Spettro Elettromagnetico
secondo una catalogazione per effetti fisici (che ha origine nella storia della loro scoperta)
Denominazione
Intervallo d'energia
Lunghezza d'onda (in cm.)
Raggi Gamma
100 KeV - 10 TeV
1,2 x 10-9 / 1,2 x 10-17
Raggi X
100 eV - 100 KeV
1,2 x 10-6 / 1,2 x 10-9
Raggi Ultravioletti
3 eV - 100 eV
7,5 x 10-5 / 1,2 x 10-6
Radiazione Visibile
centrata sui 2 eV
7,5 x 10-5 / 3 x 10-5
Microonde
1,2 x 10-3 - 1 eV
3 x 10-5 / 0,1
Onde Radio
1,2 x 10-3 - 1,2 x 10-6
0,1 / 100
Telescopi g
Energia
10-30 MeV
30Mev-30Gev
30 GeV - 30 TeV
> 30 Tev
30 Pev ->
Nome
Medium
High Energy (HE)
Very High Energy (VHE)
Ultra High Energy (UHE)
Extremely High Energy (EHE)
1 MeV - 10 TeV
Tecnica
Satellite
Satellite
Cerenkov Array (terra)
Array a terra
Terra
L’Astronomia g o dell’ Impossibile:
•La superficie di raccolta si limita alla dimensioni del rivelatore
•Scarsità di fotoni (pochi ma energetici!) -> lunghi tempi di esposizione
Tre processi causano l'assorbimento del fotone gamma nella materia:
•l'effetto fotoelettrico (gamma su elettroni legati),
•la diffusione Compton (gamma su elettroni liberi),
•la produzione di coppie elettrone-positrone (gamma entro
campo elettrico di un nucleo -> e+p)
Per rivelare i raggi gamma si usano rivelatori che sono molto simili a
quelli usati per misurare il flusso di particelle: di un raggio gamma si
misura l’energia trasportata ma non si determina la direzione da cui
il fotone gamma è arrivato!
Il problema è stato risolto per la prima volta nel 1986: sopra i
rivelatori si inserisce una piastra, detta maschera codificata, con
una grande quantità di fori disposti in maniera oculata.
Questo metodo, di fatto, sostituisce la "messa a fuoco" tradizionale.
Una sorgente puntiforme produrrà una sequenza
di ombre e conteggi di fotoni gamma,
la sequenza di ombre prodotta da una certa regione
del cielo prende il nome di shadowgramma
Maschera 3 cm di spessore in tungsteno:
127 elementi esagonali: 63 opachi & 64 trasparenti.
2 strati di rivelatori:
INTEGRAL:
IBIS & SPI
Cd-Te -> bassa E
CsI -> alta E
Air Cerenkov Telescope
Telescope
Site
Longitude
Latitude
Elevation m
N. of telesc.
Thresh. GeV
Sensyt. cm-2s-1
Whipple
Mt. Hopkins
-110
31.4N
2300
1
250
10-11
CAT
Themis
-2.0
42.5N
1650
1
300
10-11
I gamma VHE interagiscono con i componenti atmosferici
A terra si rivelano i prodotti di tali interazioni
HGRA
La Palma
-17.8
28.8N
2200
4
500
4x10-11
TA
Dugway
-113.0
40.33N
1600
3
600
(?) 10-11
TACTIC
Mt. Abu
+72.7
24.6N
1300
4
700
(?) 10-11
CANGAROO
Woomera
+136.8
31.1S
160
1
1000
4x10-12
Durham
Narrabi
+149.8
30,5S
200
1(3 dishes)
250
5x10-11
CrAO
Crimea
+34
45N
600
2X6 dishes
900
5x10-12
Air Cerenkov Telescope
Whipple
Veritas
Cangaroo
HESS : High Energy Stereoscopic System (Namibia)
4 telescopi che permettono di utilizzare la tecnica della triangolazione
per ricostruire al computer immagini più dettagliate e con una maggiore
risoluzione della sorgente gamma.
