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

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.)

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

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

STRUMENTAZIONE PER FOTOMETRIA FOTOMOLTIPLICATORE Principio di funzionamento: Effetto Fotoelettrico

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

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.

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

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

Profilo Stellare

L’inquinamento Luminoso

L’inquinamento Luminoso

L’inquinamento Luminoso 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)

Effetti dell’Atmosfera

Effetti dell’Atmosfera L’atmosfera terrestre influenza l’osservazione astronomica attraverso effetti di: OPACITA’ assorbimento DIFFUSIONE  chiarore diurno, inquinamento luminoso EMISSIONE TERMICA  oss. mm e IR TURBOLENZA  scintillazione, seeing IONIZZAZIONE  oss. radio L’opacità e la turbolenza influenzano l’intensità e la direzione della radiazione e il loro effetto dipende dal tempo e dalla posizione dell’osservatore. 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

Effetti dell’Atmosfera Lo strato di atmosferico che influenza le osservazioni astronomiche nella banda del visibile, è la TROPOSFERA, cioè i primi 15 km (sebbene l’altezza della tropopausa varia tra 8 km alle alte latitudini ai 18 km all'equatore), dove c'è circa il 90% della massa atmosferica. RIFRAZIONE Nell’approssimazione di atmosfera a strati piani e paralleli, ognuno dei quali caratterizzato da un indice di rifrazione ni, 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 = (nf -1)tan z’ nf ~ 1.00029

Il Seeing La presenza di turbolenza nell’atmosfera determina lo “scinltillio” delle stelle e il “seeing”. Il “seeing” determina la dimensione del più piccolo dettaglio visibile in un’immagine.

Il Seeing La misura del seeing: DIMM

Il Seeing La tubolenza può essere descritta attraverso il parametro di Fried r0 definito come la distanza entro la quale la distrorsione del fronte d’onda (in fase) ha un valore quadratico Medio di 1 rad2. Fronte d’onda incidente Strato turbolento r0 Fronte d’onda deformato Fase F PSF telescopio+atmosfera r0 5 cm seeing cattivo Specchio telescopio: D r0 20 cm seeing buono D >> r0

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

Telescopio Spaziale sedna

TELESCOPI – Interferometri Aumento della risoluzione Nel tempo

Calcolo dell’Altezza e Azimut di una stella a = Ascensione retta di un’oggetto d = Declinazione di un’oggetto f = Latitudine dell’osservatore L = Longitudine dell’osservatore (+ 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(365.25 (Y + 4716)) + int(30.6001 (M + 1) + D + B - 1524.5 qo = Tempo Siderale di Greenwich T = (JD + UT/24 - 2,451,545.0)/36525 (secolo giuliano) qo = 280.46061837 + 360.985647366 29 ( JD -2,451,545.0) + 0.000387933 T2 - T3/38,710,000

= Tempo siderale locale q = qo + L H = Angolo Orario H = q - a A = Azimut dell’Oggeto a = Altezza dell’Oggetto tan A = sin H / (sin H sin f - tan d cos f ) sin a = sin f sin d + cos f cos d cos H

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 nell’unità di tempo (rumore temporale) nè la loro posizione di arrivo (rumore spaziale). La probababilità che in un intervallo di tempo Dt arrivino sul rivelatore n0 fotoni è data dalla distribuzione di Poisson: (Rumore) Dove N è il numero medio di fotoni arrivati nel tempo Dt. La presenza ineliminabile del rumore fotonico introduce un’incertezza in ogni misura della radiazione proveniente da un astro.

Sensibilità della strumentazione Calcolo del rapporto segnale rumore: dove: (Adattato dal sito dell’ESO Exposure Calculator)

Sensibilità della strumentazione 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/m2/mm]; Di = larghezza di banda del filtro [mm]; T = tempo di esposizione [s]; E = efficienza, S = area del telescopio [m2], Wi angolo solido sotteso da ogni pixel; P = energia di ogni fotone. N è dato in in [e-/pixel]. (Adattato dal sito dell’ESO Exposure Calculator)

Sensibilità della strumentazione