La Luce ed i Telescopi - Osservatorio di Arcetri

La Luce ed i Telescopi
Lezione 4
Sommario
La luce come radiazione elettromagnetica.
Lo spettro elettromagnetico.
Luminosità e flusso; la legge dell’inverso del quadrato
della distanza.
I fotoni.
La pressione di radiazione.
Polarizzazione della radiazione.
Riflessione e rifrazione.
I Telescopi e gli osservatori moderni.
Astronomia nelle varie bande dello spettro elettromagnetico.
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Le misure in Astronomia
L’astronomia è una scienza “osservativa”.
Non possiamo condurre esperimenti per studiare i
fenomeni astrofisici.
L’unico modo per studiare le stelle, le galassie ecc. è quello
di “raccogliere” e analizzare la radiazione elettromagnetica
che essi emettono.
Cosa possiamo misurare:
Posizioni delle sorgenti sul piano del cielo (direzioni).
Intensità (brillanza) della radiazione.
Polarizzazione.
Variazioni temporali dell’intensità.
Variazioni dell’intensità con la lunghezza d’onda
(spettroscopia).
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La radiazione elettromagnetica
La luce è che noi vediamo un’onda elettromagnetica.
Le onde elettromagnetiche sono oscillazioni dei vettori campo
elettrico (E) e magnetico (B) che si propagano nello spazio.
E e B vibrano in piani tra loro perpendicolari.
E e B sono perpendicolari alla direzione di propagazione.
Le onde elettromagnetiche trasportano energia attraverso lo
spazio.
Nel vuoto, viaggiano alla velocità della luce c.
Direzione di
propagazione
dell’onda
Velocità della luce
nel vuoto:
c = 2.998 × 108 m s-1
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Frequenza e Lunghezza d’Onda
Direzione di
propagazione
dell’onda
λ
Vel= c
λ = c/ν
λ
Le onde elettromagnetiche sono caratterizzate dalla lunghezza d’onda
λ e dalla frequenza ν.
Lunghezza d’onda e frequenza determinano la posizione nello spettro
elettromagnetico.
La frequenza (numero di oscillazioni per unità di tempo) si misura in
Hertz (Hz = oscillazioni/s).
La lunghezza d’onda si misura in micron (μm; 10-6 m), nanometri (nm,
10-9 m) o Ångstrom (Å, 10-10 m).
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Lunghezza d’onda e colori
La luce visibile ha lunghezze
d’onda comprese tra 400-700
nm (4000-7000 Å).
Luce bianca
Prisma
Colori diversi corrispondono a
lunghezze d’onda diverse
Lo spettro solare ha il massimo
di emissione a λ = 550 nm.
Ultravioletto
Infrarosso
λ corte
λ lunghe
Qual’è la frequenza
corrispondente?
c
3 × 108 m s−1
14 −1
ν= =
=
5.45
×
10
s = 545 THz
−9
λ
550 × 10 m
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Lo spettro elettromagnetico
Luce visibile
λ corte
λ lunghe
Lunghezza d’onda (metri)
Visibile
raggi
Gamma
raggi X
Ultravioletto
Infrarosso Microonde
Onde radio
UHF VHF FM
AM
Frequenza
Trasparenza
dell’atmosfera
Opaco
Trasparente
Osservazioni
da satelliti
satelliti, aerei
d’alta quota o
palloni sonda
Lunghezza d’onda
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La legge dell’inverso del quadrato
La brillanza di una sorgente
diminuisce come l’inverso
del quadrato della distanza
dall’osservatore.
Osserviamo una stella con
luminosità L da una
distanza radiale r.
Luminosità (L): energia
irraggiata emessa
nell’unità di tempo (unità
Watt; 1 W = 1 J s-1)
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Il Flusso ricevuto è:
L
F =
4πr2
Flusso (F): energia irraggiata
ricevuta per unità di superficie e di
tempo (unità: W m-2)
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Energia solare
La luminosità del Sole è: L☉= 3.826 ×1026 W
23.5°
Qual’è il flusso radiante ricevuto dalla Terra?
r = 1 AU = 1.496 ×1011 m;
su una superficie ipotetica centrata sul Sole e
di raggio r:
L!
