TECNOLOGIE FISICHE INNOVATIVE

TELESCOPI A INCIDENZARADENTE – radiazione X

Perché un telescopio per raggi X?

RIVELATORECCD: CHARGE COUPLED DEVICE

LO STUDIO DELL’UNIVERSO

LO STUDIO DELLLO STUDIO DELL’’UNIVERSOUNIVERSO

Radiazione elettromagnetica

Raggi cosmici; Vento solare

Neutrini

Onde Gravitazionali

Sonde spaziali

Meteoriti

LO STUDIO DELL’UNIVERSO Raggi Cosmici

Raggi cosmici di alta energia Extensive Air Showers (Auger 1939)

Hess di ritorno dal suo volo in mongolfiera nell'agosto 1912

La ionizzazione dell’atmosfera cresceva con l’altezza

LO STUDIO DELLLO STUDIO DELL’’UNIVERSOUNIVERSORaggi cosmici: particelle che arrivano al top dell’atmosfera. (98% p, 12% He, 1% nuclei pesanti. Energia fino a 1021 eV)

LO STUDIO DELL’UNIVERSONeutrini

LO STUDIO DELLLO STUDIO DELL’’UNIVERSOUNIVERSO

Neutrini

-1

1

1

decadimento βdecadimento β

Cattura elettronica

νν

ν

−+

+ +−

−−

⎯⎯→ + +⎯⎯→ + +

+ ⎯⎯→ +

A AZ Z eA AZ Z e

A AZ Z e

X Y eX Y e

X e Y

-decadimento βdecadimento β

Cattura elettronica

e

e

e

n p ep n e

p e n

νν

ν

−

+ +

−

⎯⎯→ + +⎯⎯→ + +

+ ⎯⎯→ +

LO STUDIO DELL’UNIVERSOOnde Gravitazionali

La loro esistenza èprevista dalla relativitàgenerale di Einstein.

Le OG previste essere prodotte dal movimento di masse con un momento di quadrupolo non nullo.

LO STUDIO DELLLO STUDIO DELL’’UNIVERSOUNIVERSO

Onde Gravitazionali

LO STUDIO DELL’UNIVERSOSonde Spaziali & Meteoriti

LO STUDIO DELLLO STUDIO DELL’’UNIVERSOUNIVERSO

Sonde spaziali

Meteoriti

LO STUDIO DELL’UNIVERSO Spettro della Radiazione Elettromagnetica

LO STUDIO DELLLO STUDIO DELL’’UNIVERSOUNIVERSO

Radiazione Elettromagnetica

λν=cE=hν

1 eV = 1.6 10-19 J

LO STUDIO DELL’UNIVERSORadiazione Elettromagnetica

RADIO: 3 MHz < ν < 30 GHz; 100 m > λ > 1 cmPRIME OSSERVAZIONI IN RADIO: Anni 30 Karl Jansky osserva una radiazione a frequenze di circa 20,5 MHz dal Centro Galattico (costellazione del Sagittario)

OTTICO: 3x1014 < ν < 1015 Hz; 1 μm > λ > 300 nmPRIME OSSERVAZIONI IN OTTICO: - occhio umano (da sempre )

- telescopi (da Galilei)

OSSERVAZIONI DA TERRA – ATMOSFERA TRASPARENTE

LO STUDIO DELLLO STUDIO DELL’’UNIVERSOUNIVERSORadiazione Elettromagnetica

vedi figura

vedi figura

vedi figura

LO STUDIO DELL’UNIVERSO Assorbimento delle o.e.m. nell’Atmosfera Terrestre

Perché Studiare Tutte le Frequenze?

Relazione fra TBB e νmax

Perché Studiare Tutte le Frequenze?

