|
Argomenti della pagina
|
|
|
|
Termini da conoscere
|
|
Ammasso aperto,
Ammasso globulare,
Cometa,
Corpo celeste,
Galassia,
Luce cinerea,
Lunghezza d'onda,
Magnitudine,
Meteora,
Nebulosa,
Pianeta,
Risoluzione angolare,
Sistema binario,
Spettro elettromagnetico,
Stella
|
|
|
Introduzione agli strumenti ottici |
Sebbene sia molto bello starsene su un monticello di notte a guardare il cielo
comodamente seduti su una sdraio, a testa in su, l'occhio umano
non riesce ad andare al di sotto di una certa magnitudine, quindi l'unica cosa che si potrà vedere è la Luna, una infinità di stelle
(sempre che il posto sia buono e poco illuminato artificialmente),
qualche
oggetto sporadico vagante come meteore o qualche pianeta
che si affaccia sulla nostra parte di cielo.
L'occhio umano arriva, nel migliore dei casi, ad una magnitudine pari a 6.
Il
migliore dei casi corrisponde ad una ottima vista e ad un cielo decisamente
scuro. Per una osservazione ottimale, l'occhio ha bisogno di adeguarsi al buio
quindi è consigliabile passare almeno una decina di minuti sotto il cielo
notturno prima di iniziare a cercare qualcosa con insistenza. Questo consentirà
alla pupilla di arrivare fino a 7-8 millimetri, aprendosi a nuove visioni ed
alla vista delle stelle un po' più deboli. La risoluzione angolare dell'occhio umano è un primo d'arco, pari ad un sessantesimo di grado. Questo
vuol dire che l'occhio umano riesce a distinguere come due oggetti distinti due
corpi celesti che si trovano ad almeno un primo d'arco di distanza l'uno
dall'altro.
Per compiere osservazioni più approfondite, tuttavia, è necessario dotarsi di
uno
strumento ottico in grado di aumentare la nostra vista. Non c'è bisogno di
andare a scomodare strumenti molto costosi: chi si avvicina all'astronomia può
rimanere affascinato anche da una visuale ottenuta con alcuni binocoli
(insostituibili per certi brillanti oggetti larghi), mentre telescopi
anche piccoli possono già dare belle soddisfazioni. Spesso si compie l'errore di
voler strafare all'inizio, acquistando uno strumento che per le capacità
iniziali è sovradimensionato. Non è necessario, almeno all'inizio. Anzi, a
fronte dei moderni telescopi a puntamento computerizzato sarebbe meglio imparare
a proprie spese cosa vuol dire puntare un oggetto celeste a mano: si capirà che
non è affatto facile inquadrare nell'oculare la stella
voluta, ma quando ci si riesce è tutt'altra soddisfazione.
Una volta iniziato, una volta che si inizia a riconoscere le stelle, a vedere
qualche oggetto esteso, qualche sistema binario, sarà difficile smettere.
Torna su |
|
Caratteristiche degli strumenti ottici |
 Possiamo schematizzare uno strumento
ottico generale: la luce all'interno del telescopio arriva attraverso la parte
sinistra dello strumento in figura, grande quando il diametro D
dell'obiettivo.
Lo specchio primario fa convergere la luce fino ad un fuoco. La
distanza tra obiettivo e fuoco è la distanza (o lunghezza) focale F.
Nel fuoco, l'immagine si capovolge e ricomincia il viaggio verso l'oculare. La
distanza tra fuoco ed oculare è detta distanza (o lunghezza) focale dell'oculare
f.
La messa a fuoco consiste nel fare in modo che il fuoco di destra
dell'obiettivo ed il fuoco di sinistra dell'oculare coincidano.
