Dall’osservazione al risultato scientifico
Amata Mercurio – parte 1
INAF - OAC
• Ricerca dei target
• Tipo di osservazione
• Analisi dell’immagine
• Conclusione scientifica
Cosa vogliamo studiare?
….per esempio….
• Fisica del sole
• Fisica delle stelle e del mezzo interstellare
• Fisica delle galassie e cosmologia
• Sistema solare e mezzo interplanetario
• Fisica del sole
Cosa sappiamo
• è una stella
• sta bruciando idrogeno
• Fisica del sole
Cosa sappiamo
• è una stella
• sta bruciando idrogeno
• modello standard
• Fisica del sole
Cosa sappiamo
• è una stella
• sta bruciando idrogeno
• modello standard
Cosa cerchiamo di capire
• neutrini
• Fisica del sole
Cosa sappiamo
• è una stella
• sta bruciando idrogeno
• modello standard
Cosa cerchiamo di capire
• neutrini
• campo magnetico
• rotazione
• Fisica del sole
Cosa sappiamo
• è una stella
• sta bruciando idrogeno
• modello standard
Cosa cerchiamo di capire
• neutrini
• campo magnetico
• rotazione
Modello standard
• Simmetria sferica
• Campo magnetico interno debole
• Rotazione interna lenta
• Irraggiamento
• Convezione in strati instabili
Neutrino
Particella che in fisica nucleare viene detta leptone.
Può essere di diversi tipi, a seconda della reazione che
lo “produce”:
elettronico
muonico
tauonico
Ci permette di studiare l’interno del sole perché non
interagisce con la materia che attraversa
?
Il numero di neutrini predetto dal modello standard è
superiore rispetto al flusso misurato
Modelli non standard
Modelli costruiti ad hoc per giustificare la deficienza nel
flusso misurato di neutrini
• Campo magnetico interno forte
• Rapida rotazione interna
• Fisica delle stelle e del mezzo interstellare
Cosa sappiamo
• cos’è una stella
• come nasce
• come evolve
• come muore
Cosa cerchiamo di capire
• nane brune
• stelle di presequenza
• binarie
• pulsar & buchi neri
Cosa sappiamo
• Fisica delle galassie e cosmologia
• cos’è una galassia
• classificazione morfologica
• popolazioni stellari
• dinamica
Cosa cerchiamo di capire
• distanza
• età & evoluzione
• materia oscura
• parametri cosmologici
Che tipo di osservazione vogliamo fare?
L’osservazione astronomica
I fotoni costituiscono il ponte tra noi ed il cosmo.
Il fotone costituisce l’unità base del trasporto di energia della luce,
che è un’onda elettromagnetica che viaggia nello spazio.
L’osservazione di una sorgente consiste nella raccolta e nell’analisi di
una predefinita porzione di fotoni da essa emessi, per mezzo di
rivelatori.
Lo spettro elettromagnetico
L’acquisizione di immagini a diverse lunghezze d’onda è uno dei
punti più importanti della ricerca astronomica.
Per ogni regione dello spettro elettromagnetico esistono oggi
strumenti di osservazione, che si basano su tecniche strumentali e
metodi di rivelazione della radiazione tra loro differenti.
La Banda dell’ultravioletto
Questa banda si suole dividere in tre sezioni, caratterizzate da
diverse quantità di energia
UV-A è spesso chiamata luce nera, per le sue capacità di far emettere
luce visibile in materiali fluorescenti
UV-B è la forma più
distruttiva di luce UV. Ha
sufficiente energia per
provocare danni a tessuti
organici (cancro della pelle)
UV-C è assorbita quasi
completamente
dall’atmosfera. A contatto
con l’ossigeno forma ozono.
E’ presente nelle lampade
germicida
La Banda dell’infrarosso
La luce nell’infrarosso contiene una bassa quantità di energia per
fotone
Poiché il calore è una fonte di energia infrarossa, un qualunque
dispositivo usato per rivelarla è sensibile a fonti di calore esterne al
target
I fotoni appartenenti a regioni diverse dello spettro elettromagnetico forniscono
informazioni su quantità fisiche diverse degli oggetti astronomici
….se per esempio studiamo gli ammasi di galassie….