1 keV ≈ 2.5 1017 Hz1 keV ≈ 12.4 10-8 cm = 12Å

107 °K ≈ 1 keV(Ek)H = 13.6 eV(Ek)Fe =7.11 kev(Ek)Pb =88 keV

TELESCOPI OTTICI

Telescopio: raccoglie la radiazione elettromagnetica proveniente da un oggetto lontano e la concentra in un punto (detto fuoco)

Il telescopio ottico è costituito:- da uno o più elementi ottici che raccolgono e focalizzano la luce; - da un secondo gruppo di elementi che possono essere un oculare se

l'osservazione avviene direttamente con l’occhi, o da dispositivo elettronico (CCD)

TELESCOPI OTTICI

Telescopio realizzato mediante l'uso di lenti: Telescopio Rifrattore

TELESCOPI OTTICI

Telescopio realizzato mediante l’uso di specchi: Telescopio Riflettore

HUBBLE TELESCOPE

SARDINIA RADIO TELESCOPIO

OSSERVAZIONI DALLO SPAZIO

PRIME OSSERVAZIONI IN X:

1962 con un razzo osservazione di radiazione X da Sco X-1 (low-mass X-ray binary)

1970 UHURU (Contatore Proporzionale) primo catalogo sorgenti X (339 sorgenti)

Diversi satelliti con Contatori Proporzionali

Einstein (il primo con telescopi a incidenza radente)

Il cielo X oggi con i telescopi Chandra & XMM

VEDI FIGURA

OSSERVAZIONI DALLO SPAZIO – ATMOSFERA OPACA

4° CATALOGO UHURUThe UHURU map of the brightest X-ray sources in the 2–6 keV energy band. The identifications of a number of the brightest sources are indicated (Forman et al., 1978). These include the quasar 3C 273, the Coma, Perseus and Virgo Clusters ofgalaxies, the radio galaxy Cygnus A, the BHC Cyg X-1, HMXB Cen X-3)

HMXB – Cen X-3

ROSAT SURVEY

The image of the celestial sphere in the softest X-ray energy band 0.25 keV derivedfrom the ROSAT survey with the point sources removed. The colour coding is suchthat white is the greatest intensity and blue the lowest. At these soft X-rayenergies, the intensity is anti-correlated with the distribution of neutral hydrogen(Fig. 1.11) because of photoelectric absorption by the interstellar gas.

TELESCOPI

PERCHE’ USARE TELESCOPI:

A) Immagini (visualizzazione delle sorgenti estese, separazioni sorgenti vicine, ...)

B) Riduzione delle dimensioni del “detector” (influenza sul fondo strumentale)

C) Miglioramento del rapporto segnale/rumore

DIFFICOLTA’:

Costruzione delle ottiche

TELESCOPI

studio sorgenti estese

risolvere sorgenti vicine

A) Immagini collimatore

RAPPORTO SEGNALE RUMORE S/N

B) Fondo (rapporto segnale rumore)

Fotoni rivelati dovuti alla sorgente:ns= I(ν)·Δν·A·t ponendo I=I(ν)·Δνns = I·A·t

Fotoni rivelati dovuti al fondo astrofisico:nA= BA(ν)·Δν ·A·Ω ·t ponendo BA= BA(ν)·ΔνnA = BA ·A·Ω ·t

Fotoni rivelati dovuti al fondo strumentale:nD= BD(ν)·Δν·t ponendo BD= BD(ν)·ΔνnD= BD ·t

Conteggi rilevati: N = ns + nA + nD Varianza: 2222dass σσσσ ++=

A = area efficace

RAPPORTO SEGNALE RUMORE S/N

σsn

NS

=

.........222 +++=

das

SnNS

σσσ

varianza ………. varianza fondo strumentale

varianza fondo astrofisicovarianza sorgente

.........2222 +++= das σσσσ

ns= I·A·tnA= BA ·A·Ω ·tnD= BD·t

( )

A D

A D

S I A tN I A t B A t B t

S A tIN I B B A

Ω

Ω

⋅ ⋅=

⋅ ⋅ + ⋅ ⋅ ⋅ + ⋅

⋅=

+ +

ns = ξ·σposto S/N = ξ

IL rapporto segnale rumore S/N cioè il rapporto tra il segnale e l’ampiezza del rumore (noise) è dato da:

BACKGROUND NOISE LIMITED 222da σσσ +≈

Sistema dominato dal fondo “astrofisico” e “strumentale”(sorgenti deboli)

=+ + +

≈ +

=+

⋅ ⋅=

⋅ ⋅ ⋅ + ⋅

⋅=

⋅ +

S2 2 2s a d

2 2 2a d

S2 2a d

A D

A D

nSN .........

nSN .

