Telescopi e Osservazioni Astronomiche

Giuseppe Cutispotogcutispoto@oact.inaf.it

INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania

XX Scuola Estiva di Astronomia – Stilo (RC) – 23 Luglio 2015

I TelescopiLo studio dei corpi celesti è, in gran parte, basatosull’analisi della loro radiazione elettromagnetica;fino al 1609 tutte le osservazioni astronomicheerano effettuate a occhio nudo

Oggi i telescopi sono gli strumenti più utilizzati perstudiare l’Universo; poiché sono in grado dicatturare molta più radiazione dell’occhio umano cipermettono di osservare oggetti altrimenti invisibili

La possibilità di “ingrandire” le sorgenti estese permette di cogliereun’enorme quantità di dettagli rispetto alle osservazioni a occhio nudo

I telescopi “ottici” possono essere suddivisi in tre categorie:1) Rifrattori (lente)

2) Riflettori (specchio)

3) Catadriottici (lente + specchio)

D (“apertura”)

F (“lunghezza focale” o “focale”)

La luce viene raccolta da un “obiettivo” (lente o specchio) che la faconvergere nel “fuoco”

“oculare” f’

Classificazione dei telescopi

f/n: “rapporto di apertura” indica quante (n) volte la focale è maggioredell’apertura (es.: riflettore, D = 20 cm, f/8 indica un telescopio con unospecchio da 20 cm di diametro e lunghezza focale di 160cm)

L’ingrandimentoE’ dato dal rapporto tra la focale del telescopio(F) e quella dell’oculare (f’)

Quindi non è una caratteristica del telescopio !!

Il massimo ingrandimento utilile (Imax) è funzione del rapporto tra ilpotere risolutivo del rivelatore e il potere risolutivo del telescopio

Per osservazioni visuali: Imax ~ D (in millimetri)

Con un telescopio D = 50 cm, f/8 (F = 400 cm) avremo Imax ~ 500, chesi otterrà utilizzando un oculare con f’ = 8 mm

Imax dipende anche dal tipo di telescopio (per irifrattori si può arrivare anche a 2 D) edall’oggetto che stiamo osservando

Tuttavia nella pratica si deve sempre adattarel’oculare alle condizioni atmosferiche ed èmolto difficile utilizzare un telescopio al suomassimo ingrandimento

F

f’I =

Con il minimo ingrandimento (Imin) si disperde la luce su un’area dellestesse dimensioni del rivelatore

Per osservazioni visuali: Imin ~ D/7 (con D in millimetri)

Con un telescopio D = 50 cm, f/8 avremo Imin ~ 70, che si otterrà conun oculare con focale f’ = 56 mm

Un oculare con focale più corta fornisce un’immagine di maggioridimensioni lineari, ma di minore luminosità superficiale

Basso ingrandimento Alto ingrandimento

Campo visivo (‘’FoV’’)

La distanza tra i bordi oppostidell’immagine fornita da un telescopioè il suo ‘’Campo Visivo’’ (FoV)

Dipende dal FoV dell’oculare utilizzatoe dal corrispondente ingrandimento:

FoVtelescopio =𝐅𝐨𝐕

𝐨𝐜𝐮𝐥𝐚𝐫𝐞

𝐈=

𝐟′ 𝐅𝐨𝐕𝐨𝐜𝐮𝐥𝐚𝐫𝐞

𝑭

Se FoVoculare = 60° e I = 200, avremo FoVtelescopio = 0.3° = 18’

Gli oculari possono avere 50° < FoV < 80°

Il Potere Risolutivo

A causa della natura ondulatoria della luce l’immagine di una sorgentepuntiforme non è un punto ma una “figura di diffrazione” (la cui partecentrale è comunemente indicata come “disco di Airy”)

0 1.22u 2.33u 3.24u

La figura di diffrazione non è un difetto delle ottiche, ma unalimitazione imposta dalla natura ondulatoria della luce

