Cutispoto Telescopi
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Telescopi e Osservazioni Astronomiche Giuseppe Cutispoto [email protected] INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania XX Scuola Estiva di Astronomia – Stilo (RC) – 23 Luglio 2015 I Telescopi Lo studio dei corpi celesti è, in gran parte, basato sull’analisi della loro radiazione elettromagnetica; fino al 1609 tutte le osservazioni astronomiche erano effettuate a occhio nudo Oggi i telescopi sono gli strumenti più utilizzati per studiare l’Universo; poiché sono in grado di catturare molta più radiazione dell’occhio umano ci permettono di osservare oggetti altrimenti invisibili La possibilità di “ingrandire” le sorgenti estese permette di cogliere un’enorme quantità di dettagli rispetto alle osservazioni a occhio nudo Classificazione dei telescopi I telescopi “ottici” possono essere suddivisi in tre categorie: 1) Rifrattori (lente) 2) Riflettori (specchio) 3) Catadriottici (lente + specchio) La luce viene raccolta da un “obiettivo” (lente o specchio) che la fa convergere nel “fuoco” D (“apertura”) “oculare” f’ F (“lunghezza focale” o “focale”) f/n: “rapporto di apertura” indica quante (n) volte la focale è maggiore dell’apertura (es.: riflettore, D = 20 cm, f/8 indica un telescopio con uno specchio da 20 cm di diametro e lunghezza focale di 160cm) L’ingrandimento E’ dato dal rapporto tra la focale del telescopio (F) e quella dell’oculare (f’) I = Quindi non è una caratteristica del telescopio !! F f’ Il massimo ingrandimento utilile (Imax) è funzione del rapporto tra il potere risolutivo del rivelatore e il potere risolutivo del telescopio Per osservazioni visuali: Imax ~ D (in millimetri) Con un telescopio D = 50 cm, f/8 (F = 400 cm) avremo Imax ~ 500, che si otterrà utilizzando un oculare con f’ = 8 mm Imax dipende anche dal tipo di telescopio (per i rifrattori si può arrivare anche a 2 D) e dall’oggetto che stiamo osservando Tuttavia nella pratica si deve sempre adattare l’oculare alle condizioni atmosferiche ed è molto difficile utilizzare un telescopio al suo massimo ingrandimento Basso ingrandimento Alto ingrandimento Un oculare con focale più corta fornisce un’immagine di maggiori dimensioni lineari, ma di minore luminosità superficiale Con il minimo ingrandimento (Imin) si disperde la luce su un’area delle stesse dimensioni del rivelatore Per osservazioni visuali: Imin ~ D/7 (con D in millimetri) Con un telescopio D = 50 cm, f/8 avremo Imin ~ 70, che si otterrà con un oculare con focale f’ = 56 mm Campo visivo (‘’FoV’’) La distanza tra i bordi opposti dell’immagine fornita da un telescopio è il suo ‘’Campo Visivo’’ (FoV) Dipende dal FoV dell’oculare utilizzato e dal corrispondente ingrandimento: FoVtelescopio = ๐ ๐จ๐๐จ๐๐ฎ๐ฅ๐๐ซ๐ ๐ ′ ๐ ๐จ๐๐จ๐๐ฎ๐ฅ๐๐ซ๐ = ๐ ๐ญ Gli oculari possono avere 50° < FoV < 80° Se FoVoculare = 60° e I = 200, avremo FoVtelescopio = 0.3° = 18’ Il Potere Risolutivo A causa della natura ondulatoria della luce l’immagine di una sorgente puntiforme non è un punto ma una “figura di diffrazione” (la cui parte centrale è comunemente indicata come “disco di Airy”) Immagine di una sorgente puntiforme 0 1.22u 2.33u 3.24u La figura di diffrazione non è un difetto delle ottiche, ma una limitazione imposta dalla natura ondulatoria della luce Il “potere risolutivo” di un telescopio (a) è la distanza angolare minima di due