2).

S. De Gregori
Spettrometria FTS per osservazioni atmosferiche
B. Decina
CASPER2: lo strumento
ESCURSIONI DIDATTICHE AA 2009‐2010
Osservatorio della Testa Grigia ‐ MITO Millimeter & Infrared Testagrigia Observatory
(Plateau Rosà – 3480 m s.l.m. ‐ AO)
CASPER: Concordia Atmospherical
SPectroscopy of Emitted Radiation
ESCURSIONI DIDATTICHE AA 2009‐2010
Osservatorio della Testa Grigia ‐ MITO Millimeter & Infrared Testagrigia Observatory
(Plateau Rosà – 3480 m s.l.m. ‐ AO)
Simone De Gregori
Roma, 17/06/2010
Millimetre and
L’Osservatorio MITO
Infrared TestaGrigia Observatory (Plateau Rosa -(AO) 3480 m
s.l.m. 45°56’03’’N 7°42’28’’E)
Il problema principale per le osservazioni da terra nella regione millimetrica e
submillimetrica è la presenza dell’atmosfera terrestre; in particolar modo del
vapor acqueo contenuto in essa. Per poter limitare il più possibile questo disturbo
bisogna superare gli strati più densi e più caldi dell’atmosfera stessa!
M. De Petris et al. (New Astr., vol. 1, no. 2, 121-132 (1996))
M. De Petris,…, S. De Gregori,... New Astronomy
Reviews (2007), Vol. 51 Issues 3-4, pagg. 368-373.
Caratteristiche Telescopio
• Specchio primario da 2.6 m
• Secondario da 410 mm
• f/# 4.07 e ris.ang.~1.6arcmin @ λ=1mm
• Secondario oscillante per rimozione fluttuazioni atmosferiche
• “baffling” per riduzione e controllo emissione spuria
Trasmissione Atmosferica
Per poter stimare la trasmissione atmosferica è solito fare una misura
fotometrica (osservando alternativamente il segnale proveniente
dall’atmosfera e quello prodotto da un corpo nero di riferimento a
temperatura ambiente) a diversi angoli zenitali: lo sky-dip.
S − S = ∆S = (S − S )e
+ (S − S )
− τ 0 sec z
Re f
Atm
Sky
CMB
Re f
Atm
Nell’approssimazione di bassa opacità; trascurando il segnale dovuto alla
CMB e considerando SAtm≈SRef si ottiene la semplice formula:
∆S ≅ S
Re f
(1 − τ
0
sec z )
τ0 da un fit lineare
τ~90%
τ~94%
90°
65°
56°
τ~91%
50°
45°
42°
τ~80%
Trasmissione Atmosferica (II)
L’approssimazione nella legge di secante può essere utilizzata solo nel caso di
bassa opacità (e comunque bisogna avere un elevato campionamento in z); Casper:
Concordia Atmospherical Spectroscopy of Emitted Radiation" M.De Petris, A.Catalano, S.De Gregori, L.Lamagna, V.Lattanzi, G.Luzzi,
R.Maoli, A.Melchiorri, G.Savini, G.G.Vetrani, E.S.Battistelli, L.Valenziano, N.Mandolesi, F.Villa,, F.Cuttaia, P.A.R.Ade, P.Mauskopf, A.Orlando,
P.Encrenaz, J.R.Pardo, J.Cernicharo. Procs. of Dome C Astronomy and Astrophysics Meeting. Toulose July 2004 M.Giard, F.Casoli and
F.Paletou (eds) EAS Publications Series, 14 (2005) 233-238.
ν ~ 3 cm-1 e ∆ν/ν ~ 10% e 40%
ν ~ 33 cm-1 e ∆ν/ν ~ 10% e 40%
Spettri simulati tramite il programma ATM (J.R.Pardo et al. Atmospheric Transmission
at Microwaves (ATM): An Improved Model for Millimeter/Submillimeter Applications, IEEE Trans.
Ant. Prog., Vol.49, No.12, pp.1683, 2001) creati per l’osservatorio MITO.
Simulazioni
Risulta quindi necessario studiare e
caratterizzare il contributo atmosferico per
poter ridurre al minimo l’incertezza dovuta alla
stima della trasmissione atmosferica
Vengono riportati i valori
∆PWV, per diversi valori
“centrali” del PWV, tali che ci
sia una variazione dell’1% in
trasmissione nelle 4 bande.
Variazione
percentuale della
brillanza
atmosferica,
fissata la
variazione in
trasmissione
dell’1%.
CASPER: Concordia Atmospherical SPectroscopy of
Emitted Radiation
Spettrometro atmosferico costituito da un
interferometro Martin-Puplett (due
ingressi e due uscite) ed un polarimetro
dove vengono montati i rivelatori! Questo
strumento è in grado di fare misure di
emissione atmosferica (a diversi angoli
zenitali) in un range di frequenze che va da
3 a 55 cm-1 (180µm÷3mm); separato in due
bande 3-15 cm-1 e 20-55 cm-1.
