Introduzione.
Le attività di ricerca applicata da me svolte dopo la laurea in Astronomia (1996), possono essere divise in due fasi fondamentali. La prima fase caratterizzata dalla mia partecipazione a progetti nazionali/internazionali con borse di studio e contratti di collaborazione coordinata e continuativa (co.co.co) presso l’Osservatorio Astronomico di Capodimonte. Questa prima fase, che dura meno di 4 anni, si conclude nel 2000 con l’inizio della seconda fase, quando sono diventato tecnico laureato a tempo indeterminato presso la stessa sede e nel 2007 c’è il passaggio a Tecnologo III livello. Durante la prima fase ho collaborato a progetti nazionali ed internazionali come agli strumenti COHSI, GOHSS ed al telescopio VST. Nella seconda fase mi vengono date diverse responsabilità in molteplici progetti (i.e. MAORY, MicroMED, VST, TT1 e GOHSS), in alcuni dei quali la mia partecipazione è formalmente conclusa. Nel 2015 mi trasferisco come sede di lavoro presso l’OAS (Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna) per coprire la posizione di System Engineer per il progetto MAORY. La visione globale e la capacità di operare sul sistema, scaturenti da una innata passione per la sperimentazione manifestata in giovane età, mi ha consentito di sfruttare ed approfondire le capacità di System Engineer, nel settore tecnicoscientifico, curando l'ottimizzazione generale del “sistema” integrato e contemporaneamente quella di tutti i sottosistemi componenti, nel rispetto delle interazioni degli stessi. Qui un breve riassunto delle responsabilità avute nel corso della mia esperienza lavorativa nel settore tecnico scientifico: MAIT Optical Engineer per i progetti GOHSS e MicroMED, Optics Engineer per il progetto MicroMED, Active Optics Engineer per il progetto VST, Responsabile Tecnico di Stazione del telescopio TT1, AIV Engineer in una prima fase del progetto MAORY e successivamente System Engineer di MAORY, nella fase B fino a novembre 2018, collaboratore al work package di AIV di ARIEL (responsabile del task di allineamento del TA lato INAF). Per concludere, nel corso di questi 26 anni di esperienza nel settore tencologico/scientifico, ho collaborato anche all’AIV Engineering per la manutenzione di telescopi minori come Loiano e Kottamia (Egitto). Attualmente, la mia partecipazione continua nel progetto MicroMED, mentre nuove collaborazioni/partecipazioni sono state avviate in progetti come ARIEL, Moon Ultraviolet Albedo Measurement (MUAM), Solar Ultraviolet Light Collector for Germicidal Irradiation on the Moon (SULCIM), IVC INAF vs COVID, EXO SPHERE+ (SAXO+@VLT), EXO – SPHERE+ (MEDRES@VLT), SHARK-VIS-LBT-4 (ELVIS@LBT), EU-SST 2016/1 ed ASTRA. La lista dettagliata delle attività svolte ed in essere, si trova nel CV e vengono qui riassunte le attività principali, suddivise semplicemente in Telescopi ed in Strumentazione.
TELESCOPI.
ARIEL - Atmospheric Remote‐sensing Infrared Exoplanet Large‐survey (dal 1/2019).
