Spettro Elettromagnetico secondo una catalogazione per effetti fisici (che ha origine nella storia della loro scoperta) Denominazione Intervallo d'energia Lunghezza d'onda (in cm.) Raggi Gamma 100 KeV - 10 TeV 1,2 x 10-9 / 1,2 x 10-17 Raggi X 100 eV - 100 KeV 1,2 x 10-6 / 1,2 x 10-9 Raggi Ultravioletti 3 eV - 100 eV 7,5 x 10-5 / 1,2 x 10-6 Radiazione Visibile centrata sui 2 eV 7,5 x 10-5 / 3 x 10-5 Microonde 1,2 x 10-3 - 1 eV 3 x 10-5 / 0,1 Onde Radio 1,2 x 10-3 - 1,2 x 10-6 0,1 / 100

Telescopi g 1 MeV - 10 TeV

L’Astronomia g o dell’ Impossibile: La superficie di raccolta si limita alla dimensioni del rivelatore Scarsità di fotoni (pochi ma energetici!) -> lunghi tempi di esposizione Tre processi causano l'assorbimento del fotone gamma nella materia: l'effetto fotoelettrico (gamma su elettroni legati), la diffusione Compton (gamma su elettroni liberi), la produzione di coppie elettrone-positrone (gamma entro campo elettrico di un nucleo -> e+p)

Per rivelare i raggi gamma si usano rivelatori che sono molto simili a quelli usati per misurare il flusso di particelle: di un raggio gamma si misura l’energia trasportata ma non si determina la direzione da cui il fotone gamma è arrivato! Il problema è stato risolto per la prima volta nel 1986: sopra i rivelatori si inserisce una piastra, detta maschera codificata, con una grande quantità di fori disposti in maniera oculata. Questo metodo, di fatto, sostituisce la "messa a fuoco" tradizionale. Una sorgente puntiforme produrrà una sequenza di ombre e conteggi di fotoni gamma, la sequenza di ombre prodotta da una certa regione del cielo prende il nome di shadowgramma

INTEGRAL: IBIS & SPI Maschera 3 cm di spessore in tungsteno: 127 elementi esagonali: 63 opachi & 64 trasparenti. 2 strati di rivelatori: Cd-Te -> bassa E CsI -> alta E INTEGRAL: IBIS & SPI

Air Cerenkov Telescope I gamma VHE interagiscono con i componenti atmosferici A terra si rivelano i prodotti di tali interazioni

Air Cerenkov Telescope Cangaroo Whipple Veritas

HESS : High Energy Stereoscopic System (Namibia) 4 telescopi che permettono di utilizzare la tecnica della triangolazione per ricostruire al computer immagini più dettagliate e con una maggiore risoluzione della sorgente gamma.

CASA-MIA Particle detector Array

Telescopi X Le prime osservazioni del cielo in raggi X furono fatte con semplici contatori Geiger, del tipo di quelli che si usano per il controllo della radioattività. R. Giacconi e B. Rossi proposero specchi capaci di focalizzare i raggi X, basati sul principio della incidenza radente 100 eV - 1 MeV I raggi X, mentre vengono assorbiti da uno specchio posto quasi perpendicolarmente al loro cammino, possono invece essere riflessi da uno specchio molto inclinato, e quindi quasi parallelo al loro cammino PROBLEMA: rugosità superficiale MOLTO accurata! Prestazioni limite: 5 arcsec

Chandra X-ray Observatory Schematic of Grazing Incidence, X-ray Mirrors CXC

Telescopi UV-VIS-NIR 10-300 nm / 0.3-1 mm / 1-10 mm Nuove concezioni: Telescopio di Galileo Galilei: f = 1330 mm & D = 26mm Telescopi “storici”: Hale (Monte Palomar California) 1947: 5 metri di dia. 33 21 N; 116 52 W - 1900 m s.l.m. Bolshoi Teleskop Azimutalnyi (Nizhny Arkhyz,Russia) : 6 metri di dia. 43 39 N; 41 26 E - 2070 m s.l.m. Nuove concezioni: Mosaico di specchi (vd MMT) Specchio segmentato (vd Keck I e II) Specchio a menisco (vd NTT)

Multi-Mirror Telescope Mt. Hopkins, Arizona - 31 41 N; 110 53 W - 2600 m 6 specchi da 1.8-m > 4.5 metri equivalenti nuovo primario da 6.5 metri! Keck I e II Mauna Kea, Hawaii - 19 50 N; 155 28 W- 4123 m Specchi da 10-m realizzati con 36 segmenti

New Technology Telescope - NNT Cerro La Silla, Cile - 29 15 S; 70 44 W - 2400 m 3.58 metri di dia. (Ritchey-Chretien) – spessore menisco 25 cm (vetro Schott Zerodur) Adattivo+attivo (75 attuatori posteriori + 24 attuatori laterali)

