Scegliere il Primo Telescopio

Telescopi: nozioni di base

Le attività come l’astronomia, lo studio della natura e le osservazioni di eventi sportivi devono essere effettuate spesso a distanza. Per molte ragioni non possiamo avvicinarci a sufficienza ai soggetti per vederne i dettagli nel modo desiderato. I nostri occhi sono strumenti per uso generale e la loro risoluzione è bassa, la loro capacità di ingrandire è minima e la loro capacità di raccogliere la luce è limitata. Dobbiamo quindi usare strumenti ottici come i telescopi o i binocoli per aumentare la nostra
capacità visiva.

Un telescopio è uno strumento ottico che permette di avvicinare gli oggetti distanti. Inquadra una piccola area visiva, un campo, e quindi la ingrandisce in modo tale che gli oggetti distanti sembrino più grandi. I raggi luminosi paralleli che entrano in un telescopio vengono messi a fuoco in un singolo punto, chiamato fuoco o punto focale. Questi raggi focalizzati vengono quindi ingranditi per mezzo di una lente molto potente, o più comunemente da un gruppo di lenti, chiamata oculare, per fornire immagini ingrandite degli oggetti distanti. L’oculare agisce in un modo opposto rispetto all’obiettivo del telescopio, prendendo i raggi luminosi focalizzati ed inviandoli all’occhio.

Rifrattore

Ci sono tre metodi di base per portare i raggi luminosi sul punto focale. Il metodo più antico utilizzato dai costruttori di telescopi fu quello di piegare i raggi di luce facendoli passare attraverso uno o più blocchi di vetro dotati di superfici curve e lucidate. Questo metodo produce un tipo di telescopio chiamato rifrattore.

rifrattore

I rifrattori hanno svariati vantaggi rispetto agli altri schemi ottici. Sono “chiusi” e quindi non consentono l’ingresso della polvere e dell’umidità nel tubo ottico.

Hanno ottiche fisse che non richiedono di essere collimate periodicamente, il che significa che le ottiche non devono essere allineate dall’utilizzatore.
Non hanno una ostruzione centrale, che riduce l’ingresso di luce nel tubo e provoca una alterazione della figura di diffrazione.

Quelle che si ottengono sono immagini ad alto contrasto e ad alta risoluzione che sono considerate ideali per le osservazioni planetarie.Un problema che si ha con i rifrattori è che, siccome la luce è formata da raggi di molte lunghezze d’onda, quando queste passano attraverso il vetro vengono deviate con angoli differenti, causando la formazione di falsi colori attorno agli oggetti luminosi.

Questo deve essere controbilanciato usando lenti addizionali e vetri speciali. Siccome è necessario dare forma in modo molto preciso, lucidare e rivestire con trattamenti ottici almeno quattro superfici ottiche per ogni obiettivo, sono più costosi da produrre di qualsiasi altro schema ottico.

I rifrattori sono caratterizzati da un elevato contrasto e incisione, il che li rende perfetti per l’osservazione di oggetti luminosi e contrastati, come la Luna e i Pianeti. I rifrattori commerciali non possiedono diametri molto elevati (al massimo 150mm), perciò non sono molto adatti all’osservazione degli oggetti deboli del cielo profondo come nebulose o galassie. Sono comunque osservabili gli oggetti più luminosi come quelli del catalogo Messier.                                                                                                                                                                                                                                                                                  

                                                                                                               

Riflettore Newton

Il secondo metodo per focalizzare la luce consiste nel riflettere i raggi sulla superficie di uno specchio curvo, producendo un tipo di telescopio chiamato riflettore. Il riflettore più comune usato al giorno d’oggi si chiama telescopio Newtoniano perché il suo progetto fu eseguito in origine da Isaac Newton.

L’obiettivo a specchio di un telescopio viene realizzato rivestendo la superficie concava di un disco di vetro con un materiale riflettente. I raggi di luce che entrano nel telescopio vengono riflessi dallo specchio e siccome non attraversano il vetro non producono falsi colori.

newton La superficie dello specchio di un riflettore con lunga focale può essere lavorata a forma di calotta sferica. Questo tipo di superficie ottica funziona bene con i piccoli riflettori e quelli con rapporto focale pari o superiore a f/9. Tuttavia, con i riflettori più grandi e con quelli con rapporto focale pari o inferiore a f/8, questi specchi sferici non portano tutti i raggi luminosi a coincidere nello stesso punto focale. I raggi provenienti dalla regione periferica dello specchio vengono focalizzati in un punto differente rispetto ai raggi provenienti dal centro, dando luogo ad una immagine che manca di contrasto a causa della aberrazione sferica.

