lucidi - inrim

Astronomia ai limiti quantistici
Cesare Barbieri
Dipartimento di Astronomia
Università di Padova
INRIM Torino, 8 maggio 2008
15/07/2016
1
Perché ‘Astronomia ai limiti quantistici ‘?
Qualche anno fa, quando si iniziò a parlare di
costruire telescopi con diametri 3 o 4 volte
maggiori di quelli odierni, ci chiedemmo se un
telescopio molto più grande dei precedenti potesse
non solo raggiungere oggetti più fievoli, o fare
spettroscopia con maggior risoluzione, ma fornirci
informazioni diverse da quelle convenzionali sulla
luce proveniente dai corpi celesti.
Queste grandi aree di raccolta ci danno
infatti la speranza di una nuova Astronomia, tesa
a raggiungere i limiti quantistici sinora possibili
solo in laboratorio.
15/07/2016
2
Alcuni richiami di
ottica ai limiti
quantistici
15/07/2016
3
Ottica quantistica
Così come la realtà classica si può
considerare un sottoinsieme di un mondo
molto più vasto, i fotoni sono più complicati
di quanto non si pensi generalmente:
la luce può trasportare più informazione di
quella che si estrae con le normali tecniche
di immagini, spettroscopia e polarimetria.
I lavori di Glauber del1963 (Nobel 2005), e poi quelli di
Arecchi, di Mandel e altri, dimostrarono che stati arbitrari
di luce possono specificarsi con una serie di funzioni di
coerenza (o di correlazione) che essenzialmente
descrivono correlazioni tra fotoni di primo, secondo, terzo
etc. grado rispetto alla posizione r e al tempo t.
15/07/2016
4
Importanza delle funzioni di correlazione di
ordine superiore al primo
Da questi lavori possiamo dedurre che le convenzionali
misure fotometriche, spettroscopiche, polarimetriche,
che si riferiscono a funzioni del primo ordine, possono
non essere sufficienti a determinare le condizioni
fisiche che hanno originato la luce. La distinzione tra
luce emessa per meccanismo termico o per emissione
stimolata, o per altri meccanismi ancora, non avviene
tramite osservazioni dirette, ma solo per mezzo di
modelli teorici indiretti e talvolta equivoci.
Tuttavia, queste diverse origini potrebbero essere riflesse
nelle funzioni di correlazione di ordine superiore.
15/07/2016
5
Statistiche dei tempi di arrivo dei fotoni
I quanti di luce provenienti da
una data direzione con una data
lunghezza d’onda e stato di
polarizzazione, pur se
PHOTON STATISTICS IN GAUSSIAN AND
LASER SOURCES
apparentemente simili come
F.T.Arecchi, Phys.Rev.Lett. 15, 912 (1965)
immagini e spettri, possono
però avere statistiche dei
tempi di arrivo completamente
diverse a seconda della natura
della luce stessa.
Vediamo un classico esempio.
.
Statistiche dei tempi di arrivo dei fotoni in
fasci di luce aventi differenti entropie.
15/07/2016
6
Sorgenti astronomiche simili al primo
ordine
Su un telescopio
Il Telescopio
Nazionale
Galileo alle
Canarie,
diametro
3.5m.
Attraverso un dato filtro e polarizzatore, tutte le sorgenti,
pur se tra loro diversissime, sembrano identiche.
15/07/2016
come il TNG, si
misurano proprietà
della luce che
possono dedursi da
funzione di
correlazione al primo
ordine G(1)(r, t) , di
cui sono casi
particolari:
le immagini
la spettroscopia
l’interferometria
di fase (Michelson)
7
Verso i domini temporali più brevi
Per evidenziare queste possibili differenze si deve però
assegnare il tempo di arrivo di ciascun fotone con una
precisione confrontabile con il tempo di correlazione τ0,
diciamo migliore del miliardesimo di secondo (cioè del
nanosecondo). In altre parole, si deve portare la
risoluzione temporale verso gli estremi limiti imposti
dal principio di Heisenberg.
Questo limite è raggiungibile in laboratorio, ma nelle
applicazioni astronomiche?
