Diapositiva 1 - Liceo Galileo Galilei
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Corso di Tecnologie Spaziali – Lezione 9 Sistemi ottici: telescopi Dr. Emanuele Pace Lisa Gambicorti Febbraio 2009 [email protected] [email protected] Sistemi ottici Sistemi ottici Ad immagine Spettroscopici Telescopio Prisma Grisma Reticolo Rifrazione Riflessione Trasmissione E. Pace - Tecnologie Spaziali Riflessione 2 Spettroscopia ed imaging Immagine del Deep Field dell’HST e spettri delle galassie osservate E. Pace - Tecnologie Spaziali 3 Telescopi Le funzioni base di un telescopio, sistema ottico composto di lenti e specchi, sono Ingrandire l’angolo apparente sotteso da oggetti distanti Aumentare la quantità di luce che raggiunge l’occhio dell’osservatore Un telescopio, come sistema ottico, viene descritto mediante l’ottica al primo ordine L’ottica al primo ordine tratta i raggi ottici e le immagini vicine all’asse ottico nella cosiddetta regione parassiale. Nell’ottica al primo ordine, gli elementi del sistema ottico sono superfici a simmetria rotazionale, tutte centrate sull’asse ottico, e infinitamente sottili Il disegno ottico di un telescopio è valido per tutte le lunghezze d’onda ad eccezione di quelle inferiori a 30 nm e al radio. Nel primo caso si usano telescopi ad incidenza radente, nel secondo antenne E. Pace - Tecnologie Spaziali 4 Parametri ottici D D = apertura f = lunghezza focale E. Pace - Tecnologie Spaziali 5 Parametri ottici Sistema Diottrico Sistema Catottrico im ob E. Pace - Tecnologie Spaziali 6 La teoria di Gauss (1841) Al primo ordine ipotesi semplificative: • Superficie sferiche di rivoluzione: z = cy2 • Legge di Snell linearizzata: n sin = n"sen " n = n" ” Raggi paralleli inclinati di (radianti, <<) convergono nel punto Q: QF=f tan f (mm) QF è il piano focale E. Pace - Tecnologie Spaziali 7 • La teoria di Gauss al I ordine fissa solo i parametri principali del sistema ottico e la posizione dell'immagine • non è adeguata a descrivere la qualità dell'immagine stessa. I parametri cruciali sono la distanza h del raggio dal vertice V e il suo angolo con l'asse ottico. • Solo se h << raggio di curvatura (raggi parassiali) e se gli angoli sono piccoli, la teoria gaussiana è sufficiente. In generale, l'immagine conterrà aberrazioni geometriche: un punto sorgente produrrà in prossimità del piano focale non un punto immagine ma una volume tridimensionale inviluppato da una superficie chiamata caustica. • E. Pace - Tecnologie Spaziali 8 Parametri ottici Rapporto focale. Data la focale f di un sistema ottico e l’apertura D: F# = f /D Il confronto fra rapporti focali diversi viene qualificato con i termini “lento” e “veloce”. Focale: ob specchio lente sottile 1 1 2 ob im r 1 1 1 1 n 1 ob im r1 r2 im 1 1 1 1 n 1 im r1 r2 f r f 2 1 1 1 ob im f E. Pace - Tecnologie Spaziali 9 Parametri ottici Ingrandimento im f ob M ob f oc Focale effettiva I sistemi ottici hanno in genere più di un elemento ottico. Due elementi con lunghezza focale f1 ed f2 separati da una distanza d hanno focale effettiva feff : f1 f 2 f eff f1 f 2 d E. Pace - Tecnologie Spaziali 10 Invariante ottico E. Pace - Tecnologie Spaziali 11 Parametri ottici Throughput (potere di raccolta della luce) determina la luminosità dell’immagine o il flusso di fotoni che dall’apertura raggiungono il piano focale: I = intensità [ph/s/sr] dF I d B cos dS d B = brillanza [ph/s/cm2/sr] m F 2 BdS cos sen d B sen 2m dS B m2 dS 0 D m 2f D2 2 T dS f A 2 4f 2 m Throughput dΩ dS Mpc E. Pace - Tecnologie Spaziali m f 12 Parametri ottici Campo