Telescopi g - Istituto Nazionale di Fisica Nucleare

Telescopi g - Istituto Nazionale di Fisica Nucleare

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 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 LAstronomia o dell Impossibile: La superficie di raccolta si limita alla dimensioni del rivelatore Scarsit 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 lenergia trasportata ma non si determina la direzione da cui il fotone gamma arrivato! Il problema stato risolto per la prima volta nel 1986: sopra i rivelatori si inserisce una piastra, detta maschera codificata,

con una grande quantit di fori disposti in maniera oculata. Questo metodo, di fatto, sostituisce la "messa a fuoco" tradizionale. Una sorgente puntiforme produrr 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 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 HGRA La Palma -17.8 28.8 N 2200 4 500 4x10-11 I gamma VHE interagiscono con i componenti atmosferici A terra si rivelano i prodotti di tali interazioni TA Dugway -113.0 40.33 N

1600 3 600 (?) 10-11 TACTI C 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 pi 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 CASA 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 radioattivit. R. Giacconi e B. Rossi proposero specchi capaci di focalizzare i raggi X, basati sul principio della raggi X, mentre vengono incidenza Iradente 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: rugosit superficiale MOLTO accurata! Prestazioni limite: 5 arcsec Chandra X-ray Observatory Schematic of Grazing Incidence, X-ray Mirrors CXC Telescopi UV-VISNIR 10-300 nm / 0.3-1 m / 1-10 m 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 gi impiegate nei pi 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 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 2016-201

with full 100-m capability by 2020. Telescopi FIR-mm 100-1000 m / 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 Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

2 telescopi Gregoriani fuori asse che puntano direzioni opposte Planck1 telescopio Gregoriano fuori Surveyor 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 - 653'0.3" E 5031'30" N - 319m 100 metri di dia. Mont. Altaz Orientabile = 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 dellartropode Lymulus Poliphemus. Geometria Risposta angolare Heat Trap = Cono + Bolometro - Definizione angolare della risposta del rivelatore Riduzione background incidente (bassa emissivit)

Traub & Stier, Appl. Opt., 15, 364 (1976) Latmosfera nel FIR/mm Planck Planck Survayor Survayor BOOMERanG BOOMERanG Osservazioni condizionate dalle righe di assorbimento/emissione di H2O,O2 e O3 Fluttuazioni di P,T e RUMOR

E ATMO! SOFIA SOFIA MITO MITO Modulazione Spaziale: ottiche mobili Emissioni locali efficientemente rimosse. (Es. lemissione dellatmo pu 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 dingresso del sistema

ottico GRADIENTI TERMICI STRUMENTALI massima sovrapposizione del beam negli specchi & specchi di materiali con alta conducibilit termica MICROFONIA annullamento della coppia nel sistema di oscillazione dello 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 % 0.9 0 0.0 -400

-0.9 0 200 400 600 800 1000 signal (mV) 800 1.8 freq = 1.1 Hz beamthrow = 45 arcmin dury-cycle = 75 %

400 0 input gen -400 -800 LVDT 0.9 output 0 200 400 600

800 1000 1200 1400 0.0 -0.9 -1.8 800 1.8 400 0.9 0 0.0 -400

freq = 0.65 Hz beamthrow = 50 arcmin -0.9 -800 -1.8 0 800 1600 time (ms) 2400 3200 subreflector tilt angle(deg) (X0.23sky 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 Stabilit in ampiezza 210-3 Modulazione del segnale e baffles

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