segnale
Obiettivi di un telescopio
collettore
fuoco
Requisiti
rivelatore
1) Grande apertura
2) Elevata risoluzione
3) Pancromaticità
progetto scientifico / tecnologico di un telescopio
Processo ciclico di analisi, verifica e ottimizzazione delle strategie
Esperti
-vincoli tecnici e scientifici
-definizione linee guida per la
progettazione dei sottosistemi
Progetto
ottico
Integrazione
Sistemi
ottico/meccanici
-analisi affidabilità
-analisi prestazioni
-analisi dei costi
Progetto
meccanico
FEA
Analisi
integrazione
-definizione distribuzione lavoro
-controllo qualità
-reclutamento gruppo di lavoro
Progetto
elettronica
Integrazione
Elettronica
software
-documentazione
-piattaforme sviluppo software
-schedula tempistica
Progetto
software
progetto scientifico / tecnologico
• Identificazione dei target osservativi
• Creazione del team
• Analisi del budget
• Studio di fattibilità ingegneristica
• Schedula attività
ma…
mi consenta!
Ma costa
troppo!
Voglio un
telescopio
rosa a pois!
individuazione del sito
• scelta emisfero
• isolato da fonti luminose
• raggiungibile con mezzi su ruota
• elevato numero di notti serene
• poco piovoso
• bassa umidità
• ventilato
L’atmosfera
Ci occupiamo dell’influenza dell’atmosfera sulle coordinate apparenti degli
oggetti celesti e sulla loro forma. La discussione è dedicata soprattutto
alla banda visuale per motivi di maggiore impatto sulla qualità
osservativa.
rappresentazione schematica della
struttura verticale dell’atmosfera.
La banda visuale è principalmente
affetta dalla troposfera (primi 15
km), dove è contenuto circa il 90%
della massa totale dell’atmosfera.
L’atmosfera
Il gradiente di temp. medio è circa -6 C°/km, ma spesso, nei primi km di atmosfera, il
gradiente di temperatura si inverte, con effetti benefici sulle osservazioni
astronomiche, grazie all’intrinseca stabilità di tutti gli strati con inversione di
temperatura (come la stratosfera e termosfera). E’ il caso ad esempio
dell’Osservatorio di Roque de Los Muchachos (Isola La Palma, Canarie, 2400m), dove
lo strato d’inversione è al di sotto dei telescopi di alcune centinaia di metri.
L’atmosfera
Il calore del Sole fa evaporare l’acqua, che trasmette tale calore all’aria condensandosi
in nuvole. Il ciclo evaporazione-condensazione è l’importante meccanismo per
trasferire energia termica dalla superficie terrestre all’atmosfera, sparsa poi intorno
alla Terra dal vento.
Il vapore acqueo (e non il CO2 come divulgato erroneamente!) è il gas “serra”
più abbondante nell’atmosfera ed il più importante nell’influenza sul clima terrestre.
Permette l’infiltrazione della radiazione a basse frequenze del Sole e assorbe la
radiazione infrarossa emessa dalla superficie terrestre. Senza vapore acqueo ed altri
gas “serra” nell’aria, il clima sarebbe molto più “fresco”. (fateci caso: quando piove fa
meno freddo!)
La dispersione atmosferica
La luce proveniente dagli oggetti celesti è affetta, oltre che dalla rifrazione, anche dalle
variazioni di umidità, pressione e gradiente di temperatura nell’atmosfera, specie a
basse altitudini. L’effetto risultante è un ingrandimento del cono di luce che provoca un
effetto di sfocamento dell’immagine sul rivelatore (effetto prismatico).
Turbolenza, scintillazione, seeing
L’atmosfera della Terra è turbolenta e le variazioni dell’indice di rifrazione
causano una continua distorsione del fronte d’onda da oggetti celesti. Queste
distorsioni introducono una degradazione dell’immagine, sfociante in due effetti
astronomici:
• scintillazione, cioè una variazione dell’intensità luminosa, che tipicamente è
dell’ordine di pochi cm. Per cui non affetta telescopi di grande apertura.
• seeing: cambi in posizione e in qualità dell’immagine. L’effetto del seeing
dipende dall’apertura della pupilla: per piccole dimensioni si osserva un pattern
di diffrazione intorno all’immagine, mentre per grandi aperture si vedono
insiemi di pattern di diffrazione (speckles) muoversi intorno all’immagine su
scala pari a ~1 arcsec.