Immagine di una sorgente puntiforme

Il “potere risolutivo” di un telescopio (a) è la distanza angolare minimadi due sorgenti puntiformi che risultano separabili (criterio di Rayleigh)

a (rad) = 1.22 l

D1 radiante 57°.3 206265“

Se l = 5500 Å e D = 1 m

a = 1.22 • 5500 • 10−10 • 2062651

= 0”.14

Nota la distanza (R) di un corpo e il potere risolutivo (a) del telescopio èpossibile calcolare le dimensioni (d) del più piccolo particolare del corpoche risulta distinguibile:

Con un telescopio da 1m (a = 0”.14) potremmo distinguere, dalla Terra,oggetti con 260 m di diametro sulla superficie della Luna:d (km) = 384400 ∙ tan 0.000039 = 0.26

a

d

R

d = R ∙ tan a

In realtà il “seeing” (così vengono indicati gli effetti di turbolenzadovuti all’atmosfera della Terra) impedisce, di norma, di raggiungere illimite di diffrazione e “stabilisce” il potere risolutivo effettivo di untelescopio

Scelta dei luoghi di osservazione

Ottica “Adattiva”

Osservazioni dallo spazio

Per gran parte dei siti osservativi il seeing vale ~ 1” (pari al potererisolutivo di un obiettivo di 14 cm), che consente di distinguere sullasuperficie della Luna oggetti con 1.9 km di diametro

L’atmosfera terrestre introduce quindi delle severe limitazioni alpotere risolutivo dei telescopi di grandi dimensioni, ma non alla lorocapacità di raccogliere grandi quantità di radiazione

Le moderne osservazioni astronomiche

Per le osservazioni “professionali” gli astronomi nonutilizzano, ormai da tempo, l’occhio quale“recettore” della radiazione raccolta dal telescopio

La radiazione raccolta dai telescopi viene inviata a un “Analizzatore”(spettrografo, fotometro etc.)

successivamente registrata su un “Recettore” (dispositivo CCD)

per essere infine elaborata con programmi appositamente realizzatie largamente utilizzati (IRAF, DAOPHOT, MIDAS)

Le Aberrazioni

Tutte le superfici delle lenti o degli specchi per uso astronomicodevono essere lavorate con precisione (P) dell’ordine di l/8

se l = 5500 Å allora P ~ 0.1 mm

Anche se le superfici sono perfettamente lavorate sonocomunque presenti delle “aberrazioni” che degradano la qualitàdelle immagini ottenute da un telescopio:

• Aberrazione Cromatica (rifrattori)

• Coma (riflettori)

• Aberrazione Sferica

• Astigmatismo

• Curvatura di campo

• Distorsione di campo

Aberrazione Cromatica

La focale di una lente varia al variare di l

4860 Å

6560 Å

Doppietto Astronomico

E’ l’aberrazionepiù importantedei rifrattori

Vetro Crown i = 1.52bassa dispersione

Vetro Flint i = 1.6-1.9alta dispersione

Coma

Il Coma diminuisce all’aumentare della focale e con un accuratodisegno degli specchi: configurazione Ritchey-Chrètien (specchiiperbolici)

Le immagini deglioggetti “fuori asse”assumono una forma“cometaria”

E’ la principale aberrazione presente nei riflettori

I RifrattoriSono stati i primi telescopi astronomici

La loro invenzione si deve ad un ottico olandese (J. Lippershey 1608),ma fu Galileo il primo a utilizzarli per l’osservazione di corpi celesti

f/10 – f/20

Per le osservazioni visuali la loro caratteristicapiù significativa è la “nitidezza” dell’immagine

L’uso dei rifrattori è però limitato dal piccolocampo utile e dalle loro enormi dimensioni

Il più grande rifrattore mai costruito eutilizzato (inaugurato nel 1897) è quello delloYerkes Observatory che ha una lente da 102 cm

L = 20 m

I RiflettoriSono gli strumenti oggi più diffusi, la luce è raccolta dallo specchio “primario”(parabolico o iperbolico) e focalizzata dal “secondario” (iperbolico)

Sono esenti da Aberrazione Cromatica ma sono affetti dal Coma

f/8-f/15(fotometria e spettroscopia a media risoluzione)

f/30-f/40(spettroscopia ad alta risoluzione)