15/07/2016
8
Le frontiere dell’Astronomia
Come superare i limiti odierni? La storia ci insegna che l’Astronomia si è
sempre sviluppata spingendo le proprie frontiere al di là dei limiti
precedenti, ad es.:
aprendo tutto il dominio elettromagnetico
grazie allo spazio extra terrestre,
portando la risoluzione angolare a valori
elevatissimi grazie a dispositivi
interferometrici (alla Michelson).
15/07/2016
9
Le nostre speranze
Tuttavia anche in questi nuovi domini l’astronomo ingloba tutta la
radiazione di una data lunghezza d’onda nella quantità "intensità". La
nostra speranza è che trattando la radiazione come un gas
tridimensionale di fotoni si possano mettere in evidenza coerenze
spaziali e temporali di ordine superiore al primo. Se si potessero
raggiungere i limiti dell’ottica quantistica, migliorando di vari ordini di
grandezza le scale temporali più brevi oggi accessibili, si potrebbe:
• aprire una nuova frontiera di analisi sulle proprietà statistiche della
luce proveniente dagli astri,
• permettere una moderna versione della Interferometria di Intensità
alla Hanbury-Brown Twiss (HBTII),
• applicare anche al campo astronomico le tecniche di spettroscopia a
correlazione di fotoni per aumentare di vari ordini di grandezza la
risoluzione spettrale.
15/07/2016
10
Funzioni di correlazione al secondo ordine
Ci proponiamo dunque di determinare funzioni di correlazione al
secondo ordine. Queste misure danno quantità del tipo
(Intensità )2, cioè nel linguaggio quantistico, osservazioni di
proprietà statistiche di fenomeni a due fotoni.
Nell’interferometro di intensità (HBTII) la misura si conduce da
due posti diversi ma allo stesso istante (r1 r2 ma t1 = t2),
determinando la quantità γ2 =<I(r1,t) I(r2,t)>, da cui è possibile
dedurre il diametro angolare della stella , o la sua binarietà, o
altre caratteristiche quali l’illuminamento sul disco (il
cosiddetto oscuramento al bordo).
Se invece conduciamo la misura nello stesso posto ma con un
ritardo temporale (r1 = r2 ma t1  t2) abbiamo uno spettrometro a
correlazione di intensità, che misura <I(r,t1) I (r,t2)>, da cui si può
determinare ad es. la piccolissima larghezza spettrale di righe
emesse per effetto laser.
15/07/2016
11
L’interferometro di intensità
Gli esperimenti condotti da Hanbury Brown e
Twiss tra il 1956 e il 1967 furono fondamentali
per lo sviluppo dell’ottica quantistica.
L’applicazione dei loro concetti al campo
astronomico portò alla costruzione
dell’interferometro di intensità a Narrabri
(Australia) .
Lo strumento operò fino al 1974, ma poi fu
abbandonato, e anche il suo concetto per lungo
tempo cadde nel disinteresse degli astronomi.
15/07/2016
12
L’Interferometro di Intensità HBTII
I collettori di luce
avevano diametro di
6.5 m Si notino i due
fotomoltiplicatori nei
due fuochi primari. I
due specchi si
potevano
distanziare, su un
binario circolare, fino
a quasi 200 metri.
Le correnti elettriche generate dai due fotomoltiplicatori erano
moltiplicate nel correlatore, che determinava così la correlazione
spaziale della luce dalla sorgente senza bisogno di un
collegamento ottico tra i due telescopi.
15/07/2016
13
Risultati di HBTII
La correlazione così misurata e’ proporzionale a
<ΔI1ΔI2>, dove ΔI = I - Iav e’ la fluttuazione di I (statistica
di Bose Einstein).
Si può anche dimostrare che tale correlazione e’
proporzionale a |γ12|2, cioè al quadrato della più familiare
visibilità di frangia nell’interferometro di Michelson.
Dunque è possibile misurare il diametro della stella, e
dal secondo lobo anche l’oscuramento al bordo.
15/07/2016
CHANGE OF CORRELATION WITH BASELINE (a) Beta Cru
(B0 IV); (b) Alpha Eri (B5 IV); (c) Alpha Car (F0 II)
14
Vantaggi di HBTII
Quali vantaggi puo’ offrire HBTII, nonostante la sua bassa
sensibilità (bassa perché effetto al secondo ordine) rispetto agli
interferometri alla Michelson come il VLTI? Secondo noi sono:
1- la facilità di aggiustare i ritardi temporali elettronicamente e
non otticamente (millimetri, non frazioni di lunghezza d’onda!)
