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Rivelatore fuoco collettore segnale Requisiti 1) Grande apertura 2) Elevata risoluzione 3) Pancromaticità Obiettivi di un telescopio.

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1 rivelatore fuoco collettore segnale Requisiti 1) Grande apertura 2) Elevata risoluzione 3) Pancromaticità Obiettivi di un telescopio

2 Esperti Progetto ottico Progetto ottico Progetto meccanico FEA Progetto software Progetto elettronica Integrazione Sistemi ottico/meccanici Integrazione Elettronica software -vincoli tecnici e scientifici -definizione linee guida per la progettazione dei sottosistemi - analisi affidabilità - analisi prestazioni - analisi dei costi -definizione distribuzione lavoro -controllo qualità -reclutamento gruppo di lavoro -documentazione -piattaforme sviluppo software -schedula tempistica Analisi integrazione progetto scientifico / tecnologico di un telescopio Processo ciclico di analisi, verifica e ottimizzazione delle strategie

3 progetto scientifico / tecnologico Identificazione dei target osservativi Identificazione dei target osservativi Creazione del team Creazione del team Analisi del budget Analisi del budget Studio di fattibilità ingegneristica Studio di fattibilità ingegneristica Schedula attività Schedula attività Ma costa troppo! ma… mi consenta! Voglio un telescopio rosa a pois!

4 individuazione del sito scelta emisfero scelta emisfero isolato da fonti luminose isolato da fonti luminose raggiungibile con mezzi su ruota raggiungibile con mezzi su ruota elevato numero di notti serene elevato numero di notti serene poco piovoso poco piovoso bassa umidità bassa umidità ventilato ventilato

5 Latmosfera Ci occupiamo dellinfluenza dellatmosfera sulle coordinate apparenti degli oggetti celesti e sulla loro forma. La discussione è dedicata soprattutto alla banda visuale per motivi di maggiore impatto sulla qualità osservativa. rappresentazione schematica della struttura verticale dellatmosfera. La banda visuale è principalmente affetta dalla troposfera (primi 15 km), dove è contenuto circa il 90% della massa totale dellatmosfera.

6 Latmosfera Il gradiente di temp. medio è circa -6 C°/km, ma spesso, nei primi km di atmosfera, il gradiente di temperatura si inverte, con effetti benefici sulle osservazioni astronomiche, grazie allintrinseca stabilità di tutti gli strati con inversione di temperatura (come la stratosfera e termosfera). E il caso ad esempio dellOsservatorio di Roque de Los Muchachos (Isola La Palma, Canarie, 2400m), dove lo strato dinversione è al di sotto dei telescopi di alcune centinaia di metri.

7 Latmosfera Il calore del Sole fa evaporare lacqua, che trasmette tale calore allaria condensandosi in nuvole. Il ciclo evaporazione-condensazione è limportante meccanismo per trasferire energia termica dalla superficie terrestre allatmosfera, sparsa poi intorno alla Terra dal vento. Il vapore acqueo (e non il CO 2 come divulgato erroneamente!) è il gas serra più abbondante nellatmosfera ed il più importante nellinfluenza sul clima terrestre. Permette linfiltrazione della radiazione a basse frequenze del Sole e assorbe la radiazione infrarossa emessa dalla superficie terrestre. Senza vapore acqueo ed altri gas serra nellaria, il clima sarebbe molto più fresco. (fateci caso: quando piove fa meno freddo!)

8 La dispersione atmosferica La luce proveniente dagli oggetti celesti è affetta, oltre che dalla rifrazione, anche dalle variazioni di umidità, pressione e gradiente di temperatura nellatmosfera, specie a basse altitudini. Leffetto risultante è un ingrandimento del cono di luce che provoca un effetto di sfocamento dellimmagine sul rivelatore (effetto prismatico).

9 Turbolenza, scintillazione, seeing Latmosfera della Terra è turbolenta e le variazioni dellindice di rifrazione causano una continua distorsione del fronte donda da oggetti celesti. Queste distorsioni introducono una degradazione dellimmagine, sfociante in due effetti astronomici: scintillazione, cioè una variazione dellintensità luminosa, che tipicamente è dellordine di pochi cm. Per cui non affetta telescopi di grande apertura. seeing: cambi in posizione e in qualità dellimmagine. Leffetto del seeing dipende dallapertura della pupilla: per piccole dimensioni si osserva un pattern di diffrazione intorno allimmagine, mentre per grandi aperture si vedono insiemi di pattern di diffrazione (speckles) muoversi intorno allimmagine su scala pari a ~1 arcsec. Leffetto del seeing può essere derivato dalle teorie sulla turbolenza atmosferica di Kolmogorov, Tatarski, Fried.