I Catadriottici: la camera Schmidt

Uno specchio sferico non introduce “coma” ma “aberrazione sferica”

Introducendo una “lastra correttrice” al centro di curvatura dellospecchio si possono ottenere campi corretti fino a 7°

Il piano focale è sferico, questi telescopi sono usati per foto agrande campo curvando la lastra fotografica o introducendo ulterioricorrettori prima del piano focale

Le Montature

Mantengono le ottiche allineate

Dirigono il telescopio

Mantengono il puntamento (tracking)

Montatura Equatoriale Montatura Altazimutale

Pro:

- movimento uniforme per il tracking

Contro:

- maggior costo

- flessioni

- bilanciamento

Pro:

- semplicità

- fuochi Nasmyth

Contro:

- rotazione del campo visivo

- tracking con velocità variabile

Nel 1609 Galileo apprese dell’invenzione, da partedi un ottico olandese, del cannocchiale; in pocotempo costruì uno strumento con 10 ingrandimentie iniziò le sue rivoluzionarie osservazioniastronomiche

Perspicillum exactissimum

Superficie lunare “Dimensioni” delle stelle Aspetto della Via Lattea Macchie Solari Satelliti di Giove Fasi di Venere “Satelliti” di Saturno

Un po’ di storia…

Uno dei difetti principali dei cannocchiali di Galileo era ilridottissimo campo visivo (al massimo 7’ 15”, meno di unquarto del diametro della Luna piena)

Keplero mostrò che si poteva sostituire l’ocularedivergente usato da Galileo con uno convergente;l’immagine risultava capovolta, ma il campo utileaumentava in modo significativo

L’altro grave problema dei primi rifrattoriera l’aberrazione cromatica; nel 1758 furonorealizzati i primi doppietti, ma fino agli inizidel XIX secolo una lente da 15 cm eraconsiderata “grande”

Fu J. Fraunhofer a ottenere per primo grandi dischi divetro “flint”, il che gli permise di realizzare nel 1824 unrifrattore con obbiettivo da 24 cm

La costruzione di obbiettivi con diametro sempremaggiore proseguì fino al 1897

1668 - Newton D = 3.4cm

I problemi principali dei primi riflettorierano: il materiale con cui costruire gli“specchi”, la scarsa riflettività e lecurvature eccessive delle superfici;Newton utilizzò uno specchio sfericorealizzato con metallo di campana resolucido da una soluzione di arsenico

Il primo riflettore in grado rivaleggiarecon i rifrattori della sua epoca furealizzato da J. Hadley nel 1722

Lo specchio parabolico, in “Speculum”(68% Cu, 32% Sn), aveva un diametro di15 cm, il telescopio una focale di 159 cm

Qualitativamente fu giudicato equivalenteal rifrattore con obbiettivo da 19 cm efocale di 35 m realizzato da C. Huygens

1789 – W. Hershel - D = 1.22m 1845 – Lord Rosse - D = 1.83m

1917 – Hooker - D = 2.5m

Ma gli specchi in “speculum” eranopesanti e avevano inoltre scarsariflettività

Nel 1857 A. von Steinheil e J-B. L.Foucault riuscirono ad argentaresuperfici di vetro, rivoluzionando lacostruzione degli specchi per usoastronomico

Il telescopio Hale di Monte Palomar

Progressi tecnici:

• produzione degli specchi

• meccanica di precisione

Telescopio Hale

• costruzione: 1936-1948

• diametro specchio = 5m

• peso specchio = 14.5 t

• materiale specchio: pyrex

E’ stato il più grande telescopio del mondo fino al 1974

Problemi: peso e deformazioni Soluzioni: nuovi materiali e tecnologie

Le nuove tecnologie

Il presente

Nuovi materiali

Specchi a “nido d’ape” (honeycomb): LBT

Specchi “sottili” + Ottica “Attiva”: VLT

Specchi “segmentati”: Keck

Ottica “Adattiva”