Ottico
NIR
Raggi X
Radio
•
distribuzione spaziale delle galaxies
•
cinematica delle galassie
•
presenza di sottostrutture
•
proprietà fotometriche delle galassie
•
gas caldo IntraCluster
•
gradienti di temperature
•
interazione tra radio galassie e gas caldo
•
presenza di campi magnetici
•
popolazione di particelle relativistiche
Con quale strumento?
Interferometria
Imaging
Imaging
Imaging X
Spettroscopia
Interferometria
Natura ondulatoria della luce
Considerate due sorgenti che emettono onde di uguale
frequenza e che mantengono costante ed invariata la loro
differenza di fase, la loro sovrapposizione provoca un
fenomeno che prende il nome di:
Interferenza
Onde luminose
Ogni punto della
superficie, sottoposto
ad una vibrazione si
sposta dalla
posizione di
equilibrio
Onde d’acqua
Vasca piena
d’acqua, con una
sorgente puntiforme
posta sulla
superficie
Lo spostamento può essere “sopra” al piano orizzontale
Spostamento positivo
Oppure “sotto” al piano di equilibrio
Spostamento negativo
Se lo spostamento è massimo ed è positivo si parla di
Cresta
Se lo spostamento è massimo ed è negativo si parla di
Ventre
Il valore assoluto dello spostamento del massimo si chiama
Ampiezza d’onda
La vibrazione emessa dalla sorgente si propaga in tutte le
direzioni e con la stessa velocità
Consideriamo due sorgenti vibranti “all’unisono” (in fase),
con medesima frequenza e ampiezza. Le circonferenze
scure rappresentano i punti in cui si trova una cresta, le
chiare quelli dove si trova un ventre.
La somma è 0 perché in B la differenza di cammino è
sempre pari a l/2. Si dice che in B si ha interferenza
distruttiva
B
in qualunque istante, durante la propagazione dell’onda, lo
spostamento risulta uguale a 0.
Nel punto P c’è una cresta, la differenza di cammino ottico
è pari a l
P
lo spostamento varia nel tempo: in alcuni istanti si ha una
cresta, in altri si ha un ventre.
Nel punto Q c’è un ventre, la differenza di cammino ottico
è pari a l
Q
lo spostamento varia nel tempo: in alcuni istanti si ha un
ventre, in altri si ha una cresta.
Un interferometro è uno strumento in grado di produrre
interferenza fra due raggi luminosi generati a partire da
un unico raggio.
Cosa possiamo osservare ?
Onde gravitazionali
Le onde gravitazionali sono generate dall’accelerazione di
materia.
Per creare in laboratorio una sorgente di onde gravitazionali
potremmo costruire un sistema di due masse rotanti.
Possiamo studiare …….
• compagne per stelle di sequenza principale e
presequenza principale
• ambienti circumstellari di stelle vicine
in regioni di formazione
• ammassi di stelle al centro della
nostra galassia
• regioni intorno ad Nuclei Galattici
Attivi (AGNs)
Spettroscopia
Natura ondulatoria della luce
Spettro
Uno spettro è il risultato della separazione di
un’onda luminosa nei suoi “costituenti base” (colori).
Lo spettro a noi maggiormente familiare è quello che
la natura stessa ci offre: l’ARCOBALENO.
Dall’analisi dello spettro è possibile conoscere la composizione
chimica, la temperatura, la pressione ed il moto di stelle e galassie
anche molto distanti.
Spettrografo
Uno spettrografo è uno strumento in grado di separare i
colori di un raggio luminoso policromatico. E’ formato
principalmente da:
• fenditura
• collimatore
prisma
grating
• elemento dispersore
grism
La strumentazione
Imager-Spettrografo SOFI
ESO Multi Mode Instrument
Rivelatore
Galassia
Spettro osservato con l’emissione del cielo
Lunghezza d’onda
Cosa possiamo osservare ?
• Righe e loro aspetto
• elementi presenti
• temperatura
• popolazioni stellari
• Larghezza e posizione delle righe
Cosa possiamo osservare ?
• Righe e loro aspetto
• elementi presenti
• temperatura
• popolazioni stellari
• Larghezza e posizione delle righe
Larghezza e posizione delle righe
Effetto Doppler
Redshift
Redshift
• moto delle stelle all’interno delle galassie
cinematica interna delle galassie
• moto delle galassie vicine
cinematica degli ammassi
• moto delle galassie lontane
cosmologia
Imaging
Natura corpuscolare e ondulatoria della luce
Immagine
Un’immagine è il risultato della “raccolta” dei fotoni
costituenti un’onda luminosa. I fotoni hanno energie
differenti, ottenendo immagini diverse a seconda
della lunghezza d’onda osservata.
