Il primo strumento ottico usato da persona per osservare il
cielo è l'occhio che non ci permette di vedere nebulose e galassie, ma è
già un' eccellente strumento in quanto, se ci pensiamo vede stelle distanti
da noi migliaia di anni luce.
Telescopio
Lo strumento ottico astronomico per eccellenza è il
telescopio utilizzato per l'osservazione di oggetti molto lontani. Si
distingue tra telescopi rifrattori, in cui l'obiettivo è costituito da un
gruppo di lenti, e telescopi riflettori, in cui l'obiettivo è rappresentato
da un specchi. Per uso professionale, cioè per i grandi osservatori
astronomici, per i quali sono richiesti obiettivi di grande apertura, non si
costruiscono telescopi rifrattori sin dai primi decenni del sec. XX. Piccoli
telescopi rifrattori (detti cercatori), di ridotto ingrandimento, ma di
grande campo, sono usati con l'asse parallelo a quello del telescopio
maggiore per rendere rapido il puntamento di quest'ultimo.
Caratteristiche
dei telescopi
Le caratteristiche ottiche dei telescopi riflettori sono
definite allo stesso modo di quelle del telescopio rifrattore. È detta apertura
dell'obiettivo il diametro D dello specchio; la focale, f',
è la distanza dal vertice dello specchio alla quale si formano le immagini;
l'apertura numerica, f'/D,
è il rapporto tra l'apertura e la focale; le dimensioni dell'immagine data
dallo specchio si ottengono moltiplicando le dimensioni angolari dell'oggetto
per la focale dello specchio; l'ingrandimento visuale, Iv,
è dato dal rapporto tra la focale dello specchio, f'
, e la focale dell'oculare, F'oc,
con il quale si osserva l'immagine data dallo specchio; l'ingrandimento di un
telescopio dipende quindi, oltre che dallo specchio, anche dall'oculare
(intercambiabile) usato. Tuttavia il massimo ingrandimento utile è limitato dal
potere risolutivo teorico, che dipende esclusivamente dal diametro dello
specchio. Il potere risolutivo teorico è definito come il minimo angolo g
sotto il quale due oggetti puntiformi possono essere visti ancora distinti
attraverso il telescopio: vale la formula =1,22l/D,
in cui l è la
lunghezza d'onda della radiazione considerata e D è il diametro dello
specchio. Misurando il diametro D in millimetri e prendendo una lunghezza
d'onda media, si ha la relazione empirica: =120/D, con espresso in
secondi. Il potere risolutivo reale è in genere molto peggiore di quello
teorico. Per quanto riguarda la capacità di un telescopio di raccogliere luce,
per un oggetto esteso l'illuminazione per unità di area dell'immagine data
dallo specchio è proporzionale al quadrato dell'apertura numerica f'/D;
per oggetti puntiformi, l'energia luminosa raccolta dall'obiettivo si
distribuisce sull'area della centrica di diffrazione, e quindi l'illuminazione
del disco centrale della centrica è proporzionale all'apertura dell'obiettivo.
Schemi
ottici dei telescopi riflettori
Il primo telescopio riflettore fu costruito da Newton sulla base
della falsa ipotesi (il cosiddetto "errore di Newton") che non sarebbe
mai stato possibile costruire un cannocchiale rifrattore esente dalle
aberrazioni cromatiche che davano origine a fastidiosissimi fenomeni di
iridazione delle immagini. Il telescopio newtoniano, ancora prodotto per
il mercato amatoriale, ha come obiettivo uno specchio concavo metallico che
forma un'immagine degli oggetti posti all'infinito (come possono considerarsi
gli oggetti astronomici) in corrispondenza del suo piano focale. Poiché uno
specchio sferico presenta la cosiddetta aberrazione di sfericità, l'obiettivo,
nei telescopi newtoniani, è spesso sostituito da uno specchio parabolico
corretto appunto per questa aberrazione per gli oggetti all'infinito. L'immagine
fornita dallo specchio sferico, o dallo specchio parabolico, nel suo piano
focale viene poi osservata con un oculare che ne fornisce un'immagine ingrandita
ulteriormente. Nei telescopi newtoniani i raggi riflessi dallo specchio