Per correggere questo difetto, le superfici degli specchi vengono lavorate durante la lucidatura fino a generare una forma parabolica, che permette di portare tutti raggi di luce nello stesso punto focale. Siccome i raggi di luce vengono riflessi all’indietro nel tubo ottico dallo specchio principale, devono essere deviati per poter essere osservati. Per fare questo si impiega un piccolo specchio secondario, che possiede una superficie piana, che viene montato a un angolo di 45 gradi e fissato al centro del tubo per riflettere i raggi verso il punto focale. Lospecchio secondario di solito possiede una forma ovale, perché presenti una
forma circolare quando viene osservato a un angolo di 45 gradi. Lo specchio secondario genera un’ostruzione, che provoca un limitato effetto negativo nelle immagini. Modifica la figura di diffrazione, che può provocare una piccola perdita di contrasto, e riducela quantità totale di luce che raggiunge il punto focale. Tuttavia, l’ostruzione non è visibile nell’immagine a fuoco visibile nell’oculare.

Siccome l’oculare è vicino alla parte anteriore del tubo, i riflettori possono essere montati più in basso, vicini al terreno, con il vantaggio di una maggiore comodità di osservazione e una maggiore stabilità. Bisogna poi dare la giusta forma, lucidare e trattare otticamente solo due superfici ottiche, che oltretutto possono essere testate separatamente. Questo rende le ottiche di un riflettore meno costose da produrre rispetto ad ogni altro disegno ottico. Gli aspetti negativi di un telescopio riflettore Newtoniano sono che ha generalmente un tubo lungo, che quando vienemontato su una montatura equatoriale alla tedesca può essere più soggetto a vibrare sotto l’azione del vento rispetto agli schemi ottici più corti. Inoltre va tenuto presente che la collimazione di entrambi gli specchi è parte della normale manutenzione dei riflettori.

I Newtoniani in commercio hanno una buona apertura (partono solitamente dai 114mm) e quindi luminosità, il che li rende perfetti per osservare oggetti deboli come nebulose, galassie e ammassi stellari. Il loro basso contrasto invece non permette di avere colori brillanti o immagini ad elevata incisione su oggetti come Luna e Pianeti, come avviene invece per i rifrattori.

Cassegrain

Un terzo gruppo di telescopi, chiamati Cassegrain, sono ibridi dei due schemi descritti in precedenza. I telescopi Cassegrain utilizzano una combinazione di specchi e lenti per manipolare e focalizzare i raggi luminosi. Esempi di questi strumenti sono gli Schmidt-Cassegrain e i Maksutov-Cassegrain.

cassegrain

I telescopi Schmidt-Cassegrain utilizzano una sottile lastra correttrice di vetro di forma asferica, che è una lente a cui viene data una forma speciale, adattata alla forma dello specchio primario, per correggerne l’aberrazione sferica. I raggi di luce parallela entrano nel telescopio attraverso la lastra correttrice e quindi vengono riflessi dallo specchio primario verso uno specchio secondario convesso che è montato all’interno del punto focale e concentrico con la lastra correttrice.Lo specchio secondario riflette i raggidi luce all’indietro nel tubo e attraverso un foro al centro dello specchio primario. L’oculare può essere posizionato direttamente dietro allo specchio primario oppure può essere usato un diagonale per cambiare l’angolo di osservazione delle immagini. La messa a fuoco può essere ottenuta muovendo lo specchio primario oppure muovendo l’oculare.

I telescopi Maksutov-Cassegrain sono simili agli Schmidt-Cassegrain. Anch’essi hanno una lente per correggere l’aberrazione sferica, ma usano una lente a forma di menisco di elevato spessore invece della lente di Schmidt. La luce entra attraverso la superficie concava della lente correttrice e lo specchio primario la riflette all’indietro nel tubo verso lo specchio secondario, che spesso è costituito da una zona circolare metallizzata al centro della superficie convessa della lente correttrice. Come nel caso dello Schmidt-Cassegrain, i raggi luminosi vengono poi riflessi attraverso un foro al centro dello specchio primario, per raggiungereinfine l’oculare.

Questo disegno ottico è più facile da produrre rispetto allo Schmidt-Cassegrain ma lo spessore più elevato della lente correttrice lo rende più pesante.