Si possono conoscere gli “abitanti” del nostro
universo, la loro “forma fisica”, le loro “amicizie” e
il loro “stato mentale” attraverso il “conteggio”
delle particelle da loro emesse.
Cosa osservare
In che modo
“Teoria”
In che banda
Con che strumento
Conoscenza dell’uso corretto
della strumentazione
Conoscenza delle tecniche
di osservazione
“Pratica”
“limiti
dell’atmosfera”
“limiti del sito”
“limiti dello
strumento”
Cosa osservare
In che modo
“Teoria”
In che banda
Con che strumento
Conoscenza dell’uso corretto
della strumentazione
Conoscenza delle tecniche
di osservazione
“Pratica”
“limiti
dell’atmosfera”
“limiti del sito”
“limiti dello
strumento”
Conoscenza e uso corretto della strumentazione
Vi sono campi dell’astronomia che vengono
osservati e studiati meglio con un tipo di
strumentazione piuttosto che un’altra.
Anche un telescopio semplice può essere utile per osservare oggetti
vicini, per esempio appartenenti alla Via Lattea (ammassi di stelle e
nebulose), ma possono essere anche adeguati per osservare galassie
esterne vicine.
E’ chiaro che più gli strumenti sono potenti, più forniranno
immagini superbe, ma saranno proporzionalmente complessi e
difficili sa usare
….inoltre non dobbiamo dimenticare la turbolenza atmosferica…
Cosa osservare
In che modo
“Teoria”
In che banda
Con che strumento
Conoscenza dell’uso corretto
della strumentazione
Conoscenza delle tecniche
di osservazione
“Pratica”
“limiti
dell’atmosfera”
“limiti del sito”
“limiti dello
strumento”
Conoscenza delle tecniche di osservazione
A causa della debolezza e della lontananza degli oggetti
celesti, la loro osservazione non è agevole.
Se poi aggiungiamo gli ostacoli atmosferici, aumenta il
rischio di rimanere delusi.
E’ buona regola evitare di dare solo una fugace occhiata agli oggetti
che vogliamo studiare, persistendo il più possibile nell’osservazione
dell’oggetto, consentendo anche al nostro cervello di accumulare un
numero sempre maggiore di informazioni nel tempo.
Nel caso in cui “registriamo” la nostra immagine mediante l’uso di
un rivelatore, dobbiamo tener presente che oggetti più deboli
richiedono osservazioni più lunghe o la combinazione di
osservazioni brevi per ottenere tempi di posa totali lunghi.
NGC 253
Rifrattore Borg 125
CFHT
Cosa osservare
In che modo
“Teoria”
In che banda
Con che strumento
Conoscenza dell’uso corretto
della strumentazione
Conoscenza delle tecniche
di osservazione
“Pratica”
“limiti
dell’atmosfera”
“limiti del sito”
“limiti dello
strumento”
Cosa è l’estinzione atmosferica ? (1)
L’estinzione atmosferica
del segnale di una stella è
dovuto all’assorbimento
dello strato di atmosfera
terrestre
Se l’oggetto è allo zenith
(guardando dritto) la massa
d’aria che il segnale deve
attraversa è minore e quindi
l’assorbimento è minore.
Flusso esterno
atmosfe
ra
Flusso
osservato
specchio
secz
zenith
 1
z
atmosfe
ra
Per definizione se osserviamo un oggetto allo zenith diciamo che lo
stiamo osservando a “1 massa d’aria”, per cui se osserviamo in una
direzione che forma un angolo z con lo zenith, stiamo osservando
a “massa d’aria secante z”.
Cosa è l’estinzione atmosferica ? (2)
• L’estinzione dipende fortemente dalla banda di
osservazione. Essa è molto alta nella parte blu della finestra
ottica e diminuisce lentamente andando verso il rosso
• Dipende fortemente anche dall’altitudine a cui è posto il
telescopio. Per questo motivo i telescopi vengono messi
anche a 4000 m di altezza.
