TELESCOPI OTTICI

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

TELESCOPI OTTICI. I telescopi ottici si dividono in due gruppi principali: i riflettori e i rifrattori. I rifrattori hanno due lenti, l'obiettivo, che raccoglie la luce e forma l'immagine sul piano focale e l'oculare che permette all'immagine di essere trasferita nel piano focale dell'occhio. La distanza tra oculare e obiettivo può essere regolata dal focheggiatore in modo da essere a fuoco nel piano focale dell'occhio. Lo stesso vale per il riflettore solo che, in questo caso, la luce proveniente dall'oggetto astronomico viene raccolta da uno specchio. Se l'immagine deve essere raccolta su un CCD allora non serve l'oculare perche il CCD si pone nel piano focale dell'obiettivo.

Il diametro D dell'obiettivo si chiama apertura del telescopio. Il rapporto tra apertura e lughezza focale f è detto rapporto d'apertura F = D f . Questa quantità caratterizza la luminosità del telescopio ovvero la sua capacità di raccogliere la luce. Se il rapporto di apertura è grande si ha un telescopio "veloce" perchè i tempi di esposizione sono più piccoli rispetto a un telescopio con un piccolo rapporto di apertura che per questo motivo è definito "lento".

In astronomia, come in fotografia, il rapporto di apertura è indicato dal numero f che è il reciproco del rapporto di apertura. Per esempio un telescopio di diametro 130 mm e lunghezza focale 900 mm ha un rapporto d'apertura F≈ 0.144 e un numero f≈6.9, invece un telescopio con un diametro 114 mm e lunghezza focale 500 mm è più veloce perche f≈ 4.4

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L'ingrandimento di un telescopio è dato dal rapporto delle lunghezze focali di obiettivo e oculare: ω = f ob f oc . L'ingrandimento non è una caratteristica importante di un telescopio perchè può essere regolato cambiando l'oculare.

Una caratteristica più importante di un telescopio, che dipende dalla sua apertura, è il potere risolvente che determina la minima separazione angolare per cui due oggetti sono visti distinti. Questo effetto è dovuto alla diffrazione della luce attraverso l'obiettivo e un oggetto puntiforme è visto come un piccolo disco, tanto più piccolo quanto più grande è il diametro dell'obiettivo. La risoluzione teorica di un telescopio è data dalla legge di Rayleigh:

θ ris ≈ 1.22 · λ D

Per esempio un telescopio di diametro 130 mm può, teoricamente, risolvere una doppia se le componenti hanno una separazione angolare maggiore o uguale di:

θ ≈ 1.22 · 550 · 10 − 9 130 · 10 − 3 ≈ 5 · 10 − 6 rad ≈ 5 · 10 − 6 · 180 π °≈3·10-4°≈3·10-4·3600"≈1"

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Questa formula può essere anche applicata ai radiostelescopi. Comunque esiste un limite al potere risolvente dato dal seeing che disperde l'immagine puntiforme a un diametro di circa 1". Inoltre esiste anche un potere risolvente legato all'occhio umano che limita la separazione angolare che può essere risolta ad occhio nudo a circa e= 2'=5.8·10-4 rad.

Il massimo ingrandimento ωmax per un'osservazione visuale è dato dal rapporto tra il massimo potere risolvente dell'occhio e il potere risolvente del telescopio: ω max = e θ ris ≈ eD λ = 5.8 · 10 − 4 5.5 · 10 − 7 · D m ≈ D 1 mm . Per esempio per un telescopio con un obiettivo di 130 mm il massimo ingrandimento per le osservazioni visuali è circa 130 volte.
RIFRATTORI. Nei primi rifrattori, in cui l'obiettivo era costituito da una sola lente, le osservazioni erano condizionate dalla aberrazione cromatica. Infatti l'angolo di rifrazione attraverso una lente dipende dalla lunghezza d'onda e tutte le componenti della radiazione non hanno lo stesso punto focale. L'aberrazione cromatica è dipendente dalla curvatura della lente ed è quindi tanto minore quanto più grande è la lunghezza focale dell'obiettivo. Per questo i primi telescopi rifrattori erano molto lunghi. Di conseguenza i rifrattori molto luminosi ( o veloci) soffrono maggiormente dell'aberrazione cromatica.
4 Per rimediare a questo difetto una prima soluzione è l'uso del doppietto acromatico costituito da una lente divergente accoppiata alla lente convergente dell'obiettivo che compensa la dispersione della radiazione attraverso l'obiettivo. Combinando tre o anche più lenti fatte di vetro di caratteristiche diverse si riesce a correggere l'aberrazione cromatica quasi del tutto (obiettivi apocromatici).
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È difficile costruire rifrattori con grandi aperture e si è comunque costretti a realizzare strutture molto lunghe. Il più grande rifrattore del mondo, nell'Osservatorio di Yerkes, ha un diametro di 1020 mm e una lunghezza focale di 19.4 m. in astronomia i rifrattori vengono oggi usati per le osservazioni visuali delle stelle doppie e in astronometria per misurare la posizione delle stelle.

RIFLETTORI. È il telescopio più usato nella ricerca astronomica. L'obiettivo è costituito da uno specchio di forma parabolica. La forma parabolica è necessaria per eliminare un difetto tipico degli specchi sferici detto appunto aberrazione sferica. Inoltre nei telescopi riflettori è assente l'aberrazione cromatica. Nei telescopi molto grandi l'osservatore può sistemarsi con gli strumenti necessari in una postazione posta nel fuoco primario (prime focus) senza occultare troppo la radiazione incidente. Ma nei telescopi più piccoli questo non è possibile e ci sono dei sistemi per porre il fuoco primario fuori il telescopio. La prima costruzione è quella di Newton (telescopio Newton) che utilizza uno specchietto piano (specchio secondario) per portare il fuoco primario in direzione perpendicolare al tubo ottico. Un'altra possibilità (telescopio Cassegrain) è realizzare un foro al centro dello specchio primario e riflettere il fuoco primario, con uno specchietto parabolico convesso, dietro lo specchio primario. Altre costruzioni possono portare il fuoco primario in posti che sono ritenuti ottimali per lo scopo prefissato. Per esempio la costruzione coudè è usata in spettroscopia perchè i grossi spettroscopi devono essere posto in posizioni stabile e la temperatura deve essere mantenuta costante.

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6 I riflettori con uno specchio parabolico hanno una loro specifica aberrazione, il coma (assente nei telescopi con specchi sferici). Il coma distorce le immagini lontane dall'asse ottico. A causa del coma i telescopi con specchio parabolico hanno un campo di vista corretto ristretto.

Come alternativa agli specchi parabolici si sono sperimentate diverse altre costruzioni.
Per esempio, la costruzione Schmidt utilizza una lente correttrice per compensare l'aberrazione sferica negli specchi sferici .

La costruzione Ritchey-Chrétien ricorda la Cassegrain ma utilizza uno specchio primario e secondario iperboloide.
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