Corso di astronomia, Lezione 4, 02/12/2010. Daniele Gasparri
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I telescopi<br />
<strong>Corso</strong> <strong>di</strong> <strong>astronomia</strong>, <strong>Lezione</strong> 4, <strong>02</strong>/<strong>12</strong>/<strong>2010.</strong> <strong>Daniele</strong> <strong>Gasparri</strong><br />
• I telescopi<br />
• Le montature<br />
• Gli accessori ottici<br />
Cosa è un telescopio<br />
Un telescopio è uno strumento ottico adatto all’osservazione del cielo.<br />
Con il termine telescopio ci si riferisce, generalmente, ad<br />
una serie <strong>di</strong> parti che formano lo strumento per<br />
l’osservazione del cielo, ovvero: il tubo ottico (il telescopio<br />
vero e proprio), la montatura e gli accessori, principalmente<br />
gli oculari.<br />
Un telescopio completo, pronto per l’osservazione, non può<br />
mai prescindere da questi 3 elementi.<br />
Il tubo ottico è lo strumento atto all’osservazione del cielo.<br />
E’ composto da un tubo <strong>di</strong> metallo nel quale trova posto<br />
l’obiettivo, un gruppo <strong>di</strong> lenti, specchi, o un insieme <strong>di</strong> lenti<br />
e specchi, che ha il compito <strong>di</strong> raccogliere la luce e<br />
convogliarla nella parte opposta del tubo, dove si trova il<br />
piano focale. Il piano focale è una superficie dove la luce<br />
raccolta dall’obiettivo vi converge e forma l’immagine. Nel<br />
pressi del piano focale si inserisce l’oculare, un accessorio<br />
<strong>di</strong> <strong>di</strong>mensioni ridotte che ha il compito <strong>di</strong> rendere visibile e<br />
ingran<strong>di</strong>ta l’immagine formata dall’obiettivo sul piano<br />
focale.<br />
Affinché si possano osservare le immagini <strong>di</strong> qualsiasi tipo<br />
<strong>di</strong> oggetto occorre sempre inserire un oculare.<br />
Ogni tubo ottico possiede, nell’alloggiamento de<strong>di</strong>cato agli<br />
oculari, un sistema <strong>di</strong> messa a fuoco, che avviene<br />
generalmente girando una o due manopole, le quali<br />
spostano fisicamente, in avanti o in<strong>di</strong>etro, l’oculare,<br />
Un telescopio è composto da un tubo ottico, un<br />
oculare, una montatura ed un treppiede. In questa<br />
figura possiamo osservare un classico telescopio<br />
rifrattore.<br />
affinché si possa trovare nella posizione adatta alla formazione <strong>di</strong> un’immagine nitida.<br />
In parallelo ad ogni tubo ottico si trova un altro accessorio, detto cercatore. Si tratta <strong>di</strong> un piccolo<br />
cannocchiale dal basso ingran<strong>di</strong>mento che aiuta a centrare, previo un allineamento, nello strumento<br />
principale gli oggetti del cielo che si vogliono osservare, troppo <strong>di</strong>fficili da trovare con gli ingran<strong>di</strong>menti <strong>di</strong><br />
ogni telescopio.<br />
Il telescopio, così come tutti gli strumenti ottici, ad eccezione dei binocoli, produce delle immagini<br />
rovesciate rispetto alla realtà. Questo bizzarro comportamento non si può evitare ed è la <strong>di</strong>retta conseguenza<br />
delle leggi dell’ottica che regolano la formazione delle immagini attraverso lenti o specchi. Nelle<br />
osservazioni astronomiche poco o nulla importa se le immagini sono sottosopra, poiché il concetto <strong>di</strong> sopra o<br />
sotto ha senso solamente se è riferito ad oggetti terrestri. Una stella, un pianeta o una galassia non<br />
possiedono un verso giusto, non si può identificare un sopra o un sotto, per questo è assolutamente normale<br />
che questi strumenti non presentino alcun meccanismo aggiuntivo <strong>di</strong> raddrizzamento dell’immagine. Nei<br />
binocoli, invece, strumenti de<strong>di</strong>cati anche alle osservazioni terrestri, un sistema ottico aggiuntivo, formato da<br />
dei prismi, provvede a “correggere” il verso dell’immagine, ma a spese <strong>di</strong> una leggera per<strong>di</strong>ta <strong>di</strong> luminosità e<br />
definizione.<br />
Nei telescopi, la correzione del ribaltamento delle immagini deve essere fatta sempre aggiungendo un<br />
elemento ottico in<strong>di</strong>pendente, costoso e che non <strong>di</strong> rado <strong>di</strong>minuisce le prestazioni dello strumento, per questo<br />
motivo si preferisce lasciare le immagini come sono.<br />
L’obiettivo <strong>di</strong> un telescopio può essere formato da lenti, da specchi o da una combinazione <strong>di</strong> entrambi gli<br />
elementi. Gli strumenti composti solo da lenti vengono definiti rifrattori; quelli composti solo da specchi<br />
riflettori, mentre quelli formati da lenti e specchi cata<strong>di</strong>ottrici.
Le <strong>di</strong>verse configurazioni ottiche, ovvero i <strong>di</strong>versi schemi con cui vengono costruiti i tubi ottici, <strong>di</strong>pendono<br />
dalla qualità delle immagini che si vogliono ottenere, dalla facilità <strong>di</strong> lavorazione, dalle preferenze soggettive<br />
dell’osservatore, dall’ingombro, dal tipo <strong>di</strong> oggetti che si vogliono osservare...Non c’è alcuna preferenza, a<br />
priori, nell’usare specchi, lenti o entrambi, poiché il funzionamento <strong>di</strong> ogni strumento resta lo stesso.<br />
A cosa serve un telescopio<br />
Qualunque sia il vostro strumento <strong>di</strong> osservazione e in<strong>di</strong>pendentemente se voi siate semplici amatori o veri e<br />
propri astronomi, gli strumenti <strong>di</strong> osservazione hanno sempre lo stesso scopo: mostrare oggetti invisibili ad<br />
occhio nudo per migliorare la nostra conoscenza dello spazio e, se necessario, ingran<strong>di</strong>re tali oggetti per<br />
stu<strong>di</strong>arne la loro struttura.<br />
Il compito fondamentale <strong>di</strong> ogni strumento è quello <strong>di</strong> mostrare oggetti deboli, così deboli da non essere<br />
visibili ad occhio nudo, e dettagli più piccoli <strong>di</strong> quelli che l'occhio può risolvere. L'ingran<strong>di</strong>mento, come<br />
vedremo meglio, non è una caratteristica fondamentale degli strumenti, ma solo il mezzo necessario per<br />
sfruttare il loro potere risolutivo.<br />
Quando si considera uno strumento per le osservazioni astronomiche, ma anche terrestri, sono 2 le<br />
componenti da tenere in considerazione, almeno per quanto riguarda la parte ottica:<br />
1) La qualità delle ottiche; in <strong>astronomia</strong> la qualità si paga e un'ottica buona può costare oltre il doppio <strong>di</strong><br />
una me<strong>di</strong>ocre o sufficiente.<br />
Uno strumento con ottiche <strong>di</strong> scarsa qualità è totalmente inutilizzabile, per questo bisogna prestare molta<br />
attenzione alla qualità e al prezzo: <strong>di</strong>ffidate sempre da offerte apparentemente vantaggiose. Questo<br />
argomento sarà <strong>di</strong>scusso meglio in altre pagine.<br />
2) Diametro dell' obiettivo: questo, e non l'ingran<strong>di</strong>mento raggiungibile, è il vero dato sulla potenza <strong>di</strong><br />
qualsiasi strumento ottico. Il <strong>di</strong>ametro <strong>di</strong> un telescopio è <strong>di</strong>rettamente collegato alla minima luminosità<br />
stellare visibile, e al potere risolutivo, cioè alla capacità <strong>di</strong> <strong>di</strong>stinguere due oggetti vicini.<br />
Grandezze collegate ad ogni telescopio<br />
Ogni telescopio è contrad<strong>di</strong>stinto da grandezze e relazioni, spesso molto semplici, che vanno capite e<br />
comprese fino in fondo. Ve<strong>di</strong>amo le principali.<br />
Lunghezza focale: ogni telescopio è costituito da un obiettivo, a lente o specchio, più o meno complesso. Il<br />
ruolo dell'obiettivo è quello <strong>di</strong> concentrare i<br />
raggi luminosi in un punto, detto punto <strong>di</strong> fuoco, che<br />
giace su un piano, detto piano focale. La <strong>di</strong>stanza tra<br />
l'obiettivo e il piano focale è fissata per ogni<br />
strumento e viene identificata come lunghezza<br />
focale. Prendete una lente <strong>di</strong> ingran<strong>di</strong>mento,<br />
lasciateci passare la luce proveniente dall'esterno o<br />
da un lampadario, e dall'altra parte ponete uno<br />
schermo bianco (anche un foglio va bene).<br />
Avvicinate e allontanate la lente dal foglio; ad un<br />
certo punto noterete che su <strong>di</strong> esso si forma<br />
l'immagine, rimpicciolita e capovolta, dell'oggetto<br />
puntato: avete trovato il piano focale. La <strong>di</strong>stanza tra<br />
la lente e il centro del piano (punto focale) è la<br />
<strong>di</strong>stanza focale o semplicemente la focale della lente.<br />
Schema <strong>di</strong> un telescopio a lenti, detto rifrattore, L’obiettivo può<br />
essere formato da lenti o da uno specchio. Esso concentra i<br />
raggi <strong>di</strong> luce in un punto detto fuoco, situato nel piano focale.<br />
La <strong>di</strong>stanza tra il fuoco e l’obiettivo è detta focale. Poco dopo il<br />
punto focale si posiziona l'oculare per l'osservazione.<br />
I telescopi, sebbene più complessi, funzionano allo stesso modo: la <strong>di</strong>stanza focale è la <strong>di</strong>stanza alla quale si<br />
forma l'immagine, la quale è piccola e capovolta, e non si può vedere <strong>di</strong>rettamente, ma solo proiettata su uno<br />
schermo; per renderla fruibile all'occhio umano si inseriscono gli oculari, che la ingran<strong>di</strong>scono <strong>di</strong> una<br />
quantità a piacere. Non sempre la lunghezza focale del telescopio coincide con la lunghezza del tubo; questo<br />
è vero nelle configurazioni ottiche più semplici, quali il rifrattore (composto solo da lenti) e il riflettore<br />
Newtoniano (composto da due specchi). Esistono configurazioni ottiche più complesse, in grado <strong>di</strong> fornire<br />
una lunga focale con una corta lunghezza del tubo, a causa della presenza <strong>di</strong> specchi in grado <strong>di</strong> variare la<br />
focale equivalente.<br />
Diametro dell'obiettivo: l'obiettivo è facile da riconoscere nei telescopi rifrattori, i quali utilizzano un<br />
sistema <strong>di</strong> lenti simile all'obiettivo <strong>di</strong> una macchina fotografica. Esistono, tuttavia, molte altre combinazioni,<br />
che fanno uso anche <strong>di</strong> specchi, nelle quali è <strong>di</strong>fficile identificare l'obiettivo. Nei telescopi <strong>di</strong> tipo Newton, ad<br />
esempio, ci sono due specchi: uno, più grande, <strong>di</strong> forma parabolica, posto in fondo al tubo, ed un altro, più
piccolo e piano, posto quasi all'inizio, dove nei telescopi rifrattori si trova l'obiettivo. L'obiettivo <strong>di</strong> questo<br />
strumento è lo specchio grande posto in fondo al tubo, detto specchio primario. Ogni strumento, per quanto<br />
complicato sia, possiede uno specchio primario, che fa le funzioni dell'obiettivo dei telescopi a lenti. Il<br />
