Arcetri Astrophysical Observatory

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E’ noto che, a parita’ di lunghezza d’onda, i telescopi da terra hanno il notevole vantaggio, rispetto a quelli spaziali, di raggiungere risoluzioni angolari piu’ elevate. La risoluzione angolare misura la capacita’ di un sistema ottico di distinguere dettagli di un’immagine. Tanto piu’ alta e’ la risoluzione angolare, tanto piu’ facilmente distinguiamo oggetti vicini tra loro. Se vogliamo, ad esempio, individuare un pianeta extrasolare in orbita attorno alla sua stella, dobbiamo avere  risoluzioni  estreme del nostro sistema ottico per distinguere due oggetti non solo molto vicini ma anche caratterizzati da un contrasto luminoso molto grande. La risoluzione é proporzionale a l/D (dove l é la lunghezza d’onda e D il diametro dello specchio del telescopio). Se consideriamo il telescopio spaziale di nuova generazione, il James Webb Space Telescope (D=6.5m) e i telescopi di nuova generazione da terra, gli Extremely Large Telescopes (D=30-40m), ne deduciamo che la risoluzione angolare dei secondi e’ migliore di quella dei primi di un fattore circa 5-6. Purtroppo questo guadagno e’ solo potenziale. La presenza della turbolenza atmosferica che avvolge il nostro pianeta induce, infatti, fluttuazioni di temperature e di conseguenza fluttuazioni dell’indice di rifrazione dell’atmosfera che a sua volta induce perturbazioni dei fronti d’onda degli oggetti che osserviamo rendendo la risoluzione angolare effettiva di un telescopio di qualsivoglia taglia equivalente a quella di un telescopio di circa 10 cm.

 

Per poter sfruttare le potenzialita’ dei telescopi di nuova generazione e’ quindi necessario studiare la turbolenza ottica (definizione che richiama gli effetti della turbolenza atmosferica sui fronti d’onda), conoscere le sue caratteristiche per poter al meglio correggere i suoi effetti sui fronti d’onda e recuperare le informazioni originarie contenute nel segnale luminoso.

 

Questo é il motivo per il quale, negli ultimi decenni, una rosa di discipline  investigative assolutamente cruciali per l’astrofisica che vanno sotto il nome di “Tecniche di Alta Risoluzione Angolare”  si sono sviluppate accanto alle linee di ricerca piu’ classiche dell’astrofisica come, ad esempio, l’astrofisica galattica ed extra-galattica. Queste discipline si prefiggono di studiare la natura della turbolenza ottica, come nasce, si sviluppa e muore, come questa agisce sui fronti d’onda, come misurare le perturbazioni dei fronti d’onda e come correggerle. In questo ambito si concetrano in Arcetri due gruppi di ricercatori che si occupano di correggere le perturbazioni della turbolenza sui fronte d’onda, (gruppo di ottica adattiva), e di studiare la turbolenza ottica, misurarla e modellizzarla per poterla prevedere (gruppo di turbolenza ottica).

 

Il problema e’ infatti che l’efficacia dell’ottica adattiva e’ fortemente dipendente dallo stato della turbolenza ed e’ quindi fondamentale poter quantificare e conoscere la distribuzione della turbolenza nello spazio e nel tempo. A questo si aggiunge il fatto che molti dei programmi scientifici piu’ ambiziosi necessitano condizioni eccellenti di turbolenza per essere eseguiti e se non siamo in grado di prevedere queste finestre temporali in anticipo il rischio e’ che tali programmi abbiano in realta’ la piu’ bassa probabilita’ di essere completati con la conseguente vanificazione dei potenziali scientifici di strumentazione di punta tanto quanto di programmi osservativi.  L’impatto scientifico della moderna tecnologia dipende quindi in maniera importante dalla nostra capacita’  di scegliere il giusto strumento per effettuare il programma scientifico piu’ adeguato nel momento piu’ adatto. Considerato che il costo di una notte di osservazione dei modermi telescopi si aggira intorno al centinaio di KDollars e considerato che la turbolenza e’ uno dei fenomeni fisici ancora tra i piu’ difficili da decifrare si puo’ comprendere quanto cruciale siano queste discipline nell’astrofisica del terzo millennio.

 

 

 

Previsione della turbolenza ottica nei due maggiori siti dell’Astronomia Europea

 

 

 

MOSE e’ uno studio di fattibilita’ finanziato da ESO e INAF con l’obiettivo di valutare la possibilita’ di previsione della turbolenza ottica e una serie di altri parametri atmosferici  (temperature, intensita’ e direzione del vento,…) di rilevanza per le osservazioni dal suolo su due tra i piu’ importanti siti dell’Astronomia Europea per osservazioni nel visibile e nell’infrarosso: Cerro Paranal e Cerro Armazones.  Lo studio prevede l’utilizzo di un modello atmosferico non idrostatico a mesoscale (Meso-NH – Lafore et al., 1998) opportunamente modificato per la ricostruzione della turbolenza ottica (Masciadri et al. 1999). Il PI del progetto e’ un ricercatore dell’Osservatorio di Arcetri (Elena Masciadri) che con il suo gruppo ha pubblicato recentemente su MNRAS i primi incoraggianti risultati ottenuti.

