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Dal “gioiello” di Arcetri
al Large Binocular Telescope
(e oltre)
PERCHE’ ABBIAMO BISOGNO DI UN
TELESCOPIO?
• Gli oggetti astronomici sono deboli
• E’ necessario potenziare le capacita’ del nostro sistema
ottico
• Criteri:
Vincenzo Testa
Istituto Nazionale di Astrofisica
Osservatorio Astronomico di Roma
Sensibilita’ (∝ Diametro2)
Potere Risolutivo (∝ 1/Diametro)
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RIFRATTORE: sistema a lenti
LBT
RIFLETTORE: sistema a specchi
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RIFLETTORE
RIFRATTORE
VANTAGGI:
Configurazione stabile. Ottiche rimangono allineate.
Tubo chiuso, non si sporcano le lenti.
Non è sensibile alla turbolenza all’interno del tubo
SVANTAGGI:
Aberrazione cromatica.
Trasmissione dipende dalla lunghezza d’onda.
Difficile ottenere purezza estrema e curvatura perfetta. Lenti
sostenute solo dai bordi. Soggette a deformazioni per il loro
stesso peso.
VANTAGGI:
Riflessione non dipende dalla lunghezza d’onda.
Sostenuti su tutta la superficie posteriore, possibile costruire
grandi specchi.
Specchi molto sottili, strutture leggere.
Ottiche più corte, ma soprattutto: COSTA MENO!
SVANTAGGI:
Le ottiche si disallineano facilmente.
La montatura e’ aperta, ottiche si sporcano e sensibile al
vento.
Specchio secondario responsabile di effetti di diffrazione.
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IL PARADIGMA CLASSICO:
MT. PALOMAR, RIFLETTORE HALE DA 5m
SPECCHIO PRINCIPALE: 5m
MONTATURA EQUATORIALE
STRUTTURA MASSICCIA
CUPOLA GIGANTESCA
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IL CAMBIO DI PARADIGMA:
BTA, TELESCOPIO SOVIETICO DA 6m (1976)
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IL PASSO SUCCESSIVO:
L’OTTICA ATTIVA (NTT, 1990)
STRUTTURA ANCORA PIU’ LEGGERA
SPECCHI SOTTILI SOSTENUTI DA
ATTUATORI REGOLABILI PER
CORREGGERE LE DEFORMAZIONI
MONTATURA ALTAZIMUTALE
STRUTTURA MOLTO PIU’ LEGGERA
FACILE ACCESSO AI FUOCHI LATERALI
NECESSITA’ DI UN
COMPUTER PER
CALCOLARE LA
TRAIETTORIA DI
INSEGUIMENTO
NECESSITA’ DI
COMPENSARE LA
ROTAZIONE DEL
CAMPO DI VISTA
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OCCORRONO POTENTI COMPUTER
PER CALCOLARE RAPIDAMENTE LE
DEFORMAZIONI
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IL SALTO DI QUALITA’: TELESCOPI DI CLASSE
8 METRI (VLT, 1997)
IL SALTO DI QUALITA’: TELESCOPI DI CLASSE
8 METRI (VLT, 1997)
Osservatorio ESO a Cerro Paranal
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DUE TELESCOPI SU UNA MONTATURA: LBT
DUE SPECCHI MONOLITICI
DA 8,4 M
(2005)
USATI SEPARATAMENTE:DIAMETRO EQUIVALENTE: 11,4M
USATI
INSIEME
(INTERFEROMETRIA):
DIAMETRO
EQUIVALENTE: 23M
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DUE TELESCOPI SU UNA MONTATURA: LBT
(2005)
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DUE TELESCOPI SU UNA MONTATURA: LBT
(2005)
I Partners
• LBT e’ un progetto congiunto tra
– Italia (25%) INAF
mania (25%) LBTB
– Arizona (25%) UofA, ASU, Northern
Arizona
– Ohio State Univ. (12.5%)
(12.5%)
(OSU, Notre Dame, Virginia, Minnesota)
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• Mt. Graham –
Emerald Peak
(Arizona sudorientale)
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Il Sito: Mount Graham International
Observatory
• Quota: 3221 m
(pavimento “cupola”)
Il Sito: Mount Graham International
Observatory
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Il Sito: Mount Graham International
Observatory
• VATT e SMT
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Il Sito: Mount Graham International
Observatory
• Riserva dello
scoiattolo rosso
(Tamiasciurus
hudsonicus
grahamensis )