<strong>di</strong>ametro dell'obiettivo costituisce, in prima approssimazione, la potenza <strong>di</strong> ogni telescopio: maggiore è il<br />
<strong>di</strong>ametro, maggiore è la luce raccolta, maggiore è il potere risolutivo. Potere risolutivo e quantità <strong>di</strong> luce<br />
raccolta sono le uniche caratteristiche che identificano la potenza <strong>di</strong> un telescopio. Per poter sfruttare queste<br />
caratteristiche, soprattutto il potere risolutivo, che è la possibilità <strong>di</strong> vedere piccoli dettagli, è necessario<br />
ingran<strong>di</strong>re l'immagine, altrimenti il nostro occhio non è in grado <strong>di</strong> sfruttare il potenziale dello strumento.<br />
L'ingran<strong>di</strong>mento non varia in alcun modo il potere risolutivo dello strumento, ma cerca solamente <strong>di</strong> renderlo<br />
sfruttabile in pieno dall'occhio umano<br />
Ingran<strong>di</strong>mento: l'ingran<strong>di</strong>mento <strong>di</strong> ogni strumento si ottiene inserendo, poco prima del piano focale dello<br />
strumento, un accessorio chiamato oculare in grado <strong>di</strong> far vedere all'occhio le immagini fornite dal<br />
telescopio. Senza oculare non è possibile osservare al telescopio, ma è possibile, ad esempio, fare fotografie.<br />
FTel<br />
L'ingran<strong>di</strong>mento si calcola dalla semplice formula I = , dove F Tel è la focale del telescopio, F Oc quella<br />
FOc<br />
dell'oculare, entrambe espresse in millimetri (mm).<br />
Un telescopio con una focale <strong>di</strong> 1000 mm (1 metro), utilizzato con un oculare dalla focale <strong>di</strong> 10 mm, fornisce<br />
esattamente 100 ingran<strong>di</strong>menti (si scrive 100X e si legge 100 per).<br />
Per osservare gli oggetti del cielo profondo non sono necessari ingran<strong>di</strong>menti sostenuti, spesso compresi tra<br />
le 100 e 200 volte. Per i pianeti occorrono ingran<strong>di</strong>menti maggiori, in funzione anche della turbolenza<br />
atmosferica. In ogni caso, oltre un ingran<strong>di</strong>mento pari a 2,5-3 volte il <strong>di</strong>ametro dell'obiettivo espresso in mm<br />
non si ha più alcun guadagno, anzi, l'immagine comincia a perdere qualità. Sebbene sia possibile ingran<strong>di</strong>re<br />
l’immagine a piacere, l’ingran<strong>di</strong>mento massimo utile <strong>di</strong>pende dal <strong>di</strong>ametro del telescopio.<br />
Rapporto focale: Il rapporto tra la lunghezza focale e il <strong>di</strong>ametro dello strumento si chiama rapporto focale<br />
e si esprime con la lettera f . Un telescopio <strong>di</strong> 100 mm <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro e 1000 mm <strong>di</strong> lunghezza focale ha un<br />
rapporto focale f=1000/100=10, cioè f10.<br />
Il rapporto focale esprime la luminosità dello strumento, solamente dal punto <strong>di</strong> vista FOTOGRAFICO,<br />
ovvero come se esso, privato dell’oculare, fosse un gigantesco obiettivo fotografico. Maggiore è questo<br />
valore minore è la luminosità strumentale.<br />
La luminosità, espressa in questo modo, è una caratteristica <strong>di</strong> ogni obiettivo fotografico ed è utile solamente<br />
per la fotografia. Uno strumento aperto a f4 ed uno aperto a f6 necessitano <strong>di</strong> tempi <strong>di</strong> esposizione <strong>di</strong>versi per<br />
ottenere una fotografia con la stessa profon<strong>di</strong>tà. Uno strumento con f bassi (4-5) si <strong>di</strong>ce molto aperto o molto<br />
luminoso, poiché il suo <strong>di</strong>ametro è solamente 4-5 volte inferiore alla lunghezza focale. Uno strumento con f<br />
alti (10-15) si <strong>di</strong>ce chiuso, poiché il <strong>di</strong>ametro è 10-15 volte inferiore alla focale: il telescopio appare molto<br />
lungo e sottile.<br />
La luminosità non influenza MAI l'osservazione visuale in modo <strong>di</strong>retto, poiché si osserva con l'oculare ed<br />
un certo ingran<strong>di</strong>mento. Un potere <strong>di</strong> 100X è lo stesso per ogni strumento, sia esso ad f4 o f15! Tuttavia è<br />
opinione <strong>di</strong>ffusa che uno strumento meno luminoso (con f alti) non sia adatto all’osservazione degli oggetti<br />
deboli. Questo è sbagliato: ai fini dell’osservazione conta il <strong>di</strong>ametro dello strumento. L’unica cosa che varia<br />
è la focale dell’oculare necessaria per ottenere un certo ingran<strong>di</strong>mento. In un certo senso, uno strumento<br />
dalla lunga focale consente <strong>di</strong> usare oculari con focale maggiore e migliore como<strong>di</strong>tà <strong>di</strong> osservazione. Le<br />
cose sono molto <strong>di</strong>verse in fotografia, dove un telescopio aperto a f4 richiede tempi <strong>di</strong> esposizione, per<br />
raggiungere un certo dettaglio, decine <strong>di</strong> volte inferiori rispetto ad un identico strumento chiuso a f15.<br />
La potenza <strong>di</strong> un telescopio: capacità <strong>di</strong> raccolta della luce<br />
Ogni telescopio permette <strong>di</strong> vedere stelle ed oggetti più deboli rispetto all’occhio nudo.<br />
Basta una lente dal <strong>di</strong>ametro <strong>di</strong> 20 mm per avere un aumento <strong>di</strong> energia rispetto all'occhio nudo <strong>di</strong> circa 4<br />
volte.<br />
Uno strumento da 100 mm <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro, come molti dei telescopi per principianti, raccoglie 100 volte più<br />
luce dell'occhio umano, un bel salto <strong>di</strong> qualità!<br />
Nel capitolo sulla magnitu<strong>di</strong>ne abbiamo visto questa importante capacità <strong>di</strong> tutti gli strumenti ottici ed una<br />
tabella che stimava il guadagno per oggetti puntiformi come le stelle, che vale la pena riproporre.
La relazione che descrive il guadagno in magnitu<strong>di</strong>ni rispetto all’occhio nudo è la seguente:<br />
⎛ D ⎞ Tel<br />
Δ m = 5 log ⎜<br />
⎟ , dove D descrive il <strong>di</strong>ametro del telescopio e della pupilla dell’occhio umano in<br />
⎝ DOcchio<br />
⎠<br />
con<strong>di</strong>zioni <strong>di</strong> adattamento al buio. Questo valore è <strong>di</strong> circa 7 mm. Considerando questa relazione otteniamo<br />
la seguente tabella:<br />
Diametro telescopio in mm Δ m (<strong>di</strong>fferenza tra la magnitu<strong>di</strong>ne massima ad<br />
occhio nudo e la magnitu<strong>di</strong>ne massima con lo<br />
strumento)<br />
80 mm Δ m = 5<br />
100 mm Δ m = 5,5<br />
150mm Δ m = 6,4<br />
200 mm Δ m = 7<br />
250 mm Δ m = 7,5<br />
300 mm Δ m = 7,87 ≈ 8<br />
2400 mm (Hubble space telescope) Δ m = 14<br />
10000 mm (Keck telescope) Δ m = 17<br />
La raccolta della luce <strong>di</strong> un telescopio è in<strong>di</strong>pendente dall'ingran<strong>di</strong>mento utilizzato.<br />
L’ingran<strong>di</strong>mento è una variabile <strong>di</strong> or<strong>di</strong>ne superiore che influenza leggermente la quantità <strong>di</strong> stelle visibili,<br />
ovvero la magnitu<strong>di</strong>ne limite. Per osservare le stelle più deboli visibili attraverso un telescopio (valore fissato<br />
dal <strong>di</strong>ametro!) è necessario utilizzare un ingran<strong>di</strong>mento pari a circa 1,5 volte il <strong>di</strong>ametro del telescopio<br />
espresso in millimetri. Un ingran<strong>di</strong>mento minore o maggiore mostra stelle leggermente meno deboli. In<br />
questo senso, l’ingran<strong>di</strong>mento è la variabile che ci permette <strong>di</strong> sfruttare il potenziale determinato dal<br />
<strong>di</strong>ametro del telescopio.<br />
L’ingran<strong>di</strong>mento assume una notevole importanza per riuscire a sfruttare al meglio un'altra caratteristica<br />
importante <strong>di</strong> ogni strumento ottico, occhio compreso: il potere risolutivo.<br />
La potenza <strong>di</strong> un telescopio: il potere risolutivo<br />
Il potere risolutivo è la capacità che ogni strumento ha <strong>di</strong> mostrare separati due oggetti molto vicini tra <strong>di</strong><br />
loro e arbitrariamente lontani dall'osservatore. Il potere risolutivo si misura in gra<strong>di</strong>, o meglio suoi<br />
sottomultipli, come il minuto d'arco (simbolo ' ) e il secondo d'arco (simbolo "). Un grado è composto da 60<br />
minuti (') e 3600 secon<strong>di</strong> ("), proprio come le ore. Il potere risolutivo, <strong>di</strong> solito espresso in secon<strong>di</strong> d'arco,<br />
in<strong>di</strong>ca la minima <strong>di</strong>stanza angolare alla quale due oggetti mi appaiono ancora separati. Esso non <strong>di</strong>pende<br />
quin<strong>di</strong> <strong>di</strong>rettamente dall'ingran<strong>di</strong>mento, il quale è solo il mezzo che permette all'occhio umano <strong>di</strong><br />
raggiungere il limite dello strumento.<br />
Il potere risolutivo <strong>di</strong> qualsiasi sistema ottico è determinato dalle leggi della <strong>di</strong>ffrazione; in parole semplici,<br />
la luce non si comporta come un flusso <strong>di</strong> particelle, piuttosto come un'onda, in<br />
modo simile alle onde del mare.<br />
Quando la luce entra in un’apertura, quale può essere la pupilla dell’occhio o<br />
l’obiettivo <strong>di</strong> un telescopio, si producono degli strani effetti che limitano il<br />
potere risolutivo <strong>di</strong> ogni strumento.<br />
Una sorgente puntiforme, ovvero una stella, produce sul piano focale <strong>di</strong> ogni<br />
telescopio una figura <strong>di</strong> <strong>di</strong>ffrazione chiamata <strong>di</strong>co <strong>di</strong> Airy. Il <strong>di</strong>ametro del <strong>di</strong>sco<br />
<strong>di</strong> Airy non <strong>di</strong>pende più dalla sorgente, ma dal <strong>di</strong>ametro dello strumento; da<br />
questo si deduce anche che la figura <strong>di</strong> Airy non ha niente a che fare con la<br />
forma della sorgente.<br />
Una sorgente puntiforme o comunque angolarmente molto piccola, non<br />
produce sul piano focale una figura puntiforme, o dello stesso <strong>di</strong>ametro<br />
angolare della sorgente, ma una strana macchia <strong>di</strong> <strong>di</strong>ffrazione, con un <strong>di</strong>ametro<br />
fissato dal <strong>di</strong>ametro del telescopio.<br />
Il <strong>di</strong>ametro del <strong>di</strong>sco <strong>di</strong>pende dal <strong>di</strong>ametro dello strumento e dalla lunghezza<br />
λ<br />
d'onda alla quale si osserva, secondo la relazione: d = 2,<br />
44 , dove λ =<br />
D<br />
Figura <strong>di</strong> <strong>di</strong>ffrazione con il<br />
<strong>di</strong>sco <strong>di</strong> Airy. Ogni strumento<br />
produce questa particolare<br />
figura su oggetti puntiformi<br />
come le stelle. La figura <strong>di</strong><br />
<strong>di</strong>ffrazione <strong>di</strong>pende solo dal<br />
<strong>di</strong>ametro del telescopio, non<br />
dalla forma o natura della<br />
sorgente.
