Radiazione elettromagnetica

Presentazione sul tema: "Radiazione elettromagnetica"— Transcript della presentazione:

1 Radiazione elettromagnetica
Circa il 95% delle informazioni che noi riceviamo dagli oggetti celesti vengono ricavate dalla misura della loro radiazione. E = Eo sin(kx-wt) B = Bo sin(kx-wt) k=2p/l [rad/m] w=2pn [rad/s] Le onde elettromagnetiche, secondo la teoria di Maxwell, sono fenomeni oscillatori, generalmente di tipo sinusoidale, dovute alla variazione periodica nel tempo del campo elettrico e del campo magnetico.

2 L'osservazione del nostro universo
La caratteristica fondamentale che distingue i vari campi elettromagnetici e ne determina le proprietà è la FREQUENZA, che rappresenta il numero di oscillazioni effettuate dall’onda in un secondo (unità di tempo). La frequenza si misura in Hertz (Hz). Strettamente connessa con la frequenza è la LUNGHEZZA D’ONDA, che è la distanza percorsa dall’onda durante un tempo di oscillazione e corrisponde alla distanza tra due massimi o due minimi dell’onda. Queste due grandezze, oltre ad essere tra loro legate, sono a loro volta connesse con l’ENERGIA trasportata dall’onda: l’energia associata alla radiazione elettromagnetica è infatti direttamente proporzionale alla frequenza dell’onda stessa. Relazione frequenza lunghezza d’onda n = c/l . Energia del fotoni: E = h×n, h = 6.63 × J·sec

3 L'osservazione del nostro universo
La direzione di propagazione di un’onda elettromagnetica è parallela al vettore: Vettore di Poynting Energia elettromagnetica che fluisce nell’unità di tempo attraverso qualunque area. Intensità (energia media trasportata dall’onda per unità di area e per unità di tempo)

4 L'osservazione del nostro universo
Lo spettro elettromagnetico Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia -

5 E=4.135 10-15 n [eV] L'osservazione del nostro universo
Le regioni dello spettro elettromagnetico Regione dello spettro Lunghezza d'onda (Angstroms) Lunghezza d'onda (centimetri) Frequenza (Hz) Energia (eV) Radio > 109 > 10 < 3 x 109 < 10-5 Microonde 3 x x 1012 Infrarosso x 10-5 3 x x 1014 Visibile 7 x x 10-5 4.3 x x 1014 2 - 3 Ultravioletto 4 x 7.5 x x 1017 Raggi X 3 x x 1019 Raggi Gamma < 0.1 < 10-9 > 3 x 1019 > 105 E= n [eV]

6 L'osservazione del nostro universo
colore l  (Å) n (*1014 Hz) Energia (*10-19 J) violetto    4600 7.5    6.5 5.0    4.3 indaco   4750 6.5    6.3 4.3    4.2 blu    4900 6.3    6.1 4.2    4.1 verde    5650 6.1    5.3 4.1    3.5 giallo    5750 5.3    5.2 3.5    3.45 arancione    6000 5.2    5.0    3.3 rosso    8000 5.0    3.7 3.3    2.5

7 L'osservazione del nostro universo
L’osservazione di dei corpi celesti comporta lo studio di tre grandezze fondamentali legate alla radiazione elettromagnetica: DIREZIONE di arrivo della radiazione. (posizione dell’oggetto nello spazio) INTENSITA’ del segnale ricevuto. (flusso di energia della radiazione (W/m2)) DISTRIBUZIONE SPETTRALE della radiazione.