Il futuro

ELT

JWST

Nuovi materiali per gli specchi

ZerodurBassissimo coefficiente di dilatazione termica

a = 0 ± 0.10 10-6 /K°

Per la prossima generazione di telescopi (ELT - JWST) si stastudiando l’uso di specchi in Carbonato di Silicio o in Berillio

Specchi a “nido d’ape” (honeycomb)

Tecnologia sviluppata presso lo Steward Observatory Mirror Lab. (Tucson, AZ)

blank

rimozione vetro e “pulitura”

+ alluminatura = specchio

Per mantenere la necessariarigidità lo spessore del blankdeve aumentare all’aumentaredel suo diametro (S ~ 1/6 ∙ D)

Aumenta anche la quantità dimateriale che deve essererimosso e quindi la profonditàa cui il “blank” non devepresentare imperfezioni

Il “blank” degli specchihoneycomb viene fuso su unsupporto sagomato; a parità dirigidità il peso è molto minore

Rotazione durante il raffreddamento concavità dello specchio

Specchio da 1.8m per l’Osservatorio del Vaticano

20 tonnellate di vetro (borosilicato “E6”) in “pezzi” da 4-5 kg

Per ottenere uno specchio f/1.14 il fornoruota ad una velocità di 7-8 giri/minuto

T = 1150 C

Specchi per LBT

Il Large Binocular Telescope (LBT)

Specchi LBT: 2 x D = 8.4m

Sono equivalenti ad un singolo specchio con D = 11.8m

E’ installato sul monte Graham (Arizona, 3260 m s.l.m.) ed è stato realizzato conla partecipazione di Stati Uniti (50%), Germania (25%) e Italia (25%)

Specchi “sottili” e ottica attiva

Uno specchio “sottile” è leggero ma risulta anche “flessibile”

L’ottica “attiva” consiste nel controllarela forma di uno specchio primario sottilee correggere le deformazioni statiche olentamente variabili (effetti termici,vibrazioni, effetti del vento o dell’inclinazionedel telescopio, ……)

Supporti attivi (attuatori)

L’immagine di una stella di riferimentoviene analizzata ogni 30 secondi evengono calcolate le correzioni daapportare alla forma dello specchioprimario (e alla posizione del secondario)per ottenere immagini di qualità ottimale

Il “New Tecnology Telescope” (NTT)

L’ottica attiva è stata sperimentata per la prima volta nell’NTT dell’ESO

Il primario dell’NTT ha D = 3.6m ed è supportato da 78 “attuatori”

Fuochi Nasmyth

Il VLT

Materiale: Zerodur

D = 8.2m

S = 17.7 cm (S/D = 0.02)

P = 23.5 tons

Curvatura iniziale ottenuta perrotazione durante la fase diraffreddamento

Precisione della superfice = 500 Å

l/11 per osservazioni a 5500 Å

DP = 1 mm su un’area di 21000 km2

La forma del primario è controllatada 150 “attuatori”

Costo dei quattro telescopi: 334 Milioni di €

Costo totale del progetto: 600 Milioni di €

Costo di una settimana della guerra in Iraq: 1.2 G €

Specchi “Segmentati”

Ottenere un grande specchio allineando molti piccoli specchi

Guido Horn d’Arturo e lo specchioda 1.8m (fine degli anni ’40)

Problemi tecnici:

• Ogni specchio ha curvatura

diversa

• Allineamento ottico

• Allineamento meccanico

Soluzioni:

• Moderne macchine per la

pulitura degli specchi

• Ottica Attiva

Il Telescopio Keck

36 segmenti da 1.8m D = 10mS = 75mm (S/D=0.04)

Mauna Kea (Hawaii)

Potere risolutivo e “seeing”La turbolenza dell’atmosfera(“seeing”) è il principale limite alpotere risolutivo “effettivo” deitelescopi

Per quasi tutti i siti osservativi ilseeing è sempre di almeno 1”

a14cm 1” a8m 0”.02

Nei migliori siti osservativi si puòraggiungere un seeing di 0”.3 cheequivale al limite di diffrazioneper un telescopio da 45cm