lunghezza d’onda <strong>di</strong> osservazione e D = <strong>di</strong>ametro dell’obiettivo del telescopio. Ogni strumento, a<br />
prescindere dall'ingran<strong>di</strong>mento, mostra un certo <strong>di</strong>ametro apparente del <strong>di</strong>sco <strong>di</strong> Airy, che può essere<br />
considerato come il minimo <strong>di</strong>ametro apparente in<strong>di</strong>viduabile dallo strumento.<br />
Due oggetti, come due stelle doppie, saranno due entità <strong>di</strong>stinte solamente se la loro separazione angolare è<br />
pari almeno al <strong>di</strong>ametro del <strong>di</strong>sco <strong>di</strong> Airy, o al limite se la <strong>di</strong>stanza tra i due centri <strong>di</strong> <strong>di</strong>ffrazione sarà pari al<br />
λ<br />
raggio del <strong>di</strong>sco <strong>di</strong> Airy (criterio <strong>di</strong> Rayleigh; potere risolutivo = R = 1,<br />
22 ) . Al <strong>di</strong> sotto <strong>di</strong> questa <strong>di</strong>stanza<br />
angolare, le due stelle saranno viste come un'unica entità.<br />
Il potere risolutivo, quin<strong>di</strong>, <strong>di</strong>pende solamente dal <strong>di</strong>ametro<br />
dell’obiettivo del telescopio e dalla qualità con cui sono state costruite le<br />
lenti o gli specchi. Ogni strumento <strong>di</strong> un certo <strong>di</strong>ametro ha un potere<br />
risolutivo fissato.<br />
Per l’osservazione visuale, il criterio <strong>di</strong> Dawes ci da in modo semplice il<br />
potere risolutivo teorico:<br />
R<br />
D<br />
115<br />
= , dove R è il potere risolutivo<br />
espresso in secon<strong>di</strong> d’arco e D il <strong>di</strong>ametro, in millimetri, dell’obiettivo<br />
dello strumento. Un telescopio da 100 mm, secondo Dawes, ha un potere<br />
risolutivo pari a 115/100= 1,2”.<br />
Il criterio <strong>di</strong> Dawes è teorico ed è effettivamente confermato solamente<br />
nell’osservazione <strong>di</strong> due stelle doppie <strong>di</strong> uguale luminosità, sotto cieli<br />
privi <strong>di</strong> turbolenza atmosferica e con un telescopio dalle ottiche perfette. Esso, pertanto, deve essere preso<br />
come un valore in<strong>di</strong>cativo e non come un dato certo.<br />
La potenza <strong>di</strong> un telescopio: la qualità delle ottiche e le aberrazioni<br />
Le ottiche <strong>di</strong> un telescopio per funzionare in modo corretto devono essere costruite con precisioni altissime.<br />
La teoria dell’ottica definisce perfetta una lente o<br />
specchio che sia stato costruito con una precisione <strong>di</strong><br />
circa 20 volte inferiore alla lunghezza d’onda me<strong>di</strong>a<br />
alla quale verranno condotte le osservazioni.<br />
Nelle situazioni reali, la precisione richiesta nel<br />
lavorare uno specchio o una lente è <strong>di</strong> circa 8 volte<br />
inferiore alla lunghezza d’onda.<br />
L’occhio umano ha un picco <strong>di</strong> sensibilità alla<br />
lunghezza d’onda <strong>di</strong> circa 550 nm, quin<strong>di</strong> questo<br />
implica lavorazioni con una precisione inferiore ai 70<br />
nm, ovvero 70 miliardesimi <strong>di</strong> metro!<br />
Per raggiungere queste precisioni sono richiesti<br />
macchinari particolari e costosi; è questo il motivo per il quale uno strumento astronomico, se <strong>di</strong> qualità<br />
buona, ha un costo per niente trascurabile.<br />
D’altra parte, <strong>di</strong>ffidate sempre da strumenti che costano sensibilmente meno della me<strong>di</strong>a: spesso sono dei<br />
giocattoli costruiti in modo impreciso e vi daranno più delusioni che sod<strong>di</strong>sfazioni.<br />
Se tutti gli strumenti astronomici fossero costruiti in modo perfetto, allora le considerazioni fatte sul potere<br />
risolutivo sarebbero corrette, e tutti gli strumenti, tranne i rifrattori, produrrebbero immagini perfette almeno<br />
lungo l’asse ottico, ovvero la linea immaginaria che determina il centro del piano focale, ovvero il centro del<br />
campo <strong>di</strong> osservazione.<br />
Nella produzione commerciale, non è scontato che la qualità ottica degli strumenti sia almeno sufficiente per<br />
sfruttare tutto il loro potenziale.<br />
La produzione, che ormai è quasi sempre <strong>di</strong> origine cinese, ha un livello qualitativo buono, se esclu<strong>di</strong>amo i<br />
piccoli strumenti, i quali sono da considerarsi poco più che giocattoli. E’ anche per questo motivo che il<br />
primo strumento dovrebbe avere un <strong>di</strong>ametro <strong>di</strong> almeno 80 mm se composto da lenti, 90 se cata<strong>di</strong>ottrico e<br />
almeno 114 se Newton. Questi strumenti, considerati extry-level, possiedono una <strong>di</strong>screta qualità ottica.<br />
Se volete <strong>di</strong> più, allora cominciate a considerare strumenti <strong>di</strong> almeno 90 mm a lunga focale se rifrattori, <strong>di</strong><br />
almeno <strong>12</strong>0 mm se cata<strong>di</strong>ottrici e 150 mm se riflettori Newton. Le marche che garantiscono uno standard<br />
qualitativo buono sono le più blasonate, tra le quali: Meade, Celestron, RKS, Skywatcher, Orion, Geoptik,<br />
Konus, GSO. Ad eccezione della Geoptik, la cui produzione è italiana, tutte le altre fanno capo spesso alla<br />
D<br />
Immagine al limite del potere<br />
risolutivo secondo Rayleigh. Quando<br />
due figure <strong>di</strong> <strong>di</strong>ffrazione sono quasi a<br />
contatto ma ancora <strong>di</strong>stinguibili siamo<br />
al limite della risoluzione offerta da un<br />
sistema ottico.<br />
Un telescopio dalla scarsa qualità ottica è completamente<br />
inutilizzabile per ogni osservazione. La qualità ha un prezzo,<br />
per questo <strong>di</strong>ffidate sempre dalle offerte troppo vantaggiose e<br />
affidatevi sempre a marche e riven<strong>di</strong>tori fidati
stessa azienda cinese, la Synta, quin<strong>di</strong> le prestazioni delle ottiche sono estremamente simili. Diffidate da<br />
marche che presentano prezzi notevolmente più bassi, come, ad esempio la Seben, molto gettonata su<br />
piattaforme molto commerciali come E-bay.<br />
Con il termine aberrazione si identifica un <strong>di</strong>fetto<br />
dell’immagine prodotta dal sistema ottico e non corrispondente<br />
alla realtà. Tutti i riflettori e cata<strong>di</strong>ottrici, se lavorati a dovere,<br />
non presentano alcuna aberrazione lungo l’asse ottico, ovvero<br />
al centro del campo inquadrato dall’oculare. D’altra parte, tutte<br />
le configurazioni ottiche utilizzate dagli astrofili presentano<br />
aberrazioni fuori dall’asse ottico, dette extra-assiali. I <strong>di</strong>fetti<br />
delle immagini lontano dal centro del campo sono fisiologici e<br />
conseguenza naturale delle leggi dell’ottica, ma non inficiano<br />
quasi mai le osservazioni astronomiche.<br />
La produzione commerciale <strong>di</strong> telescopi non sempre produce<br />
strumenti completamente esenti da aberrazioni, anzi, spesso<br />
l’astrofilo deve stare molto attento e saper valutare le<br />
prestazioni <strong>di</strong> un’ottica.<br />
Le aberrazioni riguardano ogni elemento ottico del proprio<br />
strumento, anche gli specchi secondari o le lastre correttrici;<br />
tutti questi elementi devono essere costruiti in modo<br />
estremamente preciso, poiché basta un solo componente <strong>di</strong><br />
scarsa qualità per pregiu<strong>di</strong>care la qualità dell’intero strumento,<br />
Le aberrazioni sono <strong>di</strong>fetti che alterano il reale<br />
aspetto delle immagini. Un telescopio dalla buona<br />
qualità ottiche ne deve essere esente almeno lungo<br />
l’asse ottico, altrimenti non riusciremo mai ad<br />
avere le massime prestazioni.<br />
a prescindere da quanto ottimi possano essere gli altri elementi. Questa è una regola d’oro in <strong>astronomia</strong>: la<br />
qualità complessiva <strong>di</strong> un sistema ottico è determinata dall’anello debole della catena, ovvero dall’elemento<br />
più scarso.<br />
Quando un sistema ottico è affetto da qualche tipo <strong>di</strong> aberrazione, essa è impossibile da eliminare o anche<br />
solo correggere a posteriori da parte dell’astrofilo.<br />
Discorso <strong>di</strong>verso per i sistemi a lenti, ovvero i rifrattori: essi possiedono un’aberrazione sempre presente, a<br />
meno <strong>di</strong> non avere strumenti composti da 3-4 lenti e focali lunghe, detta aberrazione cromatica. In pratica<br />
ogni lente si comporta come un prisma, scomponendo la luce nei colori primari; ne consegue che tutte le<br />
immagini focalizzate da una lente assomiglieranno a dei piccoli arcobaleni, con uno o più aloni colorati.<br />
Questo <strong>di</strong>fetto ottico si riduce utilizzando più <strong>di</strong> una lente singola come obiettivo. I rifrattori acromatici<br />
utilizzano un doppietto costituito da una lente negativa ed una positiva, ma questo non è sufficiente ad<br />
eliminare questo <strong>di</strong>fetto ottico. I rifrattori apocromatici utilizzano vetri speciali e almeno 3 lenti per dare<br />
delle immagini teoricamente perfette, ma ad un prezzo molto elevato. Un’alternativa per ovviare a questo<br />
inconveniente è quella <strong>di</strong> utilizzare sistemi a specchi, che per definizione sono esenti da aberrazione<br />
cromatica.<br />
Il primo consiglio, quin<strong>di</strong> è il seguente: benché i rifrattori siano i telescopi per eccellenza nell’immaginario<br />
collettivo, se non si ha a <strong>di</strong>sposizione una ingente quantità <strong>di</strong> denaro da investirvi è meglio ripiegare su<br />
sistemi a specchi, molto più semplici da costruire, quin<strong>di</strong> molto più economici, anche perché, è bene<br />
ricordarlo, se la lavorazione è buona, l’unico elemento che permette <strong>di</strong> vedere meglio e <strong>di</strong> più è unicamente il<br />
<strong>di</strong>ametro dell’obiettivo, a prescindere se è costituito da lenti o specchi. A questo punto quin<strong>di</strong>, è meglio<br />
spendere 1000 euro per un rifrattore apocromatico da 10 centimetri <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro oppure spendere la stessa<br />
cifra per un telescopio newtoniano da 30 centimetri <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro, il quale permette <strong>di</strong> vedere oggetti 9 volte<br />
più deboli e con un potere risolutivo 3 volte maggiore?<br />
La funzione dell’ingran<strong>di</strong>mento<br />
A cosa serve l'ingran<strong>di</strong>mento <strong>di</strong> un telescopio, se non compare nelle caratteristiche che ne determinano la<br />
“potenza”?<br />
Fino a questo momento, infatti, non abbiamo considerato affatto che all’oculare <strong>di</strong> ogni telescopio si trova un<br />
osservatore, o meglio, il suo occhio.<br />
Data una certa qualità del cielo (preferibilmente scuro!), la magnitu<strong>di</strong>ne limite raggiungibile (ovvero gli<br />
oggetti più deboli che si possono osservare) <strong>di</strong>pende dal contrasto delle stelle con il fondo cielo, che non<br />
appare mai completamente nero. Aumentando l’ingran<strong>di</strong>mento fino ad un valore <strong>di</strong> 1,5 volte il <strong>di</strong>ametro<br />
dell’obiettivo espresso in millimetri, siamo nella con<strong>di</strong>zione migliore nella quale la luminosità del fondo
cielo è minima e il contrasto delle stelle massimo. Queste sono le circostanze migliori che consentono <strong>di</strong><br />
fruttare tutto il potenziale del telescopio, inteso come capacità <strong>di</strong> raccolta della luce.<br />
L’ingran<strong>di</strong>mento rende possibile sfruttare anche il potere risolutivo dello strumento e <strong>di</strong> renderlo visibile<br />
all’occhio umano: ve<strong>di</strong>amo in che modo. La risoluzione <strong>di</strong> un<br />
occhio umano perfetto, adattato al buio, arriva al massimo a<br />
180".<br />
Uno strumento ottico capace <strong>di</strong> mostrare oggetti <strong>di</strong> 1 minuto<br />
d'arco è perfettamente inutile se non ingran<strong>di</strong>sce tale valore in<br />
modo da essere visibile all'occhio: per fare questo dobbiamo<br />
ingran<strong>di</strong>re l'immagine almeno <strong>di</strong> 3 volte. In questo caso, la<br />
<strong>di</strong>mensione apparente <strong>di</strong> 1' <strong>di</strong>venta, all'oculare del telescopio,<br />
ingran<strong>di</strong>ta 3 volte e cioè ci appare come un oggetto grande 3',<br />
perfettamente visibile.<br />
Analogamente, per vedere un dettaglio <strong>di</strong> 10", occorre uno<br />
strumento dal <strong>di</strong>ametro dell'obiettivo abbastanza grande da<br />
produrre un <strong>di</strong>sco <strong>di</strong> Airy minore <strong>di</strong> tale valore, e cioè <strong>di</strong><br />
almeno 28 mm <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro, e un fattore d'ingran<strong>di</strong>mento<br />
capace <strong>di</strong> rendere visibile all'occhio tale dettaglio, ovvero<br />
almeno 18 volte, che è il fattore per il quale bisogna ingran<strong>di</strong>re<br />
10" affinché appaiano come 180".<br />
È chiaro che questi valori rappresentano l'ingran<strong>di</strong>mento<br />
minimo affinché quel dettaglio sia visibile; per una visione<br />
comoda, anche per chi non ha un occhio perfetto, una regola<br />
empirica afferma che sarebbe meglio adottare un<br />
L’ingran<strong>di</strong>mento permette all’occhio <strong>di</strong> vedere<br />
tutto il potere risolutivo dello strumento. In questo<br />
caso una stella doppia appare tale solo quando<br />
l’ingran<strong>di</strong>mento è maggiore <strong>di</strong> 50 volte. In questa<br />
simulazione l’ingran<strong>di</strong>mento <strong>di</strong> 400X per un<br />
telescopio <strong>di</strong> 100 mm è troppo elevato e non<br />
mostra più dettagli <strong>di</strong> quello a 150X<br />
ingran<strong>di</strong>mento doppio rispetto a quello minimo necessario per mostrare un certo dettaglio. Così, per vedere<br />
due stelle doppie separate da 10" sono sufficienti 18 ingran<strong>di</strong>menti, ma per una visione comoda ne sono<br />
consigliati almeno 36.<br />
Ogni strumento ha un potere risolutivo fissato dal <strong>di</strong>ametro dell’obiettivo, per questo possiamo definire<br />
l’ingran<strong>di</strong>mento massimo utile come l’ingran<strong>di</strong>mento che permette all’occhio <strong>di</strong> osservare agevolmente il<br />
potere risolutivo dello strumento, pari a 2,5 volte il <strong>di</strong>ametro dell’obiettivo espresso in millimetri. Se il<br />
vostro occhio non è perfetto troverete utile un ingran<strong>di</strong>mento massimo fino a 3 volte il <strong>di</strong>ametro<br />
dell’obiettivo del telescopio espresso in millimetri (nel caso <strong>di</strong> minima turbolenza atmosferica, altrimenti la<br />
risoluzione raggiungibile non <strong>di</strong>penderà più dal <strong>di</strong>ametro dello strumento ma dalla turbolenza stessa).<br />
Se continuo ad ingran<strong>di</strong>re, non otterrò un miglioramento della risoluzione perché l'ho già sfruttata tutta al<br />
massimo; ingrandendo l'unica cosa che ottengo è un brusco calo <strong>di</strong> luminosità, e una sfocatura<br />
dell'immagine, causata dal fatto che il più piccolo dettaglio che può mostrarci lo strumento è molto più<br />
grande del più piccolo dettaglio percepibile dall'occhio. L'effetto è del tutto simile a quando si visualizza<br />
un'immagine sul computer; se cominciamo ad ingran<strong>di</strong>re, la vedremo nitida fino a quando le <strong>di</strong>mensioni del<br />
più piccolo dettaglio visibile non <strong>di</strong>ventano almeno 3 volte maggiori (angolarmente) della risoluzione del<br />
nostro occhio. La risoluzione dell’immagine non varia, ma varia la nostra percezione, che si fa sfocata.<br />
Con questi esempi abbiamo imparato che la potenza <strong>di</strong> ogni sistema ottico, dal nostro occhio ai più potenti<br />
telescopi, <strong>di</strong>pende solamente dal <strong>di</strong>ametro dell'obiettivo, sia esso costituito da lenti o specchi o entrambi. Il<br />
<strong>di</strong>ametro determina quanta energia luminosa può catturare ogni secondo lo strumento e quanto piccola può<br />
essere la <strong>di</strong>stanza angolare tra due oggetti che appaiono separati. L'ingran<strong>di</strong>mento è solo il mezzo con il<br />
quale mostrare all'occhio umano tutto il potere risolutivo che ogni strumento possiede; quest’ultimo è fissato<br />
dalle leggi della <strong>di</strong>ffrazione e non può essere mo<strong>di</strong>ficato.<br />
Queste considerazioni valgono dal punto <strong>di</strong> vista teorico, per ottiche perfette e con<strong>di</strong>zioni <strong>di</strong> cielo eccellenti;<br />
nella pratica, soprattutto per strumenti economici come quelli degli astrofili e per normali siti osservativi, ci<br />
sono altre variabili da considerare quando si cerca <strong>di</strong> determinare la potenza <strong>di</strong> uno strumento.<br />
Riuscire ad osservare oggetti deboli <strong>di</strong>pende criticamente anche dalle con<strong>di</strong>zioni del cielo, in particolare da<br />
quanto esso sia scuro.<br />
La presenza <strong>di</strong> luci artificiali costituisce il cosiddetto inquinamento luminoso, già visto nei capitoli<br />
precedenti, una vera e propria fonte <strong>di</strong> <strong>di</strong>sturbo per tutte le osservazioni astronomiche. Non basta infatti non<br />
osservare dalle città, ma è fondamentale che ci si trovi a molti Km dalle più potenti sorgenti <strong>di</strong> luce.