8 Analisi della Radiazione e Grandezze derivabili
Grandezze Fotometriche ed elementi di Teoria della radiazione Luminosità, Magnitudine, Misura delle Distanze Spettri e Clasificazione Spettrale Luminosità Temperatura Densità Composizione Chimica Campo Magnetico Rotazione Massa delle stelle Diagrammi H-R Diagrammi Massa-Luminosità

9 Elementi di Teoria della Radiazione
Le grandezze fondamentali usate per caratterizzare la radiazione emessa dai vari oggetti celesti (indipendentemente dal tipo di campo di radiazione ) sono: Intensità Flusso Densità del campo di radiazione

10 Grandezze Fotometriche
INTENSITA’ SPECIFICA e TOTALE L’energia specifica emessa nel’unità di tempo nell’intervatto di frequenze n,n+dn, da una superficie elementare ds entro l’angolo solido dw in una direzione che forma un’angolo q con la normale n, è data da: ds q dw In n P dove: è l’Intensità specifica [Wm-2Hz-1str-1 ]. L’ Intensità totale si ottiene da quella specifica integrando su tutte le frequenze: [Wm-2str-1 ]. L’intensità è una grandezza non misurabile che si conserva.

11 Grandezze Fotometriche

12 Grandezze Fotometriche
DENSITA’ DI FLUSSO SPECIFICA e TOTALE Intengrando l’intensità specifica su tutte le direzioni si ottiene la densità di flusso specifica uscente dalla superficie ds (valida nel caso di emissione simmetrica in j) L’unità di misura di Fn è [Wm-2Hz-1]. Spesso si usa il Jansky: 1Jy = Wm-2Hz-1 La densità di flusso totale si ottiene da quella specifica integrando su tutte le frequenze: [Wm-2 ]. La densità di flusso è una grandezza misurabile.

13 Grandezze Fotometriche
Supponiamo di avere una stella di raggio R. Alla distanza d (>>R) dall’osservatore, il flusso ottento dall’osservatore sarà: P q r=Rsin(q) R Si definsce densità del campo di radiazione: In termini di fotoni:

14 Grandezze Fotometriche
LUMINOSITA’ SPECIFICA E TOTALE (o POTENZA) Intengrando la densità di flusso specifica su tutta la superficie S emittente si ottiene la luminosità specifica L’unità di misura di Ln è [W Hz-1]. La Luminosità totale( o Potenza) si ottiene da quella specifica integrando su tutte le frequenze: [W].

15 STRUMENTAZIONE ASTRONOMICA
L’osservazione della radiazione proveniente da corpi celesti viene effettuata con un apparato che, in generale, è costituito dalle seguenti componenti: Telescopio Strumento Rivelatore Elaboratore

16 IL TELESCOPIO Le principali grandezze che caratterizzano un telescopio sono: Capacità di collezionare fotoni e concentrarli nel fuoco (APERTURA) Potere risolutivo (capacità di vedere piccoli dettagli) Contrariamente a quanto si crede l’ingrandimento di un telescopio è di scarsa importanza in astronomia. I telescopi si dividono in: TELESCOPI RIFRATTORI TELESCOPI RIFLETTORI

17 I TELESCOPI RIFRATTORI
Un semplice esempio di telescopio rifrattore è costituito da una semplice lente: I parametri principali sono: D = 2R = diametro (m) V = vertice f = lunghezza focale (m) F = fuoco stella in asse Q = fuoco stella fuori asse di  radianti () f = distanza immagine di Q da F (mm) FQ = piano focale

18 NOTE STORICHE SUI TELESCOPI
La data presunta dell’invenzione del telescopi è intorno al 1608 in Olanda per opera di un ottico di Middelbourg Jan Lippershey (?-1619). Usato per osservazioni terrestri (scopi militari, navigazione..). Galileo è stato il primo a pensare al suo uso nelle osservazioni astronomiche nell’autunno–inverno 1609/10. Cannocchiale di Galileo Configurazione dei Satelliti Medicei di Giove Osservati nel gennaio del 1610 da Galileo

19 I TELESCOPI RIFRATTORI – Telescopio di Galileo

20 I TELESCOPI RIFRATTORI – Telescopio di Keplero
Piano focale Asse ottico b a fo foc Obiettivo Oculare Ingrandimento = L’immagine è invertita

21 NOTE STORICHE SUI TELESCOPI
Telescopio di Hevelius (prima metà del 1600) Leida

22 I TELESCOPI RIFRATTORI
Il problema fondamentale dei telescopi rifrattori era l’aberrazione cromatica. SOLUZIONE: Doppietto Acromatco Un’avvocato di Londra Chester Moor Hall ( ) idea l’obiettivo acromatico, costituito da due lenti (vetro di tipi differenti) , in grado di controllare l’aberrazione cromatica John Dollond ( ) ne brevetta l’idea nel 1758 e inizia a produrlo e venderlo.

