Dallosservazione al risultato scientifico Amata Mercurio – parte 1 INAF - OAC.

Dall’osservazione al risultato scientificoDall’osservazione al risultato scientifico

Amata Mercurio – parte 1INAF - OAC

• Ricerca dei target

• Analisi dell’immagine

• Tipo di osservazione

• Conclusione scientifica

Cosa vogliamo studiare?

• Fisica del sole

• Fisica delle stelle e del mezzo interstellare

….per esempio….

• Fisica delle galassie e cosmologia

• Sistema solare e mezzo interplanetario

Cosa sappiamo

• è una stella

• sta bruciando idrogeno

• Fisica del sole

Cosa sappiamo

• è una stella


• modello standard

• Fisica del sole

Cosa sappiamo

Cosa cerchiamo di capire

• è una stella



• neutrini

• Fisica del sole

Cosa sappiamo


• è una stella



• campo magnetico

• rotazione

• neutrini

• Fisica del sole

Modello standard

• Simmetria sferica

• Irraggiamento

• Rotazione interna lenta

• Convezione in strati instabili

• Campo magnetico interno debole

Neutrino

Ci permette di studiare l’interno del sole perché non interagisce con la materia che attraversa

Il numero di neutrini predetto dal modello standard è superiore rispetto al flusso misurato

Particella che in fisica nucleare viene detta leptone. Può essere di diversi tipi, a seconda della reazione che

lo “produce”:

elettronicomuonico tauonico

?

Modelli non standard

• Rapida rotazione interna

• Campo magnetico interno forte

Modelli costruiti ad hoc per giustificare la deficienza nel flusso misurato di neutrini

Cosa sappiamo


• cos’è una stella

• come nasce

• come evolve

• stelle di presequenza

• pulsar & buchi neri

• come muore

• binarie

• nane brune

• Fisica delle stelle e del mezzo interstellare

Cosa sappiamo


• cos’è una galassia

• classificazione morfologica

• popolazioni stellari

• età & evoluzione

• parametri cosmologici

• materia oscura

• distanza

• dinamica

• Fisica delle galassie e cosmologia

Che tipo di osservazione vogliamo fare?

Il fotone costituisce l’unità base del trasporto di energia della luce, Il fotone costituisce l’unità base del trasporto di energia della luce, che è un’onda elettromagnetica che viaggia nello spazio.che è un’onda elettromagnetica che viaggia nello spazio.

L’osservazione di una sorgente consiste nella raccolta e nell’analisi L’osservazione di una sorgente consiste nella raccolta e nell’analisi di una predefinita porzione di fotoni da essa emessi, per mezzo di di una predefinita porzione di fotoni da essa emessi, per mezzo di rivelatori.rivelatori.

I fotoni costituiscono il ponte tra noi ed il cosmo. I fotoni costituiscono il ponte tra noi ed il cosmo.

L’osservazione astronomica

Per ogni regione dello spettro elettromagnetico esistono oggi strumenti di osservazione, che si basano su tecniche strumentali e metodi di rivelazione della radiazione tra loro differenti.

Lo spettro elettromagnetico

L’acquisizione di immagini a diverse lunghezze d’onda è uno dei punti più importanti della ricerca astronomica.

La Banda dell’ultravioletto

Questa banda si suole dividere in tre sezioni, caratterizzate da diverse quantità di energia

UV-A è spesso chiamata luce nera, per le sue capacità di far emettere luce visibile in materiali fluorescenti

UV-B è la forma più distruttiva di luce UV. Ha sufficiente energia per provocare danni a tessuti organici (cancro della pelle)

UV-C è assorbita quasi completamente dall’atmosfera. A contatto con l’ossigeno forma ozono. E’ presente nelle lampade germicida

La Banda dell’infrarosso

La luce nell’infrarosso contiene una bassa quantità di energia per fotone

Poiché il calore è una fonte di energia infrarossa, un qualunque dispositivo usato per rivelarla è sensibile a fonti di calore esterne al target

I fotoni appartenenti a regioni diverse dello spettro elettromagnetico forniscono informazioni su quantità fisiche diverse degli oggetti astronomici

Ottico NIR

• distribuzione spaziale delle galaxies

• cinematica delle galassie

• presenza di sottostrutture

• proprietà fotometriche delle galassie

Raggi X• gas caldo IntraCluster

• gradienti di temperature

Radio

• interazione tra radio galassie e gas caldo

• presenza di campi magnetici

• popolazione di particelle relativistiche

….se per esempio studiamo gli ammasi di galassie….