10 Turbolenza atmosferica In generale, la turbolenza investe gli strati molto sottili di atmosfera (alcuni metri di spessore). Leffetto della turbolenza sulla distorsione ottica decresce naturalmente con lindice di rifrazione dellaria, a sua volta proporzionale alla densità e quindi alla pressione e inversamente proporzionale alla temperatura assoluta. In pratica, il disturbo ottico generato dalla turbolenza al di sopra dei 20 km è praticamente nullo, essendo lindice di rifrazione molto piccolo. Leffetto della turbolenza è in pratica il seeing atmosferico, calcolabile su base statistica e a seguito di intensive campagne di seeing presso il sito candidato ad ospitare strumentazione astrofisica. D = 500 mm Seeing = 3 arcsec

11 individuazione del sito Il limite dellatmosfera : il SEEING seeing di Napoli seeing del deserto di Atacama (Cile) Immagine ideale

12 Il seeing In questo modello vi sono 2 principali componenti del seeing: Una da altitudini elevate (scelta del sito) una dovuta agli strati a terra, controllabili dalla forma della cupola e dal sistema di termalizzazione della struttura osservativa (dome seeing) Il potere spettrale della turbolenza dellaria è apprezzabile su un ampio range di frequenza f (da 1 a 1000 Hz) con distribuzione 1/f Qui gli angoli sono volutamente esagerati. Le correzioni possono essere fatte su campi di vista più piccoli.

13 Correzione del seeing Si acquisisce un gran numero di esposizioni di breve durata ( 1 ms) con elevata lunghezza focale ( 100m) e stretta banda di lunghezze donda ( 1 nm); in ogni esposizione viene frizzato il seeing, ogni speckle rappresenta la figura di diffrazione dellapertura. Successivamente si procede alla ricostruzione matematica dellimmagine reale La tecnica lavora bene per semplici strutture (stelle multiple). La figura mostra il caso di una stella tripla. Si chiama speckle (macchiolina) la figura punteggiata che si ottiene quando un'onda coerente viene fatta passare attraverso un mezzo disordinato. Sulla superficie di uscita si avrà quindi la sovrapposizione di molte onde tra loro coerenti (e quindi in grado di produrre effetti di interferenza) ma con fase casuale; si produrrà quindi per alcune direzioni un effetto di interferenza costruttiva e per altre un effetto di interferenza distruttiva creando così una figura fatta di puntini luminosi e di puntini scuri.

14 Correzione del seeing Se si frizza limmagine con brevi tempi di esposizione (< 0.01 sec) e con uno stretto filtro, limmagine di seeing si frammenta in numerose speckles, ciascuna avente dimensioni dellordine della figura di diffrazione del telescopio. Il numero di speckles è dellordine di: (seeing diameter/diffraction figure) 2

15 Calcolo del seeing – DIMM Il principio su cui si basa il DIMM (Differential Image Motion Monitor) è quello differenziale. Lapertura del telescopio viene forzata da due fori circolari del diametro D di 6 cm a 15 cm di distanza d. tra i centri. In condizioni perfette, la luce arriva come unonda piana formando due immagini in posizione fissa. Leffetto della turbolenza atmosferica provoca un ritardo di arrivo della luce attraverso i due fori, per cui gli spot ottenuti sul detector si muoveranno di moto relativo luno rispetto allaltro. Il loro moto medio è proporzionale al seeing astronomico. Questo principio di misura elimina sicuramente gli errori di tracking indotti dal monitorare ununica stella sul piano focale. Infatti il moto spurio del telescopio viene sottratto (essendo il medesimo su entrambi gli spot) e non si richiede una buona qualità ottica, rendendo il sistema anche poco costoso.

16 Tecnologia del DIMM

17 Calcolo del seeing – DIMM.

18 Inquinamento luminoso Oltre al seeing, la seconda componente di disturbo alle osservazioni è la presenza di luce artificiale sul suolo terrestre In pratica, di questo passo, nel 2025 nessun italiano sarà in grado di vedere la Via lattea dal territorio nazionale.