parabolico (che è lo specchio principale) vengono deviati per mezzo di uno
specchio piano, di modo che l'immagine degli oggetti astronomici si forma al di
fuori del tubo che sorregge lo specchio principale, in posizione comoda per
l'osservazione. È lo specchio principale che determina la qualità
dell'immagine. Lo schema ottico del telescopio riflettore più usato non è
però quello newtoniano, ma quello del telescopio Cassegrain, in cui lo
specchio secondario è convesso e di forma iperbolica. I raggi da esso riflessi
vengono focalizzati in un punto dove si forma l'immagine degli oggetti
osservati. Si hanno così due fuochi: il primo fuoco è quello fornito dallo
specchio principale; il secondo è quello dove convergono i raggi dopo la
riflessione sullo specchio iperbolico. I raggi luminosi escono da un foro nello
specchio secondario e così l'immagine può essere osservata comodamente con un
oculare da dietro tale specchio. Nel telescopio di Monte Palomar (entrato in
servizio nel 1948 e per un lungo tempo il più grande telescopio del mondo: 5 m
di diametro dello specchio principale) è di questo tipo. In esso l'osservazione
può essere fatta al primo fuoco o al fuoco secondario (fuoco Cassegrain). Un
terzo sistema ottico di riflettore è quello del telescopio Gregory, che,
a differenza del telescopio Cassegrain, fa uso di uno specchio secondario
concavo, ellissoidale e non convesso iperbolico. Un quarto schema di telescopio
riflettore è quello del telescopio di Herschel; in esso non vi è
specchio secondario, ma i raggi vengono deviati verso l'esterno da un'opportuna
inclinazione dello specchio. Lo schema herscheliano è però obsoleto. I
telescopi con specchi principali parabolici hanno il vantaggio di avere una
buona correzione dell'aberrazione sferica assiale, ma lo svantaggio di
presentare forti aberrazioni extrassiali. Queste aberrazioni diventano
intollerabili anche a piccolissima distanza dall'asse e pertanto le immagini di
oggetti molto estesi sarebbero di pessima qualità. La maggior parte dei
telescopi costruiti prima degli anni Settanta del sec. XX erano di tipo
Cassegrain; per effetto dell'aberrazione di coma, che negli specchi parabolici
è fortissima, la massima ampiezza angolare di immagine utilizzabile era di
alcuni primi d'arco per il fuoco principale e di una decina di primi per il
fuoco Cassegrain. I telescopi Schmidt risolvono questo problema
utilizzando uno specchio principale sferico, ma facendo passare la luce
attraverso una lamina di vetro (lamina di Schmidt) di forma studiata
opportunamente per correggere l'aberrazione di sfericità. Si ha allora
un'immagine di grandi dimensioni che si forma sul fuoco dello specchio
principale in corrispondenza a una superficie convessa dove viene disposta la
lastra fotografica. Con i telescopi Schmidt non è quindi possibile
l'osservazione visuale, ma ciò non ha alcuna importanza, in quanto nei grandi
telescopi l'osservazione è ormai esclusivamente fotografica o elettronica.
Telescopi Schmidt di grandi dimensioni sono installati in diversi osservatori.
Da ogni fotografia ottenuta in questo modo si può ottenere un enorme numero di
informazioni. Tutti i dettagli dell'ampia zona di cielo fotografata si ricavano
automaticamente con apparecchi computerizzati. Lo Schmidt è insostituibile
nello studio di oggetti di grandi dimensioni come le nebulose. Su un principio
analogo a quello del telescopi Schmidt è basato anche il telescopio di
Maksutov, che fa anch'esso uso di una lamina rifrangente di forma opportuna.
Fu progettato allo scopo di ottenere un gran campo di visibilità – visuale
e/o fotografica – unita a un'economicità superiore a quella dei telescopi
Schmidt; infatti, sia lo specchio principale sia la lente correttrice vengono
lavorate secondo superfici semplicemente sferiche. Più recentemente è stato
introdotto un nuovo sistema ottico, il Ritchey-Chrétien, che nei grandi
telescopi ha soppiantato tutti gli schemi precedenti.