ARIEL è stato selezionato come opportunità di lancio della missione ESA M4. La missione ARIEL, farà una indagine spettroscopica che condurrà alla esplorazione della natura delle atmosfere e degli ambienti interni degli esopianeti; infine fornirà informazioni circa i fattori chiave che influenzano la formazione e l'evoluzione dei sistemi planetari stessi. Il progetto ottico e meccanico di baseline prevede un telescopio Cassegrain formato da specchi di alluminio fuori asse che alimentano con un fascio ottico collimato i due distinti moduli dello strumento. La combinazione del Sistema di Guida / fotometro VIS / Spettrometro / NIR formano i canali fotometrici nella banda 0.50 μm -1.2 μm, due dei quali sono utilizzati con ridondanza per fornire la guida ed il controllo in closed loop (AOCS); un ulteriore spettrometro a bassa risoluzione (R = ~10) nella banda 1.2 μm – 1.95 μm e’ qui alloggiato. L’altro modulo dello strumento, lo spettrometro ARIEL IR (AIRS), fornisce la risoluzione tra 30 e 100 per la banda 1.95 μm e 7.8 μm. Il modulo payload e’ raffreddato passivamente fino a ~55 K, mediante una serie di radiatori VGroove che isolano la navetta spaziale dal payload stesso. I detector del AIRS sono gli unici pezzi raffreddati in modo attivo tramite un refrigeratore Ne JT, fino a valori inferiori a 42 K. Da gennaio 2019 partecipo all’AIV Engineering di ARIEL ed al MAIT Engineering dei prototipi dello specchio M1: nel quadro della missione ARIEL, è in corso una campagna per determinare la 2 "ricetta" per la stabilizzazione termica del substrato degli specchi del telescopio. Alcuni modelli di substrato, rappresentativi dei materiali usati per il prototipo di ARIEL, sono sottoposti a cicli termici nelle strutture di OAS e successivamente viene quantificata la variazione del fronte d’onda tramite misure interferometriche. Da giugno 2022 sono responsabile del task di allineamento del Telescope Assembly per INAF con l’industria (LEONARDO – Firenze).
Progetto VST – VLT Survey Telescope (1998-2006).
Il VST è un progetto dell’Osservatorio Astronomico di Capodimonte progettato e costruito in cooperazione con ESO (European Southern Observatory). Il VST è un telescopio a largo campo alt-azimutale da 2.6-m di apertura effettiva, specializzato per l’acquisizione di immagini astronomiche di alta qualità. Esso è operante al Paranal nell’area del Very Large Telescope. La cooperazione fu regolata da un Memorandum of Understanding (MoU) approvato dal consiglio dell’ESO il 12.06.1998. L’OAC aveva la responsabilità della realizzazione del telescopio, mentre l’ESO aveva la responsabilità di realizzare le opere civili e la cupola. In parallelo un consorzio (OmegaCam) tra ESO ed altre istituzioni straniere (The Netherlands), tra cui anche OAC e OAP, hanno realizzato una camera a grande campo, composta di un mosaico di CCD per un totale di 16K x 16K pixel in grado di coprire integralmente il campo di vista di un grado quadrato disponibile al telescopio. Il VST è dotato di ottica attiva: lo specchio primario (140 mm di spessore) è sostenuto da 84 attuatori attivi, di cui tre fissi, mentre lo specchio secondario è dotato di sistema di supporto attivo a doppio stadio. Mediante il sistema di ottica attiva tutti gli errori legati al sistema opto-meccanico del telescopio sono resi trascurabili rispetto il seeing atmosferico. Gli errori opto-meccanici possono essere visti come errori di allineamento delle ottiche del telescopio e deformazioni non volute delle stesse. Nelle diverse fasi del progetto, ho partecipato per le seguenti attività e/o responsabilità:
- collaborazione con ESO per la definizione delle interfacce ottiche e meccaniche con la cupola e strumentazione.
- responsabile con ruolo di Active Optical Engineer delle fasi PDR, FDR per l’ottica attiva del telescopio;
- responsabile del ‘performance Budget error’ del telescopio (CIR – Central Intensity Ratio) durante la fase FDR;
- Presso L-ZOS, collaborazione nell’MAIT (Manufacturing, Assembly Integration and Test) delle ottiche del telescopio e responsabile della accettazione dei due specchi primari (M1) – Lytkarino Mosca (11/2001 e 7/2006);
- collaborazione nell’AIV (Assembly, Integration and Verification) del telescopio pre-PAE, fino alla integrazione e test dei sistemi di ottica attiva (2006).
Toppo Telescope #1/TT1 (2006-2012) - Osservatorio Astronomico di Castelgrande (PZ).