S I A tN B A t B t

S A tIN B ( B A )

σ σ σ

σ σ σ

σ σ

Ω

Ω

2 2 2a dσ σ σ≈ +

LIMITE DI VISIBILITA’Detector Noise Limited

Limite di visibilità per sorgenti deboli rispetto al “noise”;siamo quindi nella condizione di “background noise limited”

Una sorgente è visibile se ns ≥ ξσnoise ns/σnoise≥ ξ (con ns= I·A·t) (in generale si pone ξ=5)

Imin ∝ A-½

2 2 2a dσ σ σ≈ +

A D

A D

A D

S A tIN B B A

A tIB B A

B B AI con =5A tm in

( )

( )

( )

⋅=

⋅ Ω +

⋅≥ ξ

⋅ Ω +

⋅ Ω += ξ ξ

⋅

BD = background detector; in generale BD ∝ A BD/A ≈ cost

LIMITE DI VISIBILITA’Detector Noise Limited

Imin ∝ A-1

STRUMENTO = RIVELATORE + TELESCOPIO

tAABBI DA

⋅+Ω⋅

=)(

min ξ

tABABI DA

⋅+⋅Ω⋅

= 2min ξ

ATTENZIONE:in generale BD ∝ AD non ad Acon A = area telescopio

AD = area detector cxcmirrors

Il “rivelatore” può essere molto piccolo dato che raccogli il fasci focalizzato fondo strumentale Bd piccolo

RIFLESSIONE & RIFRAZIONE

sin θ2 = (n1/n2 ) sinθ1 con n indice di rifrazione

n1 < n2sinθ2 < sinθ1

θ2 < θ1

n1 = n2θ2 = θ1

n1 > n2sinθ2 > sinθ1

θ2 > θ1

RIFLESSIONE TOTALE

Riflessione totale se θ2=90°n1 sinθc = n2 sin(90)n1 sinθc = n2sinθc = n2/n1θc = arcsin(n2/n1)θc angolo critico

θc esiste se n2 < n1solo riflessione per θ > θc

n1 sinθ1 = n2 sinθ2se n1 > n2

θ2 > θ1

Se facciamo crescere θ1 crescerà anche θ2ed essendo più grande arriverà prima a 90°

θ2n2

n1 > n2

θ1

n1

INDICE DI RIFRAZIONE n

L’indice di rifrazione della radiazione X è <1 e può essere scritto: n = (1-δ) – iβ

β = termine assorbimento (10-6 ÷ 10-7)β = λμ/4π

λ = lunghezza d’onda della radiazioneμ = coefficiente d’assorbimento

1-δ = indice rifrazione (10-5 ÷ 10-6)δ = Nee2λ2/2πmc2 = (ωp)2/2ω2

Ne = densità elettroni m = massa elettrone (ωp)2 = 4πNee2/m frequenza di plasma

L’indice di rifrazione (n) della radiazione visibile è sempre >1 per qualsiasi materiale

θ θφ

INDICE DI RIFRAZIONE n

Trascuriamo il termine di assorbimento β=0 n = (1-δ)

nvuoto, aria = 1; per nmateriale <1, la radiazione è totalmente riflessa per angoli θ < θccon cosθc = 1-δ

cosθc = 1-δ(cosθc)2 = (1-δ)2 (per δ<<1)sinθc = (2δ)½

δ = Nee2λ2/2πmc2

sinθc ∝ (Ne)½λθc

nvuoto/aria

nmateriale

.433.479Oro

.453.678Platino

.302.424Rame

.211.713Alluminio

θc gradia 8 keV

θc gradia 1 keV

Z

INDICE DI RIFRAZIONE n

TELESCOPI A INCIDENZA RADENTEWOLTER - I

Focale lunga

Punti fuori asse formano in immagini anulari

WOLTER I

TELESCOPI A INCIDENZA RADENTEWOLTER – I (AREA)