di vista (field of view: FOV). Si ottiene in radianti dal reciproco di F#, dipende quindi da D ed f FoV 1 / F # D / f Potere risolutivo. Il potere risolutivo ideale di un telescopio è dato dal limite di diffrazione: risol. angolare 1.22 risol. lineare x f 1.22 D f 1.22F # D In condizioni reali il potere risolutivo è limitato dal seeing e in qualche caso dalle dimensioni del pixel che non è piccolo abbastanza. E. Pace - Tecnologie Spaziali 13 Disco di Airy E. Pace - Tecnologie Spaziali 14 Aberrazioni ottiche Un sistema ottico di specchi o di lenti sarà dunque in generale affetto da vari tipi di aberrazioni geometriche, che vengono dette: aberrazione sferica, curvatura di campo, coma, astigmatismo, distorsione, e che vedremo tra breve. Le lenti hanno una aberrazione in più rispetto all'equivalente a specchi, cioè il cromatismo, che però puo' essere minimizzato con una opportuna combinazione di vetri a diverso indice di rifrazione (doppietti, tripletti, etc.). L'importanza delle aberrazioni cresce con il diminuire di F/# con F/# -3 per l'aberrazione sferica, F/# -2 per il coma, F/# -1 per l'astigmatismo). Per tale motivo nel passato si costruivano telescopi lunghissimi ed è molto difficile ottenere telescopi di qualità ottica buona con piccoli F/# E. Pace - Tecnologie Spaziali 15 Se la distanza h del raggio dall'asse non è piccola (tali raggi si dicono marginali), bisogna mantenere le potenze di y superiori alla seconda. Si consideri poi un generico angolo tra l'asse ottico e un raggio di luce; l'espansione in serie di Taylor del sin nella legge di Snell conterrà termini in , 3, 5, …; A seconda della potenza cui si lavora, si ha la teoria al III ordine, al V ordine, e così via. Nei telescopi astronomici il III ordine è di solito adeguato (ma non è più vero per la strumentazione ausiliaria, ad es. per gli spettrografi). Siccome = (h,), si avranno termini in h3 (aberrazione sferica), h2 (coma), h 2 (astigmatismo), 3 (distorsione, di solito poco importante nei telescopi). E. Pace - Tecnologie Spaziali 16 Aberrazioni ottiche Aberrazione cromatica 1 1 1 n 1 f r1 r2 Questo tipo di difetto non è presente nei telescopi riflettori e nei telescopi catadiottrici è presente in misura irrilevante. E. Pace - Tecnologie Spaziali 17 Aberrazioni ottiche Aberrazione sferica L’aberrazione sferica, presente in lenti e specchi, è causata dalla focalizzazione di raggi paralleli in punti diversi lungo l’asse ottico: punti fuori asse sono focalizzati più vicino alla lente o specchio dei parassiali. E. Pace - Tecnologie Spaziali 18 Aberrazioni ottiche Coma Aberrazione ottica causata dal fatto che i raggi fuori asse non convergono sul piano focale. Il coma è positivo quando i raggi fuori asse focalizzano più lontano dall’asse ottico e negativo quando focalizzano più vicino E. Pace - Tecnologie Spaziali 19 Aberrazioni ottiche Astigmatismo Quando un oggetto fuori asse è focalizzato da una lente sferica, la naturale asimmetria dà luogo all’astigmatismo. Il sistema sembra avere due differenti lunghezze focali. L’astigmatismo è definito come la distanza tra i due fuochi e dipende dalla forma della lente solo se l’apertura del sistema ottico non è in contatto con la lente stessa. E. Pace - Tecnologie Spaziali 20 Tipi di Telescopio E. Pace - Tecnologie Spaziali 21 Telescopio rifrattore: Diottrico Limitato per grandi aperture dal peso della lente obiettivo Aberrazione cromatica sistemi acromatici Aberrazione sferica Coma Astigmatismo Modifica della curvatura della lente Piccoli FOV Distorsione di campo E. Pace - Tecnologie