Alta tecnologia per il telescopio LBT

Alta tecnologia per il telescopio LBT
Ciro Del Vecchio, Luca Fini
INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri
Il telescopio LBT è diverso da tutti gli altri: ogni suo particolare è stato progettato in modo da ottenere
prestazioni mai raggiunte fino ad ora. Le soluzioni adottate consentono di superare gran parte delle
limitazioni che caratterizzano le osservazioni da terra ma, senza l'impiego delle più moderne tecnologie nei
campi della meccanica, dell'ottica e dell'elettronica, non sarebbe stato possibile ottenere uno strumento della
qualità richiesta.
Il telescopio è dotato di due grandi specchi di 8,4 metri di diametro montati su un'unica struttura; questo si
traduce in una grande capacità di “raccolta” della luce e consente, combinando fra loro i due fasci luminosi,
di ottenere immagini di nitidezza pari a quella di un telescopio di dimensioni assai maggiori.
Ottiche
adattive
LBT è frutto di una collaborazione fra alcune istituzioni statunitensi e
la comunità astronomica italiana, inizialmente rappresentata dall'Osservatorio di Arcetri, dove tutt'ora risiede l'ufficio del progetto.
Successivamente un consorzio di istituti astronomici tedeschi si è
unito al progetto e, per parte italiana a partire dal 2001, la gestione è
stata assunta dall'Istituto Nazionale di Astrofisica.
Nelle prossime pagine saranno brevemente descritte alcune delle
“sfide tecnologiche” che sono state affrontate nel corso della progettazione e della realizzazione del telescopio LBT, con particolare
riguardo alle parti che hanno coinvolto direttamente la comunità
astronomica italiana in stretta collaborazione con alcune realtà
industriali.
Struttura
Strumenti
Specchio
primario
Supporti
idraulici
e motori
Strumenti
Come è fatto il telescopio LBT
Tutti i moderni telescopi utilizzano specchi come elementi ottici principali. Un classico telescopio ha due specchi: un primario ed un secondario, come nello schema mostrato in figura.
Il primario ha lo scopo di raccogliere la luce proveniente dall'oggetto osservato: per
questo deve essere più grande possibile. Il diametro dello specchio primario ha
inoltre un altro importante effetto: tanto maggiore è il diametro quanto maggiore è il
potere risolutivo del telescopio, ovvero la sua capacità di separare e distinguere
oggetti vicini.
Il secondario invece serve per “collocare” il fuoco del telescopio in un punto più
facilmente accessibile: il fascio luminoso viene riflesso indietro e raggiunge l'osservatore (in realtà uno strumento elettronico) attraverso un foro al centro del primario.
Schema ottico di telescopio
Il telescopio LBT è abbastanza simile ad un binocolo: è costituito da due
telescopi classici montati accanto ed ha quindi una capacità di raccolta di
luce pari alla somma dei due. Inoltre, nella sua configurazione più innovativa, può essere usato in modo interferometrico: i fasci ottici dei due telescopi, opportunamente ricombinati ed analizzati, possono in tal modo
produrre immagini con un livello di dettaglio pari a quello di un telescopio
di dimensioni assai maggiori.
Schema ottico di LBT
La struttura
La qualità delle osservazioni dipende fortemente dalle prestazioni della struttura meccanica del telescopio: qualunque deformazione o vibrazione durante l'osservazione si traduce nella
degradazione dell'immagine ottenuta. Il telescopio deve quindi
essere particolarmente rigido e leggero, in grado cioè di minimizzare le deformazioni dovute al movimento ed alle variazioni
di temperatura e le vibrazioni causate dal vento e dai motori.
Per questo motivo particolare cura è stata posta nella progettazione della struttura meccanica del telescopio.
Il telescopio LBT in fase di montaggio
Ne è risultata una geometria non convenzionale, che ricorda
assai poco quella degli altri telescopi.
Anche la finitura delle superfici ha un ruolo: molte parti metalliche sono ricoperte di alluminio per migliorare gli effetti
termici; le parti restanti sono state verniciate in “rosso Ferrari”
come augurio di successo.
