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Telescopi X: specchi a riflessione radente
Armando Brandonisio
Dipartimento di FisicaUniversita di Roma, La Sapienza
26 Settembre 2014
Introduzione Telescopi X Conclusioni Bibliografia
Introduzione
Raggi-X
I raggi X sono una forma di radiazione elettromagnetica con lunghezza d’ondacompresa tra i 102 e 106 eV.
In astronomia:
Raggi-X molli: tra 0.2-5 keV
Raggi-X duri: tra 5-100 keV
Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universita “La Sapienza”, Roma
Telescopi X: specchi a riflessione radente
Introduzione Telescopi X Conclusioni Bibliografia
Introduzione
Storia dei raggi X nell’astronomia
1895 - scoperta dei raggi X (Rontgen)
1923 - Compton: riflessione da una superficie per piccoli angoli diincidenza (θ < 1o). Tecnica dell’incidenza radente.
1929 (Jenstzsch poi Wolter): astigmatismo dominante per specchi singoli.Sistemi di due specchi per soddisfare il criterio di Abbe.
1948 (Kirkpatrick e Baez): prime immagini.
1949 (Ehrenberg): presenza di stray light al di fuori del fuoco a causa diirregolarita della superficie. Per rugosita ∼ λx si ha ∼ 20%di radiazioneriflessa fuori fuoco.
1952 (Wolter): sistemi a due specchi, combinazioniparaboloide/iperboloide o paraboloide/ellissoide coassiali cofocali.
Giacconi 1962: prima sorgente X esterna al sistema solare
Einstein Observatory 1978-81: sensibilita da 0.2 a 3.5 keV
Missioni recenti: CHANDRA (θris < 1′′) a 1 keV, Acoll ∼ 0.1m2.XMMN (θris ∼ 15′′) , Acoll ∼ 0.5m2.
Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universita “La Sapienza”, Roma
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Introduzione Telescopi X Conclusioni Bibliografia
Introduzione
Sorgenti X astronomiche
Emissione termica di plasma atemperatura T ∼ 106 − 108 K
Emissione di sincrotrone dielettroni energetici in presenza dicampi magnetici (BH, GRB, AGN)
Scattering Compton Inverso (IC)
Radiazione per impatto diparticelle o raggi X di alta energiasu materiale freddo o plasmacaldo: bremsstrahlung efluorescenza
η Carinae in alto [1], Puppis A in basso [2].(Immagini CHANDRA).
Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universita “La Sapienza”, Roma
Telescopi X: specchi a riflessione radente
Introduzione Telescopi X Conclusioni Bibliografia
Ottica nei raggi X
La fisica dei telescopi X
L’interazione dei raggi X con la materia puo essere descritta tramite un indicedi rifrazione complesso [3]:
n = 1− δ − iβ (1)
dove δ e il cambiamento di fase e β l’assorbimento.
I coefficienti di riflessione per la polarizzazione p e s sono dati dalle equazionidi Fresnel:
rp =
(Er
Ei
)p
=n2sinα− (n2 − cos2α)1/2
n2sinα + (n2 − cos2α)1/2(2)
rs =
(Er
Ei
)s
=sinα− (n2 − cos2α)1/2
sinα + (n2 − cos2α)1/2(3)
dove Er/Ei e il rapporto delle ampiezze del campo elettrico riflesso e incidente,α e l’angolo di incidenza rispetto al piano della superficie.
Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universita “La Sapienza”, Roma
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Ottica nei raggi X
Riflettivita
Figura: Riflettivita speculare di C Si e SiO2 perfotoni di energia tra 30 eV e 30 keV.[4]
La riflettivita per superfici perfettamente liscee:
R =
∣∣∣∣kiz − ktz
kiz + ktz
∣∣∣∣2 (4)
dove:
kiz =2π
λsin θ ktz =
2π
λ
√n2 − cos2 θ (5)
Armando Brandonisio Dipartimento di Fisica. Universita “La Sapienza”, Roma
Telescopi X: specchi a riflessione radente
Introduzione Telescopi X Conclusioni Bibliografia
Ottica nei raggi X
Telescopi a incidenza radente
Gran parte dei telescopi nei raggi X si basa sul principio di riflessione perincidenza radente. Nel caso δ � 1 si ha
αt(arcmin) ' 5.6λ(A)√ρ(g/cm3) (6)
Elementi pesanti (Au, Pt, Ir) sono riflettori migliori di elementi leggeri (a menodi bande di assorbimento).
Schema di un telescopioKirkpatrick-Baez [5]:combinazione di piu specchi peraumentare l’area di collezione.
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Ottica nei raggi X
Telescopi Wolter
Combinazioni paraboloide con iperboloide/ellissoide per cercare di soddisfareAbbe nella regione centrale del FoV.
Wolter I
Paraboloide + iperboloide coassialicofocali in F1
Riflessione sulla superficie internadei due specchi
Il fuoco del paraboloide F2
coincide con il fuoco secondario
PE coincide con l’intersezione fra idue specchi
Il primo WI lanciato in orbita (1973-74) ha osservato il Sole dall’ApolloTelescope Mount (ATM) a bordo della Stazione Spaziale Skylab, la primamissione che ha testato la capacita degli esseri umani di vivere e lavorare nellospazio per un lungo periodo di tempo.
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Ottica nei raggi X
Telescopi Wolter
Wolter II
Paraboloide + iperboloide coassialicofocali in F2
Fuoco secondario in F1.
Riflessione sulla superficie esternadell’iperboloide
Wolter III
Paraboloide + ellissoide coassialicofocali in F1
Fuoco secondario in F2.