2 – immunità al seeing atmosferico: non serve l’ottica adattiva
3 – sensibilità al blu, con la possibilità di complementare il grande
corpo di dati che provengono dagli altri interferometri nel vicino
infrarosso, e quindi con la determinazione dei diametri e
dell’oscuramento al bordo in funzione della lunghezza d’onda.
Ma lo sviluppo piu’ eccitante è la possibilita’ di fare interferometria
con telescopi molto distanti, dato che non c’e’ la necessità ne’ di un
collegamento ottico ne’ di mantenere la fase ottica !
Questo esperimento si potrebbe fare al più presto con telescopi
esistenti.
15/07/2016
15
Spettroscopia a correlazione
Righe spettrali classicamente identiche possono invece avere
statistiche fotoniche interamente diverse.
Solo la spettroscopia a correlazione può misurare la larghezza di
righe laser.
Riprenderò più avanti la discussione di questo argomento.
15/07/2016
16
Perchè ci vogliono grandissimi telescopi?
Due i motivi fondamentali:
1 - Le correlazioni quantiche si sviluppano pienamente
su scale temporali pari all’inverso della banda
passante ottica. Ad es., con una banda passante di 1
A (molto stretta!) cioe’ di 1011 Hz nel visibile, la scala
temporale tipica e’ 10-11 secondi (10 picosecondi). In
campo astronomico, noi riteniamo che sia realistico
avvicinarsi a tale limite, almeno in un futuro non troppo
remoto.
2 - Il rapporto segnale/rumore per le correlazioni del
secondo ordine cresce con il quadrato dell’area, non
del diametro, del telescopio, come dimostra la
seguente tabella.
15/07/2016
17
Vantaggi dei grandissimi telescopi
Diametro del
telescopio
Intensità
<I>
Correlazione al
secondo
ordine <I2>
3.6 m
1
1
8.2 m
5
27
21
430
193
37,000
4 x 8.2 m
50 m
Solo gli Extremely Large Telescopes potranno portare l’ottica
non lineare nelle possibilità dell’astronomo.
15/07/2016
18
E nell’attesa degli ELTs?
Intanto, nell’attesa che arrivino gli ELTs,
possiamo:
- fare astrofisica con risoluzioni temporali
vari ordini di grandezza migliori di quelle
attuali, rivitalizzare la HBTII, e applicare le
tecniche di spettroscopia a correlazione.
- sviluppare la tecnologia necessaria
15/07/2016
19
Entriamo allora più
decisamente nel
mondo astrofisico
15/07/2016
20
Le scale temporali astronomiche
Gli impulsi
osservati da 0.4 a
8.8 GHz con
risoluzione del
nanosecondo
sono gli impulsi
più brillanti sinora
conosciuti, con
T > 1037 K!
La sorgente deve
essere più piccola
di 1metro!
15/07/2016
21
Un lavoro pionieristico!
D. Menzel: Physical
Processes in
Gaseous Nebulae. I ,
Ap.J 85, 330
(1937) !!
Menzel ipotizzava già nel 1937 (ben prima che si conoscessero
maser e laser) che ci siano condizioni tali da portare a violare la nota
legge di Boltzmann sulla popolazione dei livelli in equilibrio
termodinamico.
Trent’anni dopo, lo stesso Menzel parlava esplicitamente di laser
ottici in atmosfere stellari lontane dalle usuali condizioni di equilibrio
termodinamico locale (Spectrum Formation in Stars with SteadyState Extended Atmospheres, Proceedings of IAU Colloq. 2,1969)
15/07/2016
22
Fenomeni laser e maser astronomici
L’invenzione del laser si può far risalire al 1958 con la
pubblicazione dell’articolo Infrared and Optical Masers, di A. L.
Schawlow e C. H. Townes. Il primo laser ottico funzionante fu
(probabilmente) costruito da Maiman (1960).
Il primo maser astrofisico fu scoperto nel 1965-68 nella
nebulosa di Orione (riga a OH 18 cm), e altri seguirono presto,
furono scoperti perfino laser nella atmosfera della Terra e di
Marte a 10 micrometri (CO2), eccitati dalla radiazione solare.