CASPER2: Concordia Atmospherical SPectroscopy of Emitted Radiation
2=Versione Testa Grigia
Criostato
Specchio
Secondario
Vanes
Wire-grid
Asse Altezza
MP
Asse azimuth
Montatura altaz
Telescopio
Configurazione PressmanCamichel con primario da 62 cm
Interferometro
Martin-Puplett con Wire-Grid in
ingresso
Campo di vista
26 arcmin
Intervallo spettrale
4 ÷12 cm-1 (120÷360 GHz)
Risoluzione
~ 0.2 cm-1
Rivelatori
2 Bolometri @ 0.3 K
AΩ
0.05 cm2sr
Calibratori
Eccosorb AN72 @ 300 o 77 K
Interferometro Martin-Puplett
Telescopio
Wire grid
Roof Mirrors
F
o
t
o
m
e
t
r
o
Formalismo di Stokes e Müller
Rappresentiamo un’onda polarizzata attraverso il vettore di Stokes S ed
utilizziamo il formalismo di Müller per scrivere la matrice MWG relativa alla
Wire-Grid in ingresso (con i fili orientati ad un angolo θ ) e la matrice MMP
dell’interferometro :
⎛I ⎞
⎜ ⎟
r ⎜Q ⎟
S = ⎜ ⎟
U
⎜⎜ ⎟⎟
⎝V ⎠
0
⎛1
⎜
⎜ 0 cos δ
M = ⎜
0
0
⎜⎜
⎝ 0 senδ
MP
M
WG
0
0 ⎞
⎟
0
senδ ⎟
−1
0 ⎟
⎟
0 − cos δ ⎟⎠
⎛ 1
⎜
⎜ cos 2θ
= ⎜
sen 2θ
⎜⎜
⎝ 0
cos 2θ
cos 2θ
cos 2θsen 2θ
sen 2θ
cos 2θsen 2θ
sen 2θ
0
0
2
2
con lo sfasamento δ = 2π∆xott/λ
0⎞
⎟
0⎟
0⎟
⎟
0 ⎟⎠
Schema di funzionamento di CASPER
⎛I
⎜
0
⎜
=
⎜ 0
⎜⎜
⎝ 0
Sky
S
Sky
⎞
⎟
⎟
⎟
⎟⎟
⎠
⎛I
⎜
0
⎜
=
⎜0
⎜⎜
⎝0
BB
S
BB
⎞
⎟
⎟
⎟
⎟⎟
⎠
∆+=ISky+IBB e ∆-= ISky-IBB
∆
⎛
⎞
⎟
⎜
2
∆
cos
θ
⎟
S = M * S = ⎜⎜
∆ sin 2θ ⎟
⎟
⎜
0
⎝
⎠
+
S’
−
I
'
WG
−
S
Ch 1
Tot
S’’
S
Ch 2
Tot
∆
⎛
⎞
⎟
⎜
∆ cos 2θ cos δ ⎟
S = M * S = ⎜⎜
− ∆ sen 2θ ⎟
⎟
⎜
⎝ ∆ cos 2θsenδ ⎠
+
''
'
−
MP
−
−
I due canali
∆ + ∆ cos 2θ cos 2ϕ cos δ − ∆ sen 2θsen 2ϕ
⎛
⎞
⎜
⎟
∆
+
∆
−
∆
2
2
2
2
2
2
cos
ϕ
cos
θ
cos
ϕ
cos
δ
sen
θ
sen
ϕ
cos
ϕ
⎜
⎟
= ⎜
∆ sen 2ϕ + ∆ cos 2θsen 2ϕ cos 2ϕ cos δ − ∆ sen 2θsen 2ϕ ⎟
⎜⎜
⎟⎟
0
⎝
⎠
+
S
Ch1
TOT
= M
II
WG (T )
−
*S
II
TOT
+
−
−
S
TOT
= M
WG ( R )
*S
−
∆ − ∆ cos 2θ cos 2ϕ cos δ + ∆ sen 2θsen 2ϕ
⎛
⎞
⎜
⎟
−
∆
+
∆
−
∆
2
2
2
2
2
2
cos
ϕ
cos
θ
cos
ϕ
cos
δ
sen
θ
sen
ϕ
cos
ϕ
⎜
⎟
= ⎜
− ∆ sen 2ϕ + ∆ cos 2θsen 2ϕ cos 2ϕ cos δ − ∆ sen 2θsen 2ϕ ⎟
⎜⎜
⎟⎟
0
⎝
⎠
+
II
−
2
+
Ch 2
−
2
−
−
2
II
TOT
+
−
−
2
+
−
−
Si nota subito che nel caso in cui il polarizzatore in ingresso è orientato
come quello in uscita (θ=ϕ=0), mettendoci nel caso di ZPD (δ =0), i segnali sui
due canali si riducono semplicemente a ISky per il primo e IBB per il secondo.
