parte 2 - INAF -Astronomical Observatory of Padova

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trollo dell’ottica attiva.
Infine, dopo aver provveduto all’installazione dei rivelatori
scientifici e tecnici, si è cercato di ottimizzare la qualità ottica
dello strumento perfezionando in cielo l’allineamento e utilizzando l’ottica attiva. Tramite immagini provenienti da stelle
reali, si sono analizzate le aberrazioni introdotte dallo specchio
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Sopra, la Large Binocular Camera mentre viene trasportata con la
gru al piano del telescopio e, sotto, una fase del montaggio del
primo fuoco allo spider. [LBC group]
Il direttore di LBT, John Hill, che si occupa della pulizia del
laboratorio. [LBC group]
primario, per poi correggerle con gli attuatori posti al di sotto
dello specchio medesimo, fino ad ottenere la qualità ottica voluta per lo strumento (l’80% della luce deve essere contenuta
all’interno di un pixel in più del 90% del campo).
Osservazioni a grande campo: traguardi
astronomici di LBC
Uno dei campi principali di ricerca per LBC è lo studio su
grande scala della struttura dell’universo. Potendo infatti studiare le galassie in bande diverse, e sapendo che gli oggetti più
lontani emettono di più nelle lunghezze d’onda tendenti verso
il rosso, di fatto è possibile ricostruire in tre dimensioni la
distribuzione delle galassie nell’universo. Ad esempio, una
galassia che venga rivelata solo in banda V è certamente più
lontana da noi rispetto ad una galassia che venga rivelata
anche in banda B, che è a sua volta più lontana di una che
possa essere osservata anche in banda U.
Inoltre, il grande campo di LBC e il fatto di utilizzare due
strumenti contemporaneamente, uno per telescopio, permette
di effettuare questo genere di studi su una grande quantità di
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oggetti simultaneamente, di luminosità molto bassa (in soli 12
minuti di esposizione si può raggiungere magnitudine 25,5 in
banda U, 27 in banda B e V, 25 in banda I). Ciò renderà possibile lo studio di galassie e di ammassi di galassie, sia vicine
che lontane, fino ad osservarle come apparivano quando l’universo era appena emerso dalla fase primordiale, “solo” 1 miliardo di anni dopo il big bang.
Le caratteristiche principali di LBC sono il grande campo di
vista (potrebbe quasi coprire l’intera Luna in una sola esposizione) e la grande sensibilità, che gli astronomi chiamano “effi-
alle survey, con LBC potremo anche effettuare un ampio monitoraggio di alcune zone del cielo, cercando di coprire intervalli di lunghezza d’onda sempre più ampi in modo sempre più
completo.
Il grande campo di vista disponibile, la grande luminosità e
la capacità di raccogliere simultaneamente immagini in bande
diverse, incluso il vicino ultravioletto, fanno di LBC uno strumento adatto anche ad effettuare delle survey in zone di particolare interesse astronomico, come la galassia di Andromeda,
M31, e più in generale le galassie vicine e gli ammassi di galassie.
Una delle fasi della procedura di allineamento di LBC al telescopio.
[LBC group]
cienza”. Il grande campo di LBC fa sì che essa possa anch’essere considerata uno strumento di “survey”, una metodologia di
osservazione molto potente per approfondire la nostra conoscenza dell’universo. Per loro definizione, le survey si propongono di monitorare ampie zone di particolare interesse del
cielo, con lo scopo di identificare nuovi oggetti e di studiare
oggetti noti per approfondirne la conoscenza. Risulta evidente
che i telescopi o gli strumenti a ciò dedicati dovrebbero idealmente coprire zone abbastanza vaste di cielo, in modo tale da
ottenere la mappatura di una certa zona in tempi ragionevolmente brevi, e di raggiungere oggetti molto deboli, mantenendo nondimeno tempi di posa anch’essi ragionevolmente brevi.
Pur non essendo LBT un vero e proprio telescopio dedicato
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In alto, il trasporto con la gru del criostato e dei detector per l’installazione su LBC; qui sopra, LBC completamente montata sullo
spider. [LBC group]
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In particolare, si potranno effettuare studi di stelle variabili, come le RR Lyrae o le Cefeidi, ottenendo diagrammi colore-magnitudine che potranno dare
indicazioni sull’epoca, la durata e l’intensità relative
agli episodi di formazione stellare. La ricerca di
supernovae, sia nella nostra che in altre galassie, è un
altro campo in cui certamente LBC potrà dare un
significativo contributo.
LBC canale blu: la prima luce
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Non appena il tracking del telescopio e alcuni problemi con gli attuatori dell’ottica attiva lo hanno
reso possibile, si sono prese varie immagini astronomiche al fine di valutare la qualità ottica dello strumento, il livello di funzionamento e di affidabilità di
tutti i suoi sistemi, ma soprattutto per effettuare la
prima luce scientifica del sistema LBC -LBT.
Qui sotto vediamo due belle immagini ottenute con
LBC canale blu, dove le dimensioni delle stelle sono inferiori
Nella fase di test ancora in corso dell’occhio blu di LBT, sono state
ottenute due riprese di galassie vicine: M 74, qui sotto, ed M 33,
pagina a fianco. [LBC group]
Una bella immagine di LBC montata sullo spider. [LBC group]
ad 1”.
Sia le immagini tecniche raccolte sia quelle più spettacolari
hanno dato indicazioni di un buon funzionamento di LBC, vuoi
dal punto di vista della qualità ottica, vuoi sotto l’aspetto prettamente funzionale.