−2
F =
cos
θ
=
1241
W
m
4πr2
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θ=
Il Flusso sulla superficie terrestre all’Equatore
(1) con il Sole nel suo punto più alto
(2) trascurando l’assorbimento dell’atmosfera
.5°
L!
−2
F =
= 1353 W m
2
4πr
A⊥ = A cos θ
Area efficace
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Fotoni
Come abbiamo visto, la “Luce” è un’onda elettromagnetica
ma si può anche considerare come composta da un flusso
di particelle, i fotoni.
La natura ondulatoria si manifesta in fenomeni come
l’interferenza, la rifrazione ecc.
La natura corpuscolare è evidente dalle sue interazioni con
la materia, per esempio effetto foto-elettrico, radiazione di
corpo nero.
Ogni fotone ha una energia specifica che dipende dalla
frequenza della radiazione.
Un fotone con frequenza ν o lunghezza d’onda λ ha energia:
hc
E = hν =
λ
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h = 6.626×10-34 J s
è la costante di Planck
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La pressione di radiazione
Un fotone ha energia hν ma
essendo un “corpuscolo” trasporta
anche quantità di moto pari a:
Luce
Frad
E
hν
p=
=
c
c
Superficie A
Consideriamo un flusso di
radiazione F che incide su una
superficie A con un angolo θ.
Se la radiazione è completamente
assorbita, la superficie è soggetta
ad una forza radiativa:
Frad
FA
=
cos θ
c
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θ
Forza su un elettrone
nell’atmosfera della Terra
dovuta alla radiazione
solare è:
Frad
L!
σ
=
e
2
4πr c
Sezione d’urto Thompson σe = 6.65x10-29 m2
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La polarizzazione
Un’onda elettromagnetica è polarizzata linearmente
quando i suoi campi E e B oscillano sempre nella
stessa direzione.
La direzione di E è la direzione di polarizzazione.
La luce da sorgenti come le stelle, le fiamme, le
lampadine (filamenti incandescenti) ecc. non è
intrinsecamente polarizzata.
La luce è emessa da tanti atomi diversi e ciascuno
ha una diversa orientazione di E.
In media non c’è alcuna direzione privilegiata di E
e la luce non è polarizzata.
In generale un fascio di luce può essere
parzialmente polarizzato: si può sempre considerare
come la combinazione di luce completamente
polarizzata e luce completamente non-polarizzata.
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Direzione
definita di E
Direzione di
propagazione
Luce polarizzata
Direzioni
casuali di E
Direzione di
propagazione
Luce non polarizzata
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Polarizzazione per assorbimento
Asse di trasmissione
La luce non polarizzata può
diventare polarizzata linearmente
per trasmissione attraverso un
materiale polarizzatore (dicroico).
Esempi:
filtri Polaroid (occhiali da sole);
polvere interstellare.
Il materiale dicroico trasmette solo
la componente del campo E
allineata con l’asse di
trasmissione.
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Direzione
di
propagazione
Luce non
polarizzata
intensità = S
Materiale
polarizzatore
Luce
polarizzata
intensità = ½ S
L’intensità della radiazione
trasmessa è 1/2 di quella
incidente
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Polarizzazione per diffusione
La luce può essere polarizzata per
diffusione da:
molecole, polvere, elettroni.
Il campo elettrico nell’onda e.m.
provoca una oscillazione degli
elettroni perpendicolarmente alla
direzione di propagazione.
Gli elettroni oscillanti si comportano
come antenne ed irraggiano
perpendicolarmente alla direzione di
propagazione.
Perchè il
cielo è blu?