Un cielo scuro è importante quanto, se non più, <strong>di</strong> un telescopio; avere uno strumento dal grande <strong>di</strong>ametro ed<br />
usarlo in città, significa non sfruttare neanche il 10% delle sue potenzialità; con uno strumento dal <strong>di</strong>ametro<br />
inferiore <strong>di</strong> 2-3 volte, da un cielo scuro, si possono avere visioni nettamente migliori!<br />
Se abitate in prossimità <strong>di</strong> una grande città, dovete purtroppo fare i conti con questa amara verità: qualunque<br />
sia il vostro strumento, non arriverete mai a vedere oggetti deboli al limite delle sue potenzialità.<br />
Fortunatamente però, il potere risolutivo non è influenzato dall'inquinamento luminoso, e quin<strong>di</strong>, almeno in<br />
linea <strong>di</strong> principio, dalla città si potrebbero fare delle osservazioni che pre<strong>di</strong>ligano il potere risolutivo alla<br />
profon<strong>di</strong>tà.<br />
Le osservazioni in alta risoluzione riguardano tutti i maggiori pianeti del sistema solare, compresa la Luna e<br />
il Sole (ma con un filtro!) e qualche luminosa stella doppia.<br />
Questi oggetti sono abbastanza luminosi da essere agevolmente osservati anche dal centro delle gran<strong>di</strong><br />
metropoli, e ciò chi si richiede è solamente un grande potere risolutivo, per poter cogliere maggiori dettagli<br />
sui loro <strong>di</strong>schi.<br />
A questo punto possiamo andare ad analizzare brevemente alcune configurazioni ottiche molto utilizzate<br />
dagli astrofili capirne pregi, <strong>di</strong>fetti e campi <strong>di</strong> applicazione. In questo modo avremo degli ottimi elementi per<br />
scegliere il nostro primo telescopio.<br />
Le <strong>di</strong>verse configurazioni ottiche<br />
Rifrattore acromatico a lunga focale<br />
I rifrattori utilizzano un sistema <strong>di</strong> lenti per<br />
focalizzare l’immagine.<br />
I rifrattori acromatici sono costituiti da due<br />
lenti separate da una precisa <strong>di</strong>stanza,<br />
generalmente <strong>di</strong> qualche millimetro.<br />
Questo tipo <strong>di</strong> configurazione ottica viene<br />
chiamato doppietto acromatico air spaced<br />
(ovvero con le due lenti spaziate dall’aria).<br />
Quando il rapporto focale è superiore ad f10<br />
l’aberrazione cromatica residua è trascurabile e le immagini offerte da questi strumenti sono molto nitide e<br />
realistiche.<br />
Data la lunga focale necessaria per dare le massime prestazioni, i rifrattori acromatici si rivelano utili solo<br />
per piccoli <strong>di</strong>ametri, inferiori ai 150 mm.<br />
I rifrattori acromatici da 80-90 mm, con focale superiore ad un metro, sono strumenti particolarmente<br />
in<strong>di</strong>cati per l’osservazione dei corpi del sistema solare.<br />
In commercio esistono anche rifrattori più “veloci”, ovvero con rapporti focale anche <strong>di</strong> f5. La loro utilità è<br />
però limitata all’osservazione del cielo a bassi ingran<strong>di</strong>menti, data la grande quantità <strong>di</strong> aberrazione<br />
cromatica residua, che nessuna lavorazione, per quanto precisa, può ridurre.<br />
Solamente con l’utilizzo <strong>di</strong> vetri speciali, chiamati ED (Extra-low Dispersion, ovvero a bassissima<br />
<strong>di</strong>spersione) si riduce notevolmente l’aberrazione cromatica residua, rendendo sfruttabili anche rapporti<br />
focale compresi tra f5 e f8. Questo incremento delle prestazioni si paga a caso prezzo. I cosiddetti rifrattori<br />
semi-apcromatici, ovvero doppietti con vetri speciali, costano anche il doppio rispetto ai classici acromatici.<br />
Anche in questi casi i <strong>di</strong>ametri <strong>di</strong>sponibili sono inferiori ai 150mm, quin<strong>di</strong> i rifrattori acromatici possono<br />
essere considerati alla stregua <strong>di</strong> giganti binocoli quando si vogliono osservare gli oggetti del cielo profondo,<br />
consentendo visioni veramente appaganti solamente per oggetti molto luminosi, come i gran<strong>di</strong> ammassi<br />
aperti e le nebulose ad emissione. Tutti gli altri oggetti, quali ammassi globulari, galassie e tutte le altre<br />
nebulose devono essere osservati con strumenti <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro maggiore.<br />
Rifrattore apocromatico<br />
Un apocromatico REALE deve avere un obiettivo costituito da almeno a 3 elementi. I rifrattori apocromatici<br />
rappresentano lo stato dell’arte dell’ottica, restituendo le immagini più belle, nitide e contrastate rispetto ad<br />
ogni altra configurazione ottica. Sfortunatamente il prezzo è veramente enorme: uno strumento da 100 mm<br />
può costare anche quanto una piccola utilitaria! Il loro impiego trova una giustificazione completa solamente<br />
nell’astrofotografia degli oggetti deboli e per quegli osservatori che fanno della qualità dell’immagine
invertire questa regola della fisica.<br />
Riflettore Newton aperto<br />
l’unico punto per l’acquisto <strong>di</strong> uno strumento. In tutti<br />
gli altri casi, ovvero nell’osservazione ad alta<br />
risoluzione dei pianeti e degli oggetti deboli, ci sono<br />
altri strumenti più performanti e ad un prezzo molto<br />
più accessibile. Ricordate, infatti, che, per quanto<br />
uno strumento possa fornire immagini nitide e<br />
contrastate, la potenza <strong>di</strong>pende sempre dal <strong>di</strong>ametro e<br />
non c’è lavorazione ottica e meccanica che possa<br />
I telescopi in configurazione Newton sono<br />
strumenti riflettori che utilizzano uno specchio<br />
primario a forma <strong>di</strong> una sezione <strong>di</strong> parabola,<br />
posto in fondo al tubo ottico, il quale raccoglie<br />
e convoglia la luce verso uno specchietto più<br />
piccolo, piano e inclinato <strong>di</strong> 45° il cui compito<br />
è portare il fascio ottico fuori dal tubo per<br />
poter essere osservato dall’occhio. L’oculare nei telescopi Newton non si inserisce in fondo al tubo ma<br />
lateralmente, quasi alla sua estremità: <strong>di</strong> certo una posizione <strong>di</strong>versa rispetto all’idea comune, ma qualche<br />
volta molto più comoda <strong>di</strong> quella tra<strong>di</strong>zionale.<br />
I telescopi Newton si <strong>di</strong>stinguono in due famiglie, in base al loro rapporto focale.<br />
Gli strumenti aperti, ovvero con rapporti focale f4-5, sono i più economici, <strong>di</strong>sponibili in <strong>di</strong>ametri<br />
sufficientemente gran<strong>di</strong> da dare molte sod<strong>di</strong>sfazioni.<br />
Questo tipo <strong>di</strong> telescopio è molto adatto per l’osservazione visuale <strong>di</strong> oggetti deep-sky. La qualità ottica, non<br />
sempre eccelsa, è bilanciata dai gran<strong>di</strong> <strong>di</strong>ametri <strong>di</strong>sponibili a prezzi relativamente economici, rendendolo uno<br />
strumento adatto anche per l’osservazione dei pianeti, sebbene non sia la sua specializzazione. Utilizzato in<br />
configurazione dobsoniana e a partire da <strong>di</strong>ametri da 25 cm, si rivela uno strumento magnifico nell’osservare<br />
tutti gli oggetti del cielo profondo. Sconsigliabile in fotografia se si usano sensori superiori a 7 mm <strong>di</strong> lato, a<br />
causa del coma intrinseco a questa configurazione ottica; utilizzando un correttore <strong>di</strong> coma, <strong>di</strong>venta uno<br />
strumento ottimo anche per l’imaging deep-sky.<br />
Riflettore Newton chiuso<br />
I newton chiusi a f 6-7-8 sono <strong>di</strong>sponibili solo<br />
per <strong>di</strong>ametri inferiori ai 25cm e questo è un<br />
peccato, perché uniscono all’economicità una<br />
ottima qualità ottica (derivata dalla più facile<br />
lavorazione <strong>di</strong> specchi a lunghe focali). I<br />
newton a lungo fuoco hanno un’ostruzione<br />
causata dallo specchio secondario inferiore al<br />
25% e forniscono immagini quasi identiche ad un rifrattore apocromatico <strong>di</strong> pari <strong>di</strong>ametro, ad un prezzo<br />
nettamente minore. L’utilizzo <strong>di</strong> questi strumenti, purtroppo ingombranti è ideale per l’osservazione dei<br />
pianeti in altissima risoluzione. Prima <strong>di</strong> acquistare un bestione del genere, informatevi bene se il vostro sito<br />
osservativi è adatto alle osservazioni in alta risoluzione, stu<strong>di</strong>ando il comportamento e l’entità della<br />
turbolenza atmosferica.<br />
Molti astrofili si affidano agli artigiani per produrre Newton <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro <strong>di</strong> 20-30 cm, chiusi a f7, con<br />
conseguente piccolissima ostruzione, per applicazioni puramente in alta risoluzione. Lo strumento, almeno<br />
fino a f8, sarebbe molto adatto anche per l’astrofotografia degli oggetti deboli, ma sono richieste montature<br />
veramente robuste per poterlo sorreggere.<br />
Riflettore Cassegrain<br />
I Cassegrain sono riflettori che utilizzano uno specchio primario a forma <strong>di</strong> parabola, forato nel centro. La<br />
luce riflessa viene convogliata verso uno specchio secondario convesso, che provvede ad allungare la focale
dello strumento, e convoglia i raggi luminosi<br />
verso il foro del primario. L’osservazione con<br />
questi strumenti si effettua quin<strong>di</strong> nei rifrattori,<br />
