Sistemi ottici: telescopi

Presentazione sul tema: "Sistemi ottici: telescopi"— Transcript della presentazione:

1 Sistemi ottici: telescopi
Corso di Tecnologie Spaziali – Lezione 9 Sistemi ottici: telescopi Dr. Emanuele Pace Lisa Gambicorti Febbraio 2009

2 E. Pace - Tecnologie Spaziali
Sistemi ottici Sistemi ottici Spettroscopici Ad immagine Telescopio Grisma Prisma Reticolo Riflessione Rifrazione Trasmissione E. Pace - Tecnologie Spaziali

3 Spettroscopia ed imaging
Immagine del Deep Field dell’HST e spettri delle galassie osservate E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Telescopi Le funzioni base di un telescopio, sistema ottico composto di lenti e specchi, sono Ingrandire l’angolo apparente sotteso da oggetti distanti Aumentare la quantità di luce che raggiunge l’occhio dell’osservatore Un telescopio, come sistema ottico, viene descritto mediante l’ottica al primo ordine L’ottica al primo ordine tratta i raggi ottici e le immagini vicine all’asse ottico nella cosiddetta regione parassiale. Nell’ottica al primo ordine, gli elementi del sistema ottico sono superfici a simmetria rotazionale, tutte centrate sull’asse ottico, e infinitamente sottili Il disegno ottico di un telescopio è valido per tutte le lunghezze d’onda ad eccezione di quelle inferiori a 30 nm e al radio. Nel primo caso si usano telescopi ad incidenza radente, nel secondo antenne E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Parametri ottici D = apertura D f = lunghezza focale E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Parametri ottici Sistema Diottrico Sistema Catottrico im ob E. Pace - Tecnologie Spaziali

7 La teoria di Gauss (1841) Al primo ordine ipotesi semplificative:
Superficie sferiche di rivoluzione: z = cy2 Legge di Snell linearizzata: n sin = n"sen  "  n  = n" ” Raggi paralleli inclinati di  (radianti, <<) convergono nel punto Q: QF=f  tan   f   (mm) QF è il piano focale E. Pace - Tecnologie Spaziali