23 NOTE STORICHE SUI TELESCOPI
Christian Huygens ( ) perfeziona la tecnologia di costruzione dei telescopi rifrattori e con un 7 cm ( e 100) ingrandimenti stabilisce la vera natura dell’anello di saturno (già scoperto da Galileo) Negli anni compresi tra il 1660 e il 1680 vennero ideati i telescopi riflettori: Gregory ( ) a due specchi uno ellittico, e uno papabolico Cassegrain primario concavo secondario convesso Newton primario concavo secondario piano, inclinato a 45° Telescopio realizzato da Newton nel 1672

24 I TELESCOPI RIFLETTORI
Il più semplice telescopio riflettore è costituito da un solo specchio: D = 2R = diametro (m) V = vertice f = lunghezza focale (m) F = fuoco stella in asse Q = fuoco stella fuori asse di  radianti f = distanza immagine di Q da F ( mm) FQ = piano focale Piano focale I telescopi reali solo costituiti da 2 o più specchi.

25 NOTE STORICHE SUI TELESCOPI
Uno dei grandi riflettori di William Herschel ( )

26 NOTE STORICHE SUI TELESCOPI
Il gigantesco “Leviathan” (1845) di Lord Rosse, del diametro di 182 centimetri

27 NOTE STORICHE SUI TELESCOPI
Il 2.5 m di Monte Wilson (1917) – Con questo telescopio Hubble scoprì l’espansione dell’Universo

28 I TELESCOPI Il rapporto f/D = f/2R f/ si dice apertura numerica, o f-ratio, dello specchio; s = /f è la scala del telescopio (arcsec/mm) L’area dello specchio è: A=pD2/4 quindi il Diametro dello specchio (l’apertura) è il parametro fondamentate che determina la capacità di raccolta dei fotoni del telescopio. Minore è f/ e più brillante sarà l’immagine al fuoco del telescopio.

29 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Un sistema ottico ideale riproduce l’oggetto sorgente senza distorsioni sul piano focale. n=1 n’ F F’ I I’ Lord Rayleigh dimostrò che per avere un sistema ottico perfetto tutti i possibili raggi congiungenti un punto oggetto con il suo corrispondente punto immagine devono essere uguali. Le superfici che soddisfano questa condizione sono le superfici coniche e solo per i due punti coniugati. Nessun sistema reale è quindi un sistema ottico perfetto se si considerano punti diversi da quelli coniugati (sono lo specchio piano fa eccezione).

30 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Gli specchi dei telescopi hanno superfici coniche. parabola iperbole ellisse

31 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Le deviazioni di un sistema ottico reale rispetto a quello perfetto vengono chiamate aberrazioni. Le Aberrazioni si possono dividere nelle seguenti categorie: Aberrazioni Monocromatiche: sono le aberrazioni dovute alle deviazioni geometriche dalla teoria di Gauss. Infatti La teoria di Gauss permette lo studio di un sistema ottico, al primo ordine, cioè quando l’inclianzione dei raggi, rispetto all’asse ottico è piccola (raggi parassiali) e si può usare l’approssimazione: Aberrazioni Cromatiche: sono le aberrazioni dovute alla dipendenza dell’indice di rifrazione dalla lunghezza d’onda (n → n(λ)). Aberrazioni dovute alla diffrazione: legate alla natura ondulatoria della radiazione. Aberrazioni dovute alla qualità della lavorazione delle ottiche, errori nella curvatura delle superfici, flessioni meccaniche, gradienti termici etc.

