Spettro Elettromagnetico secondo una catalogazione per effetti fisici (che ha origine nella storia della loro scoperta) Denominazione Intervallo d'energia.

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1 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 KeV 1,2 x 10-6 / 1,2 x 10-9 Raggi Ultravioletti 3 eV 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 eV 3 x 10-5 / 0,1 Onde Radio 1,2 x ,2 x 10-6 0,1 / 100

2 Telescopi g 1 MeV - 10 TeV

3 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)

4 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

5 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

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

7 Air Cerenkov Telescope
Cangaroo Whipple Veritas

8 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.

9 CASA-MIA Particle detector Array

10 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

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

12 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; W m s.l.m. Bolshoi Teleskop Azimutalnyi (Nizhny Arkhyz,Russia) : 6 metri di dia. 43 39 N; E m s.l.m. Nuove concezioni: Mosaico di specchi (vd MMT) Specchio segmentato (vd Keck I e II) Specchio a menisco (vd NTT)

13 Multi-Mirror Telescope
Mt. Hopkins, Arizona N; W m 6 specchi da 1.8-m > 4.5 metri equivalenti nuovo primario da 6.5 metri! Keck I e II Mauna Kea, Hawaii N; W m Specchi da 10-m realizzati con 36 segmenti

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

15 Principio funzionamento Ottica Adattiva

16 Principio funzionamento Ottica Adattiva

17 Ottica Adattiva: Risultati

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

19 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 m, piano. 8) Piano focale, f.o.v. = 10 arco minuti.

20 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 , with full 100-m capability by 2020.”

21 Telescopi FIR-mm IRAM SEST CSO 100-1000 mm / 1-10 mm
Pico Veleta, Spagna m 30 metri di dia. SEST Cerro La Silla, Cile S; W-2400 m 15 metri di dia. CSO Mauna Kea, Hawaii N; W m 10 metri di dia.

22 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

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

24 Interferometri Radio VLTI PdBI VLA ALMA

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

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

27 Concentratori di radiazione: Coni di Winston
Applicazioni: Rivelatori luce Cerenkov; Heat traps; Schermi per stray-radiation; Concentratori solari (C= 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)

28 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

29 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

30 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

31 Modulazione del segnale e baffles