Telescopi

Telescopio: funzionamento

Contrariamente a quanto si pensa, il telescopio non si basa (solamente) sul concetto di ingrandimento. Se i primi telescopi a lenti erano sostanzialmente delle lenti di ingrandimento per il cielo, la maggior parte dei telescopi moderni (soprattutto se sono telescopi a specchi) su cui potete mettere mano oggigiorno funziona sfruttando un sistema completamente diverso.

Questo principio è il motivo per cui i telescopi, nel tempo, si sono evoluti verso macchinari sempre più grandi, partendo da piccoli telescopi terrestri fino a telescopi con diametri di quasi 40 m, come il telescopio ELT in costruzione in Cile e che vedrà la sua prima luce nel 2027.

Un esempio che viene spesso usato per aiutare nella visualizzazione del perché è importante raccogliere più luce possibile è quello di un secchio d'acqua sotto la pioggia. Pensiamo alla luce come la pioggia che cade incessantemente su di noi dal cielo. Le goccioline rappresentano i fotoni che ci arrivano dagli oggetti celesti e il secchio è lo strumento con cui andiamo a osservare (il nostro occhio, un sensore attaccato al telescopio, ecc.). Ci sono due modi di raccogliere più acqua: possiamo aspettare più a lungo, lasciando che il secchio si riempia di più, oppure possiamo usare un secchio più grande e raccogliere, nello stesso lasso di tempo, più acqua.

L'idea di lasciare il secchio più a lungo sotto la pioggia è usata nell'astrofotografia (ma anche in generale nella fotografia a lunga esposizione), ma non è fattibile per il nostro occhio: non possiamo, infatti, cambiare il tempo di esposizione della nostra retina. Ciò che possiamo fare, invece, è prendere la luce raccolta da una pupilla più grande (il telescopio) e direzionarla in modo che tutta questa luce raggiunga il nostro occhio.

Scala e ingrandimento

Come abbiamo già detto, lo scopo principale di un telescopio non è più quello di ingrandire gli oggetti in cielo, sebbene i primi cannocchiali e i telescopi rifrattori si basino sostanzialmente su questo principio. È quindi importante distinguere due quantità che possono sembrare simili, hanno risultati simili, ma sono fondamentalmente diverse: la scala e l'ingrandimento di un telescopio.

La scala di un telescopio rappresenta la porzione di cielo inquadrato in arcosecondi per millimetro, o \(["/mm]\). Questa quantità ci dice esattamente quanti arcosecondi (1/3600 di grado) vengono "proiettati" per ogni millimetro sul piano focale del telescopio. La formula per la scala di un telescopio è molto semplice:

\[S_{["/mm]} = \frac{206265}{f_{tel}}\]

dove \(f_{tel}\) è la lunghezza focale del telescopio.

Questa equazione ci dà anche un'altra informazione importante: più lunga è la focale del telescopio (quindi più lungo è il percorso che la luce deve fare da quando entra nell'apertura del telescopio a quando arriva al nostro occhio), più piccola sarà la sezione di cielo inquadrata.

Questo può portare a pensare che questo sia un ingrandimento, e in un certo senso, il risultato ottenuto è lo stesso, ovvero, diversi telescopi mostrano aree di cielo più o meno grande. Tuttavia, l'ingrandimento, nel telescopio, è una quantità molto precisa e molto specifica!

L'ingrandimento può essere ottenuto una volta aggiunto un oculare al telescopio o un altro sistema ottico con la semplice formula:

\[ I = \frac{f_{tel}}{f_{oculare}}\]

Quando aggiungiamo un oculare a un telescopio andiamo quindi a creare un sistema ottico il cui scopo è quello di "selezionare" una porzione di cielo più o meno grande in base alla focale, raccogliere quanta più luce possibile e, usando un oculare si può ingrandire l'immagine.

Potere risolutivo telescopi

Un'altra proprietà importante dei telescopi è il potere risolutivo. Il potere risolutivo ci dice quanto facilmente il telescopio può distinguere due sorgenti vicine: più basso è, più alta è la capacità del telescopio di osservare sorgenti vicine.

Per capire cosa intendiamo, possiamo immaginare due lampadine affiancate. Se sono molto vicine a noi, riusciamo a distinguerle facilmente, mentre se sono distanti inizieranno ad apparire sempre di più come una luce sola. Per distinguerle nuovamente come due sorgenti singole, è necessario distanziarle l'una dall'altra.

