Abbiamo parlato di SDSS
Gregory & Thompson, 1978
Geller & Huchra, 1988
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
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
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
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
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
L' MMT (multi mirror telescope)
Nel 2000 è stato sostituito con uno specchio
singolo da 6.5 m ma ha mantenuto il nome.
NTT
New technology telescope (ESO La Silla) 3.8 m 1989
schema di
funzionamento del sistema di ottiche
attive per l' NTT (ESO)
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)
La regione centrale di NGC 7469 Col CFHT
3.6 m Mauna Kea 1979
PUEO Probing the Universe with
Enhanced Optics
Gemini North Mauna Kea 1999, 8.1m 20 cm spessore
Gemini South Chile , 8.1m 20 cm spessore
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
m– M = 31.46
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
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