in fondo al tubo ottico.<br />
La particolarità dello schema Cassegrain è che<br />
non è necessario che il tubo ottico sia lungo<br />
quanto la focale dello strumento. Grazie al potere <strong>di</strong> ingran<strong>di</strong>mento dello specchio secondario, i Cassegrain<br />
sono strumenti decisamente compatti, ma dalla lunga focale. Hanno tutti rapporti focale superiori a f10. Non<br />
sono strumenti specializzati in un tipo <strong>di</strong> osservazione. L’ostruzione centrale, infatti è superiore al 30% del<br />
<strong>di</strong>ametro dello strumento, <strong>di</strong>minuendo il contrasto nelle immagini planetarie e la puntiformità delle immagini<br />
e la loro luminosità in quelle deep-sky. E’ un ottimo strumento tuttofare, il cui principale vantaggio è la<br />
compattezza. Dato il grande rapporto focale, non sono molto adatti all’astrofotografia degli oggetti del cielo<br />
profondo, la quale richiede rapporti focale decisamente più luminsosi (f4-8).<br />
Purtroppo la <strong>di</strong>fficoltà <strong>di</strong> produzione degli specchi della giusta forma ne ha impe<strong>di</strong>to una <strong>di</strong>ffusione a livello<br />
commerciale ad un costo accessibile all’amatore.<br />
Un’ottima variante commerciale è lo schema ottico Schmidt-cassegrain.<br />
Ritchey-Chrétien<br />
Si tratta <strong>di</strong> un riflettore utilizzato ampiamente<br />
negli osservatori professionali, variante del<br />
classico Cassegrain.<br />
Lo specchio primario e il secondario hanno<br />
forme particolari, ne sferiche ne paraboloidali,<br />
bensì iperboloidali. Queste forme, peraltro<br />
molto <strong>di</strong>fficili da ottenere, riducono<br />
drasticamente ogni tipo <strong>di</strong> aberrazione extraassiale,<br />
in particolare il coma. Il Telescopio Ritchey-Chétien è quin<strong>di</strong> uno strumento prettamente fotografico,<br />
in grado <strong>di</strong> fornire risultati senza compromessi. Non a caso, tutti i gran<strong>di</strong> strumenti del mondo utilizzano<br />
questa configurazione ottica, la quale permette <strong>di</strong> avere anche una notevole compattezza.<br />
Per gli amatori si tratta <strong>di</strong> uno strumento piuttosto costoso, con <strong>di</strong>ametri dai 200 millimetri in su, de<strong>di</strong>cato<br />
spesso a piccoli osservatori e lavori fotografici <strong>di</strong> altissimo livello, sia qualitativo che scientifico.<br />
Generalmente aperto a f8, ha un’ostruzione centrale molto elevata, che può raggiungere anche il 40%, per<br />
questo visualmente è meno performante <strong>di</strong> altri strumenti, anche molto più economici.<br />
Schmidt-Cassegrain (SCT)<br />
Lo Schmidt-Cassegrain è una variante molto<br />
interessante del Cassegrain. Uno specchio<br />
primario sferico convoglia la luce nello<br />
specchio secondario, anche esso sferico ma<br />
convesso. Dato che questo sistema introduce<br />
una notevole quantità <strong>di</strong> aberrazione sferica,<br />
una lastra correttrice, posta davanti ad<br />
entrambi gli specchi provvede a correggere<br />
le immagini. Lo Schmidt-Cassegrain è<br />
quin<strong>di</strong> un telescopio cata<strong>di</strong>ottrico. Come<br />
possiamo intuire, lo Schmidt-Cassegrain è una variante tipicamente commerciale del Cassegrain, nel quale,<br />
per finalità produttive si preferisce correggere le aberrazioni causate da superfici facili da lavorare piuttosto<br />
che progettare superfici esenti da <strong>di</strong>fetti ma molto <strong>di</strong>fficili, quin<strong>di</strong> costose, da costruire. I vantaggi e gli<br />
svantaggi sono esattamente quelli <strong>di</strong> ogni riflettore Cassegrain. Sono strumenti universali, dal rapporto focale<br />
tipicamente <strong>di</strong> f10, facilmente riducibile a f6,3 con l’uso <strong>di</strong> un riduttore, che ha la funzione anche <strong>di</strong><br />
spianatore <strong>di</strong> campo, utile in visuale per variare l’ingran<strong>di</strong>mento del proprio parco oculari. Lo SCT (Schmidt-<br />
Cassegrain Telescope) è un telescopio universale, non specializzato in nessuna particolare applicazione ma<br />
dalle prestazioni molto buone in ogni campo. Visualmente offre gran<strong>di</strong> visioni degli oggetti del sistema<br />
solare, anche se con un contrasto minore rispetto ai più costosi rifrattori apocromatici o Newton poco<br />
ostruiti. Nel profondo cielo offre la possibilità <strong>di</strong> utilizzare oculari dalla grande pupilla d’uscita (grazie alla
focale lunga) per ottenere gli ingran<strong>di</strong>menti tipici delle 100-150 volte, necessari per questo tipo <strong>di</strong><br />
osservazioni.<br />
Nel campo fotografico (parliamo sempre <strong>di</strong> <strong>di</strong>gitale) è sicuramente lo strumento commerciale dal migliore<br />
rapporto prestazioni/prezzo per gli oggetti del sistema solare, grazie anche alla parziale compensazione della<br />
per<strong>di</strong>ta del contrasto dei sensori CCD e del successivo processing <strong>di</strong>gitale. Nel deep-sky ha un campo<br />
corretto abbastanza grande da permettere l’uso <strong>di</strong> sensori <strong>di</strong> oltre 15 mm <strong>di</strong> lato, senza deca<strong>di</strong>menti<br />
dell’immagine. Sicuramente lo strumento con il migliore rapporto qualità/prezzo.<br />
Maksutov-Cassegrain<br />
Altro telescopio cata<strong>di</strong>ottrico, variante del<br />
riflettore Cassegrain. I Maksutov-Cassegrain, o<br />
semplicemente mak sono strumenti molto<br />
compatti, quasi come gli Schmidt-Cassegrain.<br />
In effetti la somiglianza costruttiva è notevole.<br />
Uno specchio primario sferico convoglia la<br />
luce verso uno specchio secondario sferico e<br />
convesso, il quale è ricavato dalla lastra<br />
correttrice dell’aberrazione sferica, della<br />
menisco. La <strong>di</strong>fferenza con lo SCT è proprio questa: la lastra correttrice ha una piccola parte alluminata che<br />
funziona anche da specchio secondario.<br />
Il progetto costruttivo costringe a costruire ogni mak con un rapporto focale molto chiuso focale molto chiusi<br />
(f<strong>12</strong>-15).<br />
Questa configurazione è <strong>di</strong> solito usata per piccoli <strong>di</strong>ametri, da 9 fino a 15-18 cm.<br />
Il mak è uno degli strumenti preferiti dai principianti, in grado <strong>di</strong> fornire ottime visioni dei pianeti ed una<br />
compattezza imbarazzante, ad un costo che è una piccola frazione dell’unica configurazione che forse gli è<br />
(leggermente) superiore, ovvero i rifrattori acromatici a lungo fuoco, ormai quasi introvabili nel panorama<br />
commerciale.<br />
Un mak da 90mm e rapporto focale pari a f13 ha un tubo lungo circa 40 cm, un peso <strong>di</strong> poco superiore a 2<br />
Kg ed un costo intorno ai 200 euro. Un rifrattore acromatico da 90 mm chiuso a f13 ha una lunghezza <strong>di</strong><br />
circa <strong>12</strong>0 cm, un peso <strong>di</strong> quasi 4 kg ed un costo superiore ai 500 euro.<br />
Sono strumenti adatti per l’osservazione degli oggetti del sistema solare; il piccolo <strong>di</strong>ametro non consente <strong>di</strong><br />
avere una buona visione degli oggetti del cielo profondo, così come il rapporto focale non consente <strong>di</strong> fare<br />
alcun tipo <strong>di</strong> ripresa profonda.<br />
In fotografia quin<strong>di</strong>, l’unico campo <strong>di</strong> applicazione è l’alta risoluzione, <strong>di</strong> cui questi strumenti sono capaci.<br />
Possono essere utilizzati anche come telescopi da viaggio e per osservazioni terrestri.<br />
Maksutov-Newton<br />
Il maksutov Newton è un cata<strong>di</strong>ottrico variante<br />
del Newton. Invece <strong>di</strong> produrre specchi<br />
parabolici costosi e non sempre della qualità<br />
desiderata, i costruttori preferiscono lavorare<br />
un primario sferico, la cui lavorazione è molto<br />
più semplice ed economica, e correggere<br />
l’aberrazione sferica con una lastra correttrice<br />
spessa e curva, proprio come quella dei Maksutov-Cassegrain. Progettati fino a <strong>di</strong>ametri dell’or<strong>di</strong>ne <strong>di</strong> 20 cm<br />
(almeno per la ven<strong>di</strong>ta commerciale), sono strumenti dal rapporto focale chiuso (f7-8), con bassissima<br />
ostruzione, capaci <strong>di</strong> dare gran<strong>di</strong> sod<strong>di</strong>sfazioni sugli oggetti del sistema solare. Il <strong>di</strong>ametro <strong>di</strong> 20 cm consente<br />
<strong>di</strong> avere anche ottime visioni degli oggetti deep-sky, sebbene l’acquisto <strong>di</strong> uno strumento così peculiare e<br />
anche costoso non deve essere finalizzato a questo tipo <strong>di</strong> osservazioni, per le quali si trovano strumenti più<br />
performanti a parità <strong>di</strong> prezzo.<br />
Sono strumenti ingombranti, più dei Newton, e richiedono quin<strong>di</strong> montature robuste.<br />
Il loro principale problema è il tempo d’acclimatamento: molti <strong>di</strong> essi montano una ventola <strong>di</strong>etro lo<br />
specchio primario per accelerare il processo, che altrimenti potrebbe richiedere anche alcune ore, rendendo<br />
vano ogni tentativo <strong>di</strong> osservazione in alta risoluzione.