8 E. Pace - Tecnologie Spaziali
La teoria di Gauss al I ordine fissa solo i parametri principali del sistema ottico e la posizione dell'immagine non è adeguata a descrivere la qualità dell'immagine stessa. I parametri cruciali sono la distanza h del raggio dal vertice V e il suo angolo  con l'asse ottico. Solo se h << raggio di curvatura (raggi parassiali) e se gli angoli sono piccoli, la teoria gaussiana è sufficiente. In generale, l'immagine conterrà aberrazioni geometriche: un punto sorgente produrrà in prossimità del piano focale non un punto immagine ma una volume tridimensionale inviluppato da una superficie chiamata caustica. E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Parametri ottici Rapporto focale. Data la focale f di un sistema ottico e l’apertura D: F# = f /D Il confronto fra rapporti focali diversi viene qualificato con i termini “lento” e “veloce”. Focale: specchio lente sottile E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Parametri ottici Ingrandimento Focale effettiva I sistemi ottici hanno in genere più di un elemento ottico. Due elementi con lunghezza focale f1 ed f2 separati da una distanza d hanno focale effettiva feff : E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Invariante ottico E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Parametri ottici Throughput (potere di raccolta della luce) determina la luminosità dell’immagine o il flusso di fotoni che dall’apertura raggiungono il piano focale: I = intensità [ph/s/sr] B = brillanza [ph/s/cm2/sr] Throughput m  dΩ dS Mpc f E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Parametri ottici Campo di vista (field of view: FOV). Si ottiene in radianti dal reciproco di F#, dipende quindi da D ed f Potere risolutivo. Il potere risolutivo ideale  di un telescopio è dato dal limite di diffrazione: risol. angolare risol. lineare In condizioni reali il potere risolutivo è limitato dal seeing e in qualche caso dalle dimensioni del pixel che non è piccolo abbastanza. E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Disco di Airy E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Aberrazioni ottiche Un sistema ottico di specchi o di lenti sarà dunque in generale affetto da vari tipi di aberrazioni geometriche, che vengono dette: aberrazione sferica, curvatura di campo, coma, astigmatismo, distorsione, e che vedremo tra breve. Le lenti hanno una aberrazione in più rispetto all'equivalente a specchi, cioè il cromatismo, che però puo' essere minimizzato con una opportuna combinazione di vetri a diverso indice di rifrazione (doppietti, tripletti, etc.). L'importanza delle aberrazioni cresce con il diminuire di F/# con F/# -3 per l'aberrazione sferica, F/# -2 per il coma, F/# -1 per l'astigmatismo). Per tale motivo nel passato si costruivano telescopi lunghissimi ed è molto difficile ottenere telescopi di qualità ottica buona con piccoli F/# E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Se la distanza h del raggio dall'asse non è piccola (tali raggi si dicono marginali), bisogna mantenere le potenze di y superiori alla seconda. Si consideri poi un generico angolo  tra l'asse ottico e un raggio di luce; l'espansione in serie di Taylor del sin nella legge di Snell conterrà termini in  ,  3,  5, …; A seconda della potenza cui si lavora, si ha la teoria al III ordine, al V ordine, e così via. Nei telescopi astronomici il III ordine è di solito adeguato (ma non è più vero per la strumentazione ausiliaria, ad es. per gli spettrografi). Siccome  =  (h,), si avranno termini in h3 (aberrazione sferica), h2 (coma), h 2 (astigmatismo),  3 (distorsione, di solito poco importante nei telescopi). E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Aberrazioni ottiche Aberrazione cromatica Questo tipo di difetto non è presente nei telescopi riflettori e nei telescopi catadiottrici è presente in misura irrilevante. E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Aberrazioni ottiche Aberrazione sferica L’aberrazione sferica, presente in lenti e specchi, è causata dalla focalizzazione di raggi paralleli in punti diversi lungo l’asse ottico: punti fuori asse sono focalizzati più vicino alla lente o specchio dei parassiali. E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Aberrazioni ottiche Coma Aberrazione ottica causata dal fatto che i raggi fuori asse non convergono sul piano focale. Il coma è positivo quando i raggi fuori asse focalizzano più lontano dall’asse ottico e negativo quando focalizzano più vicino E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Aberrazioni ottiche Astigmatismo Quando un oggetto fuori asse è focalizzato da una lente sferica, la naturale asimmetria dà luogo all’astigmatismo. Il sistema sembra avere due differenti lunghezze focali. L’astigmatismo è definito come la distanza tra i due fuochi e dipende dalla forma della lente solo se l’apertura del sistema ottico non è in contatto con la lente stessa. E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Tipi di Telescopio E. Pace - Tecnologie Spaziali

22 Telescopio rifrattore: Diottrico
Limitato per grandi aperture dal peso della lente obiettivo Aberrazione cromatica sistemi acromatici Aberrazione sferica Coma Astigmatismo Distorsione di campo Modifica della curvatura della lente Piccoli FOV E. Pace - Tecnologie Spaziali

23 Afocali Due tipi fondamentali di telescopi a due lenti o a due specchi. Questi disegni si riferiscono a telescopi afocali, la focalizzazione sarà effettuata dall'occhio. E. Pace - Tecnologie Spaziali

24 Telescopio a riflessione: Catottrico
Telescopi basati su specchi o combinazioni di specchi e lenti (catadiottrici). I principali riflettori sono Newtoniano Gregoriano famiglia dei Cassegrain I catadiottrici più usati sono Schmidt-Cassegrain Maksutov-Cassegrain La famiglia dei Cassegrain ha 3 opzioni principali: classico Dall-Kirkham Ritchey-Chretien E. Pace - Tecnologie Spaziali

