Dallosservazione al risultato scientifico Amata Mercurio – parte 1 INAF - OAC.

Presentazione sul tema: "Dallosservazione al risultato scientifico Amata Mercurio – parte 1 INAF - OAC."— Transcript della presentazione:

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2 Dallosservazione al risultato scientifico Amata Mercurio – parte 1 INAF - OAC

3 Ricerca dei target Analisi dellimmagine Tipo di osservazione Conclusione scientifica

4 Cosa vogliamo studiare?

5 Fisica del sole Fisica delle stelle e del mezzo interstellare ….per esempio…. Fisica delle galassie e cosmologia Sistema solare e mezzo interplanetario

6 Cosa sappiamo è una stella sta bruciando idrogeno Fisica del sole

7 Cosa sappiamo è una stella sta bruciando idrogeno modello standard Fisica del sole

8 Cosa sappiamo Cosa cerchiamo di capire è una stella sta bruciando idrogeno modello standard neutrini Fisica del sole

9 Cosa sappiamo Cosa cerchiamo di capire è una stella sta bruciando idrogeno modello standard campo magnetico rotazione neutrini Fisica del sole

10 Cosa sappiamo Cosa cerchiamo di capire è una stella sta bruciando idrogeno modello standard campo magnetico rotazione neutrini Fisica del sole

11 Modello standard Simmetria sferica Irraggiamento Rotazione interna lenta Convezione in strati instabili Campo magnetico interno debole

12 Neutrino Ci permette di studiare linterno del sole perché non interagisce con la materia che attraversa Il numero di neutrini predetto dal modello standard è superiore rispetto al flusso misurato Particella che in fisica nucleare viene detta leptone. Può essere di diversi tipi, a seconda della reazione che lo produce: elettronico muonico tauonico ?

13 Modelli non standard Rapida rotazione interna Campo magnetico interno forte Modelli costruiti ad hoc per giustificare la deficienza nel flusso misurato di neutrini

14 Cosa sappiamo Cosa cerchiamo di capire cosè una stella come nasce come evolve stelle di presequenza pulsar & buchi neri come muore binarie nane brune Fisica delle stelle e del mezzo interstellare

15 Cosa sappiamo Cosa cerchiamo di capire cosè una galassia classificazione morfologica popolazioni stellari età & evoluzione parametri cosmologici materia oscura distanza dinamica Fisica delle galassie e cosmologia

16 Che tipo di osservazione vogliamo fare?

17 Il fotone costituisce lunità base del trasporto di energia della luce, che è unonda elettromagnetica che viaggia nello spazio. Losservazione di una sorgente consiste nella raccolta e nellanalisi di una predefinita porzione di fotoni da essa emessi, per mezzo di rivelatori. I fotoni costituiscono il ponte tra noi ed il cosmo. Losservazione astronomica

18 Per ogni regione dello spettro elettromagnetico esistono oggi strumenti di osservazione, che si basano su tecniche strumentali e metodi di rivelazione della radiazione tra loro differenti. Lo spettro elettromagnetico Lacquisizione di immagini a diverse lunghezze donda è uno dei punti più importanti della ricerca astronomica.

19 La Banda dellultravioletto Questa banda si suole dividere in tre sezioni, caratterizzate da diverse quantità di energia UV-A è spesso chiamata luce nera, per le sue capacità di far emettere luce visibile in materiali fluorescenti UV-B è la forma più distruttiva di luce UV. Ha sufficiente energia per provocare danni a tessuti organici (cancro della pelle) UV-C è assorbita quasi completamente dallatmosfera. A contatto con lossigeno forma ozono. E presente nelle lampade germicida

20 La Banda dellinfrarosso La luce nellinfrarosso contiene una bassa quantità di energia per fotone Poiché il calore è una fonte di energia infrarossa, un qualunque dispositivo usato per rivelarla è sensibile a fonti di calore esterne al target

21 I fotoni appartenenti a regioni diverse dello spettro elettromagnetico forniscono informazioni su quantità fisiche diverse degli oggetti astronomici Ottico NIR distribuzione spaziale delle galaxies cinematica delle galassie presenza di sottostrutture proprietà fotometriche delle galassie Raggi X gas caldo IntraCluster gradienti di temperature Radio interazione tra radio galassie e gas caldo presenza di campi magnetici popolazione di particelle relativistiche ….se per esempio studiamo gli ammasi di galassie….