Montature
dei telescopi riflettori
I telescopi devono poter essere puntati con facilità e in
qualunque momento in qualsivoglia punto della volta celeste. Inoltre, per
permettere l'osservazione di deboli oggetti celesti, che richiedono esposizioni
fotografiche molto lunghe, devono essere dotati di un movimento a orologeria che
consenta di seguire gli astri nella loro rotazione apparente con la volta
celeste. A questo scopo i telescopi sono dotati di opportune montature che
permettono il movimento attorno a due assi tra loro perpendicolari. Le
principali montature sono sostanzialmente di due tipi: montature equatoriali
e montature altazimutali. Nelle prime, i due assi sono detti asse polare
e asse di declinazione: l'asse polare viene diretto parallelamente all'asse
terrestre, mentre l'altro, detto asse di declinazione, viene orientato
sull'astro in esame. Una volta orientato correttamente l'asse di declinazione,
per mantenere l'asse ottico del telescopio puntato sull'oggetto in esame, basta
far ruotare il telescopio attorno all'asse polare in verso opposto e con la
stessa velocità di rotazione della Terra. Con le montature altazimutali (o
azimutali), i telescopi possono ruotare attorno a due assi, uno verticale, con
il quale si orienta l'asse ottico del telescopio in azimut, e uno orizzontale,
con il quale si orienta l'asse in altezza: questi telescopi hanno quindi bisogno
di due movimenti continui per poter seguire le stelle, a differenza dei
telescopi con montature equatoriali che ne hanno bisogno di uno solo e molto
semplice. Poiché l'osservazione con i grandi telescopi è strumentale, la
pesante, complessa e rapidamente sostituibile attrezzatura per l'osservazione
deve essere disposta nel piano focale dello strumento. Questa posizione deve
quindi essere fissa: i telescopi con montatura equatoriale fanno uso di un
sistema di specchi, che, muovendosi in funzione del movimento del telescopio,
fanno convergere la luce proveniente da quest'ultimo su un punto fisso della
montatura, il cosiddetto fuoco Coudé. Il puntamento di un telescopio con
montatura altazimutale risulta molto più complesso del puntamento di un
telescopio equatoriale. Per questa ragione, prima degli anni Sessanta del sec.
XX, le montature altazimutali erano riservate ai telescopi amatoriali, in quanto
non adatti a riprese fotografiche. Lo sviluppo degli elaboratori elettronici ha
però reso irrilevante il problema del puntamento e dell'inseguimento che
vengono oggi effettuati automaticamente da un elaboratore. La precisione con cui
l'elaboratore punta l'astro, dolcemente e velocemente, è dell'ordine di
frazioni di secondo d'arco e molto spesso questa imprecisione residua è dovuta
a errori delle posizioni stellari riportate sui cataloghi. D'altra parte, le
montature equatoriali sono molto più costose di quelle altazimutali e pertanto
nei nuovi telescopi sono state praticamente eliminate. Il telescopio sovietico
del Caucaso con specchio di 6 m di diametro, entrato in servizio nel 1976, fu il
primo a disporre una montatura altazimutale completamente computerizzata. Nelle
montature altazimutali le pesanti attrezzature necessarie per l'osservazione
vengono fissate a un'estremità dell'asse zenitale e vengono fatte ruotare in
azimut assieme al telescopio. Il fuoco corrispondente è detto fuoco Nasmyth.
Particolari montature si hanno nei telescopi (o cannocchiali) verticali (o
zenitali) usati per la misurazione delle distanze zenitali degli astri in un
piano verticale qualunque. Altri telescopi con montatura particolare sono i
cannocchiali meridiani, in grado di muoversi unicamente per il piano del
meridiano del luogo. I cannocchiali meridiani usati per la determinazione del
passaggio di un astro sul meridiano del luogo sono detti strumenti dei passaggi.
I telescopi
moderni
Lo sviluppo delle nuove generazioni di telescopi, iniziato a
partire dagli anni Sessanta del sec. XX, si è basato, oltre che sulla
computerizzazione dei movimenti e sul controllo delle deformazioni delle parti
ottiche e meccaniche, anche su due fondamentali progressi della scienza e della
tecnologia ottica: lo sviluppo di nuovi schemi ottici, praticamente i primi dai
tempi di Newton e la produzione di nuovi materiali per la costruzione degli
specchi. Il nuovo schema ottico, il Ritchey-Chrétien, ha una struttura simile
al Cassegrain, con la differenza fondamentale che i profili degli specchi
principale e secondario non sono coniche (parabola e iperbole), ma curve di
ordine superiore studiate in modo da fornire immagini prive di coma nel fuoco
secondario (cioè nel corrispondente del fuoco Cassegrain). Nel fuoco
principale, però, le aberrazioni addizionali introdotte dalla forma speciale
dello specchio principale renderebbero inutilizzabile l'immagine: si usa quindi
un sistema ottico correttore di piccole dimensioni posto immediatamente prima
del fuoco. Si possono usare correttori anche nel fuoco secondario, ottenendo
così immagini prive di aberrazioni di dimensioni comparabili con quelle
ottenibili con i telescopi Schmidt. Le dimensioni del campo sono attualmente
limitate solo dalla possibilità di maneggiare le corrispondenti lastre
fotografiche (anche un metro di lato). L'esperienza effettuata inizialmente con
il telescopio Ritchey-Chrétien Mayall di 4 m di Kitt Peak ha permesso di
rendere disponibile quest'ottica anche per i piccoli telescopi e addirittura per
i telescopi amatoriali. Qualunque miglioramento degli schemi ottici sarebbe
però stato inutile se contemporaneamente non si fossero prodotti materiali con
cui costruire gli specchi assolutamente insensibili agli sbalzi di temperatura.