Il TT#1 (Toppo Telescope #1) è un telescopio alt-azimutale in configurazione Ritchey Chretien di 1.5 m di apertura, di proprietà dell’Osservatorio Astronomico di Capodimonte. Il progetto nasce da una collaborazione tra l’Osservatorio di Capodimonte e il Comune di Castelgrande (PZ). Il telescopio è stato realizzato dall’Osservatorio di Capodimonte, mentre le opere civili e la cupola sono state realizzate dal Comune di Castelgrande. Gli sbozzi in vetro degli specchi primario e secondario, sono stati realizzati in Zerodur Special e forniti dalla Schott tedesca, mentre la lavorazione superficiale è stata effettuata, su progetto dell’Osservatorio di Napoli, dalla ditta Marcon di San Donà di Piave. Nelle diverse fasi del progetto, ho partecipato alle seguenti attività: - responsabile MAIT(Manufacturing, Assembly, Integration and Test) e della accettazione delle ottiche presso la ditta Marcon; - collaborazione nell’AIV (Assembly, Integration and Verification) del telescopio;
- collaborazione nell’AIV della Camera di Imaging del TT1;
- collaborazione nell’AIV dello spettrografo TFOSC a bordo del telescopio;
- manutenzione del telescopio e dello spettografo T-FOSC fino al 2012;
- responsabile Tecnico delle attrezzature scientifiche presenti alla Stazione Astrofisica del Toppo di Castelgrande (PZ) fino dal 2006 al 2012.
Telescopio G.Cassini di Loiano (2012 – 2014).
Ho collaborato nella scrittura, integrazione e test del nuovo software TCS del telescopio (Telescope Control Software) di Loiano. In particolare per la scrittura e la verifica del software del PLC (Programmable Logic Controller) di sicurezza.
Telescopio Università del Cairo, deserto di Kottamia (8/2006).
Al telescopio dell'Università del Cairo (Egitto) ho partecipato, dopo anni di inutilizzo, al ripristino ed allineamento del sistema ottico del telescopio ZEISS equatoriale da 2 m, nel deserto di Kottamia.
STRUMENTAZIONE.
MicroMED – Micro Martian Environmental Dust systematic analyser (dal 2010 ad oggi).
MicroMED è un analizzatore di particella di polvere e progettato per eseguire la misura di polvere in atmosfera marziana. MicroMED fa parte dei sensori del “Dust Complex” (a guida russa di IKI, Mosca) volti a studiare i processi atmosferici su Marte. Il “Dust Complex” fa parte della missione EXOMARS. MicroMED elabora la luce diffusa da singole particelle di polvere campionate nell'atmosfera marziana per misurarne le dimensioni e l’abbondanza. Un buon sistema fluidodinamico, che comprende una pompa ed una testa di campionamento, consente il campionamento dell’atmosfera marziana con la polvere incorporata. I grani della polvere catturata sono rilevati da un sistema ottico e poi espulsi nell'atmosfera. Il sistema ottico (OS) è la parte dello strumento in cui le particelle entrano all'interno dello strumento ed attraversano una regione illuminata (volume di campionamento) generata da una sorgente laser. Il diodo laser è esterno al sistema ottico ed è collegato al OS tramite una fibra ottica. La luce laser proveniente dalla fibra è quindi collimata attraverso un sistema di lenti e focalizzata sul volume di campionamento. La particella che attraversa il volume di campionamento è illuminata e diffonde la luce ricevuta. Questa è raccolta da uno specchio che si concentra sul fotodiodo rivelatore. Una trappola luminosa cattura la luce laser proveniente direttamente dal volume di campionamento, al fine di ridurre al minimo la dispersione di luce che genera rumore all'interno dello strumento. Il gruppo laser è costituito da un diodo laser, il sistema di lenti per alimentare la fibra ottica e la fibra ottica stessa. Da vari anni partecipo al progetto MicroMED dalla fase di progettazione/prototipizzazione (2010- 2015), fino la fase di realizzazione e AIV (2015 - 2022). Purtroppo, a causa della guerra RussiaUcraina, ESA ha ritirato la collaborazione con la Russia ed essendo MicroMED parte del ‘Dust Complex’ Russo, non sarà lanciato con la missione EXOMARS. Al momento si stanno cercando alternative di lancio per Marte. Nelle diverse fasi del progetto, ho partecipato alle seguenti attività:
- partecipazione all’ Optical Engineering con INO Firenze (dal 2010 - 3/2011);
- responsabile design ottico con ruolo di Optical Engineer presso OACN ed OAS (dal 04/2011 ad oggi);
- responsabile MAIT delle ottiche e per la loro accettazione (dal 04/2011 ad oggi);
- partecipazione nell’AIV Engineering presso OACN (dal 2015 ad oggi).
