Cutispoto Telescopi

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 =
𝐅𝐨𝐕𝐨𝐜𝐮𝐥𝐚𝐫𝐞
𝐟 ′ 𝐅𝐨𝐕𝐨𝐜𝐮𝐥𝐚𝐫𝐞
=
𝐈
𝑭
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 ∙ 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 ∙ 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 ∙ 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 ( 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)