In base ai punti ed alle lunghezze finora rintracciati nello schema ottico è
possibile definire alcuni paramentri dello strumento, tra i quali:
|
Rapporto focale |
rapporto tra lunghezza focale F e diametro dell'obiettivo D espresso in
millimetri, quindi F/D. |
|
Potere risolutivo (o potere separatore) |
Si tratta della capacità dello strumento, inteso anche come occhio umano, di
distinguere due oggetti vicini e si esprime in secondi d'arco. La definizione è
nota come Criterio di Rayleigh, ed il caso tipico è quello delle stelle
doppie: in tal caso una doppia è separata quando il massimo del disco di Airy di
una stella coincide con il primo anello nero della sua compagna. Il potere
risolutivo è dato dal rapporto tra 120 ed il diametro dell'obiettivo in
millimetri, quindi 120/D. Ad esempio, uno strumento con l'apertura di 200
millimetri avrà un potere risolutivo di 0,6 secondi d'arco. Questa formula va
sotto il nome di formula di Dawes e si applica pari pari
agli strumenti a lente. Per gli strumenti a specchio, come i riflettori, c'è lo
specchio secondario che provoca un effetto di ostruzione. Quindi la formula
diventa 120/(D-d) dove d rappresenta il diametro in millimetri dello specchio
secondario.
In realtà, esperienza insegna che con serate favorevolissime alcuni strumenti
riescono a risolvere sistemi binari distanziati tra loro anche di un rapporto
pari a soli 114/D, quindi la formula va presa come linea guida e non come
scienza esatta.
Quanto detto vale per la risoluzione di stelle doppie, ma ci sono particolari di
differente tipologia che possono essere scorti anche se la loro dimensione è
inferiore al potere risolutivo, come ad esempio le ombre dei satelliti gioviani
sul pianeta durante i transiti osservate con strumenti molto piccoli. Per
particolari diversi dalle stelle doppie, si guadagna in dettaglio di un fattore
di circa 2,5 volte. Ad esempio, un riflettore di 20 centimetri riesce a
risolvere sistemi binari separati da 0,6'' e dettagli sottili 0,24''. In realtà,
anche se i dischi di diffrazione delle stelle doppie separate poco meno di 0,6''
tendono a sovrapporsi, potremo lo stesso capire che si tratta di un sistema
binario e quindi a riconoscerlo grazie all'allungamento del sistema binario
rispetto ad una stella singola. Questo fenomeno rende possibile distinguere,
sempre con un 20 centimetri, sistemi binari le cui compagne sono separate da
solo 0,33'' (l'allungamento è percepibile fino a 0,55-0,6 volte il potere
risolutivo).
|
Diametro (cm) |
Potere risolutivo ('') |
Risoluzione stelle doppie ('') |
Minimi particolari percepibili ('') |
|
5 |
2,4 |
1,3 |
1 |
|
7 |
1,7 |
1 |
0,7 |
|
11 |
1,1 |
0,6 |
0,4 |
|
13 |
0,92 |
0,51 |
0,37 |
|
15 |
0,80 |
0,44 |
0,32 |
|
18 |
0,67 |
0,37 |
0,27 |
|
20 |
0,6 |
0,33 |
0,24 |
|
25 |
0,48 |
0,27 |
0,19 |
|
30 |
0,40 |
0,22 |
0,16 |
|
35 |
0,34 |
0,19 |
0,14 |
|
40 |
0,30 |
0,17 |
0,12 |
|
60 |
0,2 |
0,11 |
0,08 |
L'occhio umano ha un potere risolutivo migliore a 2 millimetri di apertura
pupillare, quindi pari a 1'. L'atmosfera terrestre rende impossibile scendere
sotto lo 0,1 secondo d'arco anche per strumenti dal grande diametro. Tra queste
due misure c'è una differenza di circa 600 volte.