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Molecole
Luce non
polarizzata
Luce
parzialmente
polarizzata
Luce solare
non
polarizzata
Luce
Lucepolarizzata
polarizzata
La luce del sole è diffusa dalle
molecole nell’atmosfera e viene
quindi polarizzata
perpendicolarmente alla direzione
di propagazione dei raggi.
Un fenomeno simile avviene nelle
nebulose e nelle galassie.
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Nebulose a riflessione
L’ammasso stellare
delle Pleiadi.
La nebulosità blu è
dovuta a luce
stellare diffusa dalla
polvere interstellare.
Astronomical picture of the day:
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/
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Telescopi ottici
Qual’è lo scopo
principale di un
telescopio?
Il Very Large Telescope dell’ESO
composto da 4 telescopi da 8.2 m
(http://www.eso.org)
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Il telescopio rifrattore
Luce da un oggetto distante
Lente obiettivo
Piano focale
dell’oculare
Obiettivo forma l’immagine
nel piano focale
Lunghezza focale dell’obiettivo
Una lente di forma opportuna
può far convergere raggi paralleli
in un punto sul piano focale
La distanza tra il centro della
lente ed il piano focale è la
distanza focale, f.
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Lunghezza focale
dell’oculare
La lente oculare
ingrandisce l’immagine
per facilitare la visione
Per le sorgenti astronomiche, la
distanza è d >> f per cui i raggi
sono a tutti gli effetti paralleli.
La distanza focale dipende dalla
lunghezza d’onda (cromatismo).
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Telescopi riflettori
Perpendicolare alla
superficie dello specchio
Specchio concavo
Fuoco
Legge della
riflessione
i=r
Raggio di
luce incidente
Raggi paralleli da un
oggetto distante
Raggio di
luce riflesso
Specchio
Lunghezza focale
Uno specchio concavo di forma opportuna (paraboloide) può
focalizzare i raggi paralleli in un punto sul piano focale.
La distanza focale è indipendente dalla lunghezza d’onda.
La riflessione è più efficiente della rifrazione in termini di luce persa
(è possibile arrivare a riflettere > 95% della luce incidente).
Tutti i telescopi moderni sono riflettori.
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Tipologia dei telescopi riflettori
Raggi di luce paralleli da un oggetto distante
Nella maggior parte dei
telescopi riflettori si usa
uno specchio secondario
per mandare la luce ad un
fuoco più “conveniente”.
La maggior parte dei
telescopi moderni offre una
scelta di fuochi, p.e.,
primario, Cassegrain,
Coudè.
Fuoco
Newtoniano
Fuoco
primario
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Fuoco
Cassegrain
Fuoco
Coudè
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Lo specchio secondario
altera l’immagine?
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Le capacità di un telescopio
Potere risolutivo
La capacità di distinguere i
dettagli fini di un’immagine.
Potere di raccolta della luce
L’efficienza con cui il
telescopio raccoglie i fotoni.
Potere di ingrandimento
La capacità di ingrandire
l’immagine.
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I più
importanti
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Lo specchio primario
del telescopio
Gemini Nord (Hawaii)
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Potere risolutivo
La diffrazione impone un limite fisico al
potere risolutivo.
La luce che passa attraverso un’apertura
( ➪ specchio primario del telescopio)
circolare produce delle frange di
diffrazione attorno ad una sorgente
brillante centrale
Due sorgenti di luce producono sistemi di
frange adiacenti.
La capacità di uno strumento di
separare le due sorgenti dipende da
come si sovrappongono i due sistemi di
frange.
θmin
Nota talvolta come
limite di diffrazione
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Il criterio di Rayleigh
Intensità
Quando due sistemi di frange
si sovrappongono
parzialmente è possibile
distinguerli (risolverli) fino ad
un punto dato dal criterio di
Rayleigh:
Primo anello di diffrazione
(Primo anello di Airy)
θmin
θmin
Criterio di Rayleigh
Due oggetti puntiformi
sono appena risolti se il
primo anello di diffrazione
dell’uno cade sulla
macchia brillante centrale
dell’altro.
