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Abbiamo parlato di SDSS

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Academic year: 2021

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Testo completo

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      Abbiamo parlato di SDSS

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Gregory & Thompson, 1978

Geller & Huchra, 1988

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       Ottiche attive

   Lo specchio di un telescopio è soggetto a        deformazioni, prima fra tutte la sollecitazione   meccanica dovuta alla gravità

   Per questo motivo gli specchi dei telescopi 

“grandi” (anni '80) 5 – 6 metri erano molto spessi

  Non è possibile sostenere (il peso) di specchi 

spessi con dimensioni superiori ai 5 – 6 metri 

(8)

   Gli specchi più grandi devono essere sottili ma       se  sono sottili si deformano con facilità per le    tensioni provocate  dal loro peso

   Gli specchi sottili devono avere un sistema  di  pistoni (detti attuatori) che mantenga il fuoco.

   Gli specchi  grandi possono anche essere 

costituiti da un mosaico di specchi più piccoli

anche in questo caso è necessario che tutti gli 

specchi del mosaico siano  a fuoco

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  Telescopi con specchio a tasselli:

Keck I (1993) e Keck II (1996) Mauna Kea Hawaii

   36 specchi esagonali  per  un diametro 

totale  di 10 m

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  I tasselli dei Keck sono tenuti a fuoco per mezzo  di un sistema di attuatori  che corregge le 

deformazioni dovute alla posizione, temperatura e 

vento

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L' MMT (multi mirror telescope)

   Situato in Arizona e operativo fra il 1979 e il  1998.

Sei specchi di 1.8 m equivalenti a un telescopio di 4.5 m.  Perchè ?

   Non confondiamo  uno specchio a tasselli  con uno specchio 

costituito 

da diversi specchi

(12)

L' MMT (multi mirror telescope)

   Nel 2000 è stato sostituito con uno specchio 

singolo da   6.5 m ma ha mantenuto il nome.

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NTT

New technology telescope (ESO La Silla) 3.8 m 1989

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schema di

funzionamento del sistema di ottiche

attive per l' NTT (ESO)

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   Non bisogna confondere le ottiche attive con le  ottiche  adattive

  Le prime tengono lo specchio/i tasselli  a fuoco le  seconde deformano lo specchio affinchè  compensi le deformazioni subite dal fronte d'onda  a causa  dell'atmosfera.

 La frequenza di campionamento del segnale nelle 

ottiche attive è dell'ordine di 1 Hz, mentre nelle 

ottiche adattive è fra I 100 e I 1000 Hz (dipende 

dalla lunghezza d'onda e dalle situazioni meteo)

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La regione centrale di NGC 7469 Col CFHT

3.6 m Mauna Kea 1979

(20)

PUEO Probing the Universe with

Enhanced Optics

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Gemini North Mauna Kea 1999, 8.1m 20 cm spessore

Gemini South Chile , 8.1m 20 cm spessore

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2MASS (two micron all sky survey)

 

 U

na survey di tutto il cielo nel vicino IR. 

“Pensata” nel 1969

 Parte alla fine degli anni '90 (1997 Nord, 1998 Sud) .

Due telescopi da 1.3 m completamente automatizzati (Mt. Hopkins  Arizona e CTIO  Cerro Tololo Inter­American Observatory Chile). 

Completata nel 2001

 

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(27)

 m– M = 31.46

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Qualcosa sugli spettri

 

 Immaginiamo che l'elemento disperdente sia un prisma.

 

 Lo spettro si “genera” perchè l'indice di rifrazione del  vetro dipende dalla lunghezza d'onda della radiazione  incidente.

 L'angolo con cui viene deviata la luce  dipende dall'angolo  di incidenza.

 La deviazione è minima (e minime sono anche le 

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 In questo caso  

Ove         è l'angolo di deviazione (minima) , n è l'indice di rifrazione e     è l'apertura del prisma

 

  Calcolare l'angolo di deviazione minima di un prisma di Vetro Flint a 4000 e 8000 A sapendo che i 2 indici di 

rifrazione sono pari a  1.652  e 1.613.

Trovare la scala che dobbiamo avere al fuoco del 

rivelatore se il CCD è lungo 4 cm e vogliamo avere lo  spettro completo  

Quale sarà la risoluzione R dello spettro? 

δ=2 arc sin(n(λ)sin α

2 )−α δ

α

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  Cosa si vede in questo spettro ? 

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