Group
CASA-MIA
CYGNUS
HEGRA
SPASE
Tibet
Location
Area(sqm) n. det. Ep (TeV) Mu area(sqm) rate (Hz)
Utah
230400
1089
110
2500
20
Los Alamos
86000
204
50
120
5
La Palma
41000
257
50
150
12
South Pole
10000
24
100
1
YBJ
8000
49
8
0
5
44000
221
8
0
230
5000
109
2
0
230
Years
1991-96
1986-96
19921987-92
1990-93
19951996-
CASA-MIA Particle detector Array
Telescopi X
100 eV - 1 MeV
Le prime osservazioni del cielo in raggi
X furono fatte con semplici contatori
Geiger, del tipo di quelli che si usano
per il controllo della radioattività.
R. Giacconi e B. Rossi proposero specchi
capaci di focalizzare i raggi X, basati
sul principio della incidenza radente
I raggi X, mentre vengono
assorbiti da uno specchio posto
quasi perpendicolarmente al loro
cammino, possono invece essere
riflessi da uno specchio molto
inclinato, e quindi quasi parallelo
al loro cammino
PROBLEMA:
rugosità superficiale MOLTO
accurata!
Prestazioni limite: 5 arcsec
Chandra X-ray Observatory
Schematic of Grazing Incidence, X-ray Mirrors
CXC
Telescopi UV-VIS-NIR
10-300 nm / 0.3-1 mm / 1-10 mm
Telescopio di Galileo Galilei:
f = 1330 mm & D = 26mm
Telescopi “storici”:
Hale (Monte Palomar California) 1947:
5 metri di dia.
33 21 N; 116 52 W - 1900 m s.l.m.
Bolshoi Teleskop Azimutalnyi
(Nizhny Arkhyz,Russia) : 6 metri di dia.
43 39 N; 41 26 E - 2070 m s.l.m.
Nuove concezioni:
Mosaico di specchi (vd MMT)
Specchio segmentato (vd Keck I e II)
Specchio a menisco (vd NTT)
Multi-Mirror Telescope
Mt. Hopkins, Arizona - 31 41 N; 110 53 W - 2600 m
6 specchi da 1.8-m > 4.5 metri equivalenti
nuovo primario da 6.5 metri!
Keck I e II
Mauna Kea, Hawaii - 19 50 N; 155
28 W- 4123 m
Specchi da 10-m realizzati
con 36 segmenti
New Technology Telescope - NNT
Cerro La Silla, Cile - 29 15 S; 70 44 W - 2400 m
3.58 metri di dia. (Ritchey-Chretien) – spessore menisco 25 cm
(vetro Schott Zerodur)
Adattivo+attivo (75 attuatori posteriori + 24 attuatori laterali)
Principio funzionamento
Ottica Adattiva
Principio funzionamento
Ottica Adattiva
Ottica Adattiva: Risultati
Telescopio Nazionale Galileo - TNG
La Palma, Isole Canarie, Spagna - 28 45 N; 17 53 W- 2387 m
3.6 metri di dia.
Ottica Adattiva - …3 micron
Telescopi di nuova generazione
OWL
OverWhelmingly Large
Diametro = 100 metri
VIS & NIR
1) Primario f/1.42, dia. 100-m, segmentato, sferico
2) Secondario, dia. 34-m,segmentato, piano.
3) Correttore ottico a 4 elementi.
4) Terziario, dia. 8.2-m, attivo, moderatamente asferico.
5) Quaternario, dia. 8.2-m, attivo, fortemente asferico.
6) Quinario, dia. 4.2-m, asferico.
7) Sesto, dia. 2.35-m, piano.
8) Piano focale, f.o.v. = 10 arco minuti.
OWL
OWL riunisce tecnologie costruttive e
soluzioni già impiegate nei più moderni
telescopi della classe da 8-10 metri di
diametro:
-ottica attiva (NTT, VLT, Subaru, Gemini),
-segmentazione delle ottiche (Keck,
Hobby-Eberly, GTC, SALT) e
-ottiche e strutture a basso costo
(Hobby-Eberly, SALT).
La parte adattiva utilizzata è stata invece
ampiamente implementata.
OTTICA ATTIVA
“The segments must be permanently re-adjusted in position, up to a few times per second to cope
with e.g. mounting imperfections, flexures, thermal changes, wind buffeting.
To this end, the segments are mounted onto a support system connected to three position actuators
that allow re-positioning of the segment down to a few nanometre accuracy. “
“OWL could start science operation as a 60-m class telescope by 2016-2017,
with full 100-m capability by 2020.”