I primi specchi erano di metallo e quindi cambiavano facilmente di dimensioni
per effetto della dilatazione termica. Ovviamente, anche la focale, e quindi
l'ingrandimento, cambiava notevolmente e anche imprevedibilmente. Solo nel 1865,
con l'invenzione del procedimento chimico di J. von Liebig per metallizzare il
vetro, si costruirono i primi specchi di vetro metallizzati. Successivamente, in
anni relativamente recenti, gli specchi vennero ricoperti di una sottile
pellicola metallica riflettente mediante i procedimenti di evaporazione del
metallo sotto vuoto. Per diverso tempo il miglior materiale per la costruzione
dei vetri fu il quarzo e il pyrex; attualmente si usano tre tipi di materiali
per i quali il coefficiente di dilatazione termica è tanto basso da potersi
considerare praticamente nullo: l'ULE (Ultra Low Expansion), il CerVit
(Ceramica Vetrificata) e lo Zerodur (con cui sono stati costruiti i 4 specchi da
8,2 m di diametro ciascuno del VLT, il grandissimo telescopio europeo). Questi
materiali hanno dimostrato tutta la loro importanza anche nel progetto dei
telescopi spaziali.
I telescopi
per l'infrarosso
I telescopi per l'astronomia nell'infrarosso si distinguono da
quelli ottici per il fatto che focalizzano radiazioni alle quali l'occhio umano
non è sensibile, cioè di lunghezza d'onda superiore a 700 nm. Per rivelare
queste radiazioni sono necessari dispositivi che funzionano a bassissime
temperature, alle quali vengono portati per raffreddamento con azoto liquido.
Alle lunghezze d'onda dell'infrarosso alle quali l'atmosfera terrestre è
trasparente (dell'ordine di 10.000 nm), l'osservazione è però disturbata dalle
radiazioni infrarosse emesse dallo stesso telescopio e dallo stesso cielo
notturno. Si usano quindi degli specchi oscillanti che forniscono
alternativamente immagini del cielo con la sorgente in esame e immagini del
cielo senza di essa. Il sistema di elaborazione sottrae un'immagine all'altra
fornendo in uscita la sola immagine dell'oggetto in studio. Uno dei più grandi
telescopi all'infrarosso del mondo è il riflettore britannico UKIRT (United
Kingdom InfraRed Telescope) di 3,8 m di Mauna Kea (Hawaii). L'Italia
possiede un modernissimo telescopio all'infrarosso con specchio secondario
oscillante e con specchio principale di 1,50 m installato sulla cima del
Gornergrat, sulle Alpi Svizzere. La stazione astronomica, completamente
computerizzata, è dotata di un impianto autonomo per la produzione dell'azoto
liquido necessario per i rivelatori dell'infrarosso.
I telescopi
spaziali
Per quanto la costruzione di telescopi di tipi sempre nuovi sia
in pieno sviluppo sulla Terra, le prospettive forse più interessanti sono
quelle dei telescopi in orbita attorno al pianeta. Da una parte, infatti,
l'atmosfera terrestre taglia gran parte delle radiazioni elettromagnetiche che
arrivano dagli oggetti dello spazio, e dall'altra parte, per effetto della
turbolenza atmosferica, della scarsa trasparenza dell'aria, ecc., il potere
risolutivo reale dei grandi telescopi terrestri è molto al di sotto di quello
teorico. Sono stati posti in orbita telescopi per l'infrarosso, per i raggi X,
per l'ultravioletto e per i raggi gamma, ma i successi più straordinari sono
legati all'attività dell'Hubble Space Telescope (HST), il Telescopio
Spaziale Spaziale. Posto in orbita il 12 aprile 1990 a coronamento di un
laborioso progetto congiunto NASA-ESA, è stato rinnovato e ampliato in orbita
nel 2002, in modo da poter svolgere i suoi compiti almeno sino al 2010.
