Dall’osservazione al risultato scientifico Amata Mercurio – parte 1 INAF - OAC • Ricerca dei target • Tipo di osservazione • Analisi dell’immagine • Conclusione scientifica Cosa vogliamo studiare? ….per esempio…. • Fisica del sole • Fisica delle stelle e del mezzo interstellare • Fisica delle galassie e cosmologia • Sistema solare e mezzo interplanetario • Fisica del sole Cosa sappiamo • è una stella • sta bruciando idrogeno • Fisica del sole Cosa sappiamo • è una stella • sta bruciando idrogeno • modello standard • Fisica del sole Cosa sappiamo • è una stella • sta bruciando idrogeno • modello standard Cosa cerchiamo di capire • neutrini • Fisica del sole Cosa sappiamo • è una stella • sta bruciando idrogeno • modello standard Cosa cerchiamo di capire • neutrini • campo magnetico • rotazione • Fisica del sole Cosa sappiamo • è una stella • sta bruciando idrogeno • modello standard Cosa cerchiamo di capire • neutrini • campo magnetico • rotazione Modello standard • Simmetria sferica • Campo magnetico interno debole • Rotazione interna lenta • Irraggiamento • Convezione in strati instabili Neutrino Particella che in fisica nucleare viene detta leptone. Può essere di diversi tipi, a seconda della reazione che lo “produce”: elettronico muonico tauonico Ci permette di studiare l’interno del sole perché non interagisce con la materia che attraversa ? Il numero di neutrini predetto dal modello standard è superiore rispetto al flusso misurato Modelli non standard Modelli costruiti ad hoc per giustificare la deficienza nel flusso misurato di neutrini • Campo magnetico interno forte • Rapida rotazione interna • Fisica delle stelle e del mezzo interstellare Cosa sappiamo • cos’è una stella • come nasce • come evolve • come muore Cosa cerchiamo di capire • nane brune • stelle di presequenza • binarie • pulsar & buchi neri Cosa sappiamo • Fisica delle galassie e cosmologia • cos’è una galassia • classificazione morfologica • popolazioni stellari • dinamica Cosa cerchiamo di capire • distanza • età & evoluzione • materia oscura • parametri cosmologici Che tipo di osservazione vogliamo fare? L’osservazione astronomica I fotoni costituiscono il ponte tra noi ed il cosmo. Il fotone costituisce l’unità base del trasporto di energia della luce, che è un’onda elettromagnetica che viaggia nello spazio. L’osservazione di una sorgente consiste nella raccolta e nell’analisi di una predefinita porzione di fotoni da essa emessi, per mezzo di rivelatori. Lo spettro elettromagnetico L’acquisizione di immagini a diverse lunghezze d’onda è uno dei punti più importanti della ricerca astronomica. 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. La Banda dell’ultravioletto 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 dall’atmosfera. A contatto con l’ossigeno forma ozono. E’ presente nelle lampade germicida La Banda dell’infrarosso La luce nell’infrarosso 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 I fotoni appartenenti a regioni diverse dello spettro elettromagnetico forniscono informazioni su quantità fisiche diverse degli oggetti astronomici ….se per esempio studiamo gli ammasi di galassie…. Ottico NIR Raggi X Radio • distribuzione spaziale delle galaxies • cinematica delle galassie • presenza di sottostrutture • proprietà fotometriche delle galassie • gas caldo IntraCluster • gradienti di temperature • interazione tra radio galassie e gas caldo • presenza di campi magnetici • popolazione di particelle relativistiche Con quale strumento? Interferometria Imaging Imaging Imaging X Spettroscopia Interferometria 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: Interferenza Onde luminose Ogni punto della superficie, sottoposto ad una vibrazione si sposta dalla posizione di equilibrio Onde d’acqua Vasca piena d’acqua, con una sorgente puntiforme posta sulla superficie 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 Se lo spostamento è massimo ed è negativo si parla di Ventre Il valore assoluto dello spostamento del massimo si chiama Ampiezza d’onda La vibrazione emessa dalla sorgente si propaga in tutte le direzioni e con la stessa velocità Consideriamo due sorgenti vibranti “all’unisono” (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. La somma è 0 perché in B la differenza di cammino è sempre pari a l/2. Si dice che in B si ha interferenza distruttiva B in qualunque istante, durante la propagazione dell’onda, lo spostamento risulta uguale a 0. Nel punto P c’è una cresta, la differenza di cammino ottico è pari a l P lo spostamento varia nel tempo: in alcuni istanti si ha una cresta, in altri si ha un ventre. Nel punto Q c’è un ventre, la differenza di cammino ottico è pari a l Q lo spostamento varia nel tempo: in alcuni istanti si ha un ventre, in altri si ha una cresta. Un interferometro è uno strumento in grado di produrre interferenza fra due raggi luminosi generati a partire da un unico raggio. Cosa possiamo osservare ? Onde gravitazionali Le onde gravitazionali sono generate dall’accelerazione di materia. Per creare in laboratorio una sorgente di onde gravitazionali potremmo costruire un sistema di due masse rotanti. Possiamo studiare ……. • compagne per stelle di sequenza principale e presequenza principale • ambienti circumstellari di stelle vicine in regioni di formazione • ammassi di stelle al centro della nostra galassia • regioni intorno ad Nuclei Galattici Attivi (AGNs) Spettroscopia Natura ondulatoria della luce Spettro Uno spettro è il risultato della separazione di un’onda luminosa nei suoi “costituenti base” (colori). Lo spettro a noi maggiormente familiare è quello che la natura stessa ci offre: l’ARCOBALENO. Dall’analisi dello spettro è possibile conoscere la composizione chimica, la temperatura, la pressione ed il moto di stelle e galassie anche molto distanti. Spettrografo Uno spettrografo è uno strumento in grado di separare i colori di un raggio luminoso policromatico. E’ formato principalmente