Per chi volesse approfondire l’argomento cito due lavori di
rassegna:
M.Elitzur: Masers in the Sky, Scientific American, 272, No.2, 52
(Feb. 1995)
C. H. Townes, Astronomical masers and lasers, Quantum
Electron., 1997, 27 (12), 1031-1034
15/07/2016
23
Due oggetti davvero peculiari
• Vediamo ora due esempi di peculiarissimi
oggetti cosmici, che ci danno la sensazione
di essere i primi di una classe molto più
vasta, che nell’ottico è praticamente
ancora tutta da scoprire.
• Vedremo cioè la pulsar nella Nebulosa del
Granchio e Eta Carinae.
15/07/2016
24
La pulsar nella Nebulosa del Granchio
La nebulosa (scoperta da
Messier nel XVII secolo, e
nota anche come M1) ha
un aspetto chiaramente
dominato dalla interazione
di materia ionizzata con un
campo magnetico.
Si sa che la stellina
centrale originò dalla
esplosione di una
supernova, osservata nel
1054 da astronomi cinesi.
La stella rimase visibile a
occhio nudo per due anni.
15/07/2016
25
La scoperta del 1967
Nel 1967 i radioastronomi di
Cambridge (UK) Anthony Hewish
and Jocelyn Bell scoprirono una
forte emissione radio impulsata,
con due picchi di luce
susseguentisi ogni 33 millisecondi.
Ben presto si scoprì che anche
una stellina al centro della
nebulosa si accendeva e
spegneva con la stessa frequenza.
La spiegazione di questo fenomeno è che stiamo osservando una
piccolissima stella di neutroni rapidamente rotante, resto di
una supernova.
15/07/2016
26
PULSAR
La teoria delle stelle di neutroni formatesi da una esplosione di
supernova fu ben presto sviluppata da Franco Pacini a Arcetri.
Alla fine della sua vita normale la stella implode e poi espelle gli strati esterni.
Rimane al centro una piccolissima stelle fatta praticamente tutta di neutroni .
Stella di
neutroni massa
circa solare,
diametro 10 km
15/07/2016
Densità
altissima
Altissima velocità
di rotazione (periodi
da1.5 ms a 8.5 s )
Campo magnetico
fortissimo (108 - 1012
gauss )
27
La radiazione è
dovuta a particelle
elettricamente cariche
(tipicamente elettroni)
di altissima velocità,
mettiamo il 99.9%
della velocità della
luce , che accoppiati a
un campo magnetico
emettono uno spettro
continuo (di potenza)
nel radio, infrarosso,
visibile, nei raggi X e
in quelli Gamma per
meccanismo di
sincrotrone.
15/07/2016
Si noti che la direzione dell’asse di rotazione e
dell’asse magnetico non sono proprio coincidenti.
Il plasma è intrappolato nel campo magnetico.
28
La nebulosa nei raggi X
Questa
immagine nei
raggi X
conferma
mirabilmente i
modelli teorici
di flusso
bipolare
15/07/2016
29
In virtù della rotazione
rapidissima e
regolarissima si osserva
una pulsazione
luminosa con
frequenza stabile come
quella del miglior
orologio atomico oggi
in commercio.
Purtroppo, mentre di pulsar radio ce ne sono migliaia, le
pulsar ottiche sono pochissime, appena tre, e solo
quella in M1 è abbastanza brillante e nell’emisfero
boreale.
15/07/2016
30
E’ una delle stelle più luminose,
interessanti e misteriose di tutta
la Via Lattea.
Quando fu catalogata per la prima volta nel
1677 da Edmond Halley, era di quarta
magnitudine. Negli anni successivi divenne più
luminosa, raggiungendo il massimo nell'aprile
1843 quando, con una magnitudine di -0,8 era la
seconda stella più brillante del cielo (dopo
Sirio). In seguito si affievolì, e tra il 1900 e il
1940 era solo di ottava magnitudine, quindi
invisibile ad occhio nudo.