Il telescopio LBT in fase di montaggio
La struttura - 2
Il progetto della struttura meccanica di LBT ha richiesto un lungo processo di ottimizzazione effettuato utilizzando ampiamente metodi di calcolo agli elementi finiti.
Dopo aver esplorato le geometrie più promettenti, si realizza un modello matematico sulla base del quale vengono calcolate le flessioni e le
vibrazioni previste. La successiva analisi dei risultati suggerisce le
modifiche da apportare al modello per migliorarne le prestazioni. Tutto
il processo viene ripetuto più volte fino a raggiungere il risultato desiderato.
Si è ottenuta in tal modo una struttura ad elevata "rigidità intrinseca" e dunque poco sensibile alle sollecitazioni dinamiche,
poco deformabile sotto l'azione del proprio peso e dei carichi
(specchi, strumenti, etc.) e con una massa complessiva di poco più
di 600 tonnellate. La deformazione massima tra specchio primario
e specchio secondario non supera mezzo millimetro, e tutta la
struttura risulta sostanzialmente indifferente alle variazioni di
temperatura tra notte e giorno, essendo costruita con elementi
strutturali internamente cavi, con uno spessore quasi ovunque non
superiore a 8 millimetri.
Poiché l'accuratezza richiesta è dell'ordine dei millesimi di millimetro, la posizione degli elementi ottici viene controllata elettronicamente per compensare gli errori residui.
Gli studi strutturali per LBT sono stati svolti presso l'osservatorio di Arcetri. I risultati sono poi stati trasmessi alle ditte che li hanno
tradotti nei disegni esecutivi per la costruzione.
I supporti ed i movimenti
Il telescopio si muove ruotando per 270o verso destra e verso sinistra,
intorno ad un asse verticale (azimuth) e per 90o intorno ad un asse
orizzontale (elevazione). Il movimento è azionato da otto motori, quattro per l'azimut e quattro per l'elevazione.
PATTINO
Per garantire la massima regolarità e accuratezza nel movimento, il
telescopio LBT viene supportato mediante pattini ad olio: il telescopio
non si muove su ruote, ma scivola su un sottile strato di olio.
MOTORE
Motore e supporto sull'asse di elevazione
MOTORE
I grandi settori verticali dell'asse di elevazione agiscono come binari
appoggiati su coppie di pattini curvi. Tutta la struttura di elevazione
poggia a sua volta su quattro “zampe”, costituite anch'esse da quattro
pattini ad olio che scivolano su di un grande binario circolare ancorato
al pilastro che sostiene l'intero telescopio.
PATTINO
Motore e supporto sull'asse di azimuth
Lo specchio primario
Lo specchio primario è l'elemento principale di ogni telescopio astronomico. Il telescopio LBT ne ha due,
ciascuno di 8.40 metri di diametro e circa 16 tonnellate di peso. Si tratta degli specchi monolitici più grandi
mai realizzati fino ad oggi.
La deposizione del sottilissimo strato di alluminio che costituisce la vera superficie riflettente sarà effettuata
direttamente a bordo del telescopio, utilizzando una apposita campana di alluminatura, realizzata per
consentire di ripetere spesso questa operazione senza dover smontare gli specchi primari.
Gli specchi primari di LBT sono stati costruiti e lavorati otticamente presso le strutture dell'università dell'Arizona, utilizzando tecniche
innovative in ogni fase della lavorazione per garantire l'estrema qualità indispensabile per un telescopio di queste dimensioni.
Lo specchio primario - 2
Lo specchio è realizzato in borosilicato (il comune vetro pyrex) con una struttura a nido d'ape, per garantire
insieme leggerezza e rigidità.
Per la fusione viene utilizzato un forno rotante, in modo che la
superficie superiore del blocco di vetro si avvicini già in
partenza alla forma parabolica desiderata.
La fusione del vetro ed il successivo lento raffreddamento
richiedono circa 3 mesi di tempo, durante i quali la temperatura deve essere accuratamente regolata.
Il forno rotante al momento della chisura
Dopo la fusione lo specchio grezzo deve essere sottoposto
alla lavorazione ottica, che porterà la superficie riflettente
alla qualità richiesta.