19 Inquinamento luminoso E in altre parti del globo non sono messi meglio…

20 Inquinamento luminoso in Europa INQUINAMENTO LUMINOSO INQUINAMENTO LUMINOSO

21 Inquinamento luminoso in Italia (2000) INQUINAMENTO LUMINOSO INQUINAMENTO LUMINOSO

22 INQUINAMENTO LUMINOSO IN CITTA INQUINAMENTO LUMINOSO IN CITTA

23 IL CIELO DI CERRO PARANAL - tramonto IL CIELO DI CERRO PARANAL - tramonto

24 IL CIELO DI CERRO PARANAL - crepuscolo IL CIELO DI CERRO PARANAL - crepuscolo

25 IL CIELO DI CERRO PARANAL – tramonto IL CIELO DI CERRO PARANAL – tramonto

26 IL CIELO DI CERRO PARANAL – crepuscolo IL CIELO DI CERRO PARANAL – crepuscolo

27 IL CIELO DI CERRO PARANAL - notte IL CIELO DI CERRO PARANAL - notte

28 individuazione del sito Hubble Space Telescope NASA-ESA

29 Stazione Spaziale Internazionale

30 NGST New Generation Space Telescope Il New Generation Space Telescope, uno strumento a ombrello con apertura equivalente di 6 m

31 individuazione del sito Telescopio OASI m Alt-Az Antartide

32 ELT Extremely Large Telescope: strumento multispecchio con unapertura equivalente sino a 100 m. Keck large interferometer 2 10 m telescopi equivalenti

33 Vista del Cile dallo Space Shuttle

34 Il Cerro Paranal (Deserto di Atacama, CILE) Very Large Telescope (VLT)

35 VST (VLT Survey Telescope) m Alt-Az Sito al Cerro Paranal dove sarà collocato un telescopio di survey (mappatura target per il VLT), completamente ideato, progettato e realizzato dal gruppo di tecnologie di Napoli

36 caratterizzazione telescopio tipo di montatura tipo di montatura equatoriale equatoriale altazimutale altazimutale

37 Confronto tra le due montature equatoriale equatoriale altazimutale altazimutale

38 Configurazioni standard di telescopi cassegrain nasmyth gregoriano coudè Ritchey -Chrétien Fuoco primario Schmidt-cassegrain

39 Alcune definizioni importanti LF-number (detto anche apertura numerica o F/#) esprime il diametro dellapertura del diaframma in termini delleffettiva lunghezza focale e della lente. Ad esempio, F/16 rappresenta un diametro di apertura del diaframma pari ad un sedicesimo delle lunghezza focale. Il parametro s = /f è la scala angolare del telescopio (arcsec/mm) (Non si confonda l'ingrandimento con la scala; l'ingrandimento è il rapporto tra la focale del telescopio e quella dellobiettivo, serve dunque per osservazioni visuali. E' facile avere ingrandimenti di 1000 o oltre, ma in pratica la turbolenza atmosferica e la qualità delle ottiche limitano i valori utili a 200, o 300) Il parametro s va confrontato con le dimensioni dellelemento di immagine (ad es. le dimensioni del pixel del CCD in micron) sul piano focale del telescopio, per ottenere la scala spaziale dello strumento. Ad es, se la focale f fornisce s = 10/mm e il CCD ha pixel di lato 10 m, avremo scala spaziale di 0.1/px A parità di risoluzione angolare, telescopi con f più corta concentrano la stessa potenza su rivelatori di area minore. La limitazione però è costruttiva (pixel molto piccoli). Telescopi con grande F/# sono poco luminosi ma con alta risoluzione angolare. Piccola F/# invece implica telescopi molto luminosi, ma con bassa risoluzione angolare.

40 caratterizzazione telescopio la qualità del sito scelto limita le dimensioni e le prestazioni la qualità del sito scelto limita le dimensioni e le prestazioni VLT ( 8 m ) VLT ( 8 m ) TNG ( 3.5 m ) TNG ( 3.5 m ) TT1 ( 1.5 m ) TT1 ( 1.5 m )

41 VLT ( 8 m ) VLT ( 8 m )

42

43 progettazione meccanica Le parti meccaniche sono il vestito delle ottiche del telescopio Vi sono due fasi principali: cupola cupola disegno 3D disegno 3D Analisi strutturale (FEA) Analisi strutturale (FEA) edificio rotante edificio rotante telescopio telescopio

44 progettazione meccanica edificio rotante edificio rotante Supporto per il telescopio e cupola

45 progettazione meccanica cupola cupola Aerodinamica per minore resistenza al vento Climatizzazione costante per evitare condensa sulle ottiche Moto asservito al telescopio durante il tracking


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