Con quale strumento?

Imaging

Spettroscopia

Interferometria

Imaging X

Imaging

Natura ondulatoria della luce

Considerate due sorgenti che emettono onde di uguale frequenza e che mantengono costante ed invariata la loro differenza di fase, la loro sovrapposizione provoca un fenomeno che prende il nome di:

Interferometria

Interferenza

Onde luminose Onde d’acqua

Vasca piena d’acqua, con una

sorgente puntiforme posta sulla superficie

Ogni punto della superficie, sottoposto ad una vibrazione si

sposta dalla posizione di equilibrio

Lo spostamento può essere “sopra” al piano orizzontale Spostamento positivo

Oppure “sotto” al piano di equilibrio Spostamento negativo

Se lo spostamento è massimo ed è positivo si parla di Cresta

Il valore assoluto dello spostamento del massimo si chiama Ampiezza d’onda

Se lo spostamento è massimo ed è negativo si parla di Ventre

La vibrazione emessa dalla sorgente si propaga in tutte le direzioni e con la stessa velocità

Consideriamo due sorgenti vibranti “all’unisono” (in fase), con medesima frequenza e ampiezza. Le circonferenze scure rappresentano i punti in cui si trova una cresta, le chiare quelli dove si trova un ventre.

La somma è 0 perché in B la differenza di cammino è sempre pari a /2. Si dice che in B si ha interferenza distruttiva

in qualunque istante, durante la propagazione dell’onda, lo spostamento risulta uguale a 0.

B

lo spostamento varia nel tempo: in alcuni istanti si ha una cresta, in altri si ha un ventre.

Nel punto P c’è una cresta, la differenza di cammino ottico è pari a

P

lo spostamento varia nel tempo: in alcuni istanti si ha un ventre, in altri si ha una cresta.

Nel punto Q c’è un ventre, la differenza di cammino ottico è pari a

Q

Un interferometro è uno strumento in grado di produrre interferenza fra due raggi luminosi generati a partire da un unico raggio.

Cosa possiamo osservare ?

Onde gravitazionali

Le onde gravitazionali sono generate dall’accelerazione di materia.

Per creare in laboratorio una sorgente di onde gravitazionali potremmo costruire un sistema di due masse rotanti.

Possiamo studiare …….

• ambienti circumstellari di stelle vicine in regioni di formazione

• regioni intorno ad Nuclei Galattici Attivi (AGNs)

• ammassi di stelle al centro della nostra galassia

• compagne per stelle di sequenza principale e presequenza principale

Natura ondulatoria della luce

Uno spettro è il risultato della separazione di un’onda luminosa nei suoi “costituenti base” (colori). Lo spettro a noi maggiormente familiare è quello che

la natura stessa ci offre: l’ARCOBALENO.

Spettroscopia

Spettro

Dall’analisi dello spettro è possibile conoscere la composizione chimica, la temperatura, la pressione ed il moto di stelle e galassie anche molto distanti.

Uno spettrografo è uno strumento in grado di separare i colori di un raggio luminoso policromatico. E’ formato principalmente da:

Spettrografo

• collimatore

• elemento dispersore

• fenditura

grism

grating

prisma

La strumentazione

Imager-Spettrografo SOFI

ESO Multi Mode Instrument

Galassia

Rivelatore

Spettro osservato con l’emissione del cielo

Lunghezza d’onda

Pos

izio

ne lu

ngo

la

fend

itur

a

• Righe e loro aspetto

• Larghezza e posizione delle righe

Cosa possiamo osservare ?