La lavorazione viene effettuata mediante un'apparecchiatura realizzata appositamente e che consiste in un disco
rotante che viene deformato durante la rotazione, in modo
da mantenerlo perfettamente tangente alla superficie.
Questa operazione richiede 12 ulteriori mesi di lavoro.
Lo specchio primario di LBT durante la lavorazione ottica
La cella del primario
La cella del primario è la struttura destinata a contenere e
sostenere lo specchio primario ed a collegarlo rigidamente al
resto del telescopio. Si tratta di una struttura estremamente
complessa in quanto deve provvedere 164 supporti, ciascuno
controllato elettronicamente, per distribuire la forza che
sostiene lo specchio. La forza viene variata quando il telescopio cambia posizione, per impedire che lo specchio si deformi
a causa del proprio peso. La cella contiene poi tre punti fissi
che determinano esattamente la posizione dello specchio, ma
che devono essere costruiti in modo da cedere in caso di
terremoto, per evitare rotture.
La cella di LBT durante la lavorazione
La cella contiene anche circa 1700 ugelli che soffiano aria a
temperatura controllata dentro ciascuna delle cavità del nido
d'ape, in modo da mantenere la temperatura del vetro
uniforme in tutto lo specchio. Tutto questo serve ad impedire
deformazioni dovute a differenze di temperatura nel vetro.
Dopo l'assemblaggio di tutte le apparecchiature negli appositi
fori, la struttura della cella vista dall'interno appare assai
affollata!
L'interno della cella con i dispositivi di sostegno del primario
La struttura meccanica della cella del primario e parte dei componenti attivi sono stati progettati e realizzati in Italia. L'università
dell'Arizona ha curato la parte riguardante i sostegni, incluso il software di controllo.
La campana di alluminatura
La superficie riflettente dello specchio primario è
costituita da un sottilissimo strato di alluminio depositato
sulla faccia superiore dello specchio. La deposizione deve
essere ripetuta almeno una volta all'anno, per evitare che
la superficie diventi opaca, e deve avvenire in un ambiente ad alto grado di vuoto.
La campana di alluminatura nelle ultime fasi di lavorazione
Per evitare di dover smontare i grandi specchi primari ad
ogni nuova alluminatura il progetto prevede di utilizzare
una campana di alluminatura da montare direttamente
sopra la cella del primario.
La campana di alluminatura montata sopra la cella
Si tratta sostanzialmente di un grande coperchio che consente di effettuare il vuoto all'interno della cella e che
contiene le apparecchiature per la deposizione dell'alluminio.
Lo studio e la progettazione delle apparecchiature ausiliarie per l'evacuazione e la deposizione dell'alluminio sono stati svolti
dall'università dell'Ohio.
La cupola
Impianti
ausiliari
Controllo
termico
Edificio
rotante
Uno strumento delicato e complesso come un telescopio deve essere adeguatamente protetto dall'ambiente
esterno, anche perché il sito si trova in alta montagna.
L'edificio ha però molte altre funzioni: protegge il telescopio dal vento durante le osservazioni, permette di
controllare la temperatura al suo interno, consente di regolare il flusso di aria nell'intorno del telescopio.
Ciascuno di questi fattori contribuisce a migliorare la qualità delle osservazioni
La cupola - 2
Anche la “cupola” di LBT è originale: non ha infatti la
classica forma a semisfera, ma è un cubo che avvolge
strettamente il telescopio, ruotando con esso durante il
movimento.
Per garantire la giusta ventilazione nell'intorno del
telescopio, la “cupola” è dotata di aperture regolabili che
consentono l'aggiustamento ottimale della temperatura
interna durante le osservazioni.
Seguendo il movimento del telescopio, tutta la parte
superiore dell'edificio ruota appoggiata su quattro grandi
carrelli che ne sostengono il peso di circa 2000 tonnellate.
Allo scopo di impedire che il movimento della cupola possa
trasmettere vibrazioni, il binario che la sostiene è appoggiato
su un pilastro separato da quello su cui è montato il telescopio.
