UNITÀ ORGANIZZATIVA "PROGETTI NAZIONALI" DIP. 2

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Telescopio Nazionale Galileo e sua strumentazione

Lo strumento di seconda luce GIANO, uno spettrografo nel vicino infrarosso che può lavorare a bassa ed alta dispersione, è in fase avanzata di costruzione. L’integrazione è prevista per il 2006, il commissioning nel 2007 e l’entrata a regime nel 2008

 [http://www.bo.astro.it/giano/].

Telescopio LBT e sua strumentazione

Il telescopio LBT è entrato nella  fase finale di realizzazione: il 12 Ottobre 2005 è stata acquisita la “prima luce” del primo specchio del telescopio, ottenuta con l’uso dello strumento italiano LBC e suo team. Dopo questo evento molto importante, nel corso del 2006 si prevede che entrambi gli specchi siano funzionanti e che venga effettuato il commissioning di entrambe le camere LBC (blu e rossa).  Nel corso del 2007-8 verranno implementati i secondari adattivi, gli spettrografi ottici MODS e quelli infrarossi LUCIFER. In seguito verrà implementata l’interferometria con gli strumenti VLTI e LINC-NIRVANA.

Strumenti “common user” a costruzione interamente italiana

La immagine di “prima luce” ottenuta con da LBC blu con il primo specchio di LBT. L’immagine (in negativo) è della galassia NGC891 è stata ottenuta con una esposizione totale di 300 secondi ed un seeing di 0.8”

Camere LBC

Le camere per immagini dirette ai primi fuochi di LBT, sono due,  una operante dall’UV al Visibile e l’altra dal rosso fino ad un micron, con un campo di vista di circa 20’x20’. Questi strumenti  sono stati costruiti da un gruppo di Osservatori italiani (RM-PD-TS) e costituiscono il contributo italiano alla strumentazione di fase uno del telescopio. La camera “blu” , montata nel 2005, ha consentito di ottenere la “prima luce” del telescopio. Il commissioning di entrambe le camere avverrà nel corso del 2006 [http://lbc.mporzio.astro.it/]. La grande mole di dati che sarà prodotta troverà collocazione a Trieste per la parte raw, mentre un archivio scientifico sarà collocato presso l’Osservatorio di Roma, che fornirà il supporto nazionale per la difficile riduzione di questi dati.

Sensori di fronte d’onda e ottica multiconiugata (MCAO)

La MCAO, che consente di fare imaging su campi molto più estesi della AO “standard”, è stata dimostrata sperimentalmente per la prima volta da un gruppo italiano (Ragazzoni et al., Nature, 2000) ed è uno dei punti di forza del gruppo tecnologico di Arcetri  a livello mondiale. In questo ambito di attività si inserisce l’uso di innovativi sensori di fronte d’onda piramidali, nonché le tecniche di previsione del seeing su scala temporale delle decine di ore tramite dettagliati modelli meteorologici.
Per quest’ultima tematica, cruciale nella ottimizzazione dello scheduling dei grandi telescopi, la CEE ha appena dato un contratto al gruppo di Arcetri per 20 FTE su quattro anni nell’ambito del programma Marie-Curie presso il gruppo tecnologico di Arcetri, definito gruppo di eccellenza dalla CEE.

Secondari adattivi

I secondari adattivi, anche se concettualmente costituiscono una parte funzionale del telescopio, a livello pratico possono essere considerati come uno strumento in quanto richiedono la costante interazione con le parti dedicate alla rivelazione, di cui costituiscono in realtà la prima “lente”. In questo campo l’Osservatorio di Arcetri è all’avanguardia [http://lbtwww.arcetri.astro.it/adopt/]. Una volta superate le difficoltà di reperimento con i ritardi connessi, LBT diventerà tramite essi uno strumento unico nel panorama mondiale.

Strumenti “common user” con determinante partecipazione italiana.

LINC-NIRVANA Questo strumento, costruito in una collaborazione tra istituti tedeschi con capofila MPIA e l’Osservatorio di Arcetri, combinerà in modo interferometrico la luce dei due specchi di LBT.  La configurazione preserverà l’informazione di fase (interferometria di Fizeau) e consentirà di avere una immagine interferometrica su un campo di vista fino a 2’x2’ nell’intervallo 1-2.5umm. L’implementazione avverrà in due fasi. La prima fase (LINC) userà un sistema classico di ottica adattiva sull’asse, la seconda fase (NIRVANA) implementerà la ottica adattiva multiconiugata, ottenendo immagini al limite di diffrazione [http://www.mpia.de/LINC/].

Nel lungo periodo la strumentazione, sia di spettrografia che di immagine,  connessa a questo fuoco,  darà la possibilità all’astronomia italiana di operare con possibilità osservative che non possono essere eguagliate da alcun telescopio esistente. A tale scopo nel corso del triennio verrà effettuata una accurata valutazione delle potenzialità scientifiche per uno o più strumenti di fuoco combinato, per procedere eventualmente agli studi di fattibilità.