sorgenti puntiformi che risultano separabili (criterio di Rayleigh) a (rad) = 1.22 l D 1 radiante ๏ 57°.3 ๏ 206265“ Se l = 5500 Å e D = 1 m a = 1.22 • 5500 • 10 1 −10 • 206265 = 0”.14 Nota la distanza (R) di un corpo e il potere risolutivo (a) del telescopio è possibile calcolare le dimensioni (d) del più piccolo particolare del corpo che risulta distinguibile: d = R โ tan a d a R Con un telescopio da 1m (a = 0”.14) potremmo distinguere, dalla Terra, oggetti con 260 m di diametro sulla superficie della Luna: d (km) = 384400 โ tan 0.000039 = 0.26 In realtà il “seeing” (così vengono indicati gli effetti di turbolenza dovuti all’atmosfera della Terra) impedisce, di norma, di raggiungere il limite di diffrazione e “stabilisce” il potere risolutivo effettivo di un telescopio Per gran parte dei siti osservativi il seeing vale ~ 1” (pari al potere risolutivo di un obiettivo di 14 cm), che consente di distinguere sulla superficie della Luna oggetti con 1.9 km di diametro L’atmosfera terrestre introduce quindi delle severe limitazioni al potere risolutivo dei telescopi di grandi dimensioni, ma non alla loro capacità di raccogliere grandi quantità di radiazione Scelta dei luoghi di osservazione Ottica “Adattiva” Osservazioni dallo spazio Le moderne osservazioni astronomiche Per le osservazioni “professionali” gli astronomi non utilizzano, ormai da tempo, l’occhio quale “recettore” della radiazione raccolta dal telescopio La radiazione raccolta dai telescopi viene inviata a un “Analizzatore” (spettrografo, fotometro etc.) successivamente registrata su un “Recettore” (dispositivo CCD) per essere infine elaborata con programmi appositamente realizzati e largamente utilizzati (IRAF, DAOPHOT, MIDAS) Le Aberrazioni Tutte le superfici delle lenti o degli specchi per uso astronomico devono essere lavorate con precisione (P) dell’ordine di l/8 se l = 5500 Å allora P ~ 0.1 mm Anche se le superfici sono perfettamente lavorate sono comunque presenti delle “aberrazioni” che degradano la qualità delle immagini ottenute da un telescopio: • Aberrazione Cromatica (rifrattori) • Coma (riflettori) • Aberrazione Sferica • Astigmatismo • Curvatura di campo • Distorsione di campo Aberrazione Cromatica E’ l’aberrazione più importante dei rifrattori La focale di una lente varia al variare di l Vetro Crown i = 1.52 bassa dispersione Vetro Flint i = 1.6-1.9 alta dispersione Doppietto Astronomico 4860 Å 6560 Å Coma E’ la principale aberrazione presente nei riflettori Le immagini degli oggetti “fuori asse” assumono una forma “cometaria” Il Coma diminuisce all’aumentare della focale e con un accurato disegno degli specchi: configurazione Ritchey-Chrètien (specchi iperbolici) I Rifrattori Sono stati i primi telescopi astronomici La loro invenzione si deve ad un ottico olandese (J. Lippershey 1608), ma fu Galileo il primo a utilizzarli per l’osservazione di corpi celesti L = 20 m f/10 – f/20 Per le osservazioni visuali la loro caratteristica più significativa è la “nitidezza” dell’immagine L’uso dei rifrattori è però limitato dal piccolo campo utile e dalle loro enormi dimensioni Il più grande rifrattore mai costruito e utilizzato (inaugurato nel 1897) è quello dello Yerkes Observatory che ha una lente da 102 cm I Riflettori Sono gli strumenti oggi più diffusi, la luce è raccolta dallo specchio “primario” (parabolico o iperbolico) e focalizzata dal “secondario” (iperbolico) Sono