Poiché è importante che durante le osservazioni il telescopio
sia sempre alla stessa temperatura dell'aria circostante,
durante il giorno la cupola deve stare chiusa e la sua temperatura deve essere regolata in base alla previsione della
temperatura serale, per evitare l'eccessivo riscaldamento
dovuto all'irradiazione solare.
Uno dei quattro carrelli che sostengono la cupola
Ottiche adattive
Uno dei “punti di forza” di LBT è costituito dall'uso di sistemi ottici adattivi che hanno lo scopo di compensare
le distorsioni dell'immagine causate dalla turbolenza dell'atmosfera. In questo modo la qualità dell'immagine
ottenibile con un telescopio a terra si avvicina (e talvolta supera) quella ottenibile mediante strumenti
orbitanti.
fronte d'onda
corretto
fronte
d'onda
distorto
ri
co
st
ru
tt
specchio
semitrasparente
camer a
sci en ti fi ca
specchio
deformabile
Un sistema adattivo è costituito da un sensore di fronte d'onda,
che misura la deformazione dell'onda luminosa proveniente dalla
stella; da un ricostruttore, ovvero uno speciale computer che
calcola le deformazioni da applicare allo specchio; e da uno
specchio adattivo che, deformandosi, compensa le deformazioni
del fronte d'onda.
or
e
sensore di
fronte d'onda
Tutto il ciclo di operazioni, dalla misura del fronte d'onda alla
deformazione dello specchio, si ripete mille volte al secondo, in
modo da stare al passo con la velocità di variazione della turbolenza atmosferica.
Nel caso di LBT il sensore di fronte d'onda occupa una delle stazioni
focali, nelle vicinanze dello strumento scientifico, in modo da
utilizzare parte della luce dell'oggetto osservato (o di una stella nelle
immediate vicinanze).
L'elemento deformabile è lo stesso specchio secondario del telescopio, costituito da una sottile lamina di vetro dotata di attuatori
elettromagnetici.
La posizione degli attuatori viene controllata da centinaia di microcomputer specializzati che realizzano anche le funzioni del ricostruttore.
Secondario
adattivo e
ricostruttore
Secondario
adattivo e
ricostruttore
Sensore di
fronte d'onda
Sensore di
fronte d'onda
Il sensore di fronte d'onda
Utilizza una porzione della luce dell'oggetto osservato, oppure la luce di una stella vicina, per misurare la
distorsione del fronte d'onda causata dalla turbolenza dell'atmosfera.
Fascio luminoso
dal telescopio
Piramide a
base
quadrata
Specchio
Ottica regolabile
(zoom)
Piano del CCD
La parte ottica è costituita da una piramide che suddivide
l'immagine in quattro porzioni. La valutazione delle distorsioni
si basa sulla differenza delle quattro immagini, calcolata in
circa 700 punti mediante un apposito circuito elettronico. Il
risultato di questa operazione fornisce 1400 valori numerici
che rappresentano l'entità della deformazione in ciascun
punto. Sulla base di questi valori, il ricostruttore calcola le
posizioni di ciascuno dei 672 attuatori dello specchio
secondario.
CCD
Il sensore utilizzato è un CCD, analogo a quelli usati per le
telecamere digitali, ma specializzato per questo uso. In particolare
vengono selezionati CCD che hanno alta sensibilità, in modo da
consentire di utilizzare anche stelle deboli, ed alta velocità di
generazione dell'immagine in quanto i tempi tipici di variazione della
turbolenza impongono di modificare la forma dello specchio fino a
1000 volte al secondo. Inoltre il CCD viene mantenuto a bassa
temperatura, per diminuire il “rumore elettronico” e migliorarne
quindi le prestazioni.
Piramid
e
Il sensore di fronte d'onda assemblato in laboratorio
Tutta l'apparecchiatura, esclusa la camera CCD, è stata progettata e realizzata in Italia sotto la supervisione dell'osservatorio di
Arcetri.
Lo specchio secondario adattivo
È uno degli elementi più innovativi di LBT. Tutti gli altri telescopi della stessa classe introducono i componenti
adattivi nelle vicinanze dello strumento, sul piano focale. Utilizzando lo specchio secondario, invece, si
diminuisce drasticamente il numero di componenti ottici, migliorando la qualità dell'immagine.
