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Astronomia

2011-12

Parte IV

Strumentazione per Astrofisica

23

PARTE IV – Strumentazione in astrofisica

• Telescopi ottici

Area efficace, risoluzione angolare. Seeing. Telescopi

rifrattori e riflettori. Spettroscopia. Osservatori terrestri.

Hubble Space Telescope, GWST

• “Al di sotto del visibile”

Astronomia IR e sub-mm. Osservazioni nelle microonde.

Radioastronomia. Esperimenti e osservazioni da terra.

Missioni spaziali

• “Al di sopra del visibile”

Osservazioni UV. Astronomia X. Astronomia Gamma.

Telescopi spaziali per le alte energie

Telescopi

Fino pochi decenni fa:

• λ

- Osservazioni limitate alla banda ottica (4000 < < 7000 Å)

- Unico rivelatore disponibile: Occhio umano.

Sviluppo dei telescopi, detectors, missioni spaziali:

• - Incremento della profondità delle osservazioni ottiche

- Enorme allargamento della gamma di frequenze osservate

Fino al 1950 si osservava in una gamma di lunghezze

d’onda pari ad un fattore 2.

Oggi si osserva su più di 10 ordini di grandezza!

Un telescopio consente di raggiungere:

1. Potere di raccolta della luce (“light gathering power”)

Capacità di osservare sorgenti meno luminose di quelle visibili ad

occhio nudo

2. Risoluzione angolare (“angular resolution”)

Capacità di distinguere maggiori dettagli su una superficie, o di

separare sorgenti distinte a piccoli angoli

3. Ingrandimento

Non critico. Visibile: Scelta dell’oculare

Potere di raccolta della luce

(“light gathering power”)

Es.,telescopio ottico: raccoglie una quantità di fotoni molto superiore a quella

dell’occhio, e ha un sitema ottico che li concentra in un detector

Area di raccolta (occhio: d~5mm, grande telescopio: d~5m)

Tempo di esposizione/integrazione (occhio: ~0.1s, telescopio ~hrs)

Esempio.

Paragonare fotoni raccoti (a parità di tempo di integrazione) dall’occhio

umano e da un telescopio di apertura 1m

Diametro pupilla ~5mm

2

  2

d (1 m) ≈ ×

= 4

 

tel 4 10

  −

× 3 2

d (5 10 m)

 

eye

In termini di magnitudine: = −

− = − × 9 11 .

5 mag

m m 2.5log (4 10 )

eye tel 10

6 mag

Occhio nudo: 17 . 5 mag

Telescopio 1m: Risoluzione angolare

Diffrazione di Fraunhofer per

un'apertura circolare

I I(0) = I

= intensità al centro ( )

0 0

J = funzione di Bessel di primo ordine

1

a = raggio dell'apertura

k = 2π / λ (numero di onda).

J x)

Gli zeri di ( sono:

1

Immagine diffraction-limited dallo HST Il primo minimo (anello scuro) di I(θ):

θ I(θ)

2a I 0

Risoluzione angolare

Fattore limitante: diffrazione

all’apertura del telescopio

λ

θ

∆ =

( rad ) 1 . 22 D

Consideriamo due stelle “risolte” quando il massimo della diffrazione della prima

cade nel primo minimo della seconda (Criterio di Rayleigh)

Esempio.

Risoluzione angolare dell’occhio umano?

Lunghezza d’onda ~ 500 nm

× 7

5

. 0 10 m

θ −

∆ ≈ = × 4

( rad ) 1 . 22 1

. 2 10

× 3

5 10 m

= × 5

1 rad 2 . 06 10 arcsec In realtà: Risoluzione dell’occhio

θ −

∆ ≈ × × =

4 5 limitata dalla densità di

( arcsec

) (

1 .

2 10 )( 2

. 06 10 arcsec) 21" ricettori nella retina

Telescopi ottici

Risoluzione angolare

λ

θ

∆ ≅

(rad) 1.22 D

Nel visibile (500nm), occhio umano (d = 5mm):

θ

∆ ≈ 21"

eye

Per avere la risoluzione di 1 arcsec?

Occorre apertura 20 volte maggiore:

≅ ≈

D 20 D 10

cm

tel eye λ  

[nm] 1

θ

∆ ≅

[arcsec] 0.126  

 

500 D

[m]

HST: risoluzione angolare ~ 0.05 arcsec

Atmosfera terrestre

Seeing: Effetto combinato di turbolenza e indice di rifrazione (funzione

della densità dell’aria)

Rifrazione atmosferica: La luce è deflessa verso la normale (la stella

appare a maggior elevazione di quanto non sia realmente)

Telescopi ottici Effetti della turbolenza:

Seeing

Problema: instabilità dell’atmosfera

Variazioni di densità variazione di indice di rifrazione

fluttuazione della direzione apparente della stella

Dato un certo tempo di integrazione, la sorgente puntiforme

appare “sparpagliata” su un certo angolo: Trasformazione di una sorgente

“Seeing” > 0.5-1 arcsec puntiforme in una estesa

Le condizioni limite di Seeing nei migliori siti terrestri

(~0.5 arcsec) corrispondono al limite di diffrazione di un

telescopio (ideale) di ~30cm !

Le prestazioni in risoluzione angolare di un telescopio

tradizionale ) sono limitate dal seeing.

terrestre (

La funzione principale dei grandi telescopi terrestri

Perdita di dettaglio

tradizionali

( ): aumentare il potere di raccolta di luce nell’maging

• Impossibile distinguere da un'immagine una qualsiasi caratteristica della sorgente

su scale minori del seeing

• Tuttavia: la precisione con cui si determina la posizione della stella è inferiore al

seeing (centesimi di secondo d'arco)

Telescopi ottici

Risoluzione angolare

Per migliorare il seeing dei telescopi ottici-IR:

1) (e.g.: HST, d = 2.4m)

Telescopio in orbita

risoluzione angolare di 0.05'',

molto vicina al limite di diffrazione

L'Advanced Camera for Surveys (HST)

raggiunge il limite di diffrazione

2) (e.g. telescopi VLT/ESO)

Ottica adattiva

Correggere l'effetto della turbolenza

atmosferica deformando opportunamente il

riflettore in tempo reale

L'ottica adattiva dà migliori risultati nel vicino IR

Lunghezza d’onda maggiore

Più facile da correggere perché l'effetto della

turbolenza atmosferica è minore.

Risoluzione angolare IR

(VLT, Keck): Immagini non corrette: 1”,

Immagini corrette: 0.05”


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AUTORE

Atreyu

PUBBLICATO

+1 anno fa


DESCRIZIONE DISPENSA

Materiale didattico per il corso di Astronomia del Prof. Marco Bersanelli, all'interno del quale sono affrontati i seguenti argomenti: gli strumenti dell'astrofisica; i telescopi; caratteristiche di un telescopio, il potere di raccolta della luce e la risoluzione angolare; i telescopi ottici; ottica adattiva e rifrazione atmosferica; aberrazione e aberrazioni; i telescopi rifrattori.


DETTAGLI
Esame: Astronomia
Corso di laurea: Corso di laurea in fisica
SSD:
Università: Milano - Unimi
A.A.: 2012-2013

I contenuti di questa pagina costituiscono rielaborazioni personali del Publisher Atreyu di informazioni apprese con la frequenza delle lezioni di Astronomia e studio autonomo di eventuali libri di riferimento in preparazione dell'esame finale o della tesi. Non devono intendersi come materiale ufficiale dell'università Milano - Unimi o del prof Bersanelli Marco.

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