RIVELATORE CCD: CHARGE COUPLED DEVICE ... CCD - Charge Coupled Devices Esempio tipo-p: Cristallo di

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  • TECNOLOGIE FISICHE INNOVATIVE

    TELESCOPI A INCIDENZA RADENTE – radiazione X

    Perché un telescopio per raggi X?

    RIVELATORE CCD: 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’’UNIVERSOUNIVERSO Raggi cosmici: particelle che arrivano al top dell’atmosfera. (98% p, 12% He, 1% nuclei pesanti. Energia fino a 1021 eV)

  • LO STUDIO DELL’UNIVERSO Neutrini

    LO STUDIO DELLLO STUDIO DELL’’UNIVERSOUNIVERSO

    Neutrini

    - 1

    1

    1

    decadimento β decadimento β

    Cattura elettronica

    ν ν

    ν

    − +

    + + −

    − −

    ⎯⎯→ + + ⎯⎯→ + +

    + ⎯⎯→ +

    A A Z Z e A A Z Z e

    A A Z Z e

    X Y e X Y e

    X e Y

    -decadimento β decadimento β

    Cattura elettronica

    e

    e

    e

    n p e p n e

    p e n

    ν ν

    ν

    + +

    ⎯⎯→ + + ⎯⎯→ + +

    + ⎯⎯→ +

  • LO STUDIO DELL’UNIVERSO Onde Gravitazionali

    La loro esistenza è prevista dalla relatività generale 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’UNIVERSO Sonde 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=c E=hν

    1 eV = 1.6 10-19 J

  • LO STUDIO DELL’UNIVERSO Radiazione Elettromagnetica

    RADIO: 3 MHz < ν < 30 GHz; 100 m > λ > 1 cm PRIME 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 nm PRIME OSSERVAZIONI IN OTTICO: - occhio umano (da sempre )

    - telescopi (da Galilei)

    OSSERVAZIONI DA TERRA – ATMOSFERA TRASPARENTE

    LO STUDIO DELLLO STUDIO DELL’’UNIVERSOUNIVERSO Radiazione 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 Hz 1 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 UHURU The 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 of galaxies, 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 derived from the ROSAT survey with the point sources removed. The colour coding is such that white is the greatest intensity and blue the lowest. At these soft X-ray energies, 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)·Δν ns = I·A·t

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

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

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

    A = area efficace

  • RAPPORTO SEGNALE RUMORE S/N

    σ sn

    N S

    =

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

    das

    Sn N S

    σσσ

    varianza ………. varianza fondo strumentale

    varianza fondo astrofisico varianza sorgente

    .........2222 +++= das σσσσ

    ns= I·A·t nA= BA ·A·Ω ·t nD= BD·t

    ( )

    A D

    A D

    S I A t N I A t B A t B t

    S A tI N I B B A

    Ω

    Ω

    ⋅ ⋅ =

    ⋅ ⋅ + ⋅ ⋅ ⋅ + ⋅

    ⋅ =

    + +

    ns = ξ·σ posto 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 222 da σσσ +≈

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

    = + + +

    ≈ +

    = +

    ⋅ ⋅ =

    ⋅ ⋅ ⋅ + ⋅

    ⋅ =

    ⋅ +

    S 2 2 2 s a d

    2 2 2 a d

    S 2 2 a d

    A D

    A D

    nS N .........

    nS N .

    S I A t N B A t B t

    S A tI N B ( B A )

    σ σ σ

    σ σ σ

    σ σ

    Ω

    Ω

    2 2 2 a 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 2 a dσ σ σ≈ +

    A D

    A D

    A D

    S A tI N B B A

    A tI B B A

    B B AI con =5 A 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

    tA ABBI DA

    ⋅ +Ω⋅

    = )(

    min ξ

    tA BABI DA

    ⋅ +⋅Ω⋅

    = 2min ξ

    ATTENZIONE: in generale BD ∝ AD non ad A con 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 < n2 sinθ2 < sinθ1

    θ2 < θ1

    n1 = n2 θ2 = θ1

    n1 > n2 sinθ2 > sinθ1

    θ2 > θ1

  • RIFLESSIONE TOTALE

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

    θc esiste se n2 < n1 solo riflessione per θ > θc

    n1 sinθ1 = n2 sinθ2 se n1 > n2

    θ2 > θ1

    Se facciamo crescere θ1 crescerà anche θ2 ed essendo più grande arriverà prima a 90°

    θ2n2

    n1 > n2

    θ1

    n1

  • INDICE DI RIFRAZIONE n

    L’indice di rif