Spaziali 22 Afocali Due tipi fondamentali di telescopi a due lenti o a due specchi. Questi disegni si riferiscono a telescopi afocali, la focalizzazione sarà effettuata dall'occhio. E. Pace - Tecnologie Spaziali 23 Telescopio a riflessione: Catottrico Telescopi basati su specchi o combinazioni di specchi e lenti (catadiottrici). I principali riflettori sono Newtoniano Gregoriano famiglia dei Cassegrain I catadiottrici più usati sono Schmidt-Cassegrain Maksutov-Cassegrain La famiglia dei Cassegrain ha 3 opzioni principali: classico Dall-Kirkham Ritchey-Chretien E. Pace - Tecnologie Spaziali 24 Un solo specchio, primo fuoco Da uno specchio parabolico, la luce va al primo fuoco I'1 a cui come Newton si può aggiungere uno specchio a 45°, che non introduce aberrazione. Herschel invece preferì una soluzione fuori-asse (che non ha ostruzione centrale). E. Pace - Tecnologie Spaziali 25 Tipo Newton Parabolic primary mirror Flat secondary mirror Incoming light Newtoniano primario paraboloide secondario piano Aberrazione sferica solo con primario sferico Astigmatismo presente a largo campo Coma aberrazione dominante non eliminabile Piccolo campo Inutilizzabile per progetti spaziali poiché richiedono un piano focale in asse con il telescopio E. Pace - Tecnologie Spaziali 26 Tipo Cassegrain Cassegrain classico raramente usato per strumenti moderni primario paraboloide e secondario iperboloide Aberrazione sferica assente Coma Astigmatismo Presente anche a piccoli campi Curvatura di campo E. Pace - Tecnologie Spaziali concava elevata 27 Tipo Gregoriano Gregoriano ottimale per l’uso degli oculari primario paraboloide secondario ellissoide convesso Aberrazione sferica Coma Astigmatismo Curvatura di campo assente possibile correggerlo con la curvatura degli specchi eliminabile solo con l’uso di oculari convessa E. Pace - Tecnologie Spaziali 28 Esempio di Cassegrain 67 E. Pace - Tecnologie Spaziali 29 Tipo Ritchey-Chretien Ritchey-Chretien adatto per grandi FOV, ma difficile fare rapporti focali più lenti di f/8 primario e secondario iperboloidi Aberrazione sferica Coma Astigmatismo Curvatura di campo assente assente presente e limitante ad aperture angolari > 0.7° concava, la più elevata della famiglia E. Pace - Tecnologie Spaziali 30 Cassegrain e gregoriano Gregoriano ottimale per l’uso degli oculari primario paraboloide secondario ellissoide convesso Aberrazione sferica Coma Astigmatismo Curvatura di campo Cassegrain classico raramente usato per strumenti moderni primario paraboloide e secondario iperboloide Aberrazione sferica Coma Astigmatismo Curvatura di campo Dall-Kirkham assente Presente anche a piccoli campi concava elevata adatto per piccoli FOV primario ellissoide e secondario sferico Aberrazione sferica Coma Astigmatismo Curvatura di campo Ritchey-Chretien assente possibile correggerlo con la curvatura degli specchi eliminabile solo con l’uso di oculari convessa assente presente anche a piccoli campi presente concava adatto per grandi FOV, ma difficile fare rapporti focali più lenti di f/8 primario e secondario iperboloidi Aberrazione sferica Coma Astigmatismo Curvatura di campo assente assente presente e limitante ad aperture angolari > 0.7° concava, la più elevata della famiglia E. Pace - Tecnologie Spaziali 31 Il telescopio Schmidt Schmidt adatto per grandi FOV, raggiunge 6° ( ≈ 0.1 radiante) primario sferico, lente correttrice con superficie di 4 grado Aberrazione sferica assente Coma Astigmatismo assente assente Superficie focale convessa verso il primario E. Pace - Tecnologie Spaziali 