25 Un solo specchio, primo fuoco
Da uno specchio parabolico, la luce va al primo fuoco I'1 a cui come Newton si può aggiungere uno specchio a 45°, che non introduce aberrazione. Herschel invece preferì una soluzione fuori-asse (che non ha ostruzione centrale). E. Pace - Tecnologie Spaziali

26 Tipo Newton Parabolic primary mirror Flat secondary mirror
Incoming light Newtoniano primario paraboloide secondario piano Aberrazione sferica solo con primario sferico Astigmatismo presente a largo campo Coma aberrazione dominante non eliminabile Inutilizzabile per progetti spaziali poiché richiedono un piano focale in asse con il telescopio Piccolo campo E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Tipo Cassegrain Cassegrain classico raramente usato per strumenti moderni primario paraboloide e secondario iperboloide Aberrazione sferica assente Coma Astigmatismo Curvatura di campo concava elevata Presente anche a piccoli campi E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Tipo Gregoriano Un'altra possibilità di una configurazione a due specchi fu trovata da Gregory. Il secondario ha sezione di ellisse convessa e viene messo dopo il fuoco F. L'immagine è diritta. Il Large Binocular Telescope usa questa configurazione, e lo stesso fanno molti radiotelescopi. Gregoriano ottimale per l’uso degli oculari primario paraboloide secondario ellissoide convesso Aberrazione sferica assente Coma possibile correggerlo con la curvatura degli specchi Astigmatismo eliminabile solo con l’uso di oculari Curvatura di campo convessa E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Esempio di Cassegrain 67 E. Pace - Tecnologie Spaziali

30 Tipo Ritchey-Chretien
Ritchey-Chretien adatto per grandi FOV, ma difficile fare rapporti focali più lenti di f/8 primario e secondario iperboloidi Aberrazione sferica assente Coma assente Astigmatismo presente e limitante ad aperture angolari > 0.7° Curvatura di campo concava, la più elevata della famiglia Per minimizzare le aberrazioni della configurazione Cassegrain molti telescopi hanno adottato una soluzione ottica già suggerita da Ritchey e Chrétien nel 1920: le eccentricità e1, e2 dei due specchi sono parametri liberi la forma paraboloidale del primario viene modificata aprendo la superficie verso un iperboloide la combinazione di due superficie iperboloidali produce un fuoco Ritchey -Chrétien privo di aberrazione sferica, coma e astigmatismo su un buon campo di vista, anche se la superficie focale diviene concava verso la luce incidente (si può mettere un a lente spianatrice di campo, facendo però attenzione al cromatismo) E. Pace - Tecnologie Spaziali

31 Cassegrain e gregoriano
Gregoriano ottimale per l’uso degli oculari primario paraboloide secondario ellissoide convesso Aberrazione sferica assente Coma possibile correggerlo con la curvatura degli specchi Astigmatismo eliminabile solo con l’uso di oculari Curvatura di campo convessa Cassegrain classico raramente usato per strumenti moderni primario paraboloide e secondario iperboloide Coma Astigmatismo Curvatura di campo concava elevata Dall-Kirkham adatto per piccoli FOV primario ellissoide e secondario sferico Coma presente anche a piccoli campi Astigmatismo presente Curvatura di campo concava Ritchey-Chretien adatto per grandi FOV, ma difficile fare rapporti focali più lenti di f/8 primario e secondario iperboloidi Coma assente Astigmatismo presente e limitante ad aperture angolari > 0.7° Curvatura di campo concava, la più elevata della famiglia Presente anche a piccoli campi E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Il telescopio Schmidt Schmidt adatto per grandi FOV, raggiunge 6° ( ≈ 0.1 radiante) primario sferico, lente correttrice con superficie di 4 grado Aberrazione sferica assente Coma assente Astigmatismo assente Superficie focale convessa verso il primario E. Pace - Tecnologie Spaziali