Solo HST riesce operare al suo limite di diffrazione (a2.5m 0”.056)

Ottica “Adattiva”

Da Terra si sono fatti grandi progressi grazie all’Ottica “Adattiva”

L’Ottica “Adattiva”

Corregge le distorsioni dovute all’atmosfera e consente quindi diutilizzare i telescopi al loro limite di diffrazione

Immagine degradata dal seeingSpecchio segmentato (>250)

Specchio parzialmente riflettente (10% - 90%)Analizzatore di

fronte d’onda (Shack-Hartmann)

Attuatore

L’analisi del fronte d’onda e le correzioni dellospecchio segmentato devono avvenire entro 1ms

Immagine corretta

Area Isoplanatica

Raggi luminosi cheattraversano zonedi turbolenza simili

Raggo luminoso cheattraversa zone conturbolenza diversa

L’area isoplanatica è di circa20” per osservazioni nelvicino infrarosso (2mm) e dicirca 5” per osservazioniottiche (6000 Å)

Per oggetti deboli l’analisidel fronte d’onda vieneeffettuata sulla radiazionedi una stella brillantepresente nel campo; quindinon tutti gli oggetti sonoosservabili ( 1% a 2mm)

Si può “creare” una stella di riferimento artificiale con la tecnica LGS(Laser Guide Star) focalizzando un raggio laser a circa 90 km di altezza

PARSEC

Laser al Sodio

Potenza: 10W

NGC 6934

Centro galattico 13”x13”

CFHT 3.6m

WHT 4.2m

0”.36

Gemini Nord 8.1m

Titano

ESO 3.6m

ESO VLT

Omega Cen

Saturno

Io

M92

FoV ~10 arcsec

HST in 20m LBT con OA in 8m

Gli ELT (Extremely Large Telescope)

Sono attualmente in fase di realizzazione/studio telescopi conspecchi (compositi) con diametro tra 30 e 50 m (costo ~ 1 G€)

ESO - ELT

Dprimario = 39.3 m; dsecondario = 6 m

984 specchi da 1.45m (s = 5 cm)

Operativo dal 2024

European ELT

Dprimario = 39.3 m; dsecondario = 4.2 m

984 specchi da 1.45m (s = 5 cm)

L’area dello specchio (e quindi la quantità diradiazione raccolta) sarà di 978 m2, 13volte maggiore rispetto a quella dei piùgrandi telescopi oggi esistenti

E-ELT sarà dotato di un sistema di otticaadattiva e si stima otterrà immagini con unarisoluzione 16 volte maggiore di quella diHST

Il progetto E-ELT è stato definitivamente approvato e finanziatodall’ESO il 4 Dicembre 2014, il costo totale è di circa 1 miliardo di €

La costruzione dei primi elementi era già cominciata nel 2012, l’iniziodella fase operativa è previsto per il 2024

Cerro Armazones (Cile), 3064 m

Cerro Armazones si trova nella parte centrale del deserto di Atacama,circa 130 km a sud di Antofagasta e a 20 km da Cerro Paranal

Seeing medio a 5000 Å: 0.67 arcsec Precipitazioni: ~ 10 mm/anno Umidità media: 15% Temperatura: minima ~ -15°C, massima ~ +25°C

Gli Osservatori Astronomici

Meudon (Parigi)

Vienna Greenwich (Londra)

Osservatorio Astrofisico di Catania

1880

inizi del ‘900

I moderni siti osservativi sono:• Lontani dai centri abitati (basso inquinamento luminoso)

• Caratterizzati da favorevoli condizioni meteo (grande numero di

notti utilizzabili)

• A grande altitudine (minore assorbimento e buon seeing)