Riprese poi a salire, ed oggi è di magnitudine 5 o 6, dopo un raddoppio della sua
luminosità tra il 1998 e il 1999. La stella è circondata da una nebulosa a due lobi,
detta anche Homunculus, che emette in tutto lo spettro elettromagnetico, dal
Gamma al Radio, come si vede da queste figure:
Eta Carinae
X
15/07/2016
Vis
IR
Radio
31
Un affascinante mosaico con HST
Per celebrare il
17mo
anniversario del
lancio di HST, la
NASA ha
rilasciato una
delle immagini a
più largo campo,
ottenuta con un
mosaico di varie
immagini. Essa
copre circa 50
anni-luce della
regione centrale.
L’immensa nebulosa contiene una dozzina di stelle molto calde e massicce . Si
pensa che Eta Carinae sia nelle fasi finali della propria vita, ma che dalla sua
eruzione si generino nuove stelle. La colorazione (a falsi colori!) corrisponde a
luce dell’Idrogeno, con il rosso dovuto allo Zolfo e il verde all’Ossigeno.
15/07/2016
32
Emissione Laser in Eta Car - 1
La stella ha una enorme
perdita di massa (10-3
M/anno), di cui abbiamo
informazioni già a partire
dal1830. Nelle zone centrali
si osservano dei noduli
estremamente compatti.
Osservazioni spettroscopiche con
l’Hubble Space Telescope hanno rivelato
due intense righe del Ferro ionizzato una
volta (Fe II) di cui non è semplice capire
l’origine.
15/07/2016
Righe del Fe II a 2507 e 2059 A.
Qual è il meccanismo che eccita
33
tali righe?
Emissione Laser in Eta Car - 2
La spiegazione
potrebbe essere
una eccitazione
di tipo laser,
causata dalla
intensa
radiazione UV
della stella che
agisce come
‘pompa’ in grado
di popolare alcuni
livelli eccitati.
15/07/2016
34
Emissione laser in Eta Car - 3
Il meccanismo non agisce solo nell’UV, ma anche nel vicino IR.
Righe IR del Fe II
probabilmente
amplificate per
meccanismo laser.
La spettroscopia di correlazione potrebbe fornire la prova decisiva.
15/07/2016
35
Alcune nostre considerazioni
strumentali
Le nostre prime esperienze di contare fotoni stellari
assegnando a ciascuno un preciso tempo di arrivo
iniziarono con il telescopio di 150cm dell’Agenzia
Spaziale Italiana a Matera.
L’esperimento serviva in effetti a scambiare fotoni singoli
con il satellite geodetico giapponese Ajsai, era cioè un
esperimento di comunicazione quantistica, ma ne
approfittammo anche per acquisire fotoni da Vega.
15/07/2016
36
Alla stazione ASI di Matera
Fotoni da Vega, con
risoluzione temporale di 300
nanosecondi.
Con P. Villoresi, A.
Zeilinger (Vienna), e
vari altri
collaboratori a MLRO.
15/07/2016
Cominciammo a capire allora vari problemi
concreti collegati con la rivelazione e la
temporizzazione precisa, e con la
propagazione in atmosfera, di fotoni
37
singoli.
Da Matera a QuantEye per OWL
Questa esperienza ci
consentì di inserirci nel filone di
studi per la strumentazione del
progetto di Extremely Large
Telescope detto OWL
(Owerwhelmingly Large Telescope)
dell’European Southern
Observatory (ESO).
Quello ESO non è il solo
progetto di Extremely Large
Telescopes (ELTs), varie altre
nazioni (ad es. USA, Giappone)
stanno sviluppando studi similari.
15/07/2016
38
Da OWL a E-ELT
OWL – 100 m
Nel 2006 si pensava a un
OWL con diametro 100
metri .
Oggi, il progetto è ridimensionato
verso i 42 metri, ha anche cambiato
nome, si chiama European Extremely
Large Telescope (E-ELT), ma è pur
sempre molto maggiore di tutti i
telescopi esistenti.
Quindi, lo studio QuantEye mantiene
la sua validità.
15/07/2016
E-ELT 40 m
E-ELT 42 m 39
Il disegno di Quanteye - 1
Lo studio QuantEye ci suggerì la messa a punto
dell’ottica a partizione della pupilla (in questo
caso 10x10 sottopupille).
Occorrono perciò 100 rivelatori in parallelo, a
contare fotoni da ognuna di esse.
Come contatori
di fotoni
scegliemmo
quelli chiamati
SPAD messi a
punto da S.
Cova al
Politecnico di
Milano .