esenti da Aberrazione Cromatica ma sono affetti dal Coma f/8-f/15 (fotometria e spettroscopia a media risoluzione) f/30-f/40 (spettroscopia ad alta risoluzione) I Catadriottici: la camera Schmidt Uno specchio sferico non introduce “coma” ma “aberrazione sferica” Introducendo una “lastra correttrice” al centro di curvatura dello specchio si possono ottenere campi corretti fino a 7° Il piano focale è sferico, questi telescopi sono usati per foto a grande campo curvando la lastra fotografica o introducendo ulteriori correttori prima del piano focale Le Montature Mantengono le ottiche allineate Dirigono il telescopio Mantengono il puntamento (tracking) Pro: Pro: - movimento uniforme per il tracking - semplicità - fuochi Nasmyth Contro: Contro: - rotazione del campo visivo - maggior costo - flessioni - tracking con velocità variabile - bilanciamento Montatura Equatoriale Montatura Altazimutale Un po’ di storia… Nel 1609 Galileo apprese dell’invenzione, da parte di un ottico olandese, del cannocchiale; in poco tempo costruì uno strumento con 10 ingrandimenti e iniziò le sue rivoluzionarie osservazioni astronomiche Perspicillum exactissimum ๏ Superficie lunare ๏ “Dimensioni” delle stelle ๏ Aspetto della Via Lattea ๏ Macchie Solari ๏ Satelliti di Giove ๏ Fasi di Venere ๏ “Satelliti” di Saturno Uno dei difetti principali dei cannocchiali di Galileo era il ridottissimo campo visivo (al massimo 7’ 15”, meno di un quarto del diametro della Luna piena) Keplero mostrò che si poteva sostituire l’oculare divergente usato da Galileo con uno convergente; l’immagine risultava capovolta, ma il campo utile aumentava in modo significativo L’altro grave problema dei primi rifrattori era l’aberrazione cromatica; nel 1758 furono realizzati i primi doppietti, ma fino agli inizi del XIX secolo una lente da 15 cm era considerata “grande” Fu J. Fraunhofer a ottenere per primo grandi dischi di vetro “flint”, il che gli permise di realizzare nel 1824 un rifrattore con obbiettivo da 24 cm La costruzione di obbiettivi con diametro sempre maggiore proseguì fino al 1897 I problemi principali dei primi riflettori erano: il materiale con cui costruire gli “specchi”, la scarsa riflettività e le curvature eccessive delle superfici; Newton utilizzò uno specchio sferico realizzato con metallo di campana reso lucido da una soluzione di arsenico 1668 - Newton D = 3.4cm Il primo riflettore in grado rivaleggiare con i rifrattori della sua epoca fu realizzato da J. Hadley nel 1722 Lo specchio parabolico, in “Speculum” (68% Cu, 32% Sn), aveva un diametro di 15 cm, il telescopio una focale di 159 cm Qualitativamente fu giudicato equivalente al rifrattore con obbiettivo da 19 cm e focale di 35 m realizzato da C. Huygens 1789 – W. Hershel - D = 1.22m 1845 – Lord Rosse - D = 1.83m Ma gli specchi in “speculum” erano pesanti e avevano inoltre scarsa riflettività Nel 1857 A. von Steinheil e J-B. L. Foucault riuscirono ad argentare superfici di vetro, rivoluzionando la costruzione degli specchi per uso astronomico 1917 – Hooker - D = 2.5m Il telescopio Hale di Monte Palomar Progressi tecnici: • produzione degli specchi • meccanica di precisione Telescopio Hale • costruzione: 1936-1948 • diametro specchio = 5m • peso specchio = 14.5 t • materiale specchio: pyrex E’ stato il più grande telescopio del mondo fino al 1974 Problemi: peso e deformazioni Soluzioni: nuovi