La prima luce scientifica ufficiale è stata
ottenuta il 12 ottobre 2005, con l’immagine
(mostrata in apertura di articolo) di NGC
891, una galassia a spirale distante da noi
circa 24 milioni di anni luce, ritenuta di
particolare interesse per le similitudini
morfologiche con la nostra galassia.
Certamente ancora molto lavoro di messa a
punto deve essere fatto, ma i primi risultati
sono decisamente incoraggianti e si attende
di poter usare lo strumento con maggiore
regolarità per capirne tutte le potenzialità,
e soprattutto per poter cominciare le osservazioni scientifiche vere e proprie.
Nel frattempo, la parte opto-meccanica
del canale rosso è stata ultimata e anche il
secondo strumento è stato avviato al rendez-vous con LBT circa sei mesi fa; sarà a
breve installato sul secondo telescopio per
portare a termine questo importante progetto tutto italiano della Large Binocular
Camera e per permettere al Large Binocular
Telescope di aprire il suo secondo occhio
sull’universo.
L’AUTORE RINGRAZIA EMANUELE GIALLONGO,
ROBERTO RAGAZZONI, EMILIANO DIOLAITI, ADRIANO
FONTANA E ROBERTO SPEZIALI PER LA PREZIOSA COLLABORAZIONE.
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OTTICA ATTIVA
I moderni telescopi sono dotati di specchi primari molto diversi
da quelli costruiti sino alla fine degli anni Ottanta. La spinta infatti
ad avere aperture sempre più grandi, per avvalersi di un potere risolutivo maggiore (che ricordiamo essere proporzionale al rapporto tra
la lunghezza d’onda osservata e il diametro del telescopio) e per catturare una quantità superiore di luce, ha reso necessario l’utilizzo di
tecniche diverse di costruzione degli specchi per renderli più leggeri, così da permettere la realizzazione di strutture meccaniche che li
potessero sorreggere e movimentare. Ciò ha comportato una sostanziale diminuzione dello spessore degli specchi primari, che tendono
quindi a deformarsi con molta facilità.
Per compensare queste deformazioni, le moderne generazioni di
specchi primari sono normalmente dotate di sistemi di correzione
della loro forma, generalmente costituite da attuatori (nel numero di
decine o centinaia, a seconda della dimensione dello specchio e
della sua tipologia) posti al di sotto della superficie inferiore dello
specchio e ad esso collegati, i quali, spingendo o tirando, modificano la forma dello specchio medesimo, mantenendone costantemente la superficie vicina a quella ideale. Ovviamente, tali sistemi devono essere in qualche modo in grado di identificare i difetti di forma
dello specchio per poterli correggere; a tale scopo, si utilizzano dei
sensori di fronte d’onda che, di solito, analizzano la luce di un oggetto posto fuori asse e/o ai bordi del campo, prima per capire quali
sono le aberrazioni cui è sottoposto e successivamente per guidare
gli attuatori collocati sotto lo specchio primario in modo tale da compensarle.
Ovviamente, essendo lo specchio primario molto pesante, i motori che guidano questi attuatori sono generalmente molto potenti e di
conseguenza il tempo necessario per effettuare una correzione è
abbastanza lento, tipicamente maggiore di un secondo. Ecco perché
simili sistemi non possono essere usati per correggere le aberrazioni introdotte dalla turbolenza atmosferica, che hanno tempi di evoluzione molto più veloci (dell’ordine dei pochi millisecondi) dei tempi
tipici di correzione di un sistema di ottica attiva, e vengono invece
usati per tutte le aberrazioni di carattere statico o semistatico dovute, ad esempio, alle posizioni diverse assunte dallo specchio a
seconda della zona di cielo puntata.
Si vuole sottolineare come i tempi tipici e le modalità con cui queste correzioni di ottica attiva vengono effettuate sono fortissimamente dipendenti dal tipo di telescopio, dalle modalità di costruzione dello specchio primario, dalla posizione del telescopio durante
l’osservazione, dal tipo di attuatori usati e dalla “stabilità” dell’ambiente circostante; va da sé, ad esempio, che più sottile sarà lo specchio primario, più si ricorrerà a frequenti correzioni.
La zona degli attuatori agenti sulla superficie inferiore dello
specchio primario di VLT. [ESO]
La zona inferiore dello specchio primario del Large Binocular
Telescope (LBT); lo specchio è realizzato con una struttura a nido
d’ape per alleggerirlo il più possibile (ben visibile in trasparenza)
mentre le strutture metalliche triangolari connesse alla superficie
inferiore dello specchio costituiscono i punti dove gli attuatori dell’ottica attiva saranno collegati. [INAF]
• Jacopo Farinato è laureato in Ingegneria Elettronica all’Università di Padova. Da più di 10
anni lavora nel campo della costruzione di strumentazione astronomica, con particolare
riguardo alle tecniche relative all’alta risoluzione angolare. Ha partecipato, con vari ruoli
e mansioni, alla costruzione di una decina di strumenti per telescopi di classe 10 metri, ed
oggi lavora presso l’Osservatorio Astronomico di Padova, dopo essere stato 3 anni
all’Osservatorio di Asiago, 3 anni allo European Southern Observatory (ESO) e 4 anni
all’Osservatorio Astrofisico di Arcetri. I progetti in cui è attualmente coinvolto vanno dalla
costruzione di strumenti di ottica adattiva multi coniugata (MAD per VLT-ESO e NIRVANA
per LBT), a strumenti a grande campo (LBC per LBT), a strumenti con capacità spettroscopiche (SPHERE per VLT-ESO), alla fase di studio, design e sperimentazione di strumenti
per Extremely Large Telescope (ELT). •
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