 

In un primo articolo del gruppo (Masciadri et al.,2013) si e’ messo in in evidenza che  questa tecnica permette di prevedere la stratificazione del vento nei 20 km al di sopra del suolo in accordo molto soddisfacente con le misure prese come riferimento (un errore relativo <=14% sull’intera atmosfera). Tale correlazione si e’ potuta osservare sia da un punto di vista statistico che sulla singole notti. Non essendo disponibile ad oggi alcun strumento portatile basato su principi di remote sensing capace di monitorare in modo automatico la stratificazione verticale del vento nel corso delle singoli notti, ne consegue che la tecnica proposta da Masciadri e collaboratori si presenta ad oggi come la soluzione piu’ naturale per quantificare l’evoluzione temporale del tempo di coerenza del fronte d’onda, uno dei parametri fondamentali per l’ottica adattiva che dipende dalla stratificazione verticale del vento e della turbolenza ottica e che ci dice a quale frequenza il sistema di correzione del fronte d’onda deve lavorare. Il metodo messo a punto in questo studio permette quindi di identificare quando i limiti in cui l’ottica adattiva puo’ funzionare efficacemente sono rispettati e ci permette quindi di gestire al meglio la pianificazione delle osservazioni di un telescopio.

 

In un secondo articolo  del gruppo (Lascaux et al. 2013) si e’ riusciti a  mettere in evidenza che lo stesso modello e’ in grado di ricostruire nello strato superficiale di atmosfera al di sopra del suolo (~30m) la temperature assoluta con un bias e un RMSE median in [0.03, 0.64] °C e [0.64, 0.93] °C. Questo ci garantisce di poter prevedere con un’accuratezza migliore del grado centrigrado la temperatura nello strato supercifiale dell’atmosfera in prossimita’ del telesocpio (To) e quindi regolare la temperature dello specchio primario (Tm) e dell’interno del dome del telescopio (Ti) in modo da termalizzare dome e specchio ed eliminanare la sorgente piu’ importante in assoluto che perturba l’immagine nel fuoco del telescopio: il seeing del dome e dello specchio. Questo contributo dipende infatti dal gradiente termico tra Tm, Ti e To. Ugualmente si e’ potuto dimostrare quali sono le configurazioni del modello per poter ricostruire efficacemente l’intensita’ e la direzione del vento in superficie. Il forte vento rappresenta la causa principale delle vibrazioni del secondario adattivo (una componente fondamentale di un sistema di ottica adattiva). E’ noto che, in presenza di forte vento, conoscere la direzione del vento diventa cruciale in quanto le vibrazioni sul secondario possono avere un impatto devastante o trascurabile a seconda della direzione del vento.

 

I risultati ottenuti in riferimento all’abilita’ del modello nel ricostruire la turbolenza ottica saranno pubblicati prossimamente ma possiamo anticipare che si presentano incoraggianti. Al momento il gruppo di turbolenza ottica e’ impegnato nella definizione della seconda fase di studio per conto di ESO finalizzata alla realizzazione di prototipo operazionale.

 

 

 

Fig.1: Animazione

 

Mappa bidimensionale del seeing ottenuto integrando la turbolenza ottica nell’intervallo [5m,20km] al di sopra del suolo. La mappa e’ estesa su una superficie di 32.5 km x 20 km; la risoluzione orizzontale del modello e’ ΔX = 500m e il campionamento temporale dell’animazione e’ 5 minuti estesa sull’intervallo [00:00-09:00] UT i.e. la notte locale. Le lettere P e A indicano le posizioni di Cerro Paranal e Cerro Armazones. Le linee continue nere indicano le line di livello dell’orografia. Il campo vettoriale e’ il vento a 10 m dal suolo. La barra in colori indica valori del seeing (arcsec).

 

Optical Turbulence group



The Optical Turbulence group is actively engaged in research studies concerning the propagation of electromagnetic fields through turbulent media and, in particular, the atmospheric turbulence in application to the high angular resolution techniques: adaptive optics and interferometry. The atmospheric turbulence is, indeed, the principal cause of deformation of the wavefronts coming from the astronomical observed objects that produces a loss of spatial and angular resolution as well as stochastic fluctuations of the illumination intensity of the image at the focus of telescopes. The main expertise of the group concerns the optical turbulence forecast with non-hydrostatic atmospherical models, site testing, instrumentation for optical turbulence measurements, turbulence in stable and very stable regimes.

The group has been involved in projects applied to sites of telescopes of class 8-10 m (LBT, VLT), new generation telescopes of class 30-40 m (E-ELT) and sites for the astrophysics located in extremes regions  such as Antartide.

The Adaptive Optics and Optical Turbulence groups are part of the research pole of "High angular resolution techniques for ground-based observations" of the Arcetri Astrophysical Observatory.



Team members (alphabetic order)

Fini Luca
Martelloni Gianluca
Masciadri Elena
Turchi Alessio
Associate
Post-Doc
Staff
Post-Doc
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+39 055 2752 307
+39 055 2752 331
+39 055 2752 203
+39 055 2752 331

 

Former Team Members (alphabetic order)

Susanna Hagelin
Franck Lascaux
Jeff Stoesz

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