|
|
Ingrandimento |
Esprime il numero di volte per il quale la dimensione di un oggetto presente nel
campo ottico è moltiplicata, risultando quindi più grande. Si trova dal rapporto
tra la lunghezza focale dell'obiettivo e la lunghezza focale dell'oculare,
quindi F/f. |
|
Pupilla d'uscita |
La pupilla d'uscita è data dal rapporto tra il diametro D dello strumento
espresso in millimetri e l'ingrandimento attuale, che è fisso per un binocolo e
che dipende dall'oculare utilizzato per un telescopio. |
|
Ingrandimento minimo sfruttabile |
L'ingrandimento minimo sfruttabile è tale per cui un ingrandimento maggiore
determinerebbe uno spreco di luce dal momento che non potrebbe essere assorbito
dalla limitata dilatazione della pupilla umana. E' dato dal rapporto tra il
diametro in millimetri ed il diametro della pupilla umana, quindi D/7. Il valore
7 varia in base all'età ed al luogo di osservazione: maggiore è l'età
dell'osservatore e più luminoso è il luogo di osservazione e più il denominatore
del rapporto diminuisce. |
|
Ingrandimento massimo sfruttabile |
Rappresenta l'ingrandimento oltre il quale si perde di nitidezza per un
determinato strumento ottico e corrisponde a due volte il diametro
dell'obiettivo espresso in millimetri. Quindi, per un 200 millimetri
l'ingrandimento massimo sfruttabile è di 400x. |
|
Magnitudine limite |
Rappresenta il massimo di luce che lo strumento riesce ad assorbire. In una
notte ottimale, l'occhio umano riesce a vedere fino alla sesta magnitudine, non
di più. In realtà un occhio umano arriverebbe alla magnitudine 8, tuttavia il
fondo del cielo già illuminato di per sé fa si che non si possa andare oltre la
sesta magnitudine.
Uno strumento con diametro di 20 centimetri aiuta a raggiungere la magnitudine
12. L'acquisizione di luce da parte dello strumento aumenta in base al quadrato
del diametro dell'obiettivo, quindi uno strumento con l'obiettivo doppio
rispetto ad un altro acquisirà una luce pari a quattro volte quella raccolta
dallo strumento più piccolo.
Per gli strumenti con uno specchio secondario come i riflettori vale lo stesso
discorso visto per il potere risolutivo, dal momento che lo specchio secondario
ostruisce parzialmente lo specchio primario. In tal caso la magnitudine limite
sarà leggermente inferiore, con una perdita pari a -2,5log D2/(D2
- d2).
Non basta, quindi, il valore del diametro dell'obiettivo a calcolare la
magnitudine minima di uno strumenti, ma occorre tener ben presente anche la
percentuale di luce che è in grado di trasmettere. In un rifrattore, le lenti
lasciano passare il 90% della luce fino al fuoco, dove l'oculare ne lascia
passare altrettanta per un totale di 80%. Un riflettore, invece, lascia passare
l'85% fino al fuoco, con una perdita del 5% rispetto al rifrattore visto che per
l'oculare la percentuale è la stessa. Ne segue che un rifrattore di 7 centimetri
acquisisce luce in misura di 1000 volte la luce acquisita da un 7 millimetri, ma
ne fa pervenire sulla retina soltanto l'80% guadagnando non più 5 magnitudini ma
4,75.
La regola per stabilire la magnitudine limite di un telescopio è, dato con D il
diametro dell'obiettivo espresso in centimetri, m = 6,8 + 5 log D. |
Torna su |
|
Le aberrazioni ottiche |
|
Le aberrazioni sono distorsioni che le immagini luminose passanti in uno
strumento ottico assumono a causa delle proprietà fisiche della stessa luce. Si
parla, quindi, di aberrazioni ottiche. |
ABERRAZIONE SFERICA
 Se lo specchio di uno strumento ottico è
sferico, la sua superficie è un insieme di tanti cerchi concentrici di diverso
raggio e con una focale
leggermente diversa l'uno dall'altro. Ognuno di questi cerchi raccoglie una
porzione della luce e la riproietta su un proprio fuoco, diverso da tutti gli
altri sebbene in misura molto piccola. Ne segue che l'immagine ottenuta non è
una immagine presente in un unico punto ma su un insieme di punti, quindi non
risulta nitida. Questo effetto dipende dalla lunghezza focale dello strumento, e
quindi diminuisce quando la focale aumenta. Il problema, oggi, è stato comunque
superato in vari modi.
I telescopi
riflettori adottano specchi parabolici anziché sferici mentre altri tipi di
strumenti utilizzano un sistema di lenti (almeno due) convergenti e divergenti,
in modo da eliminare la divergenza dei fuochi. La parabola è in grado di
eliminare il problema perché ha due fuochi: uno vicino e l'altro all'infinito.