Paranal:• precipitazioni < 10 mm/anno

• notti fotometriche 78%

Altitudine:La Silla 2400 m

Roque de los Muchachos (La Palma) 2400m

Paranal 2635 m

Mauna Kea (Haway) 4200m

I moderni Osservatori Astronomici

Sud AfricaSutherland

CanarieLa PalmaTenerife

Cile (Atacama)TololoLa SillaParanalArmazones

ArizonaKitt PeakMt. Graham

HawayMauna Kea

g X UV IR Radio

L’assorbimento atmosferico

Termosfera

Mesosfera

Stratosfera

Troposfera

SuperficieFinestra Finestra radio

del visibile

Osservazioni non ottiche - radio

305 m

Prime osservazioni radio: ~ 1930

ALMA (Atacama Large Millimeter Array) un ‘’interferometro’’ costituito da 64antenne mobili da 12m (dimensioni: fino a 15 km)

SKA

Square Kilometre Array saràcostruito da migliaia di antennedistribuite tra Australia e SudAfrica, l’inizio della costruzioneè previsto per il 2018, conpossibili osservazioni all’iniziodel 2020

I telescopi per raggi X

Uno specchio per luce “visibile”, cioèalluminato, non è in grado difocalizzare i raggi X incidenti, chesemplicemente lo attraverserebbero

Luce “visibile”

Raggi X

La focalizzazione dei raggi X avviene con specchi ad “incidenzaradente” e utilizzando materiali capaci, per particolari angoli diincidenza, di riflettere i raggi X (oro, iridio)

La focalizzazione dei raggi X richiede una doppia riflessioneradente, dapprima su uno specchio parabolico e poi su uno iperbolico

Raggi X

Raggi X

Specchio Parabolico Specchio

Iperbolico

Fuoco

Specchi

Fuoco

Per l’oro l’angolodi incidenza è di3,7 gradi

Ciò fa si che l’aeraeffettiva di unospecchio per raggiX è molto piccola

Sono stati realizzati“specchi X” con un’areaeffettiva equivalente aun 20 cm ottico

Osservazioni non ottiche – X rayRaggi X possono essere emessi daoggetti astronomici che contengono gasestremamente caldo (T > 106 K)

Le prime osservazioni nei raggi X furonoottenute nel 1962, le prime immaginifurono quelle del Sole ottenute nel 1965

Telescopi nello spazio

Vantaggi Nessun disturbo “meteo”

Può osservare tutti i tipi

di radiazione

Lavora al limite di

diffrazione senza OA

Svantaggi Costo (x 100 di un telescopio posto a Terra)

Rischio lancio

Manutenzione

Hubble Space Telescope

Costo iniziale 1.5 miliardi di €

Bombardiere “stealth” con capacità nucleare

Costo: 1.5 miliardi di €

James Webb Space Telescope

JWST è il successore di HST ed è un progetto congiunto di tre agenziespaziali: NASA – ESA - CSA

James Webb è stato direttore della NASA dal 1961al 1968; sotto la sua guida si è sviluppato ilprogramma Apollo che ha portato l’uomo sulla Luna

Specchio principale diametro: 6.5 m struttura: 18 segmenti esagonali composizione: berillio

Intervallo osservativo: 0.6 - 28 mm

Lo sviluppo è condotto al ‘’Goddard Space FlightCenter’’ della NASA; dopo il lancio il telescopio saràgestito dallo ‘’Space Telescope Science Institute’’

JWST verrà posizionato nel puntolagrangiano ‘’L2’’ del sistema Sole-Terra

L’orbita di JWST

In questa posizione si può bloccarecontemporaneamente la radiazioneproveniente dal Sole, dalla Terra edalla Luna, permettendo al telescopiodi raggiungere (passivamente) unatemperatura di circa 50K

Il posizionamento in L2 rendefacili le comunicazioni con laTerra e permette osservazionimolto lunghe dello stesso corpoceleste (requisito non soddisfattoda HST)

Il lancio di JWSTJWST sarà lanciato dallabase di Kourou (GuianaFrancese) con un vettoreAriane 5

Per l’alloggiamento dentroil vettore il telescopiosarà, specchio compreso,opportunamente ‘’piegato’’

Lancio: Ottobre 2018

Periodo operativo:5 – 10 anni

Costo: 8.7 G €(sviluppo, lancio e 10 anni di operatività)

Costo: 34.5 G € (sviluppo,acquisto e operatività di 21esemplari)