• elementi presenti

• popolazioni stellari

• temperatura

Larghezza e posizione delle righe

Effetto DopplerEffetto Doppler Redshift

Redshift

• moto delle stelle all’interno delle galassie

• moto delle galassie lontane

• moto delle galassie vicine

cinematica interna delle galassie

cinematica degli ammassi

cosmologia

Natura corpuscolare e ondulatoria della luceNatura corpuscolare e ondulatoria della luce

Un’immagine è il risultato della “raccolta” dei fotoni Un’immagine è il risultato della “raccolta” dei fotoni costituenti un’onda luminosa. I fotoni hanno energie costituenti un’onda luminosa. I fotoni hanno energie

differenti, ottenendo immagini diverse a seconda differenti, ottenendo immagini diverse a seconda della lunghezza d’onda osservata.della lunghezza d’onda osservata.

Imaging

Immagine

Si possono conoscere gli “abitanti” del nostro universo, la loro “forma fisica”, le loro “amicizie” e

il loro “stato mentale” attraverso il “conteggio” delle particelle da loro emesse.

“Teoria”

In che banda

Cosa osservare

Con che strumento

In che modo

“Pratica” “limiti dell’atmosfera”

Conoscenza dell’uso corretto della strumentazione

“limiti del sito”

Conoscenza delle tecniche di osservazione

“limiti dello strumento”

Conoscenza e uso corretto della strumentazione

Vi sono campi dell’astronomia che vengono osservati e studiati meglio con un tipo di strumentazione piuttosto che un’altra.

Anche un telescopio semplice può essere utile per osservare oggetti vicini, per esempio appartenenti alla Via Lattea (ammassi di stelle e nebulose), ma possono essere anche adeguati per osservare galassie esterne vicine.

E’ chiaro che più gli strumenti sono potenti, più forniranno immagini superbe, ma saranno proporzionalmente complessi e difficili sa usare

….inoltre non dobbiamo dimenticare la turbolenza atmosferica…

“Teoria”

In che banda

Cosa osservare

Con che strumento

In che modo







A causa della debolezza e della lontananza degli oggetti celesti, la loro osservazione non è agevole.Se poi aggiungiamo gli ostacoli atmosferici, aumenta il rischio di rimanere delusi.

E’ buona regola evitare di dare solo una fugace occhiata agli oggetti che vogliamo studiare, persistendo il più possibile nell’osservazione dell’oggetto, consentendo anche al nostro cervello di accumulare un numero sempre maggiore di informazioni nel tempo.

Nel caso in cui “registriamo” la nostra immagine mediante l’uso di un rivelatore, dobbiamo tener presente che oggetti più deboli richiedono osservazioni più lunghe o la combinazione di osservazioni brevi per ottenere tempi di posa totali lunghi.

NGC 253

Rifrattore Borg 125

CFHT

“Teoria”

In che banda

Cosa osservare

Con che strumento

In che modo






Cosa è l’estinzione atmosferica ? (1)L’estinzione atmosferica del segnale di una stella è dovuto all’assorbimento dello strato di atmosfera terrestre

atmosfera

specchio

Flusso esterno

Flusso osservato

atmosfera

z

1seczzenith

Per definizione se osserviamo un oggetto allo zenith diciamo che lo stiamo osservando a “1 massa d’aria”, per cui se osserviamo in una direzione che forma un angolo z con lo zenith, stiamo osservando

a “massa d’aria secante z”.

Se l’oggetto è allo zenith (guardando dritto) la massa d’aria che il segnale deve attraversa è minore e quindi l’assorbimento è minore.

Cosa è l’estinzione atmosferica ? (2)

• L’estinzione dipende fortemente dalla banda di osservazione. Essa è molto alta nella parte blu della finestra ottica e diminuisce lentamente andando verso il rosso

• Dipende fortemente anche dall’altitudine a cui è posto il

telescopio. Per questo motivo i telescopi vengono messi

anche a 4000 m di altezza.

“Teoria”

In che banda

Cosa osservare

Con che strumento

In che modo






il SEEINGil SEEING

zona di turbolenzazona di turbolenza fronte d’onda distortofronte d’onda distorto superficiesuperficie

fronte d’onda pianofronte d’onda piano

Si considera ottimo un seeing di 0.4 arcsecSi considera ottimo un seeing di 0.4 arcsec

Si considera buono un seeing di 0.8 arcsecSi considera buono un seeing di 0.8 arcsec

Si considera pessimo un seeing maggiore di 1.5 arcsecSi considera pessimo un seeing maggiore di 1.5 arcsec

Migliore seeing di Napoli = 2.4 arcsec !!! Migliore seeing di Napoli = 2.4 arcsec !!!