22 Con quale strumento? Imaging Spettroscopia Interferometria Imaging X Imaging

23 Natura ondulatoria della luce Considerate due sorgenti che emettono onde di uguale frequenza e che mantengono costante ed invariata la loro differenza di fase, la loro sovrapposizione provoca un fenomeno che prende il nome di: Interferometria Interferenza

24 Onde luminoseOnde dacqua Vasca piena dacqua, con una sorgente puntiforme posta sulla superficie Ogni punto della superficie, sottoposto ad una vibrazione si sposta dalla posizione di equilibrio

25 Lo spostamento può essere sopra al piano orizzontale Spostamento positivo Oppure sotto al piano di equilibrio Spostamento negativo Se lo spostamento è massimo ed è positivo si parla di Cresta Il valore assoluto dello spostamento del massimo si chiama Ampiezza donda Se lo spostamento è massimo ed è negativo si parla di Ventre La vibrazione emessa dalla sorgente si propaga in tutte le direzioni e con la stessa velocità

26 Consideriamo due sorgenti vibranti allunisono (in fase), con medesima frequenza e ampiezza. Le circonferenze scure rappresentano i punti in cui si trova una cresta, le chiare quelli dove si trova un ventre.

27 La somma è 0 perché in B la differenza di cammino è sempre pari a /2. Si dice che in B si ha interferenza distruttiva in qualunque istante, durante la propagazione dellonda, lo spostamento risulta uguale a 0. B

28 lo spostamento varia nel tempo: in alcuni istanti si ha una cresta, in altri si ha un ventre. Nel punto P cè una cresta, la differenza di cammino ottico è pari a P

29 lo spostamento varia nel tempo: in alcuni istanti si ha un ventre, in altri si ha una cresta. Nel punto Q cè un ventre, la differenza di cammino ottico è pari a Q

30 Un interferometro è uno strumento in grado di produrre interferenza fra due raggi luminosi generati a partire da un unico raggio.

31 Cosa possiamo osservare ? Onde gravitazionali Le onde gravitazionali sono generate dallaccelerazione di materia. Per creare in laboratorio una sorgente di onde gravitazionali potremmo costruire un sistema di due masse rotanti.

32 Possiamo studiare ……. ambienti circumstellari di stelle vicine in regioni di formazione regioni intorno ad Nuclei Galattici Attivi (AGNs) ammassi di stelle al centro della nostra galassia compagne per stelle di sequenza principale e presequenza principale

33 Natura ondulatoria della luce Uno spettro è il risultato della separazione di unonda luminosa nei suoi costituenti base (colori). Lo spettro a noi maggiormente familiare è quello che la natura stessa ci offre: lARCOBALENO. Spettroscopia Spettro

34 Dallanalisi dello spettro è possibile conoscere la composizione chimica, la temperatura, la pressione ed il moto di stelle e galassie anche molto distanti. Uno spettrografo è uno strumento in grado di separare i colori di un raggio luminoso policromatico. E formato principalmente da: Spettrografo collimatore elemento dispersore fenditura grism grating prisma

35 La strumentazione

36 Imager-Spettrografo SOFI

37 ESO Multi Mode Instrument

38 Galassia Rivelatore

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40 Spettro osservato con lemissione del cielo Lunghezza donda Posizione lungo la fenditura

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42 Righe e loro aspetto Larghezza e posizione delle righe Cosa possiamo osservare ? elementi presenti popolazioni stellari temperatura

43 Righe e loro aspetto Larghezza e posizione delle righe Cosa possiamo osservare ? elementi presenti popolazioni stellari temperatura