I due canali
Nel caso generale avremo sui due canali i seguenti segnali :
S
Ch 1
S
Ch 2
Tot
Tot
∝I
Sky
cos 2ϑ cos 2ϕ cos δ − I cos 2ϑ cos 2ϕ cos δ
BB
∝ I cos 2ϑ cos 2ϕ cos δ − I
BB
Sky
cos 2ϑ cos 2ϕ cos δ
Dovendo fare interferogrammi a diverse altezze (90°÷0°) la luce
proveniente dal MP vedrà i fili della WG con un’inclinazione differente
proporzionale all’angolo zenitale. Questo comporta uno sbilanciamento
simmetrico nei due canali; fino ad arrivare all’inversione dei segnali (ϕ=π/2).
L’angolo (proiettato) corrispondente a questa rotazione è
⎛ 2
⎞
ϕ = arctg ⎜ tgz ⎟
⎝ 2
⎠
I due canali
Nel caso generale avremo sui due canali i seguenti segnali :
Ch 1
STot
∝ (I Sky − I BB ) cos 2ϑ cos 2ϕ cos δ
Ch 2
STot
∝ (I BB − I Sky ) cos 2ϑ cos 2ϕ cos δ
Dovendo fare interferogrammi a diverse altezze (90°÷0°) la luce proveniente dal
MP vedrà i fili della WG fredda con un’inclinazione differente proporzionale
all’angolo zenitale. Questo comporta uno sbilanciamento simmetrico nei due canali;
fino ad arrivare all’inversione dei segnali (ϕ=π/2).
S/N< 3
I due canali (II)
Segnali nei due bolometri nel
caso in cui si bilancia
l’inversione dei due ingressi
con la scansione in z
attraverso la rotazione della
WG in ingresso.
La condizione di misura ottimale è quindi non contro-ruotare la WG in
ingresso, ma utilizzare questa peculiarità per caratterizzare lo strumento.
Interferogrammi
Un’ ulteriore caratteristica di questo strumento è la possibilità di acquisire il
segnale utilizzando due diverse tecniche interferometriche: il fast-scan e la
modulazione di fase!
Nel primo caso si fa muovere continuativamente lo specchio a tetto ad una
determinata velocità (~ cm/s); in questo modo le frequenze ottiche vengono
viste dal rivelatore come segnali elettrici alla frequenza f=2σν.
La modulazione di fase si ottiene facendo oscillare l’altro specchio intorno alla
posizione di “riposo” ad una certa frequenza ω e con una determinata
ampiezza A. Il risultato di questa tecnica non è il “classico” interferogramma
ma la sua derivata e quindi lo spettro non è semplicemente la trasformata di
Fourier ma questa è moltiplicata per la funzione di Bessel del primo ordine!
Esempio di interferogramma in FS/AM
step by step
Esempio di interferogramma in PM
Interferogrammi
Specchio a tetto
montato su vite
senza fine per
variare OPD
Modulatore
per PM
Specchio a tetto
montato su slitta
micrometrica
LVDT per
lettura
movimento
specchio a tetto
Specchio a tetto
montato su slitta
micrometrica
LVDT per controllo
modulazione
CASPER 2: LO STRUMENTO
ESCURSIONI DIDATTICHE AA 2009‐2010
Osservatorio della Testa Grigia ‐ MITO Millimeter & Infrared Testagrigia Observatory
(Plateau Rosà – 3480 m s.l.m. ‐ AO)
Barbara Decina
Lo strumento
Lo spettrometro atmosferico CASPER 2 è uno strumento dedicato a misure di spettri atmosferici, realizzate nello stesso istante e nella stessa direzione di cielo dell’osservazione cosmologica. E’ basato sull’interferometro Martin‐Puplett, uno degli strumenti più efficienti con cui realizzare spettrometria a lunghezze d’onda millimetriche.
a) Un’immagine dello spettrometro CASPER 2.
b) La wire‐grid a 45° e la ruota dentata che ne permette la rotazione. A sinistra il dischetto di eccosorb AN72 che funge da sorgente di riferimento. c) L’interferometro Martin‐
Puplett.
Barbara Decina 17 Giugno 2010
Telescopio, lenti e polarizzatori
La wire‐grid B riflette la componente del campo elettrico incidente parallela ai fili verso lo specchio a tetto RM1 e trasmette la componente ortogonale verso RM2.
Sistema ottico di CASPER2. Si vedono i 2 specchi del telescopio
Pressman-Camichel, le 3 lenti in HDPE, le 2 wire grids e 1 solo dei
due specchi a tetto dell’interferometro Martin-Puplett.
