I TELESCOPI

I TELESCOPI
testi vari fra quelli suggeriti : Jenkins & White, Kitchin, appunti di R.Nesci, di P.De
Bernardis, ognuno ha qualche cosa di diverso dagli altri
GENERALITA’
L’ esempio piu’ semplice e’ il telescopio rifrattore di Fraunhofer ( figura 1) dove le due lenti
obiettivo e oculare sono confocali .
Diaframma di apertura: e’ l’elemento che determina la quantita’ di energia che lo attraversa
e che arriva al recettore del telescopio; spesso e’ una lente, o un vero diaframma; sono definite
pupille le sezioni di un fascio comuni a tutti i raggi provenienti da una sorgente
La pupilla di ingresso e’ il diaframma di apertura stesso.
Per una sorgente puntiforme il diametro del fascio in uscita e’ definito pupilla di uscita e la
distanza fra l’oculare e il punto in cui il centro di questo fascio interseca l’asse e’ chiamato
estrazione pupillare.
Per una sorgente estesa la pupilla di uscita e’ la superficie di convoluzione di tutti i raggi
provenienti da tutti i punti della sorgente.
L’ingrandimento si puo’ esrimere in diversi modi: come il rapporto fra le dimenioni della
pupilla di entrata e quella di uscita ( Pe/Pu ) o anche fra gli angoli in uscita e in entrata ( U/e )
e per sorgenti all’infinito questo e’ anche il rapporto fra le due focali dell’obiettivo e dell’oculare
f / fe.
Figure 1: telescopio di Fraunhofer
Telescopi riflettori: principali configurazioni ottiche
–Telescopio di Newton: Specchio Primario paraboloide, secondario piatto e posto in diagonale
per permettere un accesso facile all’ottica di uscita.( figura 2) il fuoco dello specchio primario
sta in effetti dentro al tubo. Tipico valore di F# : F/6 – F/8
–Telescopio Cassegrain : primario parabolico, secondario iperbolico; il primario e’ forato e
il fuoco del sistema e’ esterno. il rapporto focale puo’ esere cambiato sostituendo lo specchio
secondario. tipico F# =F/ 8
Modifica Richey-Chretien hanno entrambi gli specchi iperboloidi per migliorare le aberrazioni
sferiche e di coma fuori asse.
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Figure 2: telescopio di Newton alto, e Cassegrain basso
– Telescopio Schmidt: un solo specchio, sferico affetto da tipiche aberrazioni di sfericita’,
corrette da una lastra di vetro, con una superficie di spessore variabile, modulata al quarto
ordine, posta nel centro di curvatura, che inserisce aberrazioni cromatiche; assenti aberrazioni
fuori asse coma e astigmatismo; la qualita’ delle immagini e’ buona su campi estesi fino a 5
gradi. Il piano focale e’... una superficie sferica interna al tubo quindi i recettori possono essere
solo strumenti piccoli.
Per ottenere spettri di prisma obiettivo, si pone il prisma (una sezione di cilindro a spessore
variabile) davanti alla lastra correttrice.
Un telescopio Schmidt e’ definito dalla tripletta di valori: ( C:D:f ) : dimensioni della lastra, del
diametro e della focale dello specchio; tipici F# F/3 – F/4 ( figura 3)
Una variazione e’ lo Schmidt-Cassegrain : due specchi sferici, uno concavo e uno convesso,
+ lastra correttrice, primario forato per permettere il posizionamento di strumentazione esterna
o anche di oculari. ( tacor diametro 23.5 cm, F#=10 )
TIPI DI MONTATURE:
vedere esempi sul mio sito web fra le immagini per migliore comprensione della teoria
schematicamente le montature sono di due categorie: equatoriali e altazimutali;
Le montature equatoriali hanno un asse polare, parallelo all’asse di rotazione terrestre e
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Figure 3: telescopio Schmidt classico
intorno a cui ruota la struttura del telescopio per puntare verso l’ascensione retta del target
e un asse di declinazione perpendicolare al primo attorno al quale ruota la struttura per il
puntamento della declinazione di un oggetto.
Una volta puntato un target, la struttura continua a ruotare intorno al primo asse per seguire
la rotazione terresrtre , ma non piu’ intorno al secondo.
IMPORTANTE: dopo il puntamento, il campo ruota insieme alla volta stessa quindi le sorgenti
estese conservano la loro forma durante la posa e le stelle le loro posizioni nell’immagine in
formazione.
Le montature equatoriali possono avere il tubo del telescopio fuori asse o in asse; nel primo
caso e’ possibile agganciare anche fotometri o spettrografi ingombranti che sporgono dalla culatta ( montatura inglese o tedesca ); inoltre prima dell’arrivo degli spettrografi echelle, erano
l’unico modo per ottenere spettri ad alta risoluzione, per il fatto di poter utilizzare anche il fuoco
Coude’ con focali lunghe ( cambiando lo specchio secobdario) , tramite specchi piani a 45 gradi,
posti dentro il tubo, che inviano il fascio lungo l’asse polare fino a un piano sottostante quello
del telescopio dove erano situati spettrografi ad alta risoluzione . Adesso con la realizzazione di
spettrgrafi echelle, le montature fuori asse non hanno piu’ ragione di essere costruite.
Nel secondo caso ( montature a forcella e loro variazioni ) la situazione e’ piu’ critica. il fuoco
Coude’ non e’ realizzbile e in ogni caso strumentazione lunga non e’ utilizzabile, per il pericolo
di urtare contro la base in posizioni di puntamento verso il polo.
Le montature altazimutali hanno gli assi paralleli alla superficie terrestre e perpendicolare da essa. sono tutte a forcella e seguono la posizione degli astri muovendosi solo in questi
due assi e quindi NON seguono la rotazione terrestre; l’orientazione della immagine NON cambia durante la posa, quindi un oggetto che sia fuori centro percorre un arco di circonferenza
sulla immagine e un oggetto esteso diventa una macchia confusa; un derotatore di campo e’
assolutamente necessario. Per seguire un oggetto, tutto il basamento dello strumento si deve
muovere, ruotando intorno all’asse perpendicolare al suolo mentre il tubo del telescopio sale ( o
scende) NON cambiando orientazone; la struttura e’ sostenuta da bracci laterali a cui arriva la
radiazione che viene inviata ai fuochi Nasmith dove viene montata la strumentazione.
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