33 Riflettori-rifrattori: Catadiottrici
Schmidt-Cassegrain Maksutov-Cassegrain E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Catadiottrici Schmidt-Cassegrain primario sferico secondario sferico o asferico menisco di Schmidt per correggere l’aberrazione sferica Aberrazione sferica assente Coma Astigmatismo Curvatura di campo molto elevata Maksutov-Cassegrain primario sferico secondario sferico convesso menisco di Maksutov per correggere l’aberrazione sferica Molti disegni ottici che giocano sui ‘gradi di libertà’ per correggere coma, astigmatismo, aberrazione cromatica presente, ma eliminabile con secondario asferico o allontanando la lente di Schmidt dal secondario E. Pace - Tecnologie Spaziali

35 Specchi per il visibile
Materiali ‘Zero Expansion’ – Materiali come Astro-Sitall, Zerodur, o ULE vengono utilizzati come substrato per specchi poiché non hanno espansione termica rilevante alle temperature a cui opera un telescopio normalmente. Lavorazione – Si utilizza il ‘polishing’ ovvero la levigazione mediante polveri di diamante di dimensioni sempre più piccole (fino ad alcuni micron) diluite in acqua. La tecnica moderna è computerizzata. Gli errori sulla forma delle ottiche sono dell’ordine di λ/20 o λ/25. Misura dell’errore – La misura dell’errore di forma si fa con il metodo interferometrico, analizzando le frange prodotte per confronto con una superficie campione e illuminando con lampade al sodio (λ=586 nm). E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Telescopio spaziale                                                              E. Pace - Tecnologie Spaziali

37 Telescopio ottico spaziale: HST
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38 E. Pace - Tecnologie Spaziali
HST 2,4 m di diametro in configurazione Ritchey-Chretien Le osservazioni dall'ultravioletto all'infrarosso (115 nm – 1 mm) E. Pace - Tecnologie Spaziali

39 HST: aberrazione sferica
1993 Missione spaziale Shuttle Endeavour: Correzione: COSTAR Nuova camera: WFC2 E. Pace - Tecnologie Spaziali

40 E. Pace - Tecnologie Spaziali
HST: mission 2 1993 Servicing Mission 1 WFPC2 - Wide Field Planetary Camera 2 - Second-generation imaging camera. WFPC2 is an upgraded version of WF/PC (1) which includes corrective optics and improved detectors. COSTAR - Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement - Second-generation corrective optics. COSTAR is not an actual instrument. It consists of mirrors which refocus the abbreviated light from Hubble's optical system for first-generation instruments. Only FOC utilizes its services today. E. Pace - Tecnologie Spaziali

41 HST - L'aberrazione sferica del primario
L'HST lavora solo in configurazione RC, a due specchi. Tuttavia lo specchio primario era affetto da severa aberrazione sferica. Quando lo si scoprì, venne piazzato un correttore (COSTAR) dopo il fuoco RC, grazie alla accessibilità dell'orbita bassa. Gli strumenti di seconda e terza generazione hanno la correzione al loro interno. E. Pace - Tecnologie Spaziali

42 HST - L'aberrazione sferica del primario
15% dell’encircled energy era in 0.2”, l’85% era in 1.4” Aberrazione sferica: differenza di 38 mm nella messa a fuoco delle regioni centrali rispetto alle esterne Problema dovuto alla lavorazione dell’ottica che aveva modificato la curvatura La NASA non aveva MAI (!) fatto test ottici sulle due ottiche, primaria e secondaria, insieme Soluzione: COSTAR (Corrective Optics STAR) STAR (Space Telescope Axial Replacement) era uno strumento “dummy” usato durante i test a terra COSTAR veniva introdotto prima degli strumenti di piano focale per correggere gli effetti dovuti all’aberrazione sferica E. Pace - Tecnologie Spaziali