Altri strumenti “common user”

Per la strumentazione di base accessibile a tutti i partners sono previsti una coppia di spettrografi ottici, MODS [http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/MODS/index.html] realizzati da Ohio U. Questi spettrografi sono previsti in completamento per il 2007 e consentono di fare spettri su una grande intervallo di lunghezze d’onda, in quanto  misurano in contemporanea su due canali (blu e rosso). Sono molto più innovativi e abbastanza unici nel panorama mondiale i due spettrografi per il vicino infrarosso, chiamati LUCIFER [http://www.lsw.uni-heidelberg.de/projects/Lucifer/], che vengono costruiti da un consorzio tedesco guidato da Heidelberg. Essi consentono sia l’uso come imager che la spettrografia multioggetto o IFU anche in banda K e faranno uso del campo corretto tramite MCAO  e sono previsti per il 2007.

Strumenti di accesso non generale

Su LBT è previsto anche uno strumento interferometrico a cancellazione di fase, LBTI [http://lbti.as.arizona.edu/],  che viene costruito da un consorzio guidato da Arizona U. e che verrà principalmente impiegato per la ricerca di pianeti extrasolari. Come P.I. instrument è inoltre in costruzione da parte di un consorzio tedesco-americano uno spettrografo ad altissima risoluzione con capacità polarimetriche, chiamato PEPSI [http://www.aip.de/pepsi/], con caratteristiche uniche nel panorama internazionale.

Strumenti di seconda generazione per il VLT 

In ambito ESO esiste l’impegno sullo spettrografo Xshooter (a cui si contribuisce con la responsabilità del canale rosso e il SW di controllo di tutto lo strumento e l’impegno di quattro osservatori), che avrà la FDR nel 2006 e la cui messa in funzione è prevista per il 2008 [http://www.eso.org/instruments/xshooter/].

Un esperimento per la dimostrazione pratica della MCAO su VLT, denominato MAD (Multi-Conjugate Adaptive Optics Demonstrator [http://www.eso.org/projects/aot/mad/]), ha cominciato a funzionare nel 2005 ed ha ottenuto i primi risultati di chiusura di loop per la correzione della turbolenza originata vicino al suolo (circa 6 km) ottenendo una riduzione della FWHM in banda K di un fattore di circa 2.5. Questi esperimenti sono cruciali per il disegno e le scelte di strumentazione per la nuova generazione di telescopi.

L’Italia partecipa all’ESO Planet Finder (ex CHEOPS), strumento di II generazione per VLT  dedicato alla ricerca e alla caratterizzazione di pianeti extrasolari, in un consorzio internazionale capeggiato da Grenoble (LAOG). In particolare, OAPD cura la realizzazione dell’Integral Field Spectrograph, il SW di controllo dello strumento e l’organizzazione della survey sul GTO. Nell’autunno 2005 e’ terminato lo studio di post-fase A, ed in primavera del 2006 e’ previsto l’avvio della fase realizzativa (fase B). Lo strumento dovrebbe essere operativo a partire dal 2011.

Telescopio VST

Il telescopio per survey ottiche per il VLT è stato montato completamente presso la facility di Napoli ed è ora in fase di test finale. La Preliminary Acceptance in Europe da parte di ESO è prevista a metà del 2006 con la previsione di smontare e spedire VST a Paranal entro l'autunno,  per procedere quindi alla integrazione finale entro i primi mesi del 2007.  Per una panoramica del progetto vedere il numero di Giugno del Messenger ESO [http://www.eso.org/gen-fac/pubs/messenger/archive/no.120-jun05/messenger-no120.pdf]

Strumentazione per VST

La camera ottica a grande campo da un grado quadrato, Omegacam, è stata costruita da un consorzio europeo che comprende anche l’Italia (partner principale è l’Osservatorio di Padova). Essa verrà spedita nel 2006 a Paranal per essere montata sul VST. [http://www.astro.rug.nl/~omegacam].

VSTCeN

Con decreto del CdA INAF nel Novembre 2005 è stato costituito un centro di spesa per le attività del VST, i cui scopi sono la completa consegna del telescopio a Paranal, il supporto gestionale da parte italiana come da MOU con ESO, e l’attuazione di un centro di riduzione ed archiviazione che consenta la gestione del flusso dei dati che saranno acquisiti durante il tempo di osservazione italiano. 

Il telescopio robotico REM

Il telescopio REM, costruito da un consorzio di Osservatori italiani, guidati dall’ Osservatorio di Brera, è stato completato e messo in funzione sin dal 2003 a La Silla per osservazione sia fotometrica che spettroscopica di transienti (sopratutto gamma ray bursts). Nel  2005, nonostante l’aver conseguito un tempo di risposta di circa 30 secondi dal primo allarme, purtroppo nessuna controparte dei gamma ray burst rivelati dal satellite SWIFT è stata finora rilevata per svariati motivi, in gran parte casuali (tempo cattivo, posizione sul cielo, bassa luminosità intrinseca). Nel 2006+ si continuerà  la ricerca di controparti, che verranno fornite anche dai satelliti AGILE e GLAST [http://golem.merate.mi.astro.it/projects/rem/]. Per gli anni 2007+ verrà negoziato con ESO il permanere del telescopio come facility a disposizione della comunità italiana

Attività in Antartide

Per l’Antartide nell’ambito di un progetto con Spagna e Francia è in corso di completamento la costruzione della camera infrarossa AMICA, da ultimare nel 2006, che verrà usata a Dome-C sul telescopio IRAIT. In collaborazione con la Francia è in corso di costruzione anche un telescopio solare [Concordia/Astro], che dovrebbe essere completato nel 2006 ed iniziare l’operatività nel 2007. L’Italia (INAF e U. di Perugia) partecipa anche al programma ARENA, un network CEE che ha lo scopo di promuovere la caratterizzazione e ricerca astronomica nei siti antartici, con particolare attenzione a Dome-C.