Telescopi FIR-mm
100-1000 mm / 1-10 mm
IRAM
Pico Veleta, Spagna -2200 m
30 metri di dia.
SEST
Cerro La Silla, Cile - 29 15 S; 70 44 W-2400 m
15 metri di dia.
CSO
Mauna Kea, Hawaii - 19 50 N; 155 28 W- 4123 m
10 metri di dia.
Wilkinson
Microwave
Anisotropy
Probe
2 telescopi Gregoriani fuori asse
che puntano direzioni opposte
Planck-Surveyor
1 telescopio Gregoriano fuori asse
BOOMERanG
1 specchio parabolico fuori asse
Radiotelescopi
10 mm – 30 m
Arecibo
Porto Rico - 305 metri di dia.
Puntamento minimale - 40.000 pannelli
100-Effelsberg
Bonn – Germania - 6°53'0.3" E 50°31'30" N - 319m
100 metri di dia. Mont. Altaz Orientabile – l = 3mm
Interferometri Radio
PdBI
VLA
VLTI
ALMA
RATAN-600
Anello di 600 metri di dia. di circa 900 pannelli
Astronomia millimetrica:
Concentratori di radiazione : Heat Traps
Tecniche di modulazione del segnale
Ottiche mobili
Baffles & Vanes
Concentratori di radiazione: Coni di Winston
Applicazioni:
-Rivelatori luce Cerenkov;
-Heat traps;
-Schermi per stray-radiation;
-Concentratori solari
(C=85.000 S=74.000kW/m2)
Analogie biologiche:
-Ricettori conici occhio umano
-Coni dell’artropode Lymulus
Poliphemus.
Geometria
Risposta angolare
Heat Trap = Cono + Bolometro
-
Definizione angolare della risposta del rivelatore
Riduzione background incidente (bassa emissività)
Traub & Stier, Appl. Opt., 15, 364 (1976)
L’atmosfera nel FIR/mm
Planck Survayor
BOOMERanG
Osservazioni condizionate dalle righe di
assorbimento/emissione di H2O,O2 e O3
Fluttuazioni di
P,T e r
RUMORE
ATMO!
SOFIA
MITO
Modulazione Spaziale: ottiche mobili
 Emissioni locali efficientemente rimosse.
(Es. l’emissione dell’atmo può essere 5-6
ordini di grandezza maggiore dei targets
cosmologici)
 Modulazione del segnale -> efficiente
estrazione dal rumore tramite tecnica di
demodulazione sincrona (lock-in )
PROBLEMI & SOLUZIONI adottate:
SPILLOVER – sottodimensionamento della
pupilla d’ingresso del sistema ottico
GRADIENTI TERMICI STRUMENTALI –
massima sovrapposizione del beam negli
specchi & specchi di materiali con alta
conducibilità termica
MICROFONIA – annullamento della coppia
nel sistema di oscillazione dello specchio
mobile
Requisiti per la modulazione & caratteristiche
3 profili di scansione in cielo: 3 campi, 2 campi & lineare
freq = 1.18 Hz
beamthrow = 35 arcmin
duty-cycle = 75 %
0
0.0
-400
-0.9
0
signal (mV)
0.9
200
400
600
800
1000
800
1.8
freq = 1.1 Hz
beamthrow = 45 arcmin
dury-cycle = 75 %
400
LVDT
0.9
output
0
input
gen
-400
-800
0
200
400
600
800
1000
1200
1400
0.0
-0.9
-1.8
800
1.8
400
0.9
0
0.0
-400
-0.9
freq = 0.65 Hz
beamthrow = 50 arcmin
-800
-1.8
0
800
1600
time (ms)
2400
3200
subreflector tilt angle (deg) (X 0.23 sky angle)
400
 Alta frequenza di modulazione
1/BOL>mod freq> (1/fatmo)-1
mod freq ~10 Hz
 Ampia separazione angolare
condizione sulla ricetta ottica
~1 grado
 Alto “dutycycle”
tplateau/T 80%
Accorgimento meccanico:
Connessioni tra posizione ferme dello
specchio tramite raccordi di
quartiche generate digitalmente
Stabilità in ampiezza  2·10-3
Modulazione del segnale
e baffles