32 Riflettori-rifrattori: Catadiottrici Schmidt-Cassegrain Maksutov-Cassegrain E. Pace - Tecnologie Spaziali 33 Catadiottrici Schmidt-Cassegrain Aberrazione sferica Coma primario sferico secondario sferico o asferico menisco di Schmidt per correggere l’aberrazione sferica assente Astigmatismo presente, ma eliminabile con secondario asferico o allontanando la lente di Schmidt dal secondario Curvatura di campo molto elevata Maksutov-Cassegrain primario sferico secondario sferico convesso menisco di Maksutov per correggere l’aberrazione sferica Molti disegni ottici che giocano sui ‘gradi di libertà’ per correggere coma, astigmatismo, aberrazione cromatica E. Pace - Tecnologie Spaziali 34 Specchi per il visibile Materiali ‘Zero Expansion’ – Materiali come AstroSitall, Zerodur, o ULE vengono utilizzati come substrato per specchi poiché non hanno espansione termica rilevante alle temperature a cui opera un telescopio normalmente. Lavorazione – Si utilizza il ‘polishing’ ovvero la levigazione mediante polveri di diamante di dimensioni sempre più piccole (fino ad alcuni micron) diluite in acqua. La tecnica moderna è computerizzata. Gli errori sulla forma delle ottiche sono dell’ordine di λ/20 o λ/25. Misura dell’errore – La misura dell’errore di forma si fa con il metodo interferometrico, analizzando le frange prodotte per confronto con una superficie campione e illuminando con lampade al sodio (λ=586 nm). E. Pace - Tecnologie Spaziali 35 Telescopio spaziale E. Pace - Tecnologie Spaziali 36 Telescopio ottico spaziale: HST E. Pace - Tecnologie Spaziali 37 HST •2,4 m di diametro in configurazione Ritchey-Chretien •Le osservazioni dall'ultravioletto all'infrarosso (115 nm – 1 mm) E. Pace - Tecnologie Spaziali 38 HST: aberrazione sferica Aberrazione sferica 1993 Missione spaziale Shuttle Endeavour: Correzione: COSTAR Nuova camera: WFC2 E. Pace - Tecnologie Spaziali 39 HST: mission 2 1993 Servicing Mission 1 WFPC2 - Wide Field Planetary Camera 2 - Secondgeneration imaging camera. WFPC2 is an upgraded version of WF/PC (1) which includes corrective optics and improved detectors. COSTAR - Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement - Second-generation corrective optics. COSTAR is not an actual instrument. It consists of mirrors which refocus the abbreviated light from Hubble's optical system for first-generation instruments. Only FOC utilizes its services today. E. Pace - Tecnologie Spaziali http://hubble.nasa.gov/technology/instruments.php 40 HST - L'aberrazione sferica del primario L'HST lavora solo in configurazione RC, a due specchi. Tuttavia lo specchio primario era affetto da severa aberrazione sferica. Quando lo si scoprì, venne piazzato un correttore (COSTAR) dopo il fuoco RC, grazie alla accessibilità dell'orbita bassa. Gli strumenti di seconda e terza generazione hanno la correzione al loro interno. E. Pace - Tecnologie Spaziali 41 HST - L'aberrazione sferica del primario 15% dell’encircled energy era in 0.2”, l’85% era in 1.4” Aberrazione sferica: differenza di 38 mm nella messa a fuoco delle regioni centrali rispetto alle esterne Problema dovuto alla lavorazione dell’ottica che aveva modificato la curvatura La NASA non aveva MAI (!) fatto test ottici sulle due ottiche, primaria e secondaria, insieme Soluzione: COSTAR (Corrective Optics STAR) STAR (Space Telescope Axial Replacement) era uno strumento “dummy” usato durante i test a terra COSTAR veniva introdotto prima degli strumenti di piano focale per correggere gli effetti dovuti all’aberrazione sferica E. Pace - Tecnologie