerati come la composizione di due effetti, uno costante e uno variabile OPACITA : Estinzione (cost) +Scintillazione (var) Instensità TURBOLENZA: Rifrazione (cost) +Seeing (var) Direzione

16 Effetti dellAtmosfera Lo strato di atmosferico che influenza le osservazioni astronomiche nella banda del visibile, è la TROPOSFERA, cioè i primi 15 km (sebbene laltezza della tropopausa varia tra 8 km alle alte latitudini ai 18 km all'equatore), dove c'è circa il 90% della massa atmosferica. RIFRAZIONE Nellapprossimazione di atmosfera a strati piani e paralleli, ognuno dei quali caratterizzato da un indice di rifrazione n i, si può dimostrare che la deviazione angolare totale subito da un raggio hdipende solo dall'indice di rifrazione vicino al suolo z - z = R con: R = (n f -1)tan z n f ~

17 Il Seeing La presenza di turbolenza nellatmosfera determina lo scinltillio delle stelle e il seeing. Il seeing determina la dimensione del più piccolo dettaglio visibile in unimmagine.

18 Il Seeing DIMM La misura del seeing:

19 Il Seeing Fronte donda incidente Strato turbolento Fronte donda deformato Fase Specchio telescopio: D r0r0 D >> r 0 La tubolenza può essere descritta attraverso il parametro di Fried r 0 definito come la distanza entro la quale la distrorsione del fronte donda (in fase) ha un valore quadratico Medio di 1 rad 2. PSF telescopio+atmosfera r 0 5 cm seeing cattivo r 0 20 cm seeing buono

20 Ottica Adattiva La possibilità di correggere il seeing indagata già nel 1953, ma lapplicazione pratica si è avuta solo negli ultimi 10 Anni.

21 Telescopio Spaziale sedna

22 TELESCOPI – Interferometri Aumento della risoluzione Nel tempo

23 Calcolo dellAltezza e Azimut di una stella = Ascensione retta di unoggetto = Declinazione di unoggetto = Latitudine dellosservatore L = Longitudine dellosservatore (+ Est, - Ovest) Data: Y = anno, M = mese, D = giorno Tempo: UT = Tempo universale UT = Tempo Locale – FusoOrario (FusoOrario: - Ovest, + Est di Greenwich) JD = Giorno Giuliano A = int(Y/100) B = 2 - A + int(A/4) JD = int( (Y )) + int( (M + 1) + D + B o = Tempo Siderale di Greenwich T = (JD + UT/24 - 2,451,545.0)/36525 (secolo giuliano) o = ( JD -2,451,545.0) T 2 - T 3 /38,710,000

24 = Tempo siderale locale = o + L H = Angolo Orario H = - A = Azimut dellOggeto a = Altezza dellOggetto tan A = sin H / (sin H sin - tan cos ) sin a = sin sin + cos cos cos H

25 Sensibilità della strumentazione Rapporto Segnale/Rumore e sensibilità Si ricorda che indipendentemente dalla costanza o meno di una sorgente luminosa, i fotoni arrivano su di un rivelatore in modo random. Cioè non è possibbile determinare con esattezza nè il numero di fotoni che arriveranno sul rivelatore nellunità di tempo (rumore temporale) nè la loro posizione di arrivo (rumore spaziale). La probababilità che in un intervallo di tempo t arrivino sul rivelatore n 0 fotoni è data dalla distribuzione di Poisson: Dove N è il numero medio di fotoni arrivati nel tempo t. La presenza ineliminabile del rumore fotonico introduce unincertezza in ogni misura della radiazione proveniente da un astro. (Rumore)

26 Sensibilità della strumentazione (Adattato dal sito dellESO Exposure Calculator) Calcolo del rapporto segnale rumore: dove:

27 (Adattato dal sito dellESO Exposure Calculator) Il numero di conteggi attesi da una sorgente e dal cielo può essere stimato attarverso le seguenti relazioni Dove (caso imaging): N è il numero di fotoni per pixel, F è il flusso incidente [W/m 2 / m]; i = larghezza di banda del filtro [ m]; T = tempo di esposizione [s]; E = efficienza, S = area del telescopio [m2], i angolo solido sotteso da ogni pixel; P = energia di ogni fotone. N è dato in in [e - /pixel]. Sensibilità della strumentazione

28


Scaricare ppt "STRUMENTAZIONE ASTRONOMICA Telescopio Strumento Rivelatore Elaboratore La radiazione raccolta dal telescopio viene analizzata attraverso quattro tipi fondamentali."

Presentazioni simili


Annunci Google