ELVIS@LBT (SHARK-VIS-LBT-4), dal 2020.
Il sottoscritto partecipa al progetto ELVIS finanziato da INAF, per lo sviluppo di uno spettroscopio alimentato a fibre ottiche dedicato alla ricerca di Esopianeti nella riga H-alpha da installare al fuoco di SHARK-VIS ad LBT. Ho partecipato attivamente al progetto sin dalle sue fasi iniziali di design concettuale, iniziate nel secondo semestre del 2020, fornendo importanti contributi nel disegno ottico dello spettroscopio e dei suoi elementi di dispersione. Nel 2021 ho realizzato un primo modello ZEMAX basato su GRISM+VPH e ho ottimizzato il progetto ottico finale (rilasciato nel Q3 del 2022). Il sottoscritto collabora anche alle attività di progettazione dell’ IFU (Integral Field Unit) dello strumento. Si prevede il prolungamento della collaborazione nel progetto (dichiarazione del PI dr. Fernando Pedichini) visti i brillanti risultati ottenuti presentati in sede nazionale ad ADONI 2022 ed internazionale SPIE 2022, con una nuova fase per la richiesta di fondi destinati al ‘procurement’ dei componenti ottici tramite i Grant INAF del 2023 e per la fase successiva di AIV da concludere con i test finali nel 2024.
EXO – SPHERE+/ SAXO+@VLT (dal 2021).
SAXO+ per SPHERE/SPHERE+ è l’upgrade del modulo di ottica adattiva dello strumento SPHERE montato a VLT, progetto a guida francese (LESIA, PI. A. Boccaletti). L'obiettivo è la costruzione del modulo AO di secondo stadio (SAXO+) nell'ambito dell'aggiornamento di SPHERE. Il modulo è costituito da due sottosistemi principali: un relè ottico che include uno specchio deformabile adattivo e un canale del sensore del fronte d'onda a infrarossi basato su piramide. Finanziato su fondi PNRR ‘STILES’ attività 2301 (SAXO+/SPHERE+), attività 5101 (SPHERE+_OptIR&AO_Lab). Per tale progetto collaboro ai work package di design optomeccanici ed di AIV di due sottosistemi sopramenzionati.
EXO – SPHERE+/ MEDRES@VLT (dal 2021).
MEDRES è la proposta di visiting instrument a VLT, come upgrade della strumentazione di SPHERE/SPHERE+. E’ uno spettrografo a media risoluzione alimentato a fibre ottiche/BIGRE nel vicino infrarosso a guida italiana (PI. R.Gratton). Le mie attività riguardano i work packages per la definizione dei requisiti di sistema dello strumento e del disegno ottico. Nel 2021 ho realizzato un primo modello ZEMAX basato su un BIGRE, GRISM+VPH e attualmente in collaborazione con il team di progetto stiamo valutando un design alternativo basato su fibre ottiche, GRISM+VPH. Il sottoscritto collabora insieme ai due team (ELVIS e MEDRES) alle attività di progettazione e selezione dell’ IFU (Integral Field Unit) dello studio alternativo con fibre ottiche.