Schmidt-Newton<br />
Lo Schmidt-Newton è un'altra configurazione<br />
cata<strong>di</strong>ottrica, simile al Maksutov-Newton.<br />
L’unica <strong>di</strong>fferenza è nella lastra <strong>di</strong> vetro<br />
destinata alla correzione dell’aberrazione<br />
sferica introdotta dal primario sferico, la quale<br />
ha uno spessore minore, una forma <strong>di</strong>versa e si<br />
trova più vicina al primario rispetto al menisco<br />
<strong>di</strong> tutte le configurazioni Maksutov. Gli<br />
Shmidt-Newton sono telescopi prettamente<br />
fotografici e lo conferma anche il loro rapporto<br />
focale, tipicamente <strong>di</strong> f4. La lastra correttrice,<br />
infatti, corregge anche le principali aberrazioni<br />
extra-assiali che affliggono i Newton, coma in<br />
primis. Il loro acquisto, quin<strong>di</strong>, è giustificato solamente se si vuole intraprendere la strada dell’astrofotografia<br />
degli oggetti deboli. Per l’osservazione visuale, un Newton classico conserva una qualità identica, ma ad un<br />
prezzo decisamente inferiore.<br />
La loro qualità ottica non consente immagini al limite <strong>di</strong> <strong>di</strong>ffrazione, e comunque, per raggiungere<br />
l’ingran<strong>di</strong>mento limite <strong>di</strong> 2,5 volte il <strong>di</strong>ametro strumentale, occorrono oculari dalla cortissima focale e<br />
piccola pupilla d’uscita, con osservazioni non molto agevoli su pianeti e stelle doppie.<br />
Grazie al campo corretto più ampio dei newton puri, questa è la più economica alternativa per chi vuole<br />
ottenere il massimo dalla fotografia degli oggetti del cielo profondo.<br />
Le montature (altazimutali, equatoriali, dobson)<br />
Ogni telescopio è costituito da una montatura, la quale ha, in prima approssimazione, il compito <strong>di</strong> sostenere<br />
saldamente il tubo ottico e permettere i suoi spostamenti alla ricerca degli oggetti del cielo.<br />
Nel campo dell’<strong>astronomia</strong> la funzione <strong>di</strong> una montatura è molto più complessa <strong>di</strong> quella riservata agli<br />
strumenti fotografici: le montature astronomiche sono molto <strong>di</strong> più che dei semplici treppie<strong>di</strong> o supporti per<br />
il proprio strumento.<br />
Le montature dei telescopi devono sod<strong>di</strong>sfare almeno due principi fondamentali, ovvero<br />
1) devono essere abbastanza robuste da sostenere il peso dello strumento e degli accessori<br />
2) Devono consentire movimenti precisi e senza produrre oscillazioni dello strumento.<br />
L’importanza <strong>di</strong> una montatura è veramente grande. Se essa non è in grado <strong>di</strong> sostenere con sufficiente<br />
precisione lo strumento, allora le osservazioni <strong>di</strong>ventano molto <strong>di</strong>fficili, se non impossibili.<br />
Le montature altazimutali<br />
Sono costituite da una testa, ovvero il supporto che sorregge il telescopio, ed un treppiede, il quale deve<br />
essere robusto e non produrre vibrazioni durante le osservazioni.<br />
Questo tipo <strong>di</strong> montatura ha un funzionamento molto simile ai classici treppie<strong>di</strong> fotografici. I movimenti<br />
avvengono secondo due assi, uno verticale (movimento in altezza), l’altro orizzontale (movimento in<br />
azimut). La montatura altazimutale, come suggerisce la parola, segue quin<strong>di</strong> il sistema <strong>di</strong> coor<strong>di</strong>nate<br />
altazimutali.<br />
Generalmente semplice da gestire ed utilizzare, equipaggia telescopi <strong>di</strong> piccolo <strong>di</strong>ametro, a volte dei semplici<br />
giocattoli ed è utile solamente quando si effettuano osservazioni a bassi ingran<strong>di</strong>menti, come quelle che<br />
competono agli oggetti del cielo profondo.<br />
La montatura altazimutale non consente alcun tipo <strong>di</strong> fotografia, se non quella dei pianeti attraverso un<br />
complesso sistema <strong>di</strong> motorizzazione. Il movimento degli assi secondo le coor<strong>di</strong>nate altazimutali è comodo<br />
ed intuitivo, ma presto lo troverete sconveniente, poiché non segue il movimento della sfera celeste.<br />
Quando effettuiamo osservazioni ad ingran<strong>di</strong>menti maggiori delle 100 volte, l’oggetto puntato sembra<br />
spostarsi molto velocemente nel campo, a causa della rotazione della Terra. A questo punto dobbiamo<br />
riportarlo, attraverso movimenti delicati della montatura, al centro del campo dell’oculare. Con la montatura<br />
altazimutale dobbiamo muovere entrambi gli assi per centrare <strong>di</strong> nuovo l’oggetto, poiché il suo movimento<br />
non avviene ne in modo perfettamente verticale, ne perfettamente orizzontale.
Le cose peggiorano quando si cercano <strong>di</strong> osservare i pianeti, generalmente con ingran<strong>di</strong>menti maggiori delle<br />
200 volte. In queste con<strong>di</strong>zioni il corpo celeste si appare letteralmente sfrecciare nel campo e sparire nel giro<br />
<strong>di</strong> un minuto. Ogni volta dobbiamo muovere entrambi gli assi della montatura della giusta quantità per<br />
riportare il pianeta al centro del campo. Spesso lo perderemo perché non sappiamo a priori quando muovere<br />
in verticale un asse e quanto in orizzontale l’altro.<br />
Le montature altazimutali, quin<strong>di</strong>, sembrano scomode quando si fanno osservazioni ad alti ingran<strong>di</strong>menti,<br />
per <strong>di</strong> più, a causa della rotazione della Terra, non possiamo fotografare alcun oggetto, visto che ogni ripresa<br />
verrebbe mossa. La soluzione a questo inconveniente è data da un supporto molto <strong>di</strong>verso e più complesso:<br />
la montatura equatoriale.<br />
La montatura equatoriale<br />
Una montatura equatoriale commerciale e identificazione dei suoi componenti principali.<br />
Le montature equatoriali sono supporti molto più robusti e apparentemente complessi.<br />
Esse seguono il sistema <strong>di</strong> coor<strong>di</strong>nate equatoriali, muovendosi quin<strong>di</strong> secondo i movimenti della sfera celeste<br />
e non secondo quelli relativi all’osservatore (sistema altazimutale).<br />
I due assi secondo i quali avvengono i movimenti non si muovono più quin<strong>di</strong> ne in orizzontale ne in<br />
verticale, ma secondo il moto della sfera celeste alla vostra latitu<strong>di</strong>ne.<br />
Attraverso una fase detta stazionamento, la montatura equatoriale viene orientata verso il polo nord celeste<br />
muovendo delle leve per il controllo dell’azimut e dell’altezza poste alla sua base.<br />
Una montatura equatoriale stazionata permette <strong>di</strong> seguire il percorso delle stelle nel cielo muovendo solo un<br />
asse, quello <strong>di</strong> ascensione retta (AR). L’altro, detto <strong>di</strong> declinazione (Dec), serve solamente a puntare stelle<br />
poste a declinazioni <strong>di</strong>verse e non è necessario muoverlo per inseguire un oggetto nel cielo.<br />
Grazie alla facilità con cui si può compensare il moto <strong>di</strong> rotazione della Terra, le montature equatoriali<br />
possono essere equipaggiate <strong>di</strong> un motorino che ha il compito <strong>di</strong> muovere l’asse <strong>di</strong> ascensione retta e<br />
mantenere nel campo inquadrato l’oggetto anche per ore.<br />
Per funzionare correttamente le montature equatoriali devono essere anche bilanciate.
A causa della loro inclinazione, il peso del tubo ottico è sbilanciato e fa pressione sull’intera struttura. Per<br />
ovviare a questo problema, una barra in grado <strong>di</strong> ospitare dei contrappesi è inserita nella montatura, lungo<br />
l’asse <strong>di</strong> declinazione, in modo che il loro peso controbilanci perfettamente quello del tubo del telescopio,<br />
rendendo i movimenti molto più flui<strong>di</strong> e agevoli.<br />
Lo spostamento veloce del telescopio avviene sbloccando gli assi, allentando le viti <strong>di</strong> serraggio; questo<br />
movimento è utile per puntare gli oggetti e spostarsi<br />
velocemente.<br />
I movimenti micrometrici, invece, avvengono agendo su<br />
apposite manopole, senza MAI sbloccare gli assi. Questi<br />
spostamenti sono in<strong>di</strong>cati per centrare l'oggetto nel campo<br />
dell'oculare o per seguire il suo movimento nel cielo,<br />
causato dalla rotazione terrestre.<br />
Il movimento in declinazione si sviluppa nella parte<br />
superiore della montatura, denominata anche testa<br />
equatoriale, per <strong>di</strong>stinguerla dal treppiede o dalla colonna<br />
sulla quale poggia, e fa muovere solamente la culla dove<br />
deve essere installato il telescopio.<br />
Il movimento in ascensione retta si sviluppa lungo l’asse<br />
passante per la cella del telescopio e la barra dei<br />
contrappesi, detto asse orario.<br />
Nessuno dei due movimenti avviene ne perfettamente<br />
verticale ne perfettamente orizzontale, a meno che non vi<br />
troviate ai poli!<br />
Ogni supporto equatoriale <strong>di</strong>spone <strong>di</strong> altri due movimenti, i<br />
quali servono per lo stazionamento: quello in altezza e<br />
quello in azimut. Questi movimenti si sviluppano alla base<br />
della testa equatoriale, sono in<strong>di</strong>pendenti<br />
dagli assi <strong>di</strong> ascensione retta e declinazione, e muovono<br />
l’intera base della montatura, cambiandone l’orientazione.<br />
I movimenti in azimut e in altezza non servono per puntare<br />
gli oggetti e muovere il telescopio, ma solamente per<br />
stazionare la montatura verso il polo nord celeste; una volta<br />
eseguita questa operazione, che vedremo meglio tra qualche<br />
pagina, non bisogna mai più muovere l’intera montatura<br />
attraverso questi movimenti.<br />
Lo stazionamento della montatura equatoriale<br />
Ogni montatura equatoriale, per funzionare adeguatamente, deve essere regolata e stazionata; questa fase è<br />
importante, altrimenti le sue funzioni non verranno svolte in pieno.<br />
Ogni montatura alla tedesca possiede un asse, detto asse polare, che rappresenta la struttura portante, il quale<br />
va inclinato, attraverso apposite manopole, <strong>di</strong> un angolo pari alla latitu<strong>di</strong>ne del luogo <strong>di</strong> osservazione. Questo<br />
angolo è <strong>di</strong> circa 42° per Roma, 44° per Milano.<br />
Una volta inclinata la montatura, assicuratevi che il treppiede<br />
poggi esattamente in piano. La cosiddetta messa in bolla è un<br />
modo comodo per evitare complicazioni nella fase <strong>di</strong><br />
stazionamento, ma non è fondamentale e non pregiu<strong>di</strong>ca il<br />
corretto funzionamento del supporto.<br />
Lo stazionamento vero e proprio si effettua puntando l’asse<br />
polare verso il polo nord celeste, in<strong>di</strong>cato orientativamente dalla<br />
stella polare, la quale <strong>di</strong>sta meno <strong>di</strong> un grado da questo punto<br />
immaginario.<br />
Se l’inclinazione dell’asse polare è corretta e il telescopio è<br />
messo bene in bolla, dovrete solamente ruotare la base della<br />
montatura in orizzontale (azimut), verso la stella polare, senza<br />
agire sulla sua altezza.<br />
A questo punto dobbiamo <strong>di</strong>stinguere tra due tipi <strong>di</strong> montature:<br />
Schematizzazione dei movimenti <strong>di</strong> una montatura<br />
equatoriale. Il puntamento degli oggetti celesti avviene<br />
muovendo due assi, uno detto <strong>di</strong> ascensione retta<br />
(AR), l’altro <strong>di</strong> declinazione (Dec). Naturalmente<br />
occorre che la montatura sia stazionata, ovvero che<br />
l’asse polare sia <strong>di</strong>retto verso il polo nord celeste, nei<br />
pressi del quale si trova la stella polare.<br />
Il cannocchiale polare è un accessorio che si<br />
trova nell’asse polare <strong>di</strong> tutte le montature<br />
equatoriali <strong>di</strong> me<strong>di</strong>a qualità e serve per<br />
effettuare uno stazionamento preciso della<br />
montatura
• montature dotate <strong>di</strong> cannocchiale polare. Il cannocchiale polare è un picciolo cannocchiale<br />
inserito nell’asse polare e serve per identificare e puntare con maggiore precisione il polo nord celeste ed<br />
ottenere uno stazionamento più preciso. Traguardando attraverso questo strumento e muovendo la<br />
montatura in altezza e azimut (la base, non gli assi!) possiamo procedere ad uno stazionamento rapido e<br />
preciso, ma ad una con<strong>di</strong>zione: il cannocchiale polare deve essere allineato! Questo piccolo strumento è<br />
inserito all’interno dell’asse polare della montatura e fissato con tre viti. Affinché si riveli veramente<br />
utile, occorre che esso sia perfettamente parallelo all’asse polare; se fosse inclinato anche <strong>di</strong> poco, la<br />
<strong>di</strong>rezione dell’asse polare sarebbe <strong>di</strong>versa da quella puntata dal cannocchiale polare e non<br />
raggiungeremo mai uno stazionamento preciso. L’allineamento del cannocchiale polare è facile da<br />
eseguire e generalmente deve essere fatto solo una volta. Di giorno, togliete il telescopio e i contrappesi<br />
e ponete l’inclinazione dell’asse polare a zero. In questo modo la montatura equatoriale <strong>di</strong>venta<br />
altazimutale, ovvero si muoverà come un comune treppiede. Ruotate l’asse <strong>di</strong> Ascensione retta fino a<br />
portare la culla dove si collega il telescopio a destra, fino a quando essa è orientativamente parallela al<br />
terreno. A questo punto fissate le viti e puntate con il cannocchiale polare inserito nell’asse polare e ben<br />
fissato, un oggetto terrestre piccolo e definito (un’antenna, la punta <strong>di</strong> un albero, un lampione) <strong>di</strong>stante<br />
almeno una decina <strong>di</strong> metri. Agendo sulla regolazione in altezza e azimut, ponete il dettaglio al centro<br />
esatto del crocicchio del cannocchiale. Adesso ruotate l’asse <strong>di</strong> ascensione retta della montatura <strong>di</strong> 180°,<br />
fino a portare la culla del telescopio dall’altra parte, a sinistra. L’orientazione dell’asse polare non<br />
cambia e se il cannocchiale polare è ben allineato, l’oggetto puntato non si sarà spostato dal centro del<br />
crocicchio. Se l’allineamento non è perfetto, la posizione dell’oggetto varia a seconda della posizione<br />
dell’asse <strong>di</strong> ascensione retta ed ora risulterà <strong>di</strong>versa. In questo caso è necessario in<strong>di</strong>viduare, ad occhio, il<br />
centro rispetto al quale è avvenuta la rotazione, il quale si troverà a metà strada tra le due posizioni del<br />
dettaglio inquadrato. Cercate, agendo sulle viti <strong>di</strong> regolazione del cannocchiale polare, <strong>di</strong> portare al<br />
centro del crocicchio questo punto. Ora centrate <strong>di</strong> nuovo il dettaglio agendo sull’altezza e l’azimut della<br />
montatura e ruotate <strong>di</strong> nuovo l’asse <strong>di</strong> AR <strong>di</strong> 180°. Se il dettaglio resta esattamente al centro del<br />
crocicchio allora l’allineamento è andato a buon fine, altrimenti bisognerà ripetere la procedura descritta,<br />
ovvero trovare il centro <strong>di</strong> rotazione e regolare le viti del cannocchiale polare fino a raggiungere tale<br />
posizione. Se il cannocchiale polare è fortemente <strong>di</strong>sallineato, è <strong>di</strong>fficile raggiungere una precisione<br />
elevata con una sola operazione, meglio farlo a passi successivi. Generalmente un due-tre volte si riesce<br />
ad ottenere un allineamento perfetto. Il cannocchiale polare ora è allineato. Riportate la montatura in<br />
configurazione equatoriale, inclinando l’asse polare secondo la vostra latitu<strong>di</strong>ne e aspettate la sera per<br />
effettuare lo stazionamento preciso. Montate lo strumento e tutti gli accessori che userete <strong>di</strong> più quella<br />
sera (oculari o camere fotografiche); bilanciate lo strumento in modo perfetto con i contrappesi. E’<br />
importante ricordare che lo stazionamento si ottiene in due fasi: 1) prima si ruota tutta la montatura,<br />
compreso il treppiede, in modo che l’asse polare sia <strong>di</strong>retto orientativamente verso nord. Questa fase è<br />
meglio effettuarla senza il telescopio e i contrappesi, in modo da avere minor peso e <strong>di</strong> evitare la<br />
collimazione degli specchi. Successivamente: 2) si agisce con i movimenti micrometrici posti alla base<br />
della montatura, quelli che regolano l’altezza (inclinazione dell’asse polare) e azimut (orientamento<br />
orizzontale). In questa fase gli assi della montatura non servono, poiché la loro funzione è quella <strong>di</strong><br />
muovere il telescopio ma non per fare lo stazionamento.<br />
• Montature senza cannocchiale polare: In questo caso lo stazionamento è leggermente<br />
approssimato e si effettua sempre nelle due fasi: a) se l’orientazione della montatura è casuale, senza<br />
alcun strumento sopra e senza contrappesi, si ruota il treppiede verso il polo nord in modo approssimato.<br />
Successivamente si monta telescopio, accessori e contrappesi, si esegue il bilanciamento e poi, ponendo<br />
l’occhio <strong>di</strong>etro l’asse polare si cerca, attraverso i movimenti micrometrici dell’altezza e dell’azimut, <strong>di</strong><br />
puntare in modo più preciso possibile l’asse verso la stella polare. Senza un cannocchiale polare questo è<br />
l’allineamento più preciso che si possa fare.<br />
Spesso le procedure appena descritte permettono <strong>di</strong> raggiungere una precisione ottima per ogni tipo <strong>di</strong><br />
osservazione e per alcune fotografie a corta esposizione (pianeti) o grande campo (campi stellari con<br />
obiettivi fotografici montati in parallelo).<br />
Nel caso che sia richiesto uno stazionamento perfetto o in tutti quei casi (purtroppo molti) nei quali non è<br />
possibile stazionare la montatura poiché non si ha la visuale nei pressi del polo nord celeste, lo<br />
stazionamento equatoriale deve essere effettuato in un altro modo, più laborioso ma anche molto più preciso.