materiali e tecnologie Le nuove tecnologie Il presente Nuovi materiali Specchi a “nido d’ape” (honeycomb): LBT Specchi “sottili” + Ottica “Attiva”: VLT Specchi “segmentati”: Keck Ottica “Adattiva” Il futuro ELT JWST Nuovi materiali per gli specchi Zerodur Bassissimo coefficiente di dilatazione termica a = 0 ± 0.10 10-6 /K° Per la prossima generazione di telescopi (ELT - JWST) si sta studiando l’uso di specchi in Carbonato di Silicio o in Berillio Specchi a “nido d’ape” (honeycomb) Tecnologia sviluppata presso lo Steward Observatory Mirror Lab. (Tucson, AZ) blank rimozione vetro e “pulitura” + alluminatura = specchio Per mantenere la necessaria rigidità lo spessore del blank deve aumentare all’aumentare del suo diametro (S ~ 1/6 โ D) Aumenta anche la quantità di materiale che deve essere rimosso e quindi la profondità a cui il “blank” non deve presentare imperfezioni Il “blank” degli specchi honeycomb viene fuso su un supporto sagomato; a parità di rigidità il peso è molto minore Rotazione durante il raffreddamento concavità dello specchio 20 tonnellate di vetro (borosilicato “E6”) in “pezzi” da 4-5 kg Per ottenere uno specchio f/1.14 il forno ruota ad una velocità di 7-8 giri/minuto T = 1150 C Specchio da 1.8m per l’Osservatorio del Vaticano Specchi per LBT Il Large Binocular Telescope (LBT) Specchi LBT: 2 x D = 8.4m Sono equivalenti ad un singolo specchio con D = 11.8m E’ installato sul monte Graham (Arizona, 3260 m s.l.m.) ed è stato realizzato con la partecipazione di Stati Uniti (50%), Germania (25%) e Italia (25%) Specchi “sottili” e ottica attiva Uno specchio “sottile” è leggero ma risulta anche “flessibile” L’ottica “attiva” consiste nel controllare la forma di uno specchio primario sottile e correggere le deformazioni statiche o lentamente variabili (effetti termici, vibrazioni, effetti del vento o dell’inclinazione del telescopio, ……) L’immagine di una stella di riferimento viene analizzata ogni 30 secondi e vengono calcolate le correzioni da apportare alla forma dello specchio primario (e alla posizione del secondario) per ottenere immagini di qualità ottimale Supporti attivi (attuatori) Il “New Tecnology Telescope” (NTT) L’ottica attiva è stata sperimentata per la prima volta nell’NTT dell’ESO Fuochi Nasmyth Il primario dell’NTT ha D = 3.6m ed è supportato da 78 “attuatori” Il VLT Materiale: Zerodur D = 8.2m S = 17.7 cm (S/D = 0.02) P = 23.5 tons Curvatura iniziale ottenuta per rotazione durante la fase di raffreddamento Precisione della superfice = 500 Å l/11 per osservazioni a 5500 Å DP = 1 mm su un’area di 21000 km2 La forma del primario è controllata da 150 “attuatori” Costo dei quattro telescopi: 334 Milioni di € Costo totale del progetto: 600 Milioni di € Costo di una settimana della guerra in Iraq: 1.2 G € Specchi “Segmentati” Ottenere un grande specchio allineando molti piccoli specchi Problemi tecnici: • Ogni specchio ha curvatura diversa • Allineamento ottico • Allineamento meccanico Soluzioni: • Moderne macchine per la Guido Horn d’Arturo e lo specchio da 1.8m (fine degli anni ’40) pulitura degli specchi • Ottica Attiva Il Telescopio Keck 36 segmenti da 1.8m D = 10m S = 75mm (S/D=0.04) Mauna Kea (Hawaii) Potere risolutivo e “seeing” Ottica “Adattiva” La turbolenza dell’atmosfera (“seeing”) è il principale limite al potere risolutivo “effettivo” dei telescopi Per quasi tutti i siti osservativi il