Telescopi X : specchi a riflessione radente

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



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.




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).




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.




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)




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.




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.




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




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




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.




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.




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




Ottica nei raggi X

Telescopio WI - PSF

Tipica PSF di un WI (telescopio SXI, FoV= 15’, λ = 44.7A)




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.




Ottica nei raggi X

Modello WI




Ottica nei raggi X

Missioni con telescopi WI




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]




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




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




Il presente..




..e il futuro.




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



Science

Telescopi X : specchi a riflessione radente