Lezione 3

Lezione 3
Ottiche adattive
Aniello Mennella
Corso di introduzione all'Astrofisica
A.A. 2011/2012
Definizione delle bande
elettromagnetiche
Visibile
Aniello Mennella
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Definizione di bande nel visibile e
nell'infrarosso
Infrarosso
Aniello Mennella
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Definizione di bande nel visibile e
nell'infrarosso
Microonde
Aniello Mennella
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Effetto della turbolenza
dell'atmosfera (seeing)
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Un oggetto puntiforme
osservato in assenza di effetti
atmosferici forma un'immagine
nel piano focale idealmente
diffraction limited
Risoluzione
λ/d
Aniello Mennella
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Effetto della turbolenza
dell'atmosfera (seeing)
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Aniello Mennella
Gradienti di temperatura nella
troposfera (fino a 15 km) generano
venti con velocità ~ 5 m/s
→ variazioni di indice di rifrazione
acromatiche nel visibile fino al
vicino infrarosso.
Il fronte d'onda perde coerenza di
fase sull'area del telescopio.
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Tre parametri principali descrivono il
fenomeno
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Il Fried parameter, d0, descrive la
scala al di sotto della quale il
fronte d'onda è coerente.
Il tempo di coerenza,
che rappresenta
il tempo al di sotto del quale non vi
sono variazione significative del
fronte d'onda.
L'angolo isoplanatico
ovvero
l'angolo entro il quale il fronte
d'onda è coerente osservando ad
un angolo γ dallo zenit
Aniello Mennella
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Limite risoluzione angolare
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Aniello Mennella
Ogni cella produce un'immagine
dell'oggetto nel piano focale
traslata rispetto al fuoco del
telescopio.
La dimensione angolare della zona
in cui si sovrappongono le varie
immagini è dell'ordine di ∆θ0 ~ λ /
d0.
L'insieme delle immagini
interferisce determinando una serie
di massimi e minimi di intensità.
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The outer scale
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Corrisponde alla scala del disturbo atmosferico
che genera le celle di turbolenza
È dell'ordine della decina di metri. Se le
dimensioni del telescopio sono dello stesso
ordine dell'outer scale allora questa scala va
considerata nella progettazione del sistema di
ottica adattiva.
Importante nelle generazioni future di telescopi
(ex ELT)
Aniello Mennella
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Principio dell'ottica adattiva
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Aniello Mennella
L'ottica adattiva si basa su tre
elementi:
–
(1) uno specchio deformabile
che corregge il fronte d'onda
in tempo reale,
–
(2) un sensore del fronte
d'onda che comunica allo
specchio come deformarsi
per adattarsi alle
deformazioni atmosferiche,
–
(3) una sorgente (naturale o
artificiale) che consenta di
determinare le deformazioni
del fronte d'onda
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Schema di un sistema completo
Aniello Mennella
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Sensing del fronte d'onda
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L'obiettivo è generare un segnale che consenta
di modificare lo specchio deformabile per
correggere il fronte d'onda
Viene effettuato a frequenze ottiche (dove il
fronte d'onda è acromatico)
Ve ne sono di tre tipi
– Shack – Hartmann wavefront sensor
– Pyramid wavefront sensor
– Curvature wavefront sensor
Aniello Mennella
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Shack - Hartmann WFS
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Sorgente puntiforme nota
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Aniello Mennella
Assumiamo di avere una
sorgente puntiforme nota nel
campo di vista.
Una schiera di piccole lenti
proiettano ciascuna un'immagine
su altrettanti detectors
Osservando le immagini multiple
della stella è possibile ricostruire
le distorsioni del fronte d'onda.
Concettualmente la ricostruzione
richiede la soluzione di un
sistema lineare
La correzione va effettuata in
tempi scala dell'ordine del ms
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Specchi deformabili
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Sono costituiti da una superficie sottile che si
modifica ad opera di una schiera di attuatori
La spaziatura e il tempo di risposta vanno
dimensionati rispetto ai requisiti su d0 e τ
La corsa e il numero di attuatori scalano con il
diametro dello specchio
Aniello Mennella
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La sorgente di riferimento
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Aniello Mennella
Vengono utilizzate o sorgenti
naturali o, più spesso, “stelle”
artificiali a laser (laser guide
stars)
Generata da un fascio laser a
~589 nm proiettato negli strati
alti (90 km) dell'atmosfera
mediante un telescopio
ausiliario.