Riflessione sulla superficie esternadel paraboloide
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Telescopi X: specchi a riflessione radente
Introduzione Telescopi X Conclusioni Bibliografia
Ottica nei raggi X
Telescopio WI
Paraboloide con vertice in zp : r 2p = 2rp(z − zp) di lunghezza Lp, raggio di
curvatura al vertice RP
Iperboloide centrato in zh : (z−zh)2
a2 − z2hb2 = 1 con eccentricita
ε =√
1 + (a/b)2 e lunghezza Lh.
per F antip ≡ Fpar si ha F ant
ip ≡ F ′ con focale f ′ = zf − z0
zp = z1 + Lp + gap/2 + 2aε+ Rp/2
zh = z1 + Lp + gap/2 + aε
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Ottica nei raggi X
Telescopio WI
Un’area di collezione ottimale si ottiene richiedendo che gli angoli di riflessionesu paraboloide e iperboloide siano uguali per z ∼ z0.Sistema descritto da due parametri:
1 r0 : raggio del telescopio nel punto di intersezione
2 f ′ : focale nominale
Proprieta
angolo di incidenza all’unione dei due specchi
α = arctan( r0
f ′
)fuoco reale f = f ′ +
r20
2f ′ misurata dal piano principale del sistema
r0/f ′ ' sin 4θ, dove θ e la pendenza dello specchio primario, θ ∼ α perraggi parassiali. Quindi angoli piccoli di incidenza corrispondono a grandifocali.
no AS in asse ma per raggi fuori asse la qualita dell’immagine degrada.
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Ottica nei raggi X
Telescopio WI - spot
Dimensione rms dello spot prodotto su un piano focale piano [6]:
σ =2
5· 1
10· 2 tan2 θ
tanα+ 4 tan θ tan2 α (7)
Spots calcolati tramite Ray tracing per α ∈ [0− 20] per un sistema di specchiannidati con f ] = 1/10. In alto rivelatore al piano focale in f, in basso shiftatodi 0.00125f con le percentuali di vignettatura.
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Telescopi X: specchi a riflessione radente
Introduzione Telescopi X Conclusioni Bibliografia
Ottica nei raggi X
Telescopio WI - shift
Shiftare il rivelatore rispetto al piano focale migliora le prestazioni fuori asse, adanno pero delle prestazioni in asse.
Coma: per piccoli angoli(Componente lineare).
Astigmatismo e Curvatura dicampo : per angoli maggiori(componente quadratica).
migliore superficie focale per unrivelatore curvo
Lo shift avvicina il piano focale agli specchi
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Ottica nei raggi X
Telescopio WI - PSF
Tipica PSF di un WI (telescopio SXI, FoV= 15’, λ = 44.7A)
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Ottica nei raggi X
Annidamento di specchi WI
Per uno specchio ad incidenza radente l’area di collezione e un cerchio sottile diarea proiettata A ∼ 0.5πr 2
0 · l/f (l lunghezza specchio, f focale).
Annidare piu gusci di specchi coassiali con stessa f : soluzione per aumentare Amantenendo il telescopio piu compatto possibile.
(A sinistra) Specchi Wolter I annidati; i gusci agiscono da SA, ma evitanoanche che luce diretta o riflessa una sola volta attraversi il sistema. (a destra)XMMN composto da 58 gusci di nickel rivestiti di oro.
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Ottica nei raggi X
Modello WI
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Ottica nei raggi X
Missioni con telescopi WI
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Ottica nei raggi X
Altri telescopi
Wolter II: impiegabile solo per X molli: osservazioni limitate al Sole
Wolter III: non ci sono applicazioni astronomiche.
Design Polinomiale: ottimizzazione dei parametri per mantenere la stessaHEW in un ampio FoV. Si introducono piccole aberrazioni in asse permigliorare l’imaging fuori asse.[7][8]
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Ottica nei raggi X
Altri telescopi
Ottiche Lobster Eye: ottica a micropori quadrati disposta a formare unarco di circonferenza. (ris qualche arcmin)
PROs:ampio FoV
CONs:Raggi diretti o che subiscono riflessionesingola
Plastic Foils: lamine di plastica con una superficie super-polished.
PROs:Bassi costiLeggerezzaannidamento fitto
CONs:Risoluzione 1-5 arcmin
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Telescopi X: specchi a riflessione radente
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Ottica nei raggi X
Altri telescopi
Telescopi segmentati (Thin foils): specchi con fogli leggeri di Alsegmentati in piu sezioni lungo l’a.o.
PROs:massa ridottaannidamento fitto: area maggiore
CONs:risoluzione qualche arcmin
Ottiche con micropori di vetro: impiego di placche di Si tagliate in foglisottili con nervature che ne facilitano l’impilaggio, poi rastremate perottenere il cammino ottico desiderato
PROs:specchi con spessore di ∼ µmestremamente leggeri ma rigidi
CONs:difficile costruzione
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Introduzione Telescopi X Conclusioni Bibliografia
Il presente..
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..e il futuro.
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Introduzione Telescopi X Conclusioni Bibliografia
Bibliografia
[1] Hamaguchi K. et al, 2014, ApJ 784, 125[2] Dubner G et al, 2013, A& A, 555[3] Bernd Aschenbach , 2009, Exp Astron 26:95–109[4] B. Henke, E. Gullikson, J. Davis. Data Nucl. Data Tables 54, 181 (1993).[5] R. Hudec , 2011, SPIE Newsroom. DOI: 10.1117/2.1201110.003859[6] Speybroeck & Chase, 1972, App. Optics, 11, p 440.[7] Burrows, Burg, and Giacconi, (1992), ApJ, 392, 760[8] P. Conconi, S. Campana, (2001), A& A 372, 1088[9] O. Citterio, et al., (1999), Proc. SPIE, 3766,198
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