Il potere risolutivo ci dice esattamente questo: qual è la distanza angolare minima per vedere due stelle come due oggetti separati. La formula del potere risolutiva è data dal criterio di Rayleigh:

\[\theta_R = 1,22 \frac{\lambda}{D}\]

dove \(\lambda\) è la lunghezza d'onda della luce che andiamo a osservare e D è il diametro del telescopio. Questa equazione dà un altro importante indizio riguardo la costruzione di telescopi sempre più grandi: più aumenta il diametro del telescopio, più è facile vedere oggetti vicini (almeno a livello teorico).

Telescopio: tipi

Vediamo brevemente alcuni tra i tipi di telescopi più diffusi. Esistono molti telescopi con moltissime configurazioni, montatori o strumenti. Vediamone alcuni:

Telescopi rifrattori

I telescopi rifrattori sono costituiti da due o più lenti con lo scopo di raccogliere luce e focalizzarla in un punto. Come abbiamo detto, più grande l'apertura, maggiore la luce raccolta, ma anche più lungo deve essere il telescopio per mettere a fuoco l'immagine in un punto.

Fig. 2 - Telescopio rifrattore e suo funzionamento.

Perché il telescopio rifrattore ha bisogno di più lenti? Perché più lenti in un telescopio rifrattore riducono l'effetto dell'aberrazione cromatica.

Fig. 3 - Esempio di aberrazione cromatica.

Telescopi a riflessione

I telescopi riflettori usano gli specchi per mettere a fuoco la luce delle sorgenti, ma perché proprio gli specchi?

Gli specchi hanno molteplici vantaggi rispetto alle lenti. Il primo è che permettono di creare degli schemi ottici in cui la luce percorre una lunghezza maggiore, aumentando la lunghezza focale effettica del telescopio. Un altro vantaggio è la possibilità di costruire telescopi più grandi: gli specchi non sono soggetti alle limitazioni di costruzione delle lenti, gli specchi infatti possono essere segmentati per costruire telescopi di diametro grandissimo, senza la necessità di dover costruire un vetro di diversi metri di diametro.

Un esempio di telescopio riflettore è la configurazione cosiddetta Newtoniana, in cui la luce incide su un primo specchio (detto primario) di forma parabolica e viene riflessa lateralmente all'oculare da uno specchio piano diagonale. L'allineamento di questo sistema di specchi al fine di ottenere la miglior messa a fuoco possibile si dice collimazione.

Fig. 4 - Schema ottico di un telescopio newtoniano (a sinistra) e un telescopio in configurazione dobsoniana (a destra).

Telescopi catadiottrici

Questi telescopi traggono vantaggio sia delle lenti che degli specchi, al fine di creare un design più compatto, con lunghezze focali molto lunghe e aperture simili ai telescopi riflettori. Lo svantaggio di questo tipo di telescopi è la necessità di correggere l'aberrazione sferica introdotta dal tipo di specchi usati con una lente di correzione.

Ci sono diverse variazioni di telescopi catadiottrici, come lo Schmidt-Cassegrain, ma il principio di fondo è lo stesso: uno specchio primario \(M_1\) concavo riflette la luce su uno specchio secondario \(M_2\) convesso che mette a fuoco i fasci di luce.

Fig. 5 - Schema ottico di uno Schmidt-Cassegrain (a sinistra) e foto di un telescopio catadiottrico (a destra).

Radiotelescopi

Proprio come i telescopi ottici catturano la luce e la ingrandiscono in modo da poter visualizzare chiaramente gli oggetti lontani, i radiotelescopi catturano le deboli onde radio e le amplificano per ulteriori analisi. Possiamo usare i radiotelescopi per esaminare le onde radio provenienti da oggetti astronomici come stelle, buchi neri, ecc.

Questi telescopi sono di grandi dimensioni perché sono di più facile costruzione, richiedono una minore precisione di lavorazione e non devono essere riflettenti alla luce visibile, quindi non necessitano di uno strato di materiale argenteo. Le grandi dimensioni permettono di avere una risoluzione maggiore, ma l'impossibilità di osservare luce visibile ha lo svantaggio di non generare un'immagine.

Il funzionamento di un radiotelescopio è molto simile a quello di un telescopio a riflessione, dove le onde radio vengono riflesse da una lastra metallica su un'antenna senza dover affrontare il problema dell'aberrazione sferica. L'antenna è posta nel punto focale.

Fig. 6 - Radiotelescopio (a destra) e diversi schemi ottici (a sinistra).