Dal momento che le stelle
si trovano virtualmente all'infinito, i raggi vanno ovviamente a convergere nel
fuoco. Lo specchio sferico invece non verrebbe ad avere un fuoco definito, ma
una immagine delimitata da una figura simmetrica chiamata caustica di
riflessione. La lastra di Schmidt ha proprio il compito di creare una
caustica uguale e contraria in modo da eliminare il difetto alla partenza. Una
aberrazione sferica si presenta come un alone posto intorno alle stelle più
brillanti.
ABERRAZIONE CROMATICA
 Il vetro ha un indice di rifrazione che
varia con la lunghezza d'onda della radiazione incidente. Dal momento che la luce stellare che arriva ad
incidere su un telescopio a lente (rifrattori) abbraccia tutto lo spettro
del visibile, ogni lunghezza d'onda viene scomposta e dispersa in modi
differenti con la conseguenza che ogni colore si focalizza in un punto diverso e
l'immagine viene alterata, soprattutto ai bordi che quindi sembrano colorati.
L'aberrazione cromatica può essere eliminata tramite un sistema di due lenti,
una concava ed una convessa, chiamate doppietto acromatico. Nel caso di
telescopio rifrattore utilizzato per osservazione diretta, la correzione
maggiore andrà fatta nel giallo-verde visto che l'occhio umano è più sensibile a
questi colori. Se il telescopio serve a scopi fotografici, invece, sarebbe
opportuno migliorare la correzione nel verde-blu. Con sistemi a tre lenti, detti
fotovisuali, si correggono entrambe le partizioni di colore. I riflettori sono
esenti da questo problema, non utilizzando lenti ma specchi.
COMA
 Uno specchio
parabolico evita l'aberrazione sferica ma si imbatte in un'altra che, osservando
gli oggetti fuori dall'asse ottico dello strumento, produce immagini di forma
allungata che ricordano una goccia oppure la chioma (coma) delle comete. Il coma viene diminuito allungando la focale, ma aumenta all'aumentare delle
dimensioni dell'obiettivo
e dell'inclinazione del raggio incidente. Per la correzione si ricorre a
dispositivi a due lenti, detti lenti aplanatiche.
ASTIGMATISMO
 Il raggio di curvatura di uno specchio o di una lente
osservati in due piani diversi è differente, quindi i raggi di luce che vengono
focalizzati da un certo diametro dell'elemento ottico cadono in un fuoco diverso
da quelli focalizzati da un diametro perpendicolare al precedente. L'immagine,
anziché puntiforme, appare quindi come un segmento. Cosa significa? Se la luce
di una stella cade all'interno del tubo e quindi finisce sullo specchio in
maniera orizzontale, verrà proiettata in un fuoco diverso rispetto alla luce di
una stella che giunge in verticale sul nostro specchio.
Anche questa aberrazione diminuisce all'aumentare della lunghezza focale e
fortunatamente cresce in maniera proporzionale al diametro dell'obiettivo e non
del suo quadrato. Uno strumento per eliminare l'astigmatismo è la lastra di
Schmidt.
CURVATURA DI CAMPO
Correggendo l'astigmatismo, si introduce la curvatura di campo, consistente nel
fatto che l'immagine a fuoco dell'oggetto inquadrato non giace più su un piano
ma su una superficie sferica con la concavità rivolta verso la lente. Anche la
curvatura di campo decresce all'aumentare della focale e cresce all'aumentare
dell'angolo di incidenza dei raggi.
DISTORSIONE
Il fenomeno della distorsione è tale per cui l'immagine viene ingrandita in
proporzioni diverse sul piano focale, fino a farle assumere un allargamento
(distorsione a botte) oppure uno snellimento (a cuscino) nella parte centrale.
Il fenomeno si presenta soprattutto nei binocoli, pensati per piccoli ingrandimenti, utilizzati invece in campo astronomico o comunque per visioni di campo
ridotto.
VIGNETTATURA
Si tratta di un difetto dello strumento ottico, causato da una illuminazione non
uniforme del piano dell'immagine, spesso a causa dell'ostruzione della luce determinata
da parti dello strumento stesso. Si presenta come un alone scuro tondeggiante sull'immagine,
la cui intensità diminuisce dal centro del campo verso i bordi.
Torna su |
|