La montatura dobson<br />
Grazie alla geniale intuizione dell’astrofilo John Dobson, esiste una questa terza e particolare classe <strong>di</strong><br />
montature per telescopi, chiamate, proprio in onore del suo progettista, montature dobson o dobsoniane.<br />
Le montature <strong>di</strong> tipo dobson sono delle speciali montature altazimutali molto spartane che sorreggono<br />
telescopi Newton <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro me<strong>di</strong>o-grande.<br />
Le montature dobsoniane sono sprovviste <strong>di</strong> un treppiede e poggiano <strong>di</strong>rettamente a terra. La meccanica è<br />
ridotta al minimo, spesso quasi inesistente. Il movimento del telescopio avviene in verticale e in orizzontale<br />
(azimut), come nelle montature altazimutali.<br />
Grazie alla semplicità <strong>di</strong> realizzazione e alla mancanza <strong>di</strong> parti che richiedono un’elevata lavorazione, le<br />
montature dobsoniane sono le più economiche che ci siano in circolazione.<br />
Con il termine telescopio dobson o dobsoniano non si intende<br />
una particolare configurazione ottica ma una configurazione<br />
meccanica che prevede l’utilizzo <strong>di</strong> una montatura <strong>di</strong> tipo<br />
dobson. Generalmente solo i telescopi Newtoniani sono adatti<br />
alle montature dobson e insieme formano i famosi telescopi<br />
dobson, che offrono un’elevata potenza ottica ad un prezzo<br />
molto basso, proprio perché eliminano le costose parti<br />
meccaniche ed elettroniche <strong>di</strong> supporto.<br />
E’ chiaro, comunque, che data la semplicità, le montature<br />
dobson non possono controbilanciare il movimento della sfera<br />
celeste come le equatoriali e sono generalmente meno stabili e<br />
precise <strong>di</strong> alcune ottime altazimutali.<br />
Questo tipo <strong>di</strong> montatura è ideale per tutti coloro che fanno<br />
dell’osservazione degli oggetti del cielo profondo lo scopo<br />
principale della propria passione. In questi casi possiamo<br />
rinunciare a tutto il superfluo e <strong>di</strong>rigere la nostra attenzione e i<br />
nostri sol<strong>di</strong> solamente nel <strong>di</strong>ametro del telescopio, l’unica<br />
variabile che conta in questo tipo <strong>di</strong> osservazioni.<br />
I telescopi dobsoniani, a parità <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro, costano almeno la<br />
La montatura dobson è molto semplice ed è<br />
abbinata a telescopi newton. I telescopi dobsoniani<br />
sono molto economici e adatti alle osservazioni <strong>di</strong><br />
ammassi, nebulose e galassie.<br />
metà <strong>di</strong> quelli equipaggiati <strong>di</strong> una montatura equatoriale, ma sono da utilizzare solamente nelle osservazioni<br />
visuali, quasi esclusivamente del cielo profondo. Non sono in<strong>di</strong>cati ad alcun tipo <strong>di</strong> lavoro fotografico.<br />
Gli oculari<br />
Gli oculari sono accessori in<strong>di</strong>spensabili per<br />
osservare al telescopio. Il tubo ottico, infatti, si può<br />
considerare come un grande teleobiettivo in grado <strong>di</strong><br />
raccogliere la luce proveniente dalle stelle.<br />
Per vedere gli oggetti del cielo è necessario inserire,<br />
nell'apposito alloggio, degli oggetti cilindrici,<br />
composti da un gruppo <strong>di</strong> lenti, detti appunto,<br />
oculari.<br />
Gli oculari forniscono le immagini visibili all'occhio<br />
umano, e la combinazione con la lunghezza focale<br />
del telescopio fornisce gli ingran<strong>di</strong>menti.<br />
Gli oculari sono costituiti sempre da gruppi <strong>di</strong> lenti,<br />
spesso 5-6, e devono essere <strong>di</strong> ottima qualità per<br />
fornire immagini sod<strong>di</strong>sfacenti.<br />
Ricordate infatti la regola d’oro: la qualità dell’immagine finale <strong>di</strong>pende dall’elemento più debole. E’ del<br />
tutto inutile avere un telescopio dalla ottima qualità ottica ed utilizzare oculari scadenti.<br />
Il contrario è invece giustificato. Un oculare eccellente ha senso anche se utilizzato in un telescopio dalla<br />
qualità non proprio eccelsa, per due motivi:<br />
1) Un oculare dalla qualità peggiore ridurrebbe ancora le prestazioni dello strumento<br />
2) Gli oculari possono durare una vita perché universalmente adatti ad ogni strumento ottico.<br />
Gli oculari non fanno parte del telescopio, ma sono accessori in<strong>di</strong>pendenti, che possono essere cambiati e<br />
sostituiti.
I <strong>di</strong>ametri degli oculari, o meglio, della parte dell’oculare che va inserita nel telescopio hanno misure<br />
standard. In commercio trovate tre <strong>di</strong>ametri: 24,5 mm, 31,8 mm e 50,8 mm.<br />
Il <strong>di</strong>ametro da scegliere <strong>di</strong>pende dal <strong>di</strong>ametro dell’alloggiamento dell’oculare del vostro telescopio. I più<br />
utilizzati sono quelli da 31,8 mm: tutti gli oculari con queste <strong>di</strong>mensioni sono adatti a tutti i telescopi con<br />
portaoculari da 31,8 mm.<br />
Il <strong>di</strong>ametro da 24,5 mm è riservato solamente ai telescopi giocattolo: meglio scartare a priori tutti i telescopi<br />
che prevedono questo standard per gli oculari.<br />
Quelli dal <strong>di</strong>ametro <strong>di</strong> 50,8 mm sono imponenti e riservati a telescopi da 200 mm in su.<br />
Molti strumenti commerciali prevedono comunque degli adattatori per utilizzare sia gli oculari da 31,8mm<br />
sia quelli da 50,8 mm. Questi ultimi sono più costosi e generalmente destinati alla visione degli oggetti del<br />
cielo profondo, per i quali un grande campo è necessario per aumentare i dettagli e il livello <strong>di</strong> spettacolarità<br />
dell’immagine.<br />
La potenza <strong>di</strong> ogni oculare si identifica principalmente attraverso la sua lunghezza focale, che fornisce<br />
<strong>di</strong>rettamente in<strong>di</strong>cazioni sull'ingran<strong>di</strong>mento e sulla pupilla d'uscita e con il suo campo apparente, che tra poco<br />
vedremo. Gli schemi utilizzati per costruire oculari sono <strong>di</strong>versi; alcuni sono molto semplici ed economici,<br />
ma dalla scarsa qualità; altri sono molto complessi, forniscono immagini superbe ma sono molto costosi.<br />
Fortunatamente, un oculare, al contrario del telescopio, che può essere sostituito, è per sempre: tutti gli<br />
oculari possono essere utilizzati con tutti i telescopi, a patto <strong>di</strong> avere un <strong>di</strong>ametro compatibile con lo<br />
strumento (ma questo non è un vero problema poiché ci sono tutti gli adattatori necessari in commercio).<br />
Lo schema ottico più semplice è quello <strong>di</strong> Huygens, inventato dal fisico olandese nel <strong>di</strong>ciassettesimo secolo,<br />
per questo il più antico e semplice. Questo schema ottico è molto economico ma fornisce immagini buone<br />
solamente al centro del campo, peraltro piuttosto ridotto: da utilizzare solamente per strumenti molto<br />
economici. E' composto da due semplici lenti piano-convesse (da una parte piane, dall'altra convesse).<br />
Questo schema soffre <strong>di</strong> aberrazione sferica, cioè un <strong>di</strong>fetto che tende a rendere sfuocata ed impastata<br />
l'immagine, soprattutto ad alti ingran<strong>di</strong>menti. L'evoluzione dello schema Huygens è il Ramsden, che,<br />
utilizzando lenti aggiuntive, riesce a fornire immagini qualitativamente migliori. Lo schema inventato dal<br />
fabbricante <strong>di</strong> strumenti inglese, corregge l'aberrazione sferica, ma introduce quella cromatica, che si<br />
manifesta come un bordo colorato attorno a tutti gli oggetti osservati. Schemi ottici più recenti e più<br />
performanti sono sicuramente l'ortoscopico e il Ploss. L'ortoscopico è molto adatto per avere ottime visioni<br />
<strong>di</strong> oggetti a piccolo campo, quali i pianeti, davvero insuperabile in queste applicazioni. I Ploss, sebbene non<br />
eccelsi, sono al momento il miglior compromesso tra spesa e qualità, offrendo buone immagini soprattutto<br />
degli oggetti del cielo profondo, grazie ad una correzione buona su tutto il campo e ad un campo apparente<br />
generoso, molto maggiore degli ortoscopici. I Ploss, quin<strong>di</strong>, sono gli oculari perfetti per iniziare. Esistono<br />
molti altri schemi molto più complicati e costosi, che però non trovano giustificazione nell'astrofilo<br />
principiante.<br />
Come possiamo vedere ogni oculare è adatto ad un particolare strumento e a particolari osservazioni.<br />
Nei prossimi capitoli vedremo come scegliere un parco oculari adatto al proprio strumento.<br />
Per adesso approfon<strong>di</strong>amo la conoscenza <strong>di</strong> questi in<strong>di</strong>spensabili accessori ottici.<br />
Caratteristiche degli oculari<br />
Oltre al <strong>di</strong>ametro e alla focale, la quale determina <strong>di</strong>rettamente l’ingran<strong>di</strong>mento, quali sono le caratteristiche<br />
che identificano qualità e campo <strong>di</strong> utilizzo <strong>di</strong> ogni oculare?<br />
Pupilla d'uscita: E' una grandezza che esprime il <strong>di</strong>ametro del fascio luminoso in uscita dall'oculare <strong>di</strong> ogni<br />
telescopio. La pupilla d'uscita è molto importante per le osservazioni <strong>di</strong> oggetti poco luminosi, quali<br />
nebulose e galassie. Il nostro occhio ha una pupilla del <strong>di</strong>ametro massimo <strong>di</strong> 6-8 mm, quando adattata al<br />
buio. Se dall'oculare del telescopio esce un fascio dal <strong>di</strong>ametro maggiore, non tutta la luce raggiungerà il<br />
nostro occhio e , <strong>di</strong> fatto, si ha una per<strong>di</strong>ta <strong>di</strong> luminosità; è come se si osservasse con un telescopio <strong>di</strong><br />
<strong>di</strong>ametro minore. E' assolutamente necessario che la pupilla d'uscita non sia MAI più grande della pupilla<br />
dell'occhio. La pupilla d'uscita si calcola con la semplice relazione: P=D/I, dove D è il <strong>di</strong>ametro dell'obiettivo<br />
del telescopio (in mm) ed I è l'ingran<strong>di</strong>mento. Si definisce ingran<strong>di</strong>mento minimo quello per il quale la<br />
pupilla d'uscita ha un <strong>di</strong>ametro <strong>di</strong> circa 7mm; esso si ottiene dalla semplice formula: Imin=D/7. Se la<br />
<strong>di</strong>latazione massima della pupilla è <strong>di</strong> 6 mm, invece che 7, allora si ha: Imin=D/6. Generalmente, per<br />
