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Circa il 95% delle informazioni che noi riceviamo dagli oggetti celesti vengono ricavate dalla misura della loro radiazione. Le onde elettromagnetiche,

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Presentazione sul tema: "Circa il 95% delle informazioni che noi riceviamo dagli oggetti celesti vengono ricavate dalla misura della loro radiazione. Le onde elettromagnetiche,"— Transcript della presentazione:

1 Circa il 95% delle informazioni che noi riceviamo dagli oggetti celesti vengono ricavate dalla misura della loro radiazione. 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. E = E o sin(kx- t) B = B o sin(kx- t) k=2 / [rad/m] rad/s] Radiazione elettromagnetica

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

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

4 Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - Lo spettro elettromagnetico

5 Le regioni dello spettro elettromagnetico Regione dello spettro Lunghezza d'onda (Angstroms) Lunghezza d'onda (centimetri) Frequenza (Hz) Energia (eV) Radio> 10 9 > 10< 3 x 10 9 < Microonde x x Infrarosso x x x Visibile x x x x Ultravioletto x x x Raggi X x x Raggi Gamma< 0.1< > 3 x > 10 5 E= [eV] L'osservazione del nostro universo

6 colore (Å) (*10 14 Hz) Energia (* J) violetto indaco blu verde giallo arancione rosso L'osservazione del nostro universo

7 Losservazione di dei corpi celesti comporta lo studio di tre grandezze fondamentali legate alla radiazione elettromagnetica: DIREZIONE di arrivo della radiazione. (posizione delloggetto nello spazio) INTENSITA del segnale ricevuto. (flusso di energia della radiazione (W/m 2 )) DISTRIBUZIONE SPETTRALE della radiazione. L'osservazione del nostro universo

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 Lenergia specifica emessa nelunità di tempo nellintervatto di frequenze, +d, da una superficie elementare d entro langolo solido d in una direzione che forma unangolo con la normale n, è data da: d d I n P dove: è lIntensità specifica [Wm -2 Hz -1 str -1 ]. INTENSITA SPECIFICA e TOTALE L Intensità totale si ottiene da quella specifica integrando su tutte le frequenze: Lintensità è una grandezza non misurabile che si conserva. [Wm -2 str -1 ].

11 Grandezze Fotometriche

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

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

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

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

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 lingrandimento 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 dellinvenzione 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 nellautunno– inverno 1609/10. Configurazione dei Satelliti Medicei di Giove Osservati nel gennaio del 1610 da Galileo Cannocchiale di Galileo

19 I TELESCOPI RIFRATTORI – Telescopio di Galileo

20 I TELESCOPI RIFRATTORI – Telescopio di Keplero Obiettivo Asse ottico Piano focale fofo f oc Oculare Ingrandimento = Limmagine 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 laberrazione cromatica. Unavvocato di Londra Chester Moor Hall ( ) idea lobiettivo acromatico, costituito da due lenti (vetro di tipi differenti), in grado di controllare laberrazione cromatica John Dollond ( ) ne brevetta lidea nel 1758 e inizia a produrlo e venderlo. SOLUZIONE: Doppietto Acromatco

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 dellanello 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 I telescopi reali solo costituiti da 2 o più specchi. Piano focale

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 lespansione dellUniverso

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) Larea dello specchio è: A= D 2 /4 quindi il Diametro dello specchio (lapertura) è il parametro fondamentate che determina la capacità di raccolta dei fotoni del telescopio. Minore è f/ e più brillante sarà limmagine al fuoco del telescopio.

29 TELESCOPI - ABERRAZIONI Un sistema ottico ideale riproduce loggetto 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 ellisse iperbole

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 linclianzione dei raggi, rispetto allasse ottico è piccola (raggi parassiali) e si può usare lapprossimazione: Aberrazioni Cromatiche: sono le aberrazioni dovute alla dipendenza dellindice di rifrazione dalla lunghezza donda (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 londa sferica convergente ideale L2 e quella reale L1. Questa differenza deve mantenersi entro /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 – θ 3 /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 sullasse delle x. Tale raggio inciderà sul sistema ottico nella posizione (r, ). Si può dimostrare che le coordinate (x,y) del punto immagine corrispondente sono date da:

35 TELESCOPI - ABERRAZIONI Le deviazioni del fronte donda 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 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 dellintensità dellimmagine di unoggetto posto fuori asse.

43 TELESCOPI – DIFFRAZIONE Disco di Airy Lottica di un telescopio intercetta solo una porzione del fronte donda 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 Banda:1m2.5m4m7.5m10m B, 450nm0.11 arcsec0.044 arcsec0.028 arcsec0.017 arcsec0.011 arcsec V, 550nm0.14 arcsec0.056 arcsec0.035 arcsec0.019 arcsec0.014 arcsec R, 650nm0.16 arcsec0.064 arcsec0.04 arcsec0.021 arcsec0.016 arcsec I, 850nm0.21 arcsec0.084 arcsec0.052 arcsec0.028 arcsec0.021 arcsec J, 1.2 m 0.30 arcsec0.12 arcsec0.075 arcsec0.04 arcsec0.03 arcsec H, 1.6 m 0.40 arcsec0.16 arcsec0.10 arcsec0.053 arcsec0.04 arcsec K, 2.2 m 0.55 arcsec0.22 arcsec0.14 arcsec0.073 arcsec0.055 arcsec Andamento della Risoluzione angolare

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

46 TELESCOPI RIFLETTORI – Due o più specchi

47 TELESCOPI RIFLETTORI

48 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 lesplosione delle scopete in campo astronomico: Alcuni Esempi: Anni 1960: Avvento dellelettronca 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 m 2, 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 dellaumento 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 unimmagine 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 SUBARU Gemini Nord

56 TELESCOPI – Specchi sottili Le deformazioni degli specchi sottili (autogravità) e luso 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. Lottica 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 unalta risoluzione spaziale vediamo quali sono le dimensioni angolari di alcuni oggett celesti ,8 0,5 Sole Saturno Titano Vesta Molto brillantiDeboli

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

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

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

66 TELESCOPI – Interferometri Interferometro VLTI con due telescopi

67 TELESCOPI – Interferometri Effetti turbolenza Atmosferica

68 TELESCOPI – Interferometri Gli effetti dellatmosfera, come vedremo sono meno importanti nellIR. VLTI lavorerà a m e tra 8-10 m


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