15/07/2016
40
Il disegno di Quanteye - 2
Un altro elemento cruciale fu l’individuazione di una particolare
scheda elettronica (Time-to-Digital Converter, TDC) messa a
punto al CERN per applicazioni di fisica delle particelle
elementari, in grado di gestire molte decine di rivelatori.
15/07/2016
41
Il disegno di Quanteye - 3
Discutemmo due altri elementi essenziali:
un orologio di grande qualità, nella figura indicato con un
maser all’Idrogeno,
una enorme memoria per i dati e il modo di analizzarli.
15/07/2016
42
Il disegno di Quanteye - 4
Pensammo che forse in futuro un computer quantistico, usando
Qbits invece di Bits, con adatti algoritmi, potrebbe semplificare
l’analisi dell’enorme data base multidimensionale (tempo,
lunghezza d’onda, stato di polarizzazione) .
15/07/2016
43
Lo schema complessivo di fotometro quantistico
Telescope,
Optics
and
single photon
Detectors
EQuA
Electronics for
Quantum Astronomy
Time
and Frequency
Unit
Mass Storage
QuAS
Quantum Astronomy Software
15/07/2016
44
Scientific Data
AQUEYE
Per guadagnare
esperienza con uno
strumento così poco
convenzionale,
abbiamo costruito
AquEye (l’Asiago
Quantum Eye) per il
telescopio ‘Copernico’
di 182 cm di Asiago.
15/07/2016
45
Ottica e rivelatori di AquEye
Abbiamo mantenuto il
concetto di dividere la
pupilla in 4 sottopupille
per mezzo di una
piramide.
Uno dei 4 rivelatori a conteggio di fotoni. L’efficienza
quantica supera il 50% nel visibile.
15/07/2016
46
Elettronica di AquEye
Qui sopra si vede la scatola VME con
dentro la scheda TDC, il PC di gestione,
una unità di memoria da 1 TeraByte e
alcuni SPAD. A destra, il tutto montato
al telescopio.
15/07/2016
47
optomeccanica
Asiago Time and Frequency Unit
10 MHz
Sinusoidal
10 MHz
TTL
FPGA
Sinusoidal to TTL converter
10 MHz to 40 MHz converter
40 MHz
TTL
1 PPS
CAEN VME Crate
15/07/2016
SRS FS725 Rubidium
Frequency Standard
GPS - Mini-T Trimble Disciplined OCXO
48
Alcuni risultati
di Aqueye
in laboratorio
e in cielo
15/07/2016
49
Una lampada a
fluorescenza
Luce di una normale lampada a
fluorescenza per l’illuminazione
della cupola del telescopio: la
funzione di autocorrelazione del
segnale mostra un andamento
oscillante, indice di periodicità ben
definita dell’intensità luminosa.
15/07/2016
La trasformata di Fourier del segnale
mostra chiaramente i 100 Hz ( e la
prima armonica a 200 Hz) dovuti alla
alimentazione elettrica.
50
La luce di una stella normale variabile - 1
Il software permette di
raggruppare (binnare) i
dati in intervalli arbitrari,
multipli di un intervallo
fondamentale di 24
picosecondi.
Normale fotometria
astronomica ottenuta
binnando i dati a 1 secondo
Una corta sottostringa dei dati
originali binnando a 1 millisecondo.
15/07/2016
51
La luce di una stella normale variabile - 2
La funzione di
autocorrelazione
alle alte
frequenze è del
tutto piatta,
mentre si nota la
presenza di
variabilità
fotometrica a
bassa frequenza
(niente di nuovo!)
15/07/2016
52
La pulsar del Granchio - 1
Ma la funzione di
autocorrelazione è ben diversa
da quella di una stella normale,
sembra quasi una lampada che
si accenda e si spenga.
A prima vista i
dati non
mostrano
stranezze.
15/07/2016
53
La pulsar del Granchio - 2
La curva di luce ha periodicità di
circa 33 ms, con due picchi
intervallati da circa 13 ms.
Qui, i dati sono stati binnati a 0.1 ms.
L’analisi di Fourier mostra senz’ombra di dubbio che il segnale
ha una frequenza di base e varie armoniche, e ci consente di
ottenere la curva di luce della pulsar.
15/07/2016
54
Cosa abbiamo già ottenuto con AquEye?