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Oggetto 1
Oggetto 2
Sorgente Centrale
La distanza angolare minima θmin
tra due oggetti appena risolti
secondo il criterio di Rayleigh è:
radianti
θmin
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λ
! 1.22
D
Diametro
apertura
(telescopio)
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Seeing
In pratica è difficile
ottenere immagini al
limite di diffrazione con
telescopi da terra.
La micro-turbolenza
dell’atmosfera
(“seeing”) limita la
qualità delle immagini
astronomiche.
Seeing cattivo Seeing buono
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Capacità di raccolta della luce
La capacità di raccolta della luce è
proporzionale a D2 (D è il diametro
della lente obiettivo o dello specchio
primario del telescopio).
D
L’Illuminazione (J) è la quantità di
energia luminosa focalizzata per
unità di superficie nell’immagine:
J ∝ π (D/2)2
Ad esempio, un telescopio del VLT (D=8m, ESO, Cile) ha
8.22/3.62 = 5.1 volte la capacità di raccolta del Telescopio
Nazionale Galileo (D=3.6m, Canarie, Spagna).
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TNG, Canarie: 3.6 m
VLT, ESO, Chile: 4 x 8m
LBT, Arizona,
USA: 2 x 8m
Dove costruire un telescopio
Perchè gli osservatori sono costruiti in posti
remoti sulla cima delle montagne?
VLT - Paranal, Deserto di Atacama, Cile
(2635 m)
Keck - Mauna Kea, Hawai, USA (4200 m)
TNG - La Palma, Canarie (2400 m).
Per evitare l’inquinamento luminoso.
Per stare al disopra dello strato di inversione
(dove si formano le nuvole “basse”).
Per avere un’atmosfera secca
(assorbimento).
Per avere buon “seeing”.
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Inquinamento luminoso
Keck, Hawaii
TNG, Canarie
VLT, Paranal
L’inquinamento luminoso è un problema
serio nelle aree densamente popolate!
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Mauna Kea (Hawaii)
Osservatorio più alto al mondo.
In cima ad un vulcano spento (4200m sul livello del mare).
Atmosfera secca
Seeing eccezionale
Ben al di sopra dello strato di inversione
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Cerro Paranal (Cile)
2635 m sul livello del mare nel deserto di
Atacama.
Sito del Very Large Telescope
(European Southern Observatory).
Atmosfera eccezionalmente secca.
Seeing eccezionale.
Eccezionalmente buio (molto remoto).
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Le montature dei telescopi
I telescopi devono “inseguire” le stelle
nel loro moto verso Ovest sulla sfera
celeste.
Montatura Equatoriale: il telescopio
ruota attorno all’asse polare. Il motore
“siderale” controbilancia il moto della
Terra verso Est (un giro in ≃24(?) ore).
I telescopi moderni usano dei motori
controllati dal computer ed hanno
montature Alto-Azimutali che
richiedono moti complessi lungo gli
assi verticali ed orizzontali.
Le montature Alto-Azimutali sono più
robuste e possono reggere il peso dei
grandi telescopi!
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Tradizionale:
il telescopio
3.6 (3.6m)
dell’ESO a La
Silla (Cile).
Moderno:
il Telescopio
Nazionale Galileo
(3.6m) al
all’Osservatorio
del Roque de Los
Muchachos (La
Palma, Canarie)
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I grandi telescopi moderni
I grandi telescopi moderni NON hanno
grandi specchi rigidi (monolitici) che
sono:
Costosi da fabbricare
Pesanti (strutture di supporto costose)
Soggetti a espansione/contrazione
termica con conseguente distorsione
delle immagini.
Specchio sottile
Specchio segmentato
I grandi telescopi moderni (8-10 m)
usano:
Specchi segmentati
Specchi sottili e flessibile
Le superfici sono controllate
dinamicamente da un computer per dare
la migliore qualità d’immagine!
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Esempi di telescopi moderni
Specchi primario del telescopio
Keck I: 36 segmenti esagonali
aggiustati con una tolleranza di
4nm!