ΔrAREA = 2πrΔr

TELESCOPI A INCIDENZA RADENTEWOLTER – I

TELESCOPI A INCIDENZA RADENTEWOLTER – I

1 keV ≈ 12.4 10-8

CCD - Charge Coupled Devices

CCD - Charge Coupled Devices

MOS:

un cristallo di silicio drogato di tipo “p” funge da zona fotosensibile;

su questo è posto uno strato di ossido di silicio (SiO2), che è un ottimo isolante;

sopra questo è posto un elettrodo metallico, mantenuto ad una tensione positiva (+Vg)

L’unità di base di un CCD è il MOS (Metal Oxide Semi-conductor capacitor).

CCD - Charge Coupled Devices

Esempio tipo-p: Cristallo di Silicio (4 elettroni di valenza) drogato con boro (3 elettroni di valenza). Messi insieme i loro elettroni di valenza sono 7 in totale. La regola dell'ottetto non è soddisfatta e perciò tendono ad accettare un elettrone in più. Si dice che in quel cristallo ci sono buche.

Esempio tipo-n: Cristallo di Silicio (4 elettroni di valenza) drogato con fosforo (5 elettroni di valenza). Messi insieme i loro elettroni di valenza sono 9 in totale. La regola dell'ottetto è violata e perciò tendono a perdere l’elettrone in più. Si dice che in questo cristallo ci sono elettroni in eccesso.

CCD - Charge Coupled Devices

Effetto fotoelettrico + ionizzazione

Numero di coppie elettrone-buco create: n=hν/w

Energia di ionizzazione media nel Si:wSi ≈ 3.6 eV(wAr ≈ 26 eV)

Il fotoconduttore viene connesso a massa, mentre l'elettrodo è mantenuto ad una tensione positiva (+Vg) durante la misura.Questa tensione respinge le lacune dalla zona vicina all'ossido isolante, creando “depletion region”, nella quale invece si accumulano gli elettroni fotoprodotti.

hν

e-

Vg

+

+

CCD - Charge Coupled Devices

IONIZZAZIONE

EFFETTO FOTOELETTRICO

CCD - Charge Coupled Devices

Modello 2

rossoverdeblu

XMM - NEWTON

http://www-xray.ast.cam.ac.uk/xray_introduction/XMM.htmlhttp://xmm.esac.esa.int/

XMM - NEWTON

CHANDRA

http://www-xray.ast.cam.ac.uk/xray_introduction/Chandra.htmlhttp://chandra.harvard.edu/

CHANDRA - HRMA

cxcmirrors

grazing2D

OTTICHE: Wolter Type-ISPECCHI: paraboloide+iperboloide

Mirror coating Iridium (thickness 330A)

The HRMA consists of a nested set of four paraboloid-hyperboloid (Wolter-1) grazing incidence X-ray mirror pairs, with the largest having a diameter of 1.2 m (twice that of the Einstein Observatory).

4 coppie di specchiDiametri: 0.65, 0.87, 0.99, 1.23mLunghezza: 84 + 84Lunghezza focale 10mPeso 1000kg

CHANDRA - ACIS Advanced CCD Imaging Spectrometer

(MPOG.pdf $1.10 6….)

S3 ⊥ asse ottico del telescopio

ACIS-S array 1x6 CCD4 FI-CCD e 2 BI-CCD (BI Back Illuminate) S1 & S3 BI

ACIS-I array 2x2 FI-CCD (FI - Front-Illuminated)Campo di vista 17’

CCD = 1024x1026 pixelDimensioni singolo pixel 0.24μm2 0.492”

Risoluzione spaziale (limitata dalle dimensioni fisiche del singolo pixel) ≈ 0.5”