seeing è sempre di almeno 1” a14cm ๏ 1” a8m ๏ 0”.02 Nei migliori siti osservativi si può raggiungere un seeing di 0”.3 che equivale al limite di diffrazione per un telescopio da 45cm Solo HST riesce operare al suo limite di diffrazione (a2.5m ๏ 0”.056) Da Terra si sono fatti grandi progressi grazie all’Ottica “Adattiva” L’Ottica “Adattiva” Corregge le distorsioni dovute all’atmosfera e consente quindi di utilizzare i telescopi al loro limite di diffrazione Specchio segmentato (>250) Immagine degradata dal seeing Attuatore Analizzatore di fronte d’onda (Shack-Hartmann) Specchio parzialmente riflettente (10% - 90%) Immagine corretta L’analisi del fronte d’onda e le correzioni dello specchio segmentato devono avvenire entro 1ms Area Isoplanatica L’area isoplanatica è di circa 20” per osservazioni nel vicino infrarosso (2mm) e di circa 5” per osservazioni ottiche (6000 Å) Raggi luminosi che attraversano zone di turbolenza simili Raggo luminoso che attraversa zone con turbolenza diversa Per oggetti deboli l’analisi del fronte d’onda viene effettuata sulla radiazione di una stella brillante presente nel campo; quindi non tutti gli oggetti sono osservabili (๏ป 1% a 2mm) Si può “creare” una stella di riferimento artificiale con la tecnica LGS (Laser Guide Star) focalizzando un raggio laser a circa 90 km di altezza PARSEC Laser al Sodio Potenza: 10W 0”.36 WHT 4.2m Centro galattico 13”x13” CFHT 3.6m NGC 6934 Gemini Nord 8.1m ESO 3.6m Titano Io ESO VLT Saturno Omega Cen M92 FoV ~10 arcsec HST in 20m LBT con OA in 8m Gli ELT (Extremely Large Telescope) Sono attualmente in fase di realizzazione/studio telescopi con specchi (compositi) con diametro tra 30 e 50 m (costo ~ 1 G€) ESO - ELT Dprimario = 39.3 m; dsecondario = 6 m 984 specchi da 1.45m (s = 5 cm) Operativo dal 2024 European ELT Dprimario = 39.3 m; dsecondario = 4.2 m 984 specchi da 1.45m (s = 5 cm) L’area dello specchio (e quindi la quantità di radiazione raccolta) sarà di 978 m2, 13 volte maggiore rispetto a quella dei più grandi telescopi oggi esistenti E-ELT sarà dotato di un sistema di ottica adattiva e si stima otterrà immagini con una risoluzione 16 volte maggiore di quella di HST Il progetto E-ELT è stato definitivamente approvato e finanziato dall’ESO il 4 Dicembre 2014, il costo totale è di circa 1 miliardo di € La costruzione dei primi elementi era già cominciata nel 2012, l’inizio della fase operativa è previsto per il 2024 Cerro Armazones (Cile), 3064 m Cerro Armazones si trova nella parte centrale del deserto di Atacama, circa 130 km a sud di Antofagasta e a 20 km da Cerro Paranal ๏ ๏ ๏ ๏ Seeing medio a 5000 Å: 0.67 arcsec Precipitazioni: ~ 10 mm/anno Umidità media: 15% Temperatura: minima ~ -15°C, massima ~ +25°C Gli Osservatori Astronomici Vienna Meudon (Parigi) Greenwich (Londra) Osservatorio Astrofisico di Catania 1880 inizi del ‘900 I moderni siti osservativi sono: • Lontani dai centri abitati (basso inquinamento luminoso) • Caratterizzati da favorevoli condizioni meteo (grande numero di notti utilizzabili) • A grande altitudine (minore assorbimento e buon seeing) Paranal: • precipitazioni < 10 mm/anno • notti fotometriche ๏ 78% Altitudine: La Silla 2400 m Roque de los Muchachos (La Palma) 2400m Paranal 2635 m Mauna Kea (Haway) 4200m I moderni Osservatori Astronomici Arizona Kitt Peak Mt. Graham Haway Mauna Kea Cile (Atacama) Tololo La Silla Paranal Armazones