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Costruzione Telescopio: La struttura all’
Ansaldo (Milano) nel giugno 2001
Il Sito: Mount Graham International
Observatory
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Costruzione Specchi: Mirror Lab (UA)
Costruzione Enclosure: Vista da
dietro
Ascensore
Portelloni di ventilazione
Lo spessore degli specchi di LBT e’ di circa 9 cm (al bordo)
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Costruzione Specchi: Mirror Lab (UA)
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Caratteristiche degli specchi primari
• Numero di specchi primari: 2
● Distanza tra gli specchi: 14.417 m centro-a-centro
● Diametro specchi: 8.417 m
● Rapporto focale: F/1.142
● Diametro del foro centrale: 0.889 m
● Forma geometrica: parabolica
● Caratteristiche costruttive
● stampo in borosilicato a nido d’ape
● spessore della faccia superiore: 28 mm
● spessore al bordo: 894 mm
● Massa del singolo specchio: circa 16 tonnellate
Fonte: LBT Observatory
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LARGE BINOCULAR CAMERA
Gli strumenti si
possono cambiare in
circa 15 minuti
•
•
•
•
Occorre correggere il
bilanciamento
meccanico
DUE STRUMENTI GEMELLI: BLUE ARM & RED ARM
f/1.4
SISTEMA OTTICO DI 6 LENTI
L1 HA UN DIAMETRO DI 91 CM
Si usano serbatoi
d’acqua riempibili
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LARGE BINOCULAR CAMERA
SUPERNOVA 1
SUPERNOVA 2
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ANCORA PIU’ GRANDI
LA STRADA VERSO I TELESCOPI
(VERAMENTE) GIGANTI
OCCORRE USARE SPECCHI COMPOSITI
A QUESTO PUNTO ABBIAMO LA TECNOLOGIA
PER COSTRUIRE TELESCOPI GRANDI A PIACERE
CONSIDERIAMO LA RELAZIONE CHE FORNISCE
IL POTERE RISOLUTIVO: sin θ = 1,22 (λ / D)
10 metri Keck Telescope
MMT
11 metri
SALT telescope
(Multi-Mirror-Telescope)
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ESO
360 cm
20 cm
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20 cm
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VLT-ESO 820 cm
(ma con ottiche adattive)
LA STRADA VERSO I TELESCOPI
(VERAMENTE) GIGANTI
MA… LA POTENZA È NULLA SENZA IL
CONTROLLO
I VANTAGGI DI UN TELESCOPIO GIGANTE –
PROFONDITÀ E RISOLUZIONE – SONO LIMITATI
DALLE CONDIZIONI ATMOSFERICHE:
- NUVOLE
- UMIDITA’
- INQUINAMENTO LUMINOSO
- TURBOLENZA
OCCORRONO QUINDI ACCORGIMENTI PER
LIMITARE I DANNI
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HST 250 cm
(ma dallo spazio…) 42
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IL SITO
UN BUON SITO PER UN TELESCOPIO DEVE
ESSERE ALTO E SECCO…
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…E BUIO
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L’OTTICA ADATTIVA
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L’OTTICA ADATTIVA
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Il secondario adattivo curvo di LBT:
diametro: 911 mm, spessore: 1,6 mm
attuatori: 672
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ARGOS: stelle artificiali per l’ottica
adattiva @ LBT
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CON L’OTTICA ADATTIVA UN TELESCOPIO
GIGANTE “BATTE” HST
TELESCOPI GIGANTI PROSSIMI
VENTURI
THIRTY METER
GELESCOPE
IANT MAGELLAN
T
T
ELESCOPE
DIAMETRO: 30m
CONSORZIO:
U. California,
DIAMETRO: 24m
(7 x 8m) Caltech,
Canada (+ Giappone + Cina)
CONSORZIO: Universita’ private
Progetto
costruttivo
completato
USA, Australia
(ANU+AAL)
+ Corea
Prima
prevista: ~
~ 2018
2018
PrimaLuce
luce prevista:
CENTRO DELL”AMMASSO GLOBULARE M92
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IL TELESCOPIO
POTERE RISOLUTIVO ~ 0.002”
SEEING MINIMO ~ 0.2”
IL GIGANTE EUROPEO E-ELT
M2: 4.2m
M4: 2.6m
Specchio
adattivo
6 stelle guida
laser
M5: 2.4m
Piattaforma
strumenti
(dimensioni
campo da
tennis!!)