44 Larghezza e posizione delle righe Effetto Doppler Redshift

45 moto delle stelle allinterno delle galassie moto delle galassie lontane moto delle galassie vicine cinematica interna delle galassie cinematica degli ammassi cosmologia

46 Natura corpuscolare e ondulatoria della luce Unimmagine è il risultato della raccolta dei fotoni costituenti unonda luminosa. I fotoni hanno energie differenti, ottenendo immagini diverse a seconda della lunghezza donda osservata. Imaging Immagine

47 Si possono conoscere gli abitanti del nostro universo, la loro forma fisica, le loro amicizie e il loro stato mentale attraverso il conteggio delle particelle da loro emesse.

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51 Teoria In che banda Cosa osservare Con che strumento In che modo Pratica limiti dellatmosfera Conoscenza delluso corretto della strumentazione limiti del sito Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dello strumento

52 Teoria In che banda Cosa osservare Con che strumento In che modo Pratica limiti dellatmosfera Conoscenza delluso corretto della strumentazione limiti del sito Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dello strumento

53 Conoscenza e uso corretto della strumentazione Vi sono campi dellastronomia che vengono osservati e studiati meglio con un tipo di strumentazione piuttosto che unaltra. Anche un telescopio semplice può essere utile per osservare oggetti vicini, per esempio appartenenti alla Via Lattea (ammassi di stelle e nebulose), ma possono essere anche adeguati per osservare galassie esterne vicine. E chiaro che più gli strumenti sono potenti, più forniranno immagini superbe, ma saranno proporzionalmente complessi e difficili sa usare ….inoltre non dobbiamo dimenticare la turbolenza atmosferica…

54 Teoria In che banda Cosa osservare Con che strumento In che modo Pratica limiti dellatmosfera Conoscenza delluso corretto della strumentazione limiti del sito Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dello strumento

55 Conoscenza delle tecniche di osservazione A causa della debolezza e della lontananza degli oggetti celesti, la loro osservazione non è agevole. Se poi aggiungiamo gli ostacoli atmosferici, aumenta il rischio di rimanere delusi. E buona regola evitare di dare solo una fugace occhiata agli oggetti che vogliamo studiare, persistendo il più possibile nellosservazione delloggetto, consentendo anche al nostro cervello di accumulare un numero sempre maggiore di informazioni nel tempo. Nel caso in cui registriamo la nostra immagine mediante luso di un rivelatore, dobbiamo tener presente che oggetti più deboli richiedono osservazioni più lunghe o la combinazione di osservazioni brevi per ottenere tempi di posa totali lunghi.

56 NGC 253 Rifrattore Borg 125 CFHT

57 Teoria In che banda Cosa osservare Con che strumento In che modo Pratica limiti dellatmosfera Conoscenza delluso corretto della strumentazione limiti del sito Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dello strumento

58 Cosa è lestinzione atmosferica ? (1) Lestinzione atmosferica del segnale di una stella è dovuto allassorbimento dello strato di atmosfera terrestre atmosfe ra specchio Flusso esterno Flusso osservato atmosfe ra z 1 sec z zenith Per definizione se osserviamo un oggetto allo zenith diciamo che lo stiamo osservando a 1 massa daria, per cui se osserviamo in una direzione che forma un angolo z con lo zenith, stiamo osservando a massa daria secante z. Se loggetto è allo zenith (guardando dritto) la massa daria che il segnale deve attraversa è minore e quindi lassorbimento è minore.

59 Cosa è lestinzione atmosferica ? (2) Lestinzione dipende fortemente dalla banda di osservazione. Essa è molto alta nella parte blu della finestra ottica e diminuisce lentamente andando verso il rosso Dipende fortemente anche dallaltitudine a cui è posto il telescopio. Per questo motivo i telescopi vengono messi anche a 4000 m di altezza.