Attività di Progetti, Prototipi e Brevetti nella banda UV, dal 2020.
Collaboro alle attività dei progetti SULCIM, MUAM, FILTRO SANIFICAZIONE UV, STUDIO LAMPADA AD ECCIMERI UV. Le attività sono sia nel campo di progettazione ottiche che test e misure in laboratorio. Sono co-inventore di 8 brevetti (4 italiani, 3 internazionali ed 1 europeo).
Progetti EUSST, ASTRA e upgrade Wide-field capabilities for the Loiano Cassini Telescope (dal 11/2018).
Dall'autunno 2018 il sottoscritto è membro dei gruppi di lavoro WP4-Task1 “Sensors/Integration of new sensors” e WP8-Task2 “Upgrades of sensors/Upgrades of Telescopes”. Il progetto, finanziato su fondi H2020 Space, proseguirà nell’ambito del prossimo programma quadro settennale su fondi HaDEA (European Health and Digital Executive Agency). Il sottoscritto collabora anche attivamente in seno al gruppo di lavoro di INAF-OAS per la realizzazione di una camera a grande campo “multi-purpose” per spettroscopia e polarimetria, denominata SuperFOSC, per il telescopio “G.D. Cassini” a Loiano (BO), e contribuisce altresì alle attività del progetto ASTRA per la Sorveglianza Spaziale, nell’ambito dell’accordo attuativo ASI-INAF n. 2020-6-HH.0 sui Detriti Spaziali, in supporto alle attività dell’IADC.
MAORY - Multi-conjugate Adaptive Optics RelaY (7/2012 – 11/2018).
MAORY è un nuovo modulo di ottica adattiva post-focale, strumento di prima luce per l'European Extremely Large Telescope (ELT), che supporta le osservazioni di MICADO (Multi-Adaptive Optics Imaging Camera for Deep Observations) offrendo due modalità di ottica adattiva: ottica adattiva multi-coniugata (MCAO) e ottica adattiva con singola coniugazione (SCAO). MICADO necessita di lavorare con immagini nitide in un ampio campo di vista nel vicino infrarosso (0.8–2.4µm) al fine di consentire misure molto precise delle posizioni, luminosità e moti delle stelle. L’ottica adattiva di MAORY e del telescopio ELT supportano MICADO a raggiungere tale obiettivo. Da luglio 2012 a marzo 2016, all’interno del Project Office, ho ricoperto il ruolo di AIV Engineer e responsabile dei relativi Work Packages (fase pre-B di MAORY). Da gennaio 2016 a novembre 2018, sempre all’interno del Project Office, ho ricoperto il ruolo di System Engineer e responsabile dei relativi Work Packages. In MAORY ho potuto mettere a frutto l’esperienza maturata nella progettazione del VST in ambiente ESO (European Southern Observatory). Come membro del Project Office di MAORY ed in particolare con l’incarico di System Engineer, mi sono occupato della gestione dei requisiti di sistema di MAORY con ESO, del flow-down dei requisiti da livello di sistema (MAORY) a livello di sottosistemi. Della gestione delle interfacce a livello di sistema con il telescopio ELT (ed il suo ambiente di cupola) e con MICADO. Infine, sempre come SE, ho gestito la definizione delle interfacce tra i vari sottosistemi di MAORY. Gli sviluppi nel progetto MAORY si conclude in Novembre 11/2018.
Camera di Imaging del telescopio TT1 - (2006-2009).
Ho collaborato alla realizzazione della strumentazione di piano focale ed in particolare alla camera d’imaging, del telescopio TT1. Ho seguito gli aspetti relativi la costruzione, la definizione delle specifiche, il reperimento delle parti, l’assemblaggio, la definizione delle procedure di test, la scelta del controller per la camera, degli apparati per la criogenia e quelli per il vuoto.
Spettrografo TFOSC al telescopio TT1 (2006-2009).