32 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Da un punto di vista ondulatorio le aberrazioni possono essere anche viste come La differenza dL tra l’onda sferica convergente ideale L2 e quella reale L1. Questa differenza deve mantenersi entro l/4 (Criterio di Rayleigh) per avere immagini astronomiche buone. Il Criterio di Rayleigh permette di fissare le tolleranze di lavorazione delle superfici ottiche.

33 TELESCOPI - ABERRAZIONI
La teoria di Gauss corrisponde a considerare sinθ ≈ θ. Se estendiamo questa approssimazione al termine appena superiore: sinθ ≈ θ – θ3/6 abbiamo la teoria delle deviazioni di un sistema reale da quello ideale del Terzo-Ordine o delle aberrazioni di Seidel: Aberrazione Sferica Coma, Astigmatismo Curvatura di Campo Distorsione

34 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Consideriamo un raggio luminoso che da un punto oggetto che abbia una quota –h sull’asse delle x. Tale raggio inciderà sul sistema ottico nella posizione (r,q). Si può dimostrare che le coordinate (x,y) del punto immagine corrispondente sono date da:

35 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Le deviazioni del fronte d’onda convergente da quello ideale possono essere rappresentate attraverso una serie di polinomi ortogonali, i polinomi di Zernike; (v. Born&Wolf, Principles of Optics)

36 TELESCOPI - ABERRAZIONI

37 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Aberrazione Sferica Cerchio di minima confusione

38 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Coma

39 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Astigmatismo

40 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Curvatura di Campo

41 TELESCOPI - ABERRAZIONI
Distorsione

42 TELESCOPI - VIGNETTATURA
La vignettatura è la riduzione dell’intensità dell’immagine di un’oggetto posto fuori asse.

43 TELESCOPI – DIFFRAZIONE Disco di Airy
L’ottica di un telescopio intercetta solo una porzione del fronte d’onda incidente  DIFFRAZIONE Il primo zero cade a = 1.22/D rad dal picco centrale. Questo valore definisce il potere risolutivo del telescopio.

44 TELESCOPI – DIFFRAZIONE Disco di Airy
Andamento della Risoluzione angolare Banda: 1m 2.5m 4m 7.5m 10m B, 450nm 0.11 arcsec 0.044 arcsec 0.028 arcsec 0.017 arcsec 0.011 arcsec V, 550nm 0.14 arcsec 0.056 arcsec 0.035 arcsec 0.019 arcsec 0.014 arcsec R, 650nm 0.16 arcsec 0.064 arcsec 0.04 arcsec 0.021 arcsec 0.016 arcsec I, 850nm 0.21 arcsec 0.084 arcsec 0.052 arcsec J, 1.2 mm 0.30 arcsec 0.12 arcsec 0.075 arcsec 0.03 arcsec H, 1.6 mm 0.40 arcsec 0.10 arcsec 0.053 arcsec K, 2.2 mm 0.55 arcsec 0.22 arcsec 0.073 arcsec 0.055 arcsec

45 TELESCOPI RIFLETTORI – Un Solo Specchio
Es. 5m Palomar

46 TELESCOPI RIFLETTORI – Due o più specchi

47 TELESCOPI RIFLETTORI

48 TELESCOPI RIFLETTORI La variante Nasmyth (1845) della configurazione Cassegrain

49 TELESCOPI – Formule per i telescopi a due specchi

50 TELESCOPI – La Nuova Generazione
Le rivoluzioni in campo tecnologico hanno sempre pilotato l’esplosione delle scopete in campo astronomico: Alcuni Esempi: Anni 1960: Avvento dell’elettronca e delle tecnologie spaziali: Quasars, CMBR, Astronomia X, pulsars, GRBs Anni : computers, nuovi rivelatori digitali(CCDs etc.) Formazione ed Evoluzione della Galassia, Pianeti extrasolari, fluttuazioni della CMBR fluctuations, materia ed energia oscura, GRBs, …