da: • fenditura • collimatore prisma grating • elemento dispersore grism La strumentazione Imager-Spettrografo SOFI ESO Multi Mode Instrument Rivelatore Galassia Spettro osservato con l’emissione del cielo Lunghezza d’onda Cosa possiamo osservare ? • Righe e loro aspetto • elementi presenti • temperatura • popolazioni stellari • Larghezza e posizione delle righe Cosa possiamo osservare ? • Righe e loro aspetto • elementi presenti • temperatura • popolazioni stellari • Larghezza e posizione delle righe Larghezza e posizione delle righe Effetto Doppler Redshift Redshift • moto delle stelle all’interno delle galassie cinematica interna delle galassie • moto delle galassie vicine cinematica degli ammassi • moto delle galassie lontane cosmologia Imaging Natura corpuscolare e ondulatoria della luce Immagine Un’immagine è il risultato della “raccolta” dei fotoni costituenti un’onda luminosa. I fotoni hanno energie differenti, ottenendo immagini diverse a seconda della lunghezza d’onda osservata. 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. Cosa osservare In che modo “Teoria” In che banda Con che strumento Conoscenza dell’uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione “Pratica” “limiti dell’atmosfera” “limiti del sito” “limiti dello strumento” Cosa osservare In che modo “Teoria” In che banda Con che strumento Conoscenza dell’uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione “Pratica” “limiti dell’atmosfera” “limiti del sito” “limiti dello strumento” Conoscenza e uso corretto della strumentazione Vi sono campi dell’astronomia che vengono osservati e studiati meglio con un tipo di strumentazione piuttosto che un’altra. 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… Cosa osservare In che modo “Teoria” In che banda Con che strumento Conoscenza dell’uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione “Pratica” “limiti dell’atmosfera” “limiti del sito” “limiti dello strumento” 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 nell’osservazione dell’oggetto, consentendo anche al nostro cervello di accumulare un numero sempre maggiore di informazioni nel tempo. Nel caso in cui “registriamo” la nostra immagine mediante l’uso 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. NGC 253 Rifrattore Borg 125 CFHT Cosa osservare In che modo “Teoria” In che banda Con che strumento Conoscenza dell’uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione “Pratica” “limiti dell’atmosfera” “limiti del sito” “limiti dello strumento” Cosa è l’estinzione atmosferica ? (1) L’estinzione atmosferica del segnale di una stella è dovuto all’assorbimento dello strato di atmosfera terrestre Se l’oggetto è allo zenith (guardando dritto) la massa d’aria che il segnale deve attraversa è minore e quindi l’assorbimento è minore. Flusso esterno atmosfe ra Flusso osservato specchio secz zenith 1 z atmosfe ra Per definizione se osserviamo un oggetto allo zenith diciamo che lo stiamo osservando a “1 massa d’aria”, per cui se osserviamo in una direzione che forma un angolo z con lo zenith, stiamo osservando a “massa d’aria secante z”. Cosa è l’estinzione atmosferica ? (2) • L’estinzione 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 dall’altitudine a cui è posto il telescopio. Per questo motivo i telescopi vengono messi anche a 4000 m di altezza. Cosa osservare In che modo “Teoria” In che banda Con che strumento Conoscenza dell’uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione “Pratica” “limiti dell’atmosfera” “limiti del sito” “limiti dello strumento” il SEEING fronte d’onda piano zona di turbolenza fronte d’onda distorto superficie 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 !!! Illuminazione notturna 2600 m umidità: 4% Strumenti delle nuove generazioni ESO - Very Large Telescope (4 x 8m) Cosa osservare In che modo “Teoria” In che banda Con che strumento Conoscenza dell’uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione “Pratica” “limiti dell’atmosfera” “limiti del sito” “limiti dello strumento” Rapporto S/N (1) Il rapporto S/N in un’osservazione è fondamentale perché determina l’errore che avremo sulla determinazione della magnitudine dell’oggetto 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 all’eccitazione termica degli elettroni il rumore dovuto alla non uniformità del CCD. Rapporto S/N (2) 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 l’errore dovuto ai conteggi della stella e quello dovuto ai conteggi del cielo: Cstella= Cstella+cielo-Ccielo I conteggi relativi al cielo vengono sottratti, ma rimane il contributo sull’errore S/N = Cstella/ (Cstella+2Ccielo) Fondamentale è quindi minimizzare il contributo all’errore dovuto al cielo. Rapporto S/N (3) Nel progettare un’osservazione 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 Cstella Ccielo S/N= (Cstella)= n Se il segnale della stella è molto inferiore a quello del cielo Cstella Ccielo S/N= (2Ccielo) 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. 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. Infatti…... Aumentando il diametro del telescopio di un fattore 2 si aumenta l’area di raccolta di un fattore 4 e quindi facile dimostrare che per un dato tempo di esposizione S/N DTel Rapporto S/N (5) Vediamo qual è’ l’andamento del rapporto S/N in funzione del tempo di integrazione e del diametro del telescopio: C=t•R con t tempo di integrazione, R numero di conteggi al secondo S/N = t •Rstella/ (t •Rstella+2 •t •Rcielo) =t • Rstella/ (Rstella+2Rcielo) S/N t 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 Rapporto S/N (6) Notiamo infine che …... • 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 un’unica esposizione o sommando più immagini • nel caso in cui, invece, a predominare sia il rumore di lettura occorre fare un’esposizione 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. Ogni osservazione deve quindi essere attentamente progettato tenendo presente tutti i fattori in gioco,