2.

Telescopio ottico

Nella sua forma più semplice, un telescopio ottico è costituito da due lenti convesse poste alle estremità di un tubo o di una struttura rigida detta ragno, che le mantiene allineate e a debita distanza. La prima lente – l’obiettivo – produce un’immagine capovolta dell’oggetto osservato, mentre la seconda – l’oculare – ingrandisce l’immagine fornita dall’obiettivo. Questo particolare modello di telescopio prende il nome specifico di cannocchiale, telescopio rifrattore o telescopio diottrico. Nei cosiddetti telescopi riflettori o catottrici, invece, l’obiettivo non è una lente, ma uno specchio. Esiste poi un terzo tipo di telescopio ottico, detto catadiottrico, in cui la focalizzazione dell’immagine viene realizzata con un sistema combinato di lenti e specchi. In genere, i grandi telescopi astronomici sono del tipo riflettore.

1.

Caratteristiche fondamentali

I principali parametri che permettono di definire il potere di ingrandimento e la sensibilità di un telescopio sono la distanza focale, l’apertura e il rapporto di apertura. Il primo rappresenta la distanza tra uno specchio (o una lente) e il suo fuoco e influisce sul potere di ingrandimento dello strumento. Nel caso di un sistema ottico a due lenti, e quindi del telescopio, il potere di ingrandimento è dato dal rapporto tra le distanze focali delle due lenti.

L’apertura rappresenta sostanzialmente il diametro della lente (o dello specchio) principale, ed è importante per definire la sensibilità dello strumento, vale a dire, la sua capacità di rivelare oggetti di debole luminosità: maggiore è l’apertura, maggiore è la sua capacità di raccogliere luce e di creare quindi immagini luminose e contrastate. In alcuni casi, le caratteristiche di un telescopio si esprimono anche mediante il rapporto di apertura (o apertura relativa), il rapporto tra la distanza focale e l’apertura dello strumento.

2.

Telescopio rifrattore

In un telescopio a rifrazione, l’obiettivo è costituito da una lente convessa (più spessa al centro e più sottile ai bordi). Questo tipo di lente ha la proprietà di concentrare i raggi luminosi che incidono su di essa in un unico punto, detto fuoco.

Il telescopio a rifrazione non è il più utilizzato per osservazioni astronomiche ad alto livello. Esso pone infatti alcuni problemi non trascurabili. In primo luogo, è sempre affetto da aberrazione cromatica, un difetto di focalizzazione che consiste nella messa a fuoco differenziata di ciascuna delle componenti cromatiche della luce. Questo significa che i colori dello spettro luminoso vengono messi a fuoco non in un unico punto, ma in punti diversi, a causa del diverso indice di rifrazione per ciascuno di essi. L’immagine appare quindi di debole intensità e circondata da un alone colorato. In genere, per ridurre questo effetto, si utilizza come obiettivo non una singola lente, ma un sistema di più lenti combinate.

Un altro limite dei telescopi rifrattori è il loro peso negli strumenti più grandi: per avere prestazioni migliori si tende a realizzare lenti sempre più ampie, e quindi più pesanti (una lente di 100 cm di diametro pesa più di mezza tonnellata). Per poter sostenere l’obiettivo di un telescopio rifrattore, tuttavia, non è possibile montare un sostegno posteriore, perché ostruirebbe il passaggio della luce attraverso la lente; l’unico sistema è un fissaggio ai bordi, che per i telescopi più grandi non è sufficiente. Per tutti questi motivi, i più diffusi telescopi astronomici sono del modello a riflessione.

3.

Telescopio riflettore

Il primo modello di telescopio a riflessione fu ideato da Isaac Newton per risolvere il difetto dell’aberrazione cromatica. Egli sostituì la lente dell’obiettivo con uno specchio concavo che, sfruttando il fenomeno della riflessione anziché della rifrazione, non pone alcun effetto di distorsione cromatica (la riflessione avviene allo stesso modo per tutte le lunghezze d’onda). Lo specchio di un telescopio newtoniano – concavo – svolge così la stessa funzione della lente convessa di un telescopio rifrattore: raccoglie la luce e la fa convergere in un unico punto, detto fuoco.

Il telescopio a riflessione vanta una notevole sensibilità e permette di osservare oggetti anche molto poco luminosi. La sensibilità alla luce aumenta con il quadrato del diametro dello specchio, quindi un raddoppio del diametro produce un aumento quadruplo della sensibilità e una notevole riduzione dei tempi di esposizione. I più grandi telescopi riflettori possono rivelare oggetti che sono milioni, o anche miliardi di volte meno luminosi delle stelle più deboli visibili a occhio nudo.