Spaziali 42 WSO instrument The WSO/UV S/C E. Pace - Tecnologie Spaziali 43 WSO instrument Primary Mirror Unit Optical Bench Mounting Unit Imager Unit Optical Bench Guiding Sensor Summary of the Spectrum-UV/WSO-UV Space complex and its components E. Pace - Tecnologie Spaziali 44 WSO telescope Primary mirror 1700 mm Secondary mirror • Effective Focal planeX 30’ 148 mm 400 mm Optical System Ritchey-Chretien aplanatic ( no sherical and coma aberration) Aperture diameter 1700 mm Telescope f-number 10.0 FOV 30’ (150 mm in diameter) Wavelength range 100-310 nm (+visible) Primary Wavelength 200 nm Optical quality Diffraction optics at the FOV center Mass 1570 kg (1600 with adapter truss) Size 5.67x2.30 m (transport) 8.43x2.3 m (operational) E. Pace - Tecnologie Spaziali 45 Esempio: HERSCHEL Missione solare HElium Resonant Scattering from HELiosphere Immagini del sole nell’EUV Coronografo nel VIS/EUV Volo previsto per il 2009 da White Sands Obiettivo principale della missione: Osservare il Sole alla riga di emissione dell’He ionizzato (30.4 nm), in particolare nella corona fino a 2 raggi solari E. Pace - Tecnologie Spaziali 46 UVC – HERSCHEL E. Pace - Tecnologie Spaziali 47 Disegno ottico di UVC - HERSCHEL Gregoriano E. Pace - Tecnologie Spaziali 48 Riflettività nei raggi X E. Pace - Tecnologie Spaziali 49 Telescopi a raggi X Wolter dimostrò il funzionamento di questi specchi nel 1951 per applicazioni alla microscopia E. Pace - Tecnologie Spaziali 50 Telescopi a raggi X I primi ad usarli per l’astronomia furono Giacconi e Rossi nel 1960 E. Pace - Tecnologie Spaziali 51 XMM E. Pace - Tecnologie Spaziali 52 Telescopio per raggi X Specchi Wolter I coassiali XMM – Newton E. Pace - Tecnologie Spaziali 53 Specchi per raggi X a) Mandrino superpulito In Al rivestito di 0.1 mm Ni, depositato sull’alluminio attraverso un processo chimico (Kanigen©). Il mandrino così preparato viene sagomato fino a ottenere il profilo parabolico-iperbolico desiderato. Quindi è sottoposto a un processo di superpulitura per raggiungere una rugosità superficiale < 0,5 nm. b) Deposizione dell’oro. Il mandrino viene inserito in un crogiuolo dove viene depositato l’oro da evaporare. L’oro viene evaporato per bombardamento di elettroni, fino a formare uno strato di circa 100 nm. E. Pace - Tecnologie Spaziali 54 Specchi per raggi X c) Il rivestimento di nichel. Lo strato di oro è rivestito di un ulteriore strato di nichel attraverso un bagno elettrolitico fino al raggiungimento dello spessore desiderato (0,1 – 1,0 mm). d) Lo specchio sul mandrino. È lo strato d’oro rinforzato da quello di nickel che costituisce lo specchio. La superficie d’oro ha la funzione di riflettere i raggi X. Il rivestimento di nichel depositato attraverso il bagno elettrolitico serve a dare consistenza meccanica al sottile strato di metallo prezioso. e) La separazione dello specchio. La separazione è ottenuta raffreddando quest’ultimo: infatti il coefficiente di espansione termica dell’alluminio è circa il doppio di quello del nickel e con il raffreddamento si crea una piccola intercapedine che permette la separazione dello specchio. Le superfici così ottenute hanno una curvatura perfetta, con micro-rugosità < 0,5 nm. Ciò permette di ottenere immagini X con risoluzione simile a quelle ottiche. E. Pace - Tecnologie Spaziali 55 Riferimenti Lisa Gambicorti CNR-Istituto Nazionale di Ottica Applicata e-mail: [email protected] tel: 0552308265 Dip.di Astronomia e Scienza dello Spazio e-mail: [email protected] tel: 0552307616 E. Pace - Tecnologie Spaziali 56