L’effetto del seeing può essere derivato dalle teorie sulla turbolenza atmosferica
di Kolmogorov, Tatarski, Fried.
Turbolenza atmosferica
In generale, la turbolenza investe gli strati molto sottili di atmosfera (alcuni
metri di spessore).
L’effetto della turbolenza sulla distorsione ottica decresce naturalmente con
l’indice di rifrazione dell’aria, a sua volta proporzionale alla densità e quindi alla
pressione e inversamente proporzionale alla temperatura assoluta. In pratica, il
disturbo ottico generato dalla turbolenza al di sopra dei 20 km è praticamente
nullo, essendo l’indice di rifrazione molto piccolo.
L’effetto della turbolenza è in pratica il seeing atmosferico, calcolabile su base
statistica e a seguito di intensive “campagne di seeing” presso il sito candidato
ad ospitare strumentazione astrofisica.
D = 500 mm
Seeing = 3 arcsec
Il limite dell’atmosfera :
il SEEING
seeing di Napoli
seeing del deserto
di Atacama (Cile)
Immagine ideale
individuazione del sito
Il seeing
In questo modello vi sono 2
principali componenti del
seeing:
•Una da altitudini elevate
(scelta del sito)
• una dovuta agli strati a
terra,
controllabili
dalla
forma della cupola e dal
sistema di termalizzazione
della struttura osservativa
(dome seeing)
Qui gli angoli sono volutamente esagerati. Le
correzioni possono essere fatte su campi di
vista più piccoli.
Il potere spettrale della
turbolenza
dell’aria
è
apprezzabile su un ampio
range di frequenza f (da 1 a
1000 Hz) con distribuzione
1/f
Correzione del seeing
•
•
Si acquisisce un gran numero di esposizioni di
breve durata ( 1 ms) con elevata lunghezza focale
( 100m) e stretta banda di lunghezze d’onda ( 1
nm); in ogni esposizione viene “frizzato” il seeing,
ogni speckle rappresenta la figura di diffrazione
dell’apertura. Successivamente si procede alla
ricostruzione matematica dell’immagine reale
La tecnica lavora bene per semplici strutture (stelle
multiple). La figura mostra il caso di una stella
tripla.
Si chiama speckle (macchiolina) la figura punteggiata che si ottiene quando un'onda
coerente viene fatta passare attraverso un mezzo disordinato. Sulla superficie di uscita si
avrà quindi la sovrapposizione di molte onde tra loro coerenti (e quindi in grado di
produrre effetti di interferenza) ma con fase casuale; si produrrà quindi per alcune
direzioni un effetto di interferenza costruttiva e per altre un effetto di interferenza
distruttiva creando così una figura fatta di puntini luminosi e di puntini scuri.
Correzione del seeing
Se si “frizza” l’immagine con brevi tempi di esposizione (< 0.01 sec) e con uno
“stretto” filtro, l’immagine di seeing si frammenta in numerose speckles, ciascuna
avente dimensioni dell’ordine della figura di diffrazione del telescopio.
Il numero di speckles è dell’ordine di:
(seeing diameter/diffraction figure)2
Calcolo del seeing – DIMM
Il principio su cui si basa il DIMM (Differential Image Motion Monitor) è quello
differenziale. L’apertura del telescopio viene forzata da due fori circolari del diametro
D di 6 cm a 15 cm di distanza d. tra i centri. In condizioni perfette, la luce arriva come
un’onda piana formando due immagini in posizione fissa. L’effetto della turbolenza
atmosferica provoca un ritardo di arrivo della luce attraverso i due fori, per cui gli spot
ottenuti sul detector si muoveranno di moto relativo l’uno rispetto all’altro. Il loro moto
medio è proporzionale al seeing astronomico. Questo principio di misura elimina
sicuramente gli errori di tracking indotti dal monitorare un’unica stella sul piano focale.
Infatti il moto spurio del telescopio viene sottratto (essendo il medesimo su entrambi
gli spot) e non si richiede una buona qualità ottica, rendendo il sistema anche poco
costoso.
Tecnologia del DIMM
Calcolo del seeing – DIMM
.
Inquinamento luminoso
Oltre al seeing, la seconda componente di disturbo alle osservazioni è la
presenza di luce artificiale sul suolo terrestre.