Struttura di supporto dello
specchio sottile del
telescopio Kueyen uno dei
4 telescopi da 8.2 m del
VLT.
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Ottiche adattive ed attive
Gli specchi controllati dal computer possono essere deformati
in tempo reale per compensare:
1) il disturbo dell’atmosfera (“seeing”), questo richiede
moltissimi aggiustamenti al minuto (ottiche adattive);
2) le distorsioni causate dalle deformazioni del telescopio
(ottiche attive).
Senza ottiche adattive
Con ottiche adattive
Immagini nel vicino
infrarosso del centro
della nostra galassia
ottenute col VLT.
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I rivelatori CCD
Per “registrare” le immagini prodotte dai telescopi si utilizzano i rivelatori
CCD (Charge-Coupled Device).
Hanno quasi completamente sostituito le lastre fotografiche (lo stesso sta
succedendo nelle comuni macchine fotografiche).
Ogni ‘chip’ (matrice di elementi di
immagine) è costituito da diversi milioni
di pixels (picture elements - elementi di
immagine).
Le normali macchine fotografiche
arrivano fino a 10 Mpixels!
Mosaico di 8 CCD da 2000 x pixel
(National Observatory of Japan)
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I rivelatori CCD
I fotoni raccolti dal telescopio che colpiscono ciascun pixel vengono
convertiti in carica elettrica che poi viene letta e registrata nella memoria
di un computer (ciascun pixel produce un numero ...).
Vengono usati nella banda ottica ma anche nei raggi X.
Vantaggi dei CCD:
sono più sensibili;
hanno un maggiore intervallo
dinamico (dal segnale debole a
quello forte);
sono lineari (proporzionalità diretta tra
segnale e numero di fotoni incidenti).
Svantaggi:
“pochi” pixel rispetto alle lastre
fotografiche.
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Mosaico di 8 CCD da 2000 x pixel
(National Observatory of Japan)
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Lo spettrografo
Uno spettrografo posto sul piano
focale può “disperdere” (separare)
la luce nelle varie lunghezze d’onda
costituenti.
L’elemento dispersore, di solito, è
un reticolo di diffrazione.
Luce dal telescopio
Fenditura
Specchio
sferico
Collimatore
Lente
correttrice
Lo spettro è la distribuzione di energia
Reticolo
irraggiata alle varie lunghezze d’onda.
L’analisi spettrale fornisce informazioni sulla composizione
chimica, sulle condizioni fisiche e sulla velocità del gas che
emette.
Spettro di riferimento
Spettro di una stella
Spettro di riferimento
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Astronomia oltre la banda ottica
Integral
(Gamma)
XMM-Newton
(X)
Fuse
(UV)
VLT
(Opt/NIR)
Spitzer
(mid/far-IR)
Herschel
Planck
(far-IR/submm) (micro-onde)
VLA
(radio)
L’atmosfera terrestre è opaca per gran parte dello spettro elettro-magnetico.
L’astronomia da terra è possibile solo nel visibile, nel vicino infrarosso e
nelle onde radio.
Le osservazioni nel lontano IR, nell’UV, nei raggi X e Gamma devono essere
fatte dallo spazio.
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La nostra galassia in varie bande
Radio (0.73 m; 408 MHz)
Infra-rosso (12–100 µm; 3.0-25.0x103 GHz)
Vicino Infra-rosso (1.25–3.5 µm; 86-240x103 GHz)
Visibile (0.4–0.6 µm; 460x103 GHz)
Raggi X (0.25–1.5 keV; 60-360x106 GHz)
Raggi γ (>300 MeV; 2.4x1013 GHz)
Immagini da: Astrophysics Data Facility al NASA Goddard Space Flight Center
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I radio telescopi
Grandi parabole
focalizzano l’energia delle
onde radio su un piccolo
ricevitore (antenna).
Cavo
Parabola
Amplificatore
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Computer
I segnali amplificati sono
ripuliti e convertiti in immagini
(mappe di flusso) e spettri.