Canarie La Palma Tenerife Sud Africa Sutherland L’assorbimento atmosferico g X UV IR Radio Termosfera Mesosfera Stratosfera Troposfera Superficie Finestra del visibile Finestra radio Osservazioni non ottiche - radio 305 m Prime osservazioni radio: ~ 1930 ALMA (Atacama Large Millimeter Array) un ‘’interferometro’’ costituito da 64 antenne mobili da 12m (dimensioni: fino a 15 km) SKA Square Kilometre Array sarà costruito da migliaia di antenne distribuite tra Australia e Sud Africa, l’inizio della costruzione è previsto per il 2018, con possibili osservazioni all’inizio del 2020 I telescopi per raggi X Raggi X Uno specchio per luce “visibile”, cioè alluminato, non è in grado di focalizzare i raggi X incidenti, che semplicemente lo attraverserebbero Luce “visibile” La focalizzazione dei raggi X avviene con specchi ad “incidenza radente” e utilizzando materiali capaci, per particolari angoli di incidenza, di riflettere i raggi X (oro, iridio) La focalizzazione dei raggi X richiede una doppia riflessione radente, dapprima su uno specchio parabolico e poi su uno iperbolico Raggi X Specchio Parabolico Per l’oro l’angolo di incidenza è di 3,7 gradi Specchio Iperbolico Fuoco Specchi Raggi X Ciò fa si che l’aera effettiva di uno specchio per raggi X è molto piccola Sono stati realizzati “specchi X” con un’area effettiva equivalente a un 20 cm ottico Fuoco Osservazioni non ottiche – X ray Raggi X possono essere emessi da oggetti astronomici che contengono gas estremamente caldo (T > 106 K) Le prime osservazioni nei raggi X furono ottenute nel 1962, le prime immagini furono quelle del Sole ottenute nel 1965 Telescopi nello spazio Vantaggi Svantaggi ๏ Nessun disturbo “meteo” ๏ Costo (x 100 di un telescopio posto a Terra) ๏ Può osservare tutti i tipi ๏ Rischio lancio di radiazione ๏ Manutenzione ๏ Lavora al limite di diffrazione senza OA Bombardiere “stealth” con capacità nucleare Costo: 1.5 miliardi di € Hubble Space Telescope Costo iniziale 1.5 miliardi di € James Webb Space Telescope JWST è il successore di HST ed è un progetto congiunto di tre agenzie spaziali: NASA – ESA - CSA Lo sviluppo è condotto al ‘’Goddard Space Flight Center’’ della NASA; dopo il lancio il telescopio sarà gestito dallo ‘’Space Telescope Science Institute’’ James Webb è stato direttore della NASA dal 1961 al 1968; sotto la sua guida si è sviluppato il programma Apollo che ha portato l’uomo sulla Luna Specchio principale ๏ diametro: 6.5 m ๏ struttura: 18 segmenti esagonali ๏ composizione: berillio Intervallo osservativo: ๏ 0.6 - 28 mm L’orbita di JWST JWST verrà posizionato nel punto lagrangiano ‘’L2’’ del sistema Sole-Terra In questa posizione si può bloccare contemporaneamente la radiazione proveniente dal Sole, dalla Terra e dalla Luna, permettendo al telescopio di raggiungere (passivamente) una temperatura di circa 50K Il posizionamento in L2 rende facili le comunicazioni con la Terra e permette osservazioni molto lunghe dello stesso corpo celeste (requisito non soddisfatto da HST) Il lancio di JWST JWST sarà lanciato dalla base di Kourou (Guiana Francese) con un vettore Ariane 5 Per l’alloggiamento dentro il vettore il telescopio sarà, specchio compreso, opportunamente ‘’piegato’’ Lancio: Ottobre 2018 Periodo operativo: 5 – 10 anni Costo: 8.7 G € (sviluppo, lancio e 10 anni di operatività) Costo: 34.5 G € (sviluppo, acquisto e operatività di 21 esemplari)