Cosa osservare
In che modo
“Teoria”
In che banda
Con che strumento
Conoscenza dell’uso corretto
della strumentazione
Conoscenza delle tecniche
di osservazione
“Pratica”
“limiti
dell’atmosfera”
“limiti del sito”
“limiti dello
strumento”
il SEEING
fronte d’onda piano
zona di turbolenza
fronte d’onda distorto
superficie
Si considera ottimo un seeing di 0.4 arcsec
Si considera buono un seeing di 0.8 arcsec
Si considera pessimo un seeing maggiore di 1.5 arcsec
Migliore seeing di Napoli = 2.4 arcsec !!!
Migliore seeing del deserto di Atacama (Cile) = 0.4 arcsec !!!
Illuminazione notturna
2600 m
umidità: 4%
Strumenti delle nuove generazioni
ESO - Very Large Telescope (4 x 8m)
Cosa osservare
In che modo
“Teoria”
In che banda
Con che strumento
Conoscenza dell’uso corretto
della strumentazione
Conoscenza delle tecniche
di osservazione
“Pratica”
“limiti
dell’atmosfera”
“limiti del sito”
“limiti dello
strumento”
Rapporto S/N (1)
Il rapporto S/N in un’osservazione è fondamentale perché
determina l’errore che avremo sulla determinazione della
magnitudine dell’oggetto in questione.
In un osservazione con CCD si hanno diverse sorgenti di
rumore:
 il rumore fotonico,
 il rumore di lettura dei dati,
 il rumore dovuto all’eccitazione termica degli elettroni
 il rumore dovuto alla non uniformità del CCD.
Rapporto S/N (2)
Per la maggioranza delle osservazioni in bande larghe, il
rumore fotonico domina su tutte le altre sorgenti di errore.
S/N=n.
Il problema è che bisogna sommare l’errore dovuto ai
conteggi della stella e quello dovuto ai conteggi del cielo:
Cstella= Cstella+cielo-Ccielo
I conteggi relativi al cielo vengono sottratti, ma rimane il
contributo sull’errore
S/N = Cstella/ (Cstella+2Ccielo)
Fondamentale è quindi minimizzare il contributo all’errore
dovuto al cielo.
Rapporto S/N (3)
Nel progettare un’osservazione è quindi opportuno tenere
conto di questo e determinare il tempo di esposizione in modo
tale che il segnale della stella sia molto maggiore rispetto a
quello del cielo cosicché
Cstella  Ccielo
S/N= (Cstella)= n
Se il segnale della stella è molto inferiore a quello del cielo
Cstella Ccielo
S/N= (2Ccielo)
e diviene praticamente impossibile distinguere la nostra
sorgente luminosa.
Il ruolo del cielo è quindi fondamentale nella determinazione
del rapporto S/N e quindi nella osservazione di oggetti deboli.
Rapporto S/N (4)
Per ottenere un miglior rapporto S/N occorre allora:
1) utilizzare un telescopio più grande
2) aumentare il tempo di integrazione aumentando
il tempo di esposizione della singola immagine
oppure sommando più immagini.
Infatti…...
Aumentando il diametro del telescopio di un fattore 2 si
aumenta l’area di raccolta di un fattore 4 e quindi facile
dimostrare che per un dato tempo di esposizione
S/N  DTel
Rapporto S/N (5)
Vediamo qual è’ l’andamento del rapporto S/N in funzione
del tempo di integrazione e del diametro del telescopio:
C=t•R
con t tempo di integrazione, R numero di conteggi al secondo
S/N = t •Rstella/ (t •Rstella+2 •t •Rcielo) =t • Rstella/ (Rstella+2Rcielo)
S/N t
Per migliorare il rapporto S/N di un fattore 2 dobbiamo
quadruplicare il tempo di osservazione. Più lunga è la posa,
maggiore è il segnale del cielo e quindi il disturbo del cielo, ma
S/N aumenta perché il segnale della stella aumenta linearmente nel
tempo, mentre il rumore del cielo aumenta solo come t
Rapporto S/N (6)
Notiamo infine che …...
• Quando a dominare è il rumore fotonico il rapporto S/N
dipende solo dal numero totale dei fotoni rivelati e quindi è
equivalente raggiungere il tempo di integrazione necessario
con un’unica esposizione o sommando più immagini
• nel caso in cui, invece, a predominare sia il rumore di lettura
occorre fare un’esposizione più lunga e non sommarne di
brevi.
• Un problema delle pose lunghe è, per esempio, quello dei
raggi cosmici che possono essere eliminato sommando o
mediando più pose brevi.
Ogni osservazione deve quindi essere attentamente progettato
tenendo presente tutti i fattori in gioco,