soggetti adulti e non troppo adattati al buio (come purtroppo succede in presenza <strong>di</strong> inquinamento luminoso),<br />
la formula può essere arrotondata a Imin=D/5. Uno strumento da 200 mm <strong>di</strong> <strong>di</strong>ametro può essere utilizzato<br />
all'ingran<strong>di</strong>mento minimo <strong>di</strong> 200/5=40X. E' possibile usare un ingran<strong>di</strong>mento più modesto, ma non tutto il<br />
fascio in uscita dall'oculare verrà intercettato e si avrà una per<strong>di</strong>ta <strong>di</strong> luminosità
Estrazione pupillare: una grandezza poco conosciuta ma molto importante. L'estrazione pupillare<br />
rappresenta la <strong>di</strong>stanza massima tra l'occhio e la prima lente dell'oculare, affinché l'osservatore possa<br />
osservare tutto il campo inquadrato. E' esperienza comune<br />
che se ci mettiamo lontano da una piccola apertura, come il<br />
buco <strong>di</strong> una serratura, ve<strong>di</strong>amo un campo estremamente<br />
ridotto. Mano a mano che ci avviciniamo, il campo<br />
inquadrato aumenta, fino ad una certa <strong>di</strong>stanza, detta<br />
estrazione pupillare, nel quale il campo è limitato non più<br />
dalla <strong>di</strong>stanza, bensì dall'oculare o dall'apertura della<br />
serratura. Un'ottima estrazione pupillare permette <strong>di</strong> fare<br />
osservazioni più comode, evitando <strong>di</strong> stare con l'occhio<br />
attaccato alla lente dell'oculare. L'estrazione pupillare<br />
<strong>di</strong>pende dalla lunghezza focale dell'oculare e dal suo campo<br />
apparente. Generalmente, oculari con focali corte hanno<br />
piccole estrazioni pupillari (dell'or<strong>di</strong>ne <strong>di</strong> qualche<br />
millimetro), per questo si tende a preferire l'uso <strong>di</strong> lenti <strong>di</strong><br />
barlow, che consentono <strong>di</strong> raggiungere alti ingran<strong>di</strong>menti<br />
con oculari dalla focale doppia, ovvero, da una maggiore<br />
estrazione pupillare<br />
Campo apparente e reale: Guardando attraverso tutti gli<br />
oculari noterete come il campo inquadrato è ridotto ed è<br />
minore del campo inquadrato dall'occhio umano, che è oltre<br />
<strong>di</strong> 180°. Ogni oculare possiede un certo valore <strong>di</strong> campo<br />
apparente, <strong>di</strong>pendente dallo schema ottico e dal modo in cui è stato costruito. I migliori oculari hanno campi<br />
apparenti <strong>di</strong> oltre 80°, mentre quelli più economici, come gli Huygens, raramente superano i 40°. Il campo<br />
apparente è molto importante per il campo reale, cioè per l'angolo <strong>di</strong> campo che è possibile osservare<br />
<strong>di</strong>rettamente al telescopio. Il campo reale si trova dal semplice rapporto: Campo apparente/Ingran<strong>di</strong>mento.<br />
Così, un oculare da 60° <strong>di</strong> campo apparente, utilizzato su un telescopio che fornisce 60 ingran<strong>di</strong>menti,<br />
fornirà un campo reale pari a 60°/60X= 1°: questa è la porzione <strong>di</strong> cielo inquadrata dall'oculare. Il campo<br />
apparente e quin<strong>di</strong> quello reale, sono molto importanti quando si osservano oggetti molto estesi, come tutti<br />
quelli deep-sky o la Luna. Per questi oggetti un oculare dal grande campo apparente fornisce visioni<br />
altamente spettacolari, molto <strong>di</strong>verse dalle visioni simili ad un buco <strong>di</strong> serratura che offrono gli oculari più<br />
economici.<br />
Gli altri accessori ottici<br />
Siamo giunti quasi al termine <strong>di</strong> questa lunga trattazione sugli strumenti astronomici.<br />
In questo paragrafo ve<strong>di</strong>amo gli accessori ottici che possono esserci utili per una proficua osservazione del<br />
cielo.<br />
Cercatore<br />
Lenti <strong>di</strong> barlow<br />
Schema de due delle tre grandezze che caratterizzano<br />
la qualità degli oculari: la pupila d'uscita, l'estrazione<br />
pupillare e il campo apparente.<br />
Un piccolo cannocchiale posto sul tubo ottico, che ha il<br />
compito <strong>di</strong> puntare gli oggetti celesti. Centrare un<br />
pianeta o una nebulosa con il telescopio è spesso<br />
<strong>di</strong>fficile e lungo, molto meglio utilizzare il cercatore,<br />
opportunamente allineato, che con i suoi 5-10<br />
ingran<strong>di</strong>menti permette <strong>di</strong> centrare l’oggetto con<br />
estrema facilità<br />
Lenti speciali, simili agli oculari, che sono in grado <strong>di</strong> raddoppiare (ma anche triplicare o quadruplicare) la<br />
lunghezza focale originale del telescopio. Le più famose sono le lenti <strong>di</strong> barlow 2X. Esse, inserite prima
Filtri colorati<br />
Filtri a banda stretta<br />
degli oculari, raddoppiano la focale del telescopio, raddoppiando quin<strong>di</strong><br />
l’ingran<strong>di</strong>mento ottenibile con un certo oculare. Le lenti <strong>di</strong> barlow devono essere<br />
<strong>di</strong> ottima qualità ottica, altrimenti introducono dei <strong>di</strong>fetti molto fasti<strong>di</strong>osi e nocivi.<br />
Sono molto utilizzate nella fotografia in alta risoluzione dei pianeti, per aumentare<br />
la focale del telescopio, quin<strong>di</strong> l’ingran<strong>di</strong>mento, che per sistemi <strong>di</strong>gitali non ha<br />
bisogno <strong>di</strong> oculari ed è determinato dalla focale del telescopio<br />
Sono piccoli filtri da avvitare al barilotto degli oculari, in grado<br />
<strong>di</strong> migliorare la visibilità dei pianeti. Se il vostro telescopio<br />
ammette oculari dal <strong>di</strong>ametro <strong>di</strong> 31,8mm, allora vi servono filtri<br />
<strong>di</strong> questo <strong>di</strong>ametro. Filtri rossi sono molto adatti per migliorare<br />
il contrasto dei dettagli <strong>di</strong> Marte, quelli azzurri mettono in<br />
mostra la struttura della sua atmosfera; filtri violetti mettono in<br />
luce le tenui strutture nuvolose dell’atmosfera <strong>di</strong> Venere.<br />
Sono filtri stu<strong>di</strong>ati per la fotografia e riescono ad<br />
enfatizzare il contrasto <strong>di</strong> alcuni dettagli, specialmente <strong>di</strong><br />
nebulose e del Sole. Per l’osservazione della nostra stella<br />
esistono telescopi solari equipaggiati con dei filtri, detti<br />
H-alpha, che lavorano in una sottile linea centrata alla<br />
lunghezza d’onda <strong>di</strong> 656,3 nm (nanometri), nella regione<br />
rossa dello spettro e permettono <strong>di</strong> scorgere, sul Sole,<br />
protuberanze, filamenti e dettagli impossibili da<br />
osservare in luce bianca.<br />
Esistono anche filtri a banda stretta per le nebulose. Generalmente essi sono adatti solamente per riprese<br />
fotografiche e mettono in risalto la loro debole immagine. I più famosi sono l’H-alpha e l’OIII, centrati su<br />
sottili linee nelle quali questi oggetti emettono gran parte della loro luce. Per le osservazioni visuali<br />
esistono speciali filtri nebulari.<br />
Filtri solari<br />
Filtri per attenuare la fortissima luce che giunge dal Sole.<br />
L’osservazione della nostra stella può essere molto bella<br />
e appagante, ma va condotta ASSOLUTAMENTE CON<br />
UN FITRLO SOLARE, da porre davanti all’obiettivo del<br />
proprio telescopio, prima che la luce vi entri. Comprate<br />
sempre e solo filtri solari astronomici, non cercate MAI<br />
<strong>di</strong> costruirne uno con le vostre mani, può essere molto<br />
dannoso! I filtri solari più conosciuti attenuano la luce<br />
del Sole <strong>di</strong> circa 100000 volte, lungo tutto lo spettro<br />
elettromagnetico. Esistono speciali filtri, centrati su delle sottili linee (h-alpha, calcio) che mostrano<br />
dettagli nuovi e <strong>di</strong>versi della nostra stella. Purtroppo questi filtri sono molto costosi.<br />
Filtri lunari<br />
Filtri dal colore generalmente neutro o verde che consentono <strong>di</strong> attenuare la luce lunare in prossimità della<br />
fase <strong>di</strong> Luna piena. L’utilità <strong>di</strong> questi filtri è limitata, anche perché la luce lunare non è mai troppo intensa<br />
da provocare danni agli occhi, anche perché somiglia molto ad un normale panorama terrestre illuminato<br />
dal Sole. Al limite, a causa dell’adattamento al buio dei nostri occhi, si può provare un leggero fasti<strong>di</strong>o che
Filtri nebulari<br />
può essere attenuato con questi filtri<br />
Filtri che selezionano solamente le zone dello spettro<br />
elettromagnetico responsabili dell’emissione della luce<br />
che osserviamo dalle nebulose. La luce emessa dalle<br />
nebulose, infatti, non è sparsa su tutte le lunghezze<br />
d’onda, ma concentrata in poche e sottili linee. Questi<br />
filtri lasciano passare solamente le linee che<br />
corrispondono all’emissione delle nebulose, aumentando il loro contrasto e scurendo il fondo cielo,<br />
soprattutto se inquinato dalle luci artificiali. Non vi aspettate miracoli, ma solamente dei leggeri<br />
miglioramenti: questi filtri non potranno mai sostituire un cielo perfettamente buio, anche se, <strong>di</strong> fatto,<br />
rendono possibili le osservazioni anche da luoghi non troppo scuri.<br />
Raddrizzatori <strong>di</strong> immagine<br />
Sono speciali accessori che raddrizzano le immagini<br />
fornite da ogni telescopio. In commercio ne esistono <strong>di</strong><br />
due tipi, a seconda del modo in cui raddrizzano<br />
l’immagine.<br />
Il <strong>di</strong>agonale a specchio è un accessorio molto semplice<br />
(ma che può essere anche molto costoso!) composto da<br />
uno specchio piano inclinato a 45° che si inserisce nel<br />
porta oculari del telescopio, naturalmente prima<br />
dell’oculare stesso che andrà inserito nell’altra estremità<br />
del <strong>di</strong>agonale. Il punto <strong>di</strong> osservazione in questo caso<br />
ruota <strong>di</strong> 90° e l’immagine, a causa della riflessione nello<br />
specchio, viene raddrizzata, ma solo nel senso nord-sud,<br />
ma non nel senso est-ovest. In questi casi si <strong>di</strong>ce che<br />
l’immagine è specchiata, perché la destra è invertita con<br />
la sinistra.<br />
Per ovviare a questo spiacevole effetto, esistono in commercio dei raddrizzatori totali <strong>di</strong> immagine,<br />
composti da una combinazione <strong>di</strong> due prismi. In questo caso il punto <strong>di</strong> osservazione ruota <strong>di</strong> soli 45° e<br />
l’immagine è totalmente raddrizzata, come nei binocoli (non a caso il principio è lo stesso dei prismi dei<br />
binocoli!)