43 E. Pace - Tecnologie Spaziali
WSO instrument The WSO/UV S/C E. Pace - Tecnologie Spaziali

44 E. Pace - Tecnologie Spaziali
WSO instrument Optical Bench Guiding Sensor Primary Mirror Unit Optical Bench Mounting Unit Imager Unit Summary of the Spectrum-UV/WSO-UV Space complex and its components E. Pace - Tecnologie Spaziali

45 WSO telescope Primary mirror 1700 mm Secondary mirror
Effective Focal planeX 30’ 148 mm 400 mm Optical System Ritchey-Chretien aplanatic ( no sherical and coma aberration) Aperture diameter 1700 mm Telescope f-number 10.0 FOV 30’ (150 mm in diameter) Wavelength range nm (+visible) Primary Wavelength 200 nm Optical quality Diffraction optics at the FOV center Mass 1570 kg (1600 with adapter truss) Size 5.67x2.30 m (transport) 8.43x2.3 m (operational) E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Esempio: HERSCHEL Missione solare HElium Resonant Scattering from HELiosphere Immagini del sole nell’EUV Coronografo nel VIS/EUV Volo previsto per il 2009 da White Sands Obiettivo principale della missione: Osservare il Sole alla riga di emissione dell’He ionizzato (30.4 nm), in particolare nella corona fino a 2 raggi solari E. Pace - Tecnologie Spaziali

47 E. Pace - Tecnologie Spaziali
UVC – HERSCHEL E. Pace - Tecnologie Spaziali

48 Disegno ottico di UVC - HERSCHEL
Gregoriano E. Pace - Tecnologie Spaziali

49 Riflettività nei raggi X
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50 E. Pace - Tecnologie Spaziali
Telescopi a raggi X Wolter dimostrò il funzionamento di questi specchi nel 1951 per applicazioni alla microscopia E. Pace - Tecnologie Spaziali

51 Telescopi a raggi X I primi ad usarli per l’astronomia furono Giacconi e Rossi nel 1960 E. Pace - Tecnologie Spaziali

52 E. Pace - Tecnologie Spaziali
XMM E. Pace - Tecnologie Spaziali

53 Telescopio per raggi X Specchi Wolter I coassiali XMM – Newton
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Specchi per raggi X a) Mandrino superpulito In Al rivestito di 0.1 mm Ni, depositato sull’alluminio attraverso un processo chimico (Kanigen©). Il mandrino così preparato viene sagomato fino a ottenere il profilo parabolico-iperbolico desiderato. Quindi è sottoposto a un processo di superpulitura per raggiungere una rugosità superficiale < 0,5 nm. b) Deposizione dell’oro. Il mandrino viene inserito in un crogiuolo dove viene depositato l’oro da evaporare. L’oro viene evaporato per bombardamento di elettroni, fino a formare uno strato di circa 100 nm. E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Specchi per raggi X c) Il rivestimento di nichel. Lo strato di oro è rivestito di un ulteriore strato di nichel attraverso un bagno elettrolitico fino al raggiungimento dello spessore desiderato (0,1 – 1,0 mm). d) Lo specchio sul mandrino. È lo strato d’oro rinforzato da quello di nickel che costituisce lo specchio. La superficie d’oro ha la funzione di riflettere i raggi X. Il rivestimento di nichel depositato attraverso il bagno elettrolitico serve a dare consistenza meccanica al sottile strato di metallo prezioso. e) La separazione dello specchio. La separazione è ottenuta raffreddando quest’ultimo: infatti il coefficiente di espansione termica dell’alluminio è circa il doppio di quello del nickel e con il raffreddamento si crea una piccola intercapedine che permette la separazione dello specchio. Le superfici così ottenute hanno una curvatura perfetta, con micro-rugosità < 0,5 nm. Ciò permette di ottenere immagini X con risoluzione simile a quelle ottiche. E. Pace - Tecnologie Spaziali

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Riferimenti Lisa Gambicorti CNR-Istituto Nazionale di Ottica Applicata tel: Dip.di Astronomia e Scienza dello Spazio tel: E. Pace - Tecnologie Spaziali