1998
In pratica, di questo passo, nel 2025 nessun italiano sarà in
grado di vedere la Via lattea dal territorio nazionale.
2025
Inquinamento luminoso
E in altre parti del globo non sono messi meglio…
Inquinamento luminoso in Europa
INQUINAMENTO LUMINOSO
Inquinamento luminoso in Italia (2000)
INQUINAMENTO LUMINOSO
INQUINAMENTO LUMINOSO IN CITTA’
IL CIELO DI CERRO PARANAL - tramonto
IL CIELO DI CERRO PARANAL - crepuscolo
IL CIELO DI CERRO PARANAL – tramonto
IL CIELO DI CERRO PARANAL – crepuscolo
IL CIELO DI CERRO PARANAL - notte
individuazione del sito
Hubble Space Telescope
NASA-ESA
Stazione Spaziale
Internazionale
NGST
Il New Generation Space Telescope,
uno strumento “a ombrello” con
apertura equivalente di 6 m
individuazione del sito
Telescopio OASI - 2.5 m Alt-Az
Antartide
Keck large interferometer
210 m telescopi equivalenti
ELT
Extremely Large Telescope:
strumento multispecchio con
un’apertura equivalente sino
a 100 m.
Vista del Cile dallo Space Shuttle
Il Cerro Paranal (Deserto di Atacama, CILE)
Very Large Telescope (VLT)
Sito al Cerro Paranal dove sarà collocato un telescopio di survey
(mappatura target per il VLT), completamente ideato, progettato e
realizzato dal gruppo di tecnologie di Napoli
VST (VLT Survey Telescope) - 2.5 m Alt-Az
caratterizzazione telescopio
• tipo di montatura
equatoriale
altazimutale
Confronto tra le due montature
altazimutale
equatoriale
Configurazioni standard di telescopi
cassegrain
nasmyth
gregoriano
Ritchey -Chrétien
coudè
Fuoco primario
Schmidt-cassegrain
Alcune definizioni importanti
L’F-number (detto anche apertura numerica o F/#) esprime il diametro dell’apertura
del diaframma in termini dell’effettiva lunghezza focale e della lente. Ad esempio, F/16
rappresenta un diametro di apertura del diaframma pari ad un sedicesimo delle
lunghezza focale.
F / number  f / D
Il parametro s = 206264.8/f è la scala angolare del telescopio (arcsec/mm)
(Non si confonda l'ingrandimento con la scala; l'ingrandimento è il rapporto tra la focale
del telescopio e quella dell’obiettivo, serve dunque per osservazioni visuali. E' facile
avere ingrandimenti di 1000 o oltre, ma in pratica la turbolenza atmosferica e la qualità
delle ottiche limitano i valori utili a 200, o 300)
Il parametro s va confrontato con le dimensioni dell’elemento di immagine (ad es. le
dimensioni del pixel del CCD in micron) sul piano focale del telescopio, per ottenere la
scala spaziale dello strumento. Ad es, se la focale f fornisce s = 10”/mm e il CCD ha
pixel di lato 10m, avremo scala spaziale di 0”.1/px
A parità di risoluzione angolare, telescopi con f più
206264.9805
STel 
"/ mm corta concentrano la stessa potenza su rivelatori di
area minore. La limitazione però è costruttiva
f
(pixel molto piccoli).
S PF  STel Lpixel "/ pixel
Telescopi con grande F/# sono poco luminosi ma
con alta risoluzione angolare. Piccola F/# invece
implica telescopi molto luminosi, ma con bassa
risoluzione angolare.




caratterizzazione telescopio
• la qualità del sito scelto limita le dimensioni e le prestazioni
VLT ( 8 m )
TNG ( 3.5 m )
TT1 ( 1.5 m )
VLT ( 8 m )
progettazione meccanica
Le parti meccaniche sono il “vestito” delle ottiche del telescopio
• telescopio
• cupola
• edificio rotante
Vi sono due fasi principali:
• disegno 3D
• Analisi strutturale (FEA)
progettazione meccanica
• edificio rotante
Supporto per il telescopio e cupola
progettazione meccanica
• cupola
Aerodinamica per minore resistenza al vento
Climatizzazione costante per evitare condensa sulle ottiche
Moto asservito al telescopio durante il tracking