Barbara Decina 17 Giugno 2010
Il sistema di puntamento
Nella montatura alt‐azimutale il telescopio ruota intorno ad un asse orizzontale (asse di altezza), a sua volta libero di ruotare nel piano orizzontale (asse di azimut). L’ inseguimento di una sorgente avviene attraverso una combinazione dei due movimenti.
La precisione di un sistema di puntamento è limitata dalle imperfezioni meccaniche della montatura e dagli errori di orientamento degli assi principali al momento della sua installazione. L’insieme di questi ed altri errori può essere quantificato e compensato mediante l’inserimento di un modello correttivo di puntamento come quello ideato da Ulich nel 1981.
La CCD consente di verificare nel visibile le prestazioni del puntamento del telescopio millimetrico.
L’asse di altezza della montatura alt‐azimutale di CASPER 2.
Barbara Decina 17 Giugno 2010
Un’immagine del supporto della camera CCD che ne permette la regolazione dell’inclinazione.
Mickey
MICKEY
L’acquisizione di interferogrammi fast‐scan è soggetta alle variazioni di velocità dello specchio a tetto durante la scansione. Per migliorare la qualità dell’interferogramma si introduce un sub‐interferometro di tipo Michelson, denominato Mickey, all’interno dell’interferometro Martin‐Puplett. Il segnale di interferenza generato da Mickey viene utilizzato come trigger per campionare l’interferogramma fast‐scan, in modo da acquisire punti ad intervalli equispaziati, indipendenti dalle variazioni di velocità.
Barbara Decina 17 Giugno 2010
I rivelatori
I rivelatori di CASPER 2 sono bolometri compositi, cioè
resistenze a semiconduttori drogati, dipendenti dalla temperatura.
I bolometri vengono mantenuti a temperature inferiori a 300 mK all’interno del criostato FotoPola, costituito da un serbatoio contenente azoto liquido che funge da schermo per il serbatoio interno, contenente 4He liquido. Al suo interno è stato installato un refrigeratore a 3He. La parte fredda del criostato dove si trova la wire‐grid fredda , che invia la radiazione verso i due bolometri. La banda spettrale dello spettrometro, compresa tra 4cm−1 e 12cm−1, è ottenuta introducendo una catena di filtri. Barbara Decina 17 Giugno 2010
I bolometri ‐ Curve di Carico
La curva di carico è ottenuta variando la tensione di bias inviata ai capi delle resistenze di carico e misurando la tensione continua ai capi del bolometro. Essa rappresenta un valido strumento per la caratterizzazione dei rivelatori poichè la sua determinazione permette di stabilire se i bolometri sono ottimizzati per la potenza radiativa che si vuole rivelare. Ciò che si richiede a un bolometro è
che la linearità tra corrente e tensione venga a mancare già da correnti piccole.
Barbara Decina 17 Giugno 2010
Misure di responsività
Per ogni punto di lavoro del bolometro viene determinata la
responsività, una figura di merito che fornisce il rapporto tra potenza incidente e segnale elettrico prodotto in uscita. La responsività ottica è la quantità che meglio caratterizza l’efficienza dei bolometri: attraverso la sua determinazione infatti, è possibile stimare la tensione di bias ottimale da fornire ai bolometri.
Barbara Decina 17 Giugno 2010
Oggi...
Barbara Decina 17 Giugno 2010
Bibliografia
Bell, R.J. Introductory Fourier Trasform Spectroscopy. Accademic Press, 1972
Carli, B. Mencaraglia, F. Twofold Martin‐Puplett interferometer. International Journal of Infrared and Millimeter Waves. Vol.2, No.1,1981.
Chamberlain, J. Phase modulation in far infrared (submillimetre‐wave) interferometers. i‐mathematical formulation. Infrared Physics, Vol.11, pp.25‐55, 1971.
Collett, E. Polarized light fundamentals and applications. Marcel Dekker, 1993.
Decina B., De Gregori S., De Petris M., Lamagna L. Site‐testing and continuous atmospheric monitoring at mm wavelength band with CASPER 2. In: 3rd ARENA Conference on "An Astronomical Observatory at CONCORDIA (Dome C, Antarctica)", vol. 40, p. 107‐110, 2009. De Bernardis, P. Dispense del Corso di Laboratorio di Astrofisica I, Laurea Triennale in Fisica e Astrofisica, Università La Sapienza, Roma, 2005
De Petris, M. et al. CASPER: Concordia atmospheric spettroscopy of emitted radiation. Procs. Of Dome C Astronomy and Astrophysics Meeting. EAS Publications Series, 14, 2005.
Martin, D. H., Puplett, E. Polarised interferometric spectrometry for the millimetre and submillimetre spectrum. Appl. Opt., Vol.10, pp.105,1969.
Barbara Decina 17 Giugno 2010