51 TELESCOPI – La Nuova Generazione
Negli anni 1990 è entrata in funzione anche una nuova generazione di telescopi allo scopo di aumentare la “rate di acquisizione” delle informazioni sugli oggetti celesti. Numero totale di telescopi con specchi> 3m in m2, numero totale di CCD pixels in Megapix negli ultimi 25 anni (da S. G. Djorgovski ,Caltech)

52 TELESCOPI – La Nuova Generazione
Già dal grafico precedente si vede che le due componenti dell’aumento delle capacità osservative sono state: Aumento del diametro dei telescopi  + fotoni ricevuti > risoluzione angolare Uso di rivelatori efficienti (QE >90%) Infatti : il numero di fotoni ricevuti da un telescopio Questi fotoni sono trasferiti sul piano focale in un’immagine che ha un diametro (lineare) di:

53 TELESCOPI – La Nuova Generazione
Costruire telescopi molto grandi comporta comunque problemi di carattere finanziario e ingegneristico: Costruzione e lavorazione degli specchi Costruzione della struttura meccanica Il più grande telescopio costruito con uno specchio monolitico tradizionale è stato il “Big Azimuthal Telescope “ (6 m) russo. Tutti i grandi telescopi attualmente in funzione hanno adottato specchi innovativi: Specchi singoli di grandi diametro ma sottili (es. NTT 3.5 m ESO, TNG 3.5 m Italia, UT# del VLT >8m ESO, GEMINI >8 m USA+al., SUBARU >8 m Giappone)

54 TELESCOPI – Specchi sottili
NTT&TNG

55 TELESCOPI – Specchi sottili
Gemini Nord SUBARU

56 TELESCOPI – Specchi sottili
Le deformazioni degli specchi sottili (autogravità) e l’uso di f/# piccoli per ridurre le dimensioni meccaniche del telescopio, fanno si che le aberrazioni ottiche dei telescopi con specchi sottili siano estremamnte elevate. Per ovviare a questo si è sviluppata la tecnica dell’ OTTICA ATTIVA. L’ottica attiva del TNG

57 TELESCOPI – Specchi Composti
Uso di mosaici di specchi (es. Keck ) Specchio del Telescopio Keck 36 Segmenti da 1.80 m

58 TELESCOPI – SPECCHI COMPOSTI
Specchio del Telescopio Keck 36 Segmenti da 1.80 m

59 TELESCOPI – SPECCHI COMPOSTI
CELT (California Extremely Large Telescope)

60 TELESCOPI – SPECCHI COMPOSTI
ESO –E-ELT (39 m)

61 TELESCOPI – Interferometri
Ricombinazione dei fasci ottici provenienti da tanti telescopi più piccoli (Interferometria es. VLTI , LBT, Keck etc) Keck LBT

62 TELESCOPI – Interferometri
Le tecniche interferometriche sono usate in Astronomia (largamente nel radio) per aumentare la Risoluzione Spaziale e in maniera inferiore la capacità di raccolta del segnale. Per capire meglio il perché è importante avere un’alta risoluzione spaziale vediamo quali sono le dimensioni angolari di alcuni oggett celesti. Sole Titano Vesta Saturno 17’’ 0,8’’ 0,5’’ 32’ Molto brillanti Deboli

63 TELESCOPI – Interferometri
Quasar Betelgeuse Binaria Stretta 50 mas 1 mas 1 µas

64 TELESCOPI – Interferometri
Principio di funzionamento D B D Area Totale Risoluzione : l/B Sensibilità: ~Dx Le informazioni ad alte frequenze spaziale sono contenute nelle frange (contrasto + fase)

65 TELESCOPI – Interferometri
Il primo interferometro fu realizzato da Michelson nel 1919

66 TELESCOPI – Interferometri
a q Interferometro VLTI con due telescopi

67 TELESCOPI – Interferometri
Effetti turbolenza Atmosferica

68 TELESCOPI – Interferometri
Gli effetti dell’atmosfera, come vedremo sono meno importanti nell’IR. VLTI lavorerà a mm e tra 8-10 mm