Il telescopio Maksutov- Cassegrain fu progettato attorno al 1940da svariati inventori, in diverse varianti leggermente diverse tra loro. I telescopi Maksutov-Cassegrain più commerciali oggi disponibili possiedono schemi ottici simili. Il principale vantaggio di questo disegno ottico è che, siccome il percorso dei raggi luminosi è piegato all’indietro su sé stesso, fornisce un telescopio molto compatto e facilmente trasportabile con una lunga focale.

I telescopi Schmidt-Cassegrain vengono definiti “tuttofare”, in quanto vanno bene un po’ in tutti i campi: osservazione planetaria e deep-sky, fotografia planetaria ad alta risoluzione, fotografia cielo profondo a lunga posa.

I Maksutov-Cassegrain sono strumenti altamente indicati soprattutto per osservazione di Pianeti, Luna e stelle doppie. Il loro basso rapporto focale (luminosità), li porta ad essere meno adatti al profondo cielo, soprattutto se con diametri piccoli.

 

Caratteristiche del Telescopio

DIAMETRO

L’apertura libera di un telescopio è il diametro dell’obiettivo a lenti o a specchio espressa in millimetri o in pollici. Più grande è l’apertura, più luce viene raccolta e più luminosa (e migliore) sarà l’immagine. All’aumentare dell’apertura aumentano i dettagli visibili e la nitidezza dell’immagine.

LUNGHEZZA FOCALE

Questa è la distanza (di solito espressa in millimetri) di un sistema ottico dalla lente (o specchio primario) al punto dove si forma il fuoco del telescopio (punto focale). Maggiore è la lunghezza focale del telescopio, più elevati sono gli ingrandimenti di cui è capace, quindi l’immagine sarà più grande e il campo inquadrato più piccolo.

RAPPORTO FOCALE

E’ il rapporto tra la lunghezza focale del telescopio e la sua apertura. Per esempio, il rapporto focale f/ di un telescopio da 200mm di apertura e 1000 mm di lunghezza focale è pari a: 1000/200 = f/5. I telescopi con rapporti focali compresi tra f/4 ed f/6 sono considerati “luminosi” o “veloci”. Essi offrono ingrandimenti più bassi e inquadrano campi più estesi rispetto a sistemi meno luminosi, come quelli compresi tra f/8 ed f/15.

INGRANDIMENTO

L’equivoco più comune riguardante i telescopi è che essi vadano classificati in base alla loro potenza di ingrandimento. In realtà essi devono essere valutati in base alla loro apertura ovvero alla loro capacità di raccogliere luce. L’apertura di un telescopio è di gran lunga più importante dell’ingrandimento, perché essa determina la capacità di un telescopio di mostrare i dettagli di oggetti piccoli, deboli o distanti.

INGRANDIMENTO MASSIMO

Quando state osservando un oggetto astronomico, state guardando attraverso una colonna di aria che giunge fino allo spazio, e questa colonna resta raramente ferma. Allo stesso modo, quando fate osservazioni terrestri, molto spesso osservate attraverso onde di aria calda che si irradia dal terreno, dalle case, gli edifici, ecc. Una buona regola mentale per calcolare gli ingrandimenti massimi utilizzabili con un telescopio è di DUE VOLTE IL DIAMETRO in mm in caso di atmosfera calma.

Per esempio un telescopio di 114mm di apertura potrà raggiungere in condizioni ideali 2 x 114 = 228 ingrandimenti. In alcuni casi, quando la turbolenza è elevata, tale valore sarà eccessivo, in quanto ingrandiremo anche la turbolenza. Sarà quindi consigliabile usare ingrandimenti inferiori. Valori di 3x per millimetro o più si possono raggiungere in condizioni “ideali”, ma queste condizioni sono generalmente piuttosto rare. L’ingrandimento massimo si ottiene utilizzando oculari da soli o accoppiati a lenti di Barlow.

La risoluzione finale che un telescopio astronomico può raggiungere dipende dalla quantità di luce che esso può catturare. Quanto maggiore è l’apertura, tanto maggiore è la risoluzione e quindi tanto migliore è l’immagine. Tuttavia, ci sono momenti in cui l’atmosfera terrestre è così agitata che un telescopio di apertura più piccola offrirà risultati migliori perché vede meno zone turbolente. Le condizioni del cielo sono generalmente definite da due caratteristiche atmosferiche: una è il seeing, che si riferisce alla tranquillità dell’aria, e l’altra è la trasparenza, che si riferisce alla purezza dell’aria e che dipende dalla quantità di vapore acqueo e di polvere presenti nell’atmosfera.

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