Immagine complessiva
Il secondario adattivo – 2
ESAPODO
ELETTRONICA DI
CONTROLLO
DISCO
SPECCHIO
FORATO SOTTILE
Il secondario adattivo è costituito da uno specchio sottile (1.6 mm) del diametro di 91 cm a cui
sono incollati 672 magneti. I corrispondenti 672
attuatori elettromagnetici sono alloggiati in un
disco di vetro forato, assai più spesso dello
specchio per garantire la necessaria rigidità.
Al di sopra dello specchio sono disposti i circuiti
elettronici che calcolano le posizioni degli attuatori 1000 volte al secondo e regolano continuamente la forza applicata allo specchio.
Tutta l'apparecchiatura è supportata da una struttura (esapodo)
composta da sei bracci controllati elettronicamente che consentono di aggiustarne la posizione con estrema precisione.
L'elettronica di controllo è costituita da 168 microcomputer,
ciascuno dei quali pilota quattro attuatori. Inoltre tutti i computer
insieme vengono utilizzati come ricostruttore, per calcolare la
forma ideale dello specchio.
I dati per i calcoli vengono inviati dal sensore di fronte d'onda mediante un canale a fibra ottica in grado di trasmettere 2 Gbit per
secondo. Tutte le operazioni vengono coordinate da un computer
posto nella sala di controllo, parecchi piani più in basso nell'edificio.
I contenitori dell'elettronica del secondario adattivo
Tutto il sistema, escluso lo specchio sottile, fornito dall'università dell'Arizona, è stato progettato e realizzato nell'ambito di una collaborazione fra l'osservatorio di Arcetri e alcune ditte italiane.
I laboratori
L'interno della camera bianca
I primi test al banco ottico mostrano
l'effetto del sistema di ottiche adattive
sull'immagine simulata di una stella.
Particolari della torre solare
Per la realizzazione del sistema di ottiche adattive
l'osservatorio di Arcetri si è dotato di una camera bianca,
ovvero un locale con temperatura, umidità e contenuto di
polveri strettamente controllati per l'assemblaggio dei
delicati componenti. Inoltre, per consentire le indispensabili misure e verifiche dell'intera apparecchiatura,
prima che venga spedita alla destinazione finale sul monte Graham, è stato necessario realizzare un laboratorio
ottico di dimensioni adeguate. Per questo è stata utilizzata
la torre originariamente destinata solo alle osservazioni
solari, dotandola di un tubo a temperatura ed atmosfera
controllate.
Immagine distorta dalla
tubolenza atmosferica
Immagine corretta
Gli strumenti
La funzione di un telescopio consiste sostanzialmente nel raccogliere la luce dell'oggetto
osservato e nel convogliarla in uno strumento in
grado di misurarne le caratteristiche.
Una delle peculiarità di LBT è quella di poter accogliere numerosi strumenti contemporaneamente, attivando l'uno o l'altro in tempi molto
brevi per mezzo di vari bracci meccanici che ne
modificano la configurazione.
Questo costituisce un grande vantaggio perché
consente di scegliere di volta in volta lo strumento più adatto alle particolari condizioni atmosferiche del momento.
Una seconda, assai importante, peculiarità è
rappresentata dal modo interferometrico, ovvero
l'opportuna combinazione dei due fasci ottici del
telescopio che consente di ottenere risultati
analoghi a quelli ottenibili con un telescopio del
diametro di 23 metri.
Disposizione degli strumenti a bordo di LBT
La camera LBC
CRIOSTATO
RIVELATORE
CABLAGGI
RUOTA PORTAFILTRI
LENTE N. 6
LENTE N. 5
LENTE N. 4
LENTE N. 3
CUSCINETTO DEL
DEROTATORE
LENTE N. 2
Il primo strumento che sarà operativo a bordo di LBT è la
camera di primo fuoco. Si tratta di un apparecchio installato
direttamente nel fuoco del primario (nelle vicinanze dello
specchio secondario), in grado di prendere immagini a grande
campo in bande dello spettro che vanno dall'ultravioletto fino
all'infrarosso e dotato di una camera CCD da 36 Mpixel.