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Interferometria radio
Le lunghezze d’onda
nel radio sono > 2 × 104
volte più grandi che
nell’ottico.
I radio telescopi a
parabola singola hanno
quindi una scarsa
risoluzione spaziale.
tel
Dia
co met
pio ro
eq del
uiv
ale
n
es
te
Combinatore
di segnali
Dispositivo di
registrazione
E’ possibile combinare i segnali da molti telescopi più piccoli per
“sintetizzare” un’apertura molto più grande.
Diametro equivalente è quello della
θmin ! 1.22
massima distanza tra i telescopi singoli!
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λ
D
40
Gli “array” di radio telescopi
E’ possibile collegare tra loro
molte parabole per sintetizzare
telescopi di diametro equivalente
molto maggiore.
Si possono raggiungere
risoluzioni spaziali di 10-3 arcsec.
Esempio: il Very Large Array
(VLA) a Socorro (New Mexico)
dove 27 antenne simulano un
telescopio di 36 km di diametro.
Very Large Array
Esistono gruppi di telescopi anche molto più grandi:
Merlin (UK, diametro equivalente 217 km)
Very Long Baseline Array (VLBA, USA, 8600 km)
Very Long Baseline Interferometer (VLBI, diametro terrestre)
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41
Il futuro: JWST
James Webb Space Telescope
(prima era noto come Next
Generation Space Telescope)
Ottimizzato per l’infrarosso.
Specchi primario da 6.5 m
(~7 volte la capacità di
raccolta di HST)
Programmato per il 2011 (??)
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Il futuro: OWL
Overwhelmingly Large Telescope
Ottico ed infrarosso
Specchi da 100 m di diametro (3048 segmenti!).
Oltre 100 volte la
capacità di raccolta
dei telescopi più
grandi esistenti.
Molto probabilmente
saranno costruiti
prima telescopi da 30
metri...
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Il futuro: interferometri spaziali
L’ESA e la NASA stanno
studiando interferometri
spaziali (ottici, non
radio!) in grado di
combinare il segnale da
una flotta di telescopi
spaziali.
Lo scopo è di
raggiungere risoluzioni
spaziali inferiori a
10-3 arcsec.
Uno degli scopi scientifici principali è trovare pianeti tipo la
Terra attorno ad altre stelle.
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Sommario
La luce è un’onda elettromagnetica.
La lunghezza d’onda e la frequenza determinano la sua
collocazione nello spettro elettromagnetico.
La luce si può anche comportare come un fascio di fotoni,
Il flusso radiante trasportato da un’onda elettromagnetica è
proporzionale alla luminosità ed inversamente proporzionale
al quadrato della distanza.
La luce esercita una pressione di radiazione
La luce può diventare polarizzata per assorbimento o
diffusione.
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Sommario (continua)
Le immagini delle sorgenti astronomiche si formano
focalizzando la luce di un telescopio attraverso lenti
(rifrazione) o specchi (riflessione).
Tutti i grandi telescopi moderni hanno montature altoazimutali.
Potere di un telescopio:
potere di raccolta della luce ∝D2
potere risolutivo θmin = 1.22 λ/D (Criterio di Rayleigh)
Telescopi di grande diametro possono essere simulati
combinando il segnale di diversi telescopi più piccoli (molto
usato in radioastronomia).
Telescopi spaziali forniscono dati in bande spettrali non
osservabili da Terra a causa dell’atmosfera.
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Telescopi sul Web
Grandi Telescopi: http://astro.nineplanets.org/bigeyes.html
NGST: http://ngst.gsfc.nasa.gov/
ESO: http://www.eso.org/
HST: http://www.stsci.edu/hst/
Spitzer: http://www.spitzer.caltech.edu/index.shtml
Keck: http://www2.keck.hawaii.edu/
Gemini: http://www2.gemini.edu/
NRAO: http://www.nrao.edu/
Alte Energie: http://heasarc.gsfc.nasa.gov/
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