Migliore seeing del deserto di Atacama (Cile) = 0.4 arcsec !!! Migliore seeing del deserto di Atacama (Cile) = 0.4 arcsec !!!

Illuminazione notturna

2600 m

umidità: 4%

Strumenti delle nuove generazioni

ESO - Very Large Telescope (4 x 8m)

“Teoria”

In che banda

Cosa osservare

Con che strumento

In che modo






Rapporto S/N (1)Il rapporto S/N in un’osservazione è fondamentale perché determina l’errore che avremo sulla determinazione della magnitudine dell’oggetto in questione.

In un osservazione con CCD si hanno diverse sorgenti di rumore:

il rumore fotonico, il rumore di lettura dei dati, il rumore dovuto all’eccitazione termica degli

elettroni il rumore dovuto alla non uniformità del CCD.

Per la maggioranza delle osservazioni in bande larghe, il rumore fotonico domina su tutte le altre sorgenti di errore.

S/N=n.

Il problema è che bisogna sommare l’errore dovuto ai conteggi della stella e quello dovuto ai conteggi del cielo:

Cstella= Cstella+cielo-Ccielo

I conteggi relativi al cielo vengono sottratti, ma rimane il contributo sull’errore

S/N = Cstella/ (Cstella+2Ccielo)

Fondamentale è quindi minimizzare il contributo all’errore dovuto al cielo.

Rapporto S/N (2)

Rapporto S/N (3)Nel progettare un’osservazione è quindi opportuno tenere conto di questo e determinare il tempo di esposizione in modo tale che il segnale della stella sia molto maggiore rispetto a quello del cielo cosicché

Cstella Ccielo S/N= (Cstella)= n

Se il segnale della stella è molto inferiore a quello del cielo

Cstella Ccielo S/N= (2Ccielo)

e diviene praticamente impossibile distinguere la nostra sorgente luminosa.

Il ruolo del cielo è quindi fondamentale nella determinazione del rapporto S/N e quindi nella osservazione di oggetti deboli.

Rapporto S/N (4)Per ottenere un miglior rapporto S/N occorre allora:

1) utilizzare un telescopio più grande

2) aumentare il tempo di integrazione aumentando il tempo di esposizione della singola immagine oppure sommando più immagini.

Aumentando il diametro del telescopio di un fattore 2 si aumenta l’area di raccolta di un fattore 4 e quindi facile dimostrare che per un dato tempo di esposizione

S/N DTel

Infatti…...

Rapporto S/N (5)Vediamo qual è’ l’andamento del rapporto S/N in funzione del tempo di integrazione e del diametro del telescopio:

Per migliorare il rapporto S/N di un fattore 2 dobbiamo quadruplicare il tempo di osservazione. Più lunga è la posa, maggiore è il segnale del cielo e quindi il disturbo del cielo, ma S/N aumenta perché il segnale della stella aumenta linearmente nel tempo, mentre il rumore del cielo aumenta solo come t

C = t • R

con t tempo di integrazione, R numero di conteggi al secondo

S/N = t •Rstella/ (t •Rstella+2 •t •Rcielo) =t • Rstella/ (Rstella+2Rcielo)

S/N t

Rapporto S/N (6)

• Quando a dominare è il rumore fotonico il rapporto S/N dipende solo dal numero totale dei fotoni rivelati e quindi è equivalente raggiungere il tempo di integrazione necessario con un’unica esposizione o sommando più immagini

• nel caso in cui, invece, a predominare sia il rumore di lettura occorre fare un’esposizione più lunga e non sommarne di brevi.

• Un problema delle pose lunghe è, per esempio, quello dei raggi cosmici che possono essere eliminato sommando o mediando più pose brevi.

Notiamo infine che …...

Ogni osservazione deve quindi essere attentamente progettato tenendo presente tutti i fattori in gioco,

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