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M3: 4 m
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M1: 39.3m
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OSSERVAZIONE DIRETTA DI PIANETI
EXTRASOLARI CON E-ELT!
ALTRI TIPI DI TELESCOPIO
(ESPLORANDO ALTRE FINESTRE DELLO SPETTRO
ELETTROMAGNETICO)
GJ 1214b, il primo pianeta extra-solare per il quale si è
ottenuto uno spettro di trasmissione durante il transito
M = 6 MT
T = 400 – 550 K
D = 42 anni luce
Credits ESA
Spettroscopia accurata di pianeti in
transito (composizione atmosferica:
H2O, CO2, N2,O3, biomarkers)
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IL RADIOTELESCOPIO
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IL RADIOTELESCOPIO
VLA – NUOVO MESSICO
ARECIBO (PORTO RICO) – 305m diametro
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ALTRI TIPI DI TELESCOPIO
IL RADIOTELESCOPIO
(ESPLORANDO ALTRE FINESTRE DELLO SPETTRO
ELETTROMAGNETICO)
MEDICINA (BOLOGNA) – 32m + CROCE DEL NORD
Alla frequenza di lavoro di 408 MHz la risoluzione della "Croce del Nord" di Medicina,
con antenne lunghe 560 metri, e' pari a quella di un binocolo da 4.5cm di diametro
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TELESCOPI UV, X E
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g
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TELESCOPI UV, X E
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g
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7/25/2016
ALTRI TIPI DI TELESCOPIO
(ESPLORANDO ALTRE FINESTRE DELLO SPETTRO
ELETTROMAGNETICO)
TELESCOPI PER MICROONDE E INFRAROSSO
LONTANO
HERSCHEL (2009)
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TELESCOPI PER MICROONDE E INFRAROSSO
LONTANO
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ALTRI TIPI DI TELESCOPIO
(ESPLORANDO ALTRE FINESTRE DELLO SPETTRO
ELETTROMAGNETICO)
PLANCK (2009)
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7/25/2016
BREVE LISTA DEI TELESCOPI SPAZIALI
ASTRONOMIA g DA TERRA – TELESCOPI
CHERENKOV
MAGIC
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X, Gamma
X, Gamma
UV
HEAO 3 (1979-1981)
Astro 1 (1990-1990)
FUSE (1999-2007)
AGILE (2007)
Chandra (1999)
GALEX (2003-2013)
CGRO (1991-2000)
CORSA (1976-1976)
Hisaki (2003)
Cos-B (1975-1982)
EXOSAT (1983-1986)
IUE (1978-1996)
Fermi (2008)
Ginga (1987-1991)
OAO 2 (1968-1973)
Gamma (1990-1992)
Hakucho (1979-1985)
Kaistsat 4 (2003)
Granat (1989-1999)
NuSTAR (2013)
TAUVEX (2009)
HETE 2 (2000)
HEAO 2 (1978-1981)
Visibile
INTEGRAL (2002)
ROSAT (1990-1999)
Hubble (1990)
LEGRI (1997)
Rossi-XTE (1995)
Hipparcos (1989-1993)
SAS 2 (1972-1973)
Spectrum X-gamma (2010) COROT (2006)
Swift (2004)
Suzaku (2005)
Kepler (2009)
HEAO 1 (1977-1979)
Tenma (1983-1989)
IR e MW
ABRIXAS (1999-1999) Uhuru (1970-1973)
IRAS (1983-1983)
ASCA (1993-2001)
XMM-Newton (1999)
ISO (1995-1998)
Ariel V (1974-1980)
UV
AKARI (2006)
ALEXIS (1993-2005)
Astro 2 (1993-1993)
Herschel (2009)
Aryabhata (1975-1975) Astrosat (2009)
SWAS (1998)
Astron (1989-1993)
Copernicus (1972-1980) Spitzer (2003)
ANS (1974-1976)
CHIPS (2003)
WISE (2009)
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SULLE ORME DI GALILEI
Beppo-SAX
(1996-2002) EUVE (1992-2002)
COBE (1989-1993)
IR e MW
Odin (2001)
Planck (2009)
WMAP (2001)
New Ones
NuSTAR (2012)
GAIA (2014)
EUCLID (2018)
JWST (2018)
…
67
17