I telescopi
di nuova tecnologia
Le dimensioni raggiunte dagli specchi principali dei telescopi
sono probabilmente al limite delle possibilità tecnologiche attuali, anche se
sono stati proposti specchi di 25 m di diametro. Il costo di un tale specchio
sarebbe però proibitivo. D'altra parte, è oggi possibile raggiungere lo stesso
risultato costruendo telescopi con molti specchi agenti congiuntamente.
L'alternativa alla costruzione di un unico specchio di 25 m lavorato alla
"perfezione ottica" consiste nell'utilizzare una serie di specchi più
piccoli e nel mescolare con metodi elettronici la radiazione luminosa
proveniente dai diversi specchi. La qualità degli specchi può essere
migliorata mediante l'uso di materiali e di strutture speciali (p. es. la
fusione dei dischi ottici in paste ceramiche a bassissimi coefficienti termici;
l'alleggerimento degli specchi grazie a strutture interne eseguite a nido d'ape;
l'adozione di dispositivi interattivi capaci di modificare in tempo reale le
superfici ottiche onde adattarle alle variabili condizioni osservative). Questo
è quanto appare realizzato nei due telescopi gemelli Keck 1 e Keck 2 installati
a 4150 m di quota sul Mauna Kea, Hawaii. Gli strumenti prendono nome
dall'ideatore del sistema ottico che lo contraddistingue, W. M. Keck. Lo
specchio di ciascun Keck consiste in un mosaico di 36 specchi esagonali (180 cm
di diagonale ciascuno) formante un'unica superficie riflettente, a iperboloide
concavo, di 982 cm di apertura effettiva, con un rapporto focale f/1,75.
Questo potente collettore di luce pesa 14,4 t e raggiunge un rendimento
equivalente a quello fornito da quattro specchi tipo Monte Palomar. Il criterio
su cui si basa l'ottica principale ripete quello che l'italiano G. Horn d'Arturo
aveva sperimentato a Bologna negli anni Quaranta con il suo "specchio a
tasselli". Nei telescopi Keck sono state inoltre introdotte le moderne
tecnologie di controllo interattivo sulle ottiche. I Keck, che possono
funzionare anche congiuntamente, svolgono ricerche nell'infrarosso avvalendosi
delle speciali proprietà di trasparenza offerte dal sito. Il problema del
miglioramento dell'efficienza di questi veri colossi della moderna tecnologia
astronomica è connesso alle condizioni variabili del seeing atmosferico, a
causa del quale il fronte d'onda luminoso che incide su ottiche di aperture
così cospicue, risulta inevitabilmente distorto nelle sue diverse sezioni. I
telescopi NTT (New Technology Telescope) adottano alcuni sistemi
correttivi dell'immagine, che sono di tipo attivo e adattattivo. In essi, gli
elementi fondamentali sono rappresentati dal sensore d'onda Hartmann e
dall'analizzatore interferometrico. Il primo è sostanzialmente costituito da un
mosaico deformabile di piccole lenti (o specchi) destinate a fuocheggiare su di
una matrice di elementi fotosensibili la luce proveniente da una sorgente di
riferimento naturale (stella campione) o artificiale (raggio laser) i cui raggi
viaggiano insieme a quelli del campo celeste sotto studio. Le condizioni di
fuocheggiamento sulla matrice fotosensibile – diverse da elemento a elemento,
a seconda delle fluttuazioni del fronte d'onda incidente – vengono raccolte e
memorizzate per ciascun elemento; nel frattempo l'analizzatore (costituito da un
sistema di confronto interferometrico) interviene a quantificare l'entità della
deflessione locale del fronte d'onda e ad attivare un attuatore che modifica
(entro alcuni micrometri) la posizione della corrispondente lente (o specchio)
del mosaico adattivo. La capacità d'intervento degli attuatori raggiunge anche
le 4000 correzioni al secondo, consentendo in tal modo il ripristino della
corretta geometria del fronte dell'onda luminosa in tutte le sue sezioni
incidenti e, con la qualità delle immagini raccolte, il raggiungimento di un
più elevato rendimento temporale da parte di installazioni assai costose