Lo specchio di un telescopio riflettore è in genere di forma parabolica o iperbolica, due conformazioni che garantiscono la precisione nella messa a fuoco. La realizzazione di questo tipo di specchi è molto delicata perché la curvatura della superficie non è costante. Il materiale con cui vengono realizzati, inoltre, deve avere particolari proprietà di durata e resistenza: un tempo, il tipo di vetro più utilizzato era il pyrex; oggi si impiegano composti vetroceramici, più resistenti alle variazioni di temperatura. La levigatura del pezzo grezzo viene effettuata mediante uno strumento automatizzato, che permette di eliminare le più piccole imperfezioni (fino a una scala di grandezze dell’ordine dello spessore di un capello umano). Al termine, viene depositato sulla faccia posteriore un sottile strato di alluminio.

4.

Modelli di telescopio a riflessione

Esistono essenzialmente tre modelli di telescopi riflettori. Quello originale, newtoniano, è costituito da un tubo chiuso di cui lo specchio principale, di forma parabolica, è collocato sul fondo. La luce entra nel tubo e va a riflettersi sull’obiettivo, che la invia su uno specchio piano posto davanti a esso, inclinato di 45°; questo la devia a sua volta in direzione dell’oculare, che è collocato all’esterno del tubo, in una posizione accessibile all’osservatore. L’impianto newtoniano, con l’oculare in posizione laterale, è adatto a strumenti di piccole dimensioni, ed è quindi molto diffuso tra i telescopi amatoriali.

Nel 1672 l’astronomo francese Cassegrain propose un modello alternativo a quello di Newton, che migliorava l’accessibilità all’oculare. Nel telescopio Cassegrain, la luce incidente si riflette su uno specchio concavo primario e poi su uno specchio convesso secondario, che la rimanda in direzione del primario, al centro del quale è praticato un foro; attraverso questo foro, la luce passa per andare a focalizzarsi in corrispondenza dell’oculare. Sono di tipo Cassegrain molti dei più grandi telescopi oggi esistenti.

Negli anni Trenta, infine, Bernard Schmidt propose un altro modello di telescopio riflettore, particolarmente adatto per le applicazioni fotografiche. In realtà non si tratta di un riflettore puro, ma di un modello che combina lenti e specchi, detto anche catadiottrico. In questo strumento, lo specchio primario è concavo e di forma sferica; la luce in entrata incide su di esso dopo essere passata attraverso una lente correttiva che compensa preventivamente il difetto di aberrazione sferica dello specchio primario. La luce riflessa va quindi a focalizzarsi su una superficie curva, su cui è applicata la pellicola fotografica. Il principale vantaggio di questo modello consiste nel consentire la ripresa di ampie porzioni di cielo: per telescopi di dimensioni medie, circa 40° quadrati.

5.

Fotografia astronomica e registrazione delle immagini

L’immagine che si compone nel fuoco dell’obiettivo di un telescopio ottico può essere raccolta da una semplice lente oculare o da un dispositivo ottico o elettronico che ne permetta la registrazione. In questo secondo caso, il telescopio viene generalmente dotato di un motore che consenta all’osservatore di seguire il movimento apparente della volta celeste. Nel caso di fotografie con lunghe esposizioni, infatti, il moto apparente del cielo dovuto alla rotazione terrestre tende a far sfuggire gli oggetti osservati dall’obiettivo e a produrre sulla pellicola fotografica non dei punti luminosi, ma delle strisce nella direzione del moto.

Fino a qualche tempo fa, il principale strumento utilizzato per la registrazione delle immagini astronomiche era la macchina fotografica; oggi, dopo la messa a punto delle tecnologie a semiconduttori, si preferiscono rivelatori a stato solido: i CCD (charge-coupled device), chip di silicio suddivisi in milioni di elementi (pixel), che convertono la luce in arrivo in carica elettrica rilevabile da un computer; ne risulta un’immagine costituita da un mosaico di punti luminosi e oscuri. Questi dispositivi a stato solido sono molto più sensibili della pellicola fotografica e consentono di avere subito l’immagine codificata in forma digitale, pronta per essere eventualmente sottoposta ad analisi o elaborazione; inoltre, possono raccogliere non solo la luce visibile, ma anche i vicini raggi ultravioletti e infrarossi.