Principio funzionamento Ottica Adattiva

Principio funzionamento Ottica Adattiva

Ottica Adattiva: Risultati

Telescopio Nazionale Galileo - TNG La Palma, Isole Canarie, Spagna - 28 45 N; 17 53 W- 2387 m 3.6 metri di dia. Ottica Adattiva - …3 micron

Telescopi di nuova generazione OWL OverWhelmingly Large Diametro = 100 metri VIS & NIR 1) Primario f/1.42, dia. 100-m, segmentato, sferico 2) Secondario, dia. 34-m,segmentato, piano. 3) Correttore ottico a 4 elementi. 4) Terziario, dia. 8.2-m, attivo, moderatamente asferico. 5) Quaternario, dia. 8.2-m, attivo, fortemente asferico. 6) Quinario, dia. 4.2-m, asferico. 7) Sesto, dia. 2.35-m, piano. 8) Piano focale, f.o.v. = 10 arco minuti.

OWL OWL riunisce tecnologie costruttive e soluzioni già impiegate nei più moderni telescopi della classe da 8-10 metri di diametro: ottica attiva (NTT, VLT, Subaru, Gemini), segmentazione delle ottiche (Keck, Hobby-Eberly, GTC, SALT) e ottiche e strutture a basso costo (Hobby-Eberly, SALT). La parte adattiva utilizzata è stata invece ampiamente implementata. OTTICA ATTIVA “The segments must be permanently re-adjusted in position, up to a few times per second to cope with e.g. mounting imperfections, flexures, thermal changes, wind buffeting. To this end, the segments are mounted onto a support system connected to three position actuators that allow re-positioning of the segment down to a few nanometre accuracy. “ “OWL could start science operation as a 60-m class telescope by 2016-2017, with full 100-m capability by 2020.”

Telescopi FIR-mm IRAM SEST CSO 100-1000 mm / 1-10 mm Pico Veleta, Spagna -2200 m 30 metri di dia. SEST Cerro La Silla, Cile - 29 15 S; 70 44 W-2400 m 15 metri di dia. CSO Mauna Kea, Hawaii - 19 50 N; 155 28 W- 4123 m 10 metri di dia.

Wilkinson Microwave Anisotropy Probe 2 telescopi Gregoriani fuori asse che puntano direzioni opposte Planck-Surveyor 1 telescopio Gregoriano fuori asse BOOMERanG 1 specchio parabolico fuori asse

Radiotelescopi Arecibo 100-Effelsberg 10 mm – 30 m Porto Rico - 305 metri di dia. Puntamento minimale - 40.000 pannelli 100-Effelsberg Bonn – Germania - 6°53'0.3" E 50°31'30" N - 319m 100 metri di dia. Mont. Altaz Orientabile – l = 3mm

Interferometri Radio VLTI PdBI VLA ALMA

RATAN-600 Anello di 600 metri di dia. di circa 900 pannelli

Astronomia millimetrica: Concentratori di radiazione : Heat Traps Tecniche di modulazione del segnale Ottiche mobili Baffles & Vanes

Concentratori di radiazione: Coni di Winston Applicazioni: Rivelatori luce Cerenkov; Heat traps; Schermi per stray-radiation; Concentratori solari (C=85.000 S=74.000kW/m2) Analogie biologiche: Ricettori conici occhio umano Coni dell’artropode Lymulus Poliphemus. Geometria Risposta angolare Heat Trap = Cono + Bolometro Definizione angolare della risposta del rivelatore Riduzione background incidente (bassa emissività)

L’atmosfera nel FIR/mm Planck Survayor Traub & Stier, Appl. Opt., 15, 364 (1976) BOOMERanG SOFIA Osservazioni condizionate dalle righe di assorbimento/emissione di H2O,O2 e O3 Fluttuazioni di P,T e r RUMORE ATMO! MITO

Modulazione Spaziale: ottiche mobili Emissioni locali efficientemente rimosse. (Es. l’emissione dell’atmo può essere 5-6 ordini di grandezza maggiore dei targets cosmologici)  Modulazione del segnale -> efficiente estrazione dal rumore tramite tecnica di demodulazione sincrona (lock-in ) PROBLEMI & SOLUZIONI adottate: SPILLOVER – sottodimensionamento della pupilla d’ingresso del sistema ottico GRADIENTI TERMICI STRUMENTALI – massima sovrapposizione del beam negli specchi & specchi di materiali con alta conducibilità termica MICROFONIA – annullamento della coppia nel sistema di oscillazione dello specchio mobile

Requisiti per la modulazione & caratteristiche 3 profili di scansione in cielo: 3 campi, 2 campi & lineare Alta frequenza di modulazione 1/BOL>mod freq> (1/fatmo)-1 mod freq ~10 Hz Ampia separazione angolare condizione sulla ricetta ottica ~1 grado Alto “dutycycle” tplateau/T 80% Accorgimento meccanico: Connessioni tra posizione ferme dello specchio tramite raccordi di quartiche generate digitalmente Stabilità in ampiezza  2·10-3

Modulazione del segnale e baffles