Uno spettrografo TFOSC, del tutto equivalente a quello di Loiano è stato comprato e montato al telescopio TT1. Il sottoscritto ha collaborato al montaggio, integrazione e verifica dello spettrografo al telescopio.
GOHSS - Galileo OH Suppressed Spectrograph (1998-2003).
GOHSS è uno spettrografo che lavora nel vicino IR, alimentato a fibre ottiche. Progettato per il TNG (Telescopio Nazionale Galileo) e realizzato in cooperazione tra gli Osservatori di Capodimonte, Monteporzio Catone e l’Institute of Astronomy of Cambridge (IoA, UK). GOHSS è uno strumento innovativo che realizza la sottrazione delle righe OH dal fondo cielo notturno; la soppressione delle righe OH avviene per via software invece che per via hardware (soluzione utilizzata da altri dispositivi come in COHSI dell’IoA e nello strumento giapponese del gruppo di Kyoto). Il design multiechelle di GOHSS fornisce lo spettro nelle bande z, J e H di 25 sorgenti, con un efficace risoluzione spettrale (circa 4000) necessaria per ridurre fortemente l'impatto atmosferico delle linee OH. Il principale obiettivo scientifico di GOHSS è quello di effettuare il survey di galassie deboli (J'21 e H2O) con red-shift nella gamma 1 < z < 2. Nelle diverse fasi del progetto, ho partecipato alle seguenti attività:
- presso l’Istitute of Astronomy di Cambridge per la progettazione ottica;
- presso l’Osservatorio di Capodimonte per la progettazione opto-meccanica;
- presso l’Osservatorio di Monteporzio Catone per l’MAIT (Manufacturing, Assembly Integration and Test) delle fibre ottiche e dell’IFU (Integral Field Unit).
- presso LOMO in St. Petersburg (Russia) per l’MAIT (Manufacturing, Assembly Integration and Test) delle ottiche e responsabile della accettazione delle stesse.
- presso l’Osservatorio di Monteporzio Catone per l’AIV (Manufacturing, Assembly Integration and Verification) dello strumento.
COHSI - Cambridge OH Suppressed Instrument (1997-1999).
COHSI è uno spettrografo alimentato a fibre ottiche dell’Institute of Astronomy of Cambridge (UK) per il telescopio UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope). COHSI è stato progettato per filtrare otticamente circa 200 linee di airglow OH che dominano lo spettro del cielo nella banda 1.0 -1.8 µm. Come per GOHSS, il principale obiettivo scientifico di COHSI è quello di effettuare il survey di galassie deboli (J'21 e H2O) con red-shift nella gamma 1 < z < 2. La soppressione delle righe OH avviene per via hardware; questo comporta la soppressione delle linee OH per mezzo di una maschera fisica posta nello spettro, ad alta risoluzione, intermedio. Lo spettro pulito dalle linee OH viene successivamente ricombinato in luce bianca, che poi alimenta uno spettrografo a bassa risoluzione da cui si ottengono i dati scientifici da analizzare. In questo senso, è simile all’ OHS al 2.2 m dell'Università delle Hawaii e l'OHS per SUBARU. Tuttavia, a differenza di questi due strumenti, COHSI è alimentato a fibre ottiche ed offre due modalità spettroscopiche: IFU (Integral Fied Unit) e MOS (multi-object spectroscopy). Nel 1998 lo strumento è stato installato e messo in funzione con successo al telescopio UKIRT (Mauna Kea). Nelle diverse fasi del progetto, ho partecipato alle seguenti attività:
- presso l’Istitute of Astronomy di Cambridge per l’MAIT (Manufacturing, Assembly Integration and Test) delle fibre ottiche e del modulo IFU (Integral Filed Unit).
- presso l’Istitute of Astronomy di Cambridge per l’AIV (Manufacturing, Assembly Integration and Verification) dello strumento.
- partecipazione al primo commissioning dello strumento COHSI, presso UKIRT - Mauna Kea (USA), (07/1999-8/1999).