L'eccitazione degli di sodio
genera un segnale che viene
trasmesso al telescopio
ricevente
Durante questa fase la sorgente
naturale non viene osservata
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Laser guide star al Keck
Aniello Mennella
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Schema di un sistema completo
Aniello Mennella
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Alcuni esempi
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Sole e sistema solare
Formazione stellare
Popolazioni stellari risolte in galassie vicine
Il centro della galassia
Nuclei galattici e galassie attive
Universo ad alto redshift
Aniello Mennella
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Il Sole
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L'ottica adattiva ha avuto un grande impatto nello
studio della cromosfera solare
È caratterizzata da celle convettive che formano
una struttura granulare sulla superficie
evidenziata da telescopi solari dotati di ottiche
adattive
L'osservazione diurna e le frequenze di
osservazione rendono l'uso ottimale di ottiche
adattive più difficile
Aniello Mennella
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il Sole
Osservazione della
cromosfera mediante il
New Solar Telescope
(1.6 m) al Big Bear
Solar Observatory
(USA-CA)
Specchio di 1.6 m con
97 attuatori
Risoluzione di 0.12'' a
706 nm
Previsto un upgrade a
349 attuatori
Aniello Mennella
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Asteroidi
Aniello Mennella
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Atmosfere pianeti e satelliti - Giove
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Aniello Mennella
Osservazione dell'atmosfera gioviana
con ottiche adattive.
Alcuni dei vortici mostrano degli anelli
brillanti a 5 micron
Gli ovali sarebbero anticicloni in cui il
gas risale nella parte centrale e
discende nella parte laterale (gli anelli
brillanti)
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Atmosfere pianeti e satelliti - Titano
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Studio della distribuzione verticale dell'atmosfera di Titano e
della sua variabilità temporale
Aniello Mennella
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Dischi stellari
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Aniello Mennella
Prima osservazione di un disco
stellare con ottiche adattive
(Telescopio ESO-ADONIS, 3.6m,
La Silla, Cile, 1993)
Immagine in vicino infrarosso
(Banda K)
La parte centrale dell'immagine
acquisita in banda L da VLT. Notare
l'oggetto compagno,
presumibilmente un pianeta
gioviano (direzione NE, a 0.4'')
Studi volti a comprendere la
composizione e la dinamica dei
dischi attorno a stelle giovani
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Imaging di pianeti extrasolari
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θ-Cygni, distanza 18.6 pc
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Desort et al, A&A 506, 1469–1476 (2009)
Aniello Mennella
L'imaging diretto di pianeti extrasolari è
uno dei temi principali che sfruttano le
potenzialità delle ottiche adattive.
Ad oggi molti pianeti sono ancora fuori
portata ma in alcuni casi è stato
possibile rilevare direttamente la
presenza di pianeti
In figura un pianeta gioviano attorno a
θ-Cygni, ripreso con il telescopio
PUEO (Mauna Kea, Hawaii, diametro
3.6 m, plate scale 0.035''/pixel)
Derivare la distanza fra la i due oggetti.
Come si fa a sapere che l'oggetto più
piccolo non è una stella sullo sfondo?
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Il centro della galassia
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Aniello Mennella
Imaging con ottica adattiva
(VLT) del centro della nostra
galassia nelle bande H, Ks e L
bands (blu, verde e rosso
nell'immagine)
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Il centro della galassia
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Aniello Mennella
Misure astrometriche della stella S2 su un
periodo di 20 anni (Keck)
Le croci in colore grigio mostrano i luoghi
dove sono stati osservati flare a infrarosso,
probabilmente provenienti da una distanza
dell'ordine di 10 volte il raggio di
Schwarzschild
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A.A. 2011/2012
Universo ad alto redshift
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L'imaging ad alta risoluzione di galassie ad alto redshift è interessante
perchè getta luce sui meccanismi di formazione stellare all'epoca cosiddetta
di peak mass formation.
L'immagine è di una galassia a z ~ 2 della galassia ZC 406690. Il campo di
velocità (a sinistra) indica rotazione del disco. A destra osserviamo le zone
in cui si rileva formazione stellare
Aniello Mennella
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