LENTE N. 1
SCHERMO
Schema ottico-meccanico di LBC
La prima delle due camere, che copre le bande dall'ultravioletto al blu, è stata recentemente installata sul braccio rotante a bordo del telescopio ed è pronta ad entrare in
funzione immediatamente dopo l'inaugurazione del telescopio prevista per il 16 ottobre 2004.
La seconda, che estende la copertura di banda al vicino infrarosso, sarà installata quando il secondo specchio di LBT si
renderà disponibile.
La prima camera LBC installata al telescopio
Le due camere LBC sono il frutto di una collaborazione fra gli osservatori di Arcetri, Padova, Roma e Trieste.
L'uso interferometrico di LBT
La principale caratteristica che rende unico LBT è il fatto di essere stato ideato per funzionare come un grande
interferometro. Quando i fasci dei due specchi vengono adeguatamente combinati, il telescopio raggiunge la
stessa risoluzione di un telescopio di 23 metri di diametro.
LINC-NIRVANA, uno dei più avanzati strumenti progettati
per LBT, ha lo scopo di sfruttare questa caratteristica per
osservazioni nell'infrarosso e nel visibile.
La configurazione ottica prevede l'uso di due specchi
terziari che deviano il fascio riflesso dagli specchi secondari verso il centro del telescopio dove viene collocato lo strumento vero e proprio.
LINC-NIRVANA è frutto di una collaborazione fra vari istituti astronomici italiani e tedeschi.
Altri strumenti per LBT
MODS: è un doppio spettrometro a molti
oggetti per le bande ottiche; è in grado
cioè di misurare spettri di più stelle contemporaneamente. I due strumenti, progettati e costruiti presso l'università dell'Ohio, saranno collocati ai fuochi gregoriani, ovvero al di sotto dei due specchi
primari.
PEPSI: è costituito da due polarimetri ottici/infrarossi, collocati ai due
fuochi gregoriani, che alimentano,
mediante fibre ottiche, un grande
spettrografo ad alta risoluzione collocato in una stanza al di sotto del
telescopio. Viene realizzato da un
gruppo di istituti tedeschi.
LBTI: è un interferometro per le
bande infrarosse specializzato per
l'osservazione di pianeti extrasolari. Viene sviluppato da un gruppo
di istituti americani nel quadro di
un progetto NASA per lo studio dei
sistemi planetari.
LUCIFER è uno strumento infrarosso che
consente sia acquisizione di immagini
che di spettri. Sarà collocato ad una
delle stazioni focali che delle
si trovano nella zona intermedia fra gli
specchi primari. È in avanzato stadio di realizzazione da parte
di un gruppo di istituti tedeschi.
Automazione ed informatica
Il telescopio LBT con i suoi strumenti è un'apparecchiatura estremamente complessa il cui funzionamento
deve essere accuratamente coordinato: senza il massiccio impiego di tecniche di automazione, non sarebbe
nemmeno pensabile di riuscire a portare a termine una osservazione.
Tutta l'attività del telescopio viene comandata mediante un gruppo di computer che interagiscono con i
sistemi di controllo delle singole apparecchiature.
Ogni punto del telescopio è raggiungibile tramite vari
rami di una rete locale, tutta basata su fibre ottiche,
che consente di collocare le apparecchiature di calcolo
e di controllo nelle posizioni più opportune pur mantenendole in stretta comunicazione con l'intero sistema.
Tutte le operazioni di gestione vengono effettuate a
partire dalla sala di controllo, collocata parecchi piani
più in basso del telescopio, dove si troveranno gli
astronomi e gli operatori addetti alle manovre del
telescopio e degli strumenti.
Schema della rete locale al telescopio
Lo sviluppo del software necessario al buon funzionamento di tutto l'osservatorio è, dal punto di vista organizzativo, una delle attività
più complesse in quanto è necessario che tutte le parti, sviluppate da vari gruppi diversi, con differenti tecniche ed utilizzando diversi
sistemi operativi, interagiscano perfettamente fra loro.