Grandi Telescopi (ELT)

In Europa molta dell’attività per i telescopi ottici del futuro [ELT], avviene nell’ambito del programma OPTICON, finanziato dalla CEE. In Italia si fanno numerose e diverse ricerche, ad esempio quelle su reticoli olografici e su strumentazione multioggetto di piano focale (e.g. image slicers, multi IFU), su ottiche adattive, su algoritmi di ricostruzione di fronte d’onda, su proprietà dell’atmosfera.  Per ELT è anche allo studio una camera a grande campo NIR con ottica adattiva [ONIRICA].

Interferometria radio ed EVN

L’istituto di Radioastronomia, con le stazioni di Medicina e Noto, continua l’attività nell’ambito europeo di VLBI [EVN: http://www.evlbi.org], anche tramite la partecipazione al Joint Institute for Very Long Baseline Interferometry in Europe [JIVE http://www.jive.nl] e a programmi CEE quali Radionet [http://www.radionet-eu.org]. L’attività VLBI si sta concentrando sul collegare le stazioni osservative in fibra ottica, con lo scopo di correlare i dati in tempo reale (e-VLBI) con flussi di dati che sono tra i maggiori a livello globale. Da un punto di vista strumentale l’attenzione è sui ricevitori “multibeam“ da porre sul piano focale, coniugando così i vantaggi del riflettore classico con quelli dei “phased arrays” (es. il prototipo Pharos).

SRT

Il Sardinia Radio Telescope [http://www.ca.astro.it/srt/index.htm] è un paraboloide di diametro 64m, che è in via di completamento e sarà il più grande  radiotelescopio italiano, Il suo utilizzo sarà sia in modalità singola che come terzo polo italiano del VLBI. I temi scientifici che possono essere affrontati sono molteplici [http://www.ira.cnr.it/~mack/SRT/srt_report_all_v2.ps]. Le qualità costruttive e le correzioni attive lo rendono capace di operare su un grande intervallo di frequenze (da 0.3 a 100 GHz) con un grande campo di vista  e i numerosi fuochi sono facilmente accessibili.

LOFAR

Questo è un progetto portato avanti da 15 istituti olandesi con contributi minori da parte di due istituti tedeschi ed uno svedese [www.lofar.org].  Lo strumento, che coprirà le frequenze 10-240 MHz (1.5-30 m), sarà costituito da  un insieme di circa 100 stazioni osservative  radio di nuova generazione, ciascuna delle quali costituita da circa 200 antenne fisse: la novità è costituita dal “puntare” elettronicamente questo insieme di antenne tramite ritardi di fase (“digital beamforming”). A questa novità  si aggiunge il fatto che tutti i segnali sono analizzati in tempo reale tramite reti ad alta velocità che collegano le stazioni ad un supercomputer centrale che correlerà i dati. Gli scopi scientifici sono moltissimi, la maggior parte dei quali di sicuro interesse per INAF e di importanza tale da auspicare una partecipazione diretta in questa impresa (ad esempio la Germania aderisce al  progetto costruendo 6 stazioni nei prossimi 3 anni).

ALMA

L’Europa partecipa alla costruzione dello Atacama Large Millimiter Array (ALMA) tramite l’ESO. L’Italia è quindi molto coinvolta in questo progetto, sia scientificamente [http://www.arcetri.astro.it/science/ALMA/], che come supporto (proposta di avere un centro regionale a Bologna), che a livello sistema base (il common software è sviluppato a Trieste) che a livello di strumenti (filtri digitali per il correlatore sono studiati a Bologna), che a livello industriale (metà delle antenne verranno costruite da un consorzio europeo con presenza determinante di ditte italiane).

SKA & SKADS

Il progetto SKA [http://www.skatelescope.org/], che vuole coprire le frequenze 0.1-25 GHz con  1 Km quadro di area collettrice, costituisce il più ambizioso progetto radioastronomico in fase di studio, che vede un coinvolgimento mondiale data la scala necessaria ed i costi previsti (1000M€). La parte europea, cui l’Italia partecipa, ha avuto recentemente un finanziamento in ambito CEE (FP6) per fare uno studio preparatorio, SKADS: SKA Design Studies. In questo ambito in INAF verrà fatto, riconvertendo man mano sezioni della attuale Croce del Nord, uno dei prototipi (BEST1-3) che consentiranno di effettuare una ragionata scelta finale di sistema d’antenna. Le attività SKA in Italia sono consultabili a http://www.ira.inaf.it/~skawork/index.html.