60 Teoria In che banda Cosa osservare Con che strumento In che modo Pratica limiti dellatmosfera Conoscenza delluso corretto della strumentazione limiti del sito Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dello strumento

61 il SEEING zona di turbolenza zona di turbolenza fronte donda distorto fronte donda distorto superficie superficie fronte donda piano fronte donda piano Si considera ottimo un seeing di 0.4 arcsec Si considera buono un seeing di 0.8 arcsec Si considera pessimo un seeing maggiore di 1.5 arcsec Migliore seeing di Napoli = 2.4 arcsec !!! Migliore seeing del deserto di Atacama (Cile) = 0.4 arcsec !!!

62 Illuminazione notturna

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64 2600 m umidità: 4%

65 Strumenti delle nuove generazioni ESO - Very Large Telescope (4 x 8m)

66 Teoria In che banda Cosa osservare Con che strumento In che modo Pratica limiti dellatmosfera Conoscenza delluso corretto della strumentazione limiti del sito Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dello strumento

67 Rapporto S/N (1) Il rapporto S/N in unosservazione è fondamentale perché determina lerrore che avremo sulla determinazione della magnitudine delloggetto in questione. In un osservazione con CCD si hanno diverse sorgenti di rumore: il rumore fotonico, il rumore di lettura dei dati, il rumore dovuto alleccitazione termica degli elettroni il rumore dovuto alla non uniformità del CCD.

68 Per la maggioranza delle osservazioni in bande larghe, il rumore fotonico domina su tutte le altre sorgenti di errore. S/N= n. Il problema è che bisogna sommare lerrore dovuto ai conteggi della stella e quello dovuto ai conteggi del cielo: C stella = C stella+cielo -C cielo I conteggi relativi al cielo vengono sottratti, ma rimane il contributo sullerrore S/N = C stella / (C stella +2C cielo ) Fondamentale è quindi minimizzare il contributo allerrore dovuto al cielo. Rapporto S/N (2)

69 Rapporto S/N (3) Nel progettare unosservazione è quindi opportuno tenere conto di questo e determinare il tempo di esposizione in modo tale che il segnale della stella sia molto maggiore rispetto a quello del cielo cosicché C stella C cielo S/N= (C stella )= n Se il segnale della stella è molto inferiore a quello del cielo C stella C cielo S/N= (2C cielo ) e diviene praticamente impossibile distinguere la nostra sorgente luminosa. Il ruolo del cielo è quindi fondamentale nella determinazione del rapporto S/N e quindi nella osservazione di oggetti deboli.

70 Rapporto S/N (4) Per ottenere un miglior rapporto S/N occorre allora: 1) utilizzare un telescopio più grande 2) aumentare il tempo di integrazione aumentando il tempo di esposizione della singola immagine oppure sommando più immagini. Aumentando il diametro del telescopio di un fattore 2 si aumenta larea di raccolta di un fattore 4 e quindi facile dimostrare che per un dato tempo di esposizione S/N D Tel Infatti…...

71 Rapporto S/N (5) Vediamo qual è landamento del rapporto S/N in funzione del tempo di integrazione e del diametro del telescopio: Per migliorare il rapporto S/N di un fattore 2 dobbiamo quadruplicare il tempo di osservazione. Più lunga è la posa, maggiore è il segnale del cielo e quindi il disturbo del cielo, ma S/N aumenta perché il segnale della stella aumenta linearmente nel tempo, mentre il rumore del cielo aumenta solo come t C = t R con t tempo di integrazione, R numero di conteggi al secondo S/N = t R stella / (t R stella +2 t R cielo ) = t R stella / (R stella +2R cielo ) S/N t

72 Rapporto S/N (6) Quando a dominare è il rumore fotonico il rapporto S/N dipende solo dal numero totale dei fotoni rivelati e quindi è equivalente raggiungere il tempo di integrazione necessario con ununica esposizione o sommando più immagini nel caso in cui, invece, a predominare sia il rumore di lettura occorre fare unesposizione più lunga e non sommarne di brevi. Un problema delle pose lunghe è, per esempio, quello dei raggi cosmici che possono essere eliminato sommando o mediando più pose brevi. Notiamo infine che …... Ogni osservazione deve quindi essere attentamente progettato tenendo presente tutti i fattori in gioco,