• Aqueye ha già funzionato per quasi un anno sia in
laboratorio che al telescopio, ha affrontato
temperature invernali piuttosto rigide (fino a -8 C)
senza mostrare degradazioni strumentali.
• Può sostenere flussi di fotoni da 10 MHz sino a 1
Hz, convalidando l’eccezionale range dinamico dello
strumento. Il software può analizzare le lunghissime
stringhe di dati ottenute con acquisizioni che durano
anche varie ore.
• Abbiamo ottenuto risultati astronomici interessanti
che ora stiamo analizzando.
15/07/2016
55
Traguardi per l’immediato futuro
1) Costruire uno strumento migliorato per un
telescopio più grande (IquEye, the Italian
Quantum Eye).
2) Distribuire il tempo tra Asiago e Lubiana con
due identici ricevitori GPS/GALILEO, e
verificare la sincronizzazione mediante la
pulsar del Granchio.
3) Fare attenzione allo sviluppo della tecnologia
dei rivelatori a fotone singolo.
4) Usare esistenti collettori di luce di grandi
dimensioni
15/07/2016
56
1 - IquEye
Lo strumento nuovo avrà sempre
4 SPAD, ma con vari elementi di
miglioria. Lo stiamo costruendo
in modo da poterlo portare a
due telescopi di 3.5m quasi
gemelli, cioè NTT dell’ESO a
LaSilla (Cile) e TNG (INAF, La
Palma Canarie).
NTT
TNG
15/07/2016
57
2) Distribuzione di un tempo preciso
tra Asiago e Lubiana
Il concetto di
base è di
avere un
tempo
fondamentale
distribuito da
un sistema di
satelliti,
comune a
varie stazioni
di terra.
15/07/2016
58
Galileo GNSS
Oggi abbiamo il GPS, ma domani avremo il sistema europeo
GALILEO.
15/07/2016
59
Lo studio HARRISON
Il prossimo mese di ottobre 2008, grazie
al
progetto Harrison finanziato da
Galileo Supervising Authority, sia
Padova
che
Lubiana,
riceveranno
ciascuno una unità ACTS (Accurate and
Certified Time System) .
GPS
INTERNET
15/07/2016
ACTS
60
10 Mhz
40 Mhz
20 Khz
PPS signals
NTP Signal on ETH
3 – Nuovi contatori di fotoni?
La tecnologia per contatori di fotoni singoli, veloci e a basso
rumore, sta rapidamente avanzando grazie anche alla potente
spinta delle telecomunicazioni classiche e quantistiche.
Dobbiamo quindi fare molta attenzione a questi sviluppi prima
di arrivare al disegno finale per l’E-ELT.
Stiamo considerando ad es. il futuro chip Hg:Cd:Te delle
Hawaii, che potrebbe finalmente darci una matrice, non un
singolo pixel, con efficienza quantica attorno al 90%!.
HAWAII-4RG-10
(2006)
4096 x 4096
110 million FETs
0.25 µm CMOS
10 µm pixel size
15/07/2016
HAWAII-4RG-15
(in sviluppo)
4096 x 4096
110 million FETs
0.25 / 0.18 µm
CMOS
15 µm pixel size
61
4) Esistenti collettori di luce di grandi dimensioni
Una possibilità che viene concretamente studiata è l’utilizzo dei
due grandi specchi di MAGIC (17m ciascuno) ora in corso di
completamento sul Roque de Los Muchachos. MAGIC in effetti
nasce per rivelare luce Cerenkov dalla interazione di raggi
cosmici di grande energia con la nostra atmosfera.
15/07/2016
62
Conclusioni
Non abbiamo ancora conclusioni, il lavoro sta procedendo
sinora con successo. L’acceso a un telescopio di maggiori
dimensioni, con controlli migliori e cielo migliore sarà
fondamentale per ottenere dati astrofisici significativi.
Ritengo tuttavia che abbiamo raggiunto un primo
traguardo, cioè di avere dimostrato che l’ottica
quantistica è alla portata degli ELTs futuri con l’esistente
tecnologia.
15/07/2016
63
Con gli ELTs, l’Astronomia Quantistica potrebbe così
aprire un nuovo canale fondamentale di informazioni
sull’Universo.
Il disegno
dell’European
Extremely Large
Telescope di 42 m
15/07/2016
64