Laboratorio Didattica Ambientale

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Laboratorio Didattica Ambientale
Corso di introduzione all’Astronomia
Lorenzo Brandi - Piero Ranfagni
Il telescopio
Caratteristiche generali:
Il principale componente di un telescopio è uno specchio o una lente che
raccoglie la luce e che prende il nome di apertura (collecting aperture).
Essa viene definita da due parametri, il suo diametro D e la sua lunghezza
focale F.
Il diametro D definisce la quantità di energia che lo strumento è capace di
raccogliere e che risulta proporzionale al suo quadrato. La lunghezza
focale F definisce le dimensioni dell’immagine che si forma al piano
focale
Esprimendo s e F in mm. e  in secondi d’arco, risulta:
s = F
Questa formula è molto utile per calcolare le dimensioni di un’immagine
fotografica.
Il rapporto f = F/D definisce l’f numero o rapporto focale. Il suo inverso è
la velocità del sistema il cui quadrato (f2) è proporzionale al tempo di
esposizione di una pellicola fotografica posta al piano focale.
Tipi di telescopio:
A seconda che l’apertura sia costituita da una lente o da uno specchio si
distinguono telescopi rifrattori e telescopi riflettori.
I rifrattori soffrono di due grossi difetti che degradono le immagini:
l’aberrazione sferica e l’aberrazione cromatica
Entrambe possono essere rimosse utilizzando una lente composta
L’efficenza di trasmissione di un rifrattore dipende dalle perdite per
riflessione e assorbimento. Oggi possono essere contenute entro il 10%,
ma nei vecchi rifrattori si aggiravano attorno al 30%-50%.
I riflettori non soffrono di aberrazione cromatica, perchè la riflessione
non dipende dalla lunghezza d’onda e l’aberrazione sferica può essere
rimossa costruendo specchi parabolici.
I riflettori devono essere combinati con altri specchi (secondari) per poter
funzionare. Vi sono due principali configurazioni, la newtoniana e quella
Cassegrain. Nella prima la lunghezza focale del telescopio è uguale a
quella del suo specchio primario. Nella seconda la lunghezza focale del
telescopio si ottiene dalla lunghezza focale di primario e secondario e
dalla loro distanza.
L’efficenza di trasmissione di un riflettore è fortemente diminuita
dall’occlusione del secondario oltre che dall’assorbimento della
radiazione. Generalmente un riflettore si attesta attorno al 70% quando
l’alluminatura è fresca.
Riflettori e rifrattori a confronto:
 Al crescere delle dimensioni i riflettori sono più stabili, costano
meno, hanno una maggiore efficenza di trasmissione
 I rifrattori non possono essere usati per la fotometria a causa del
forte assorbimento nell’ultravioletto
 I riflettori richiedono di essere rialluminati una volta l’anno
 Gli osservatori visuali preferiscono i rifrattori
Il potere risolutivo del telescopio:
A causa della natura ondulatoria della luce la migliore immagine di un
oggetto puntiforme è una figura di diffrazione a dischi concentrici
Due stelle vengono viste separate se i centri dei loro rispettivi dischi di
Airy cadono nel primo minimo delle loro figure di diffrazione.
L’angolo sotto il quale le due stelle vengono viste separate viene detto
potere risolutivo teorico del telescopio. D è il diametro del telescopio in
mm. ed  l’angolo in secondi d’arco
“= 140/D
Uso visuale del telescopio:
Nell’osservazione visuale si desidera ispezionare l’immagine formata
dall’apertura colletrice di luce. Per questo va usato un oculare che forma
un’immagine virtuale ed ingrandita della sorgente.
L’ingrandimento angolare è definito come il rapporto
m = e/c
Si dimostra che
m = Fc/Fe
L’ingrandimento non può assumere qualunque valore. Se si vuole
utilizzare tutta la luce raccolta dal telescopio e il suo potere risolutivo ed
evitare nel contempo la perdita di funzionalità dell’occhio, che interviene
quando è costretto a formare un’immagine con un fascio troppo piccolo,
devono valere queste condizioni:
D/8 < m < D/0.8
D è al solito il diametro dell’apertura in mm.
L’occhio nudo, per definizione, può osservare solo le stelle fino alla sesta
magnitudine; 6 è la sua magnitudine limite. Se l’osservazione viene fatta
con un telescopio la magnitudine limite si abbassa. La si può calcolare
osservando che detti
Bt
Be
D
D
il flusso apparente raccolto dal telescopio
il flusso apparente raccolto dall’occhio
il diametro del telescopio
il diametro dell’occhio
Bt/Be = D2/d2
E tenendo conto che l’efficenza di trasmissione è circa il 65%
Bt/Be = (0.65) . D2/d2
Se da i flussi si passa alle magnitudini, si ottiene:
mlim = 1 + 5 log(D)
D misurato in mm.
Non dobbiamo dimenticare che la visibilità di un oggetto può essere
limitata dall’assorbimento atmosferico (estinzione), dalla scintillazione,
dal luce del cielo specie in presenza della Luna e di forte inquinamento
luminoso.
Caratterizziamo i telescopi a disposizione presso il LDA:
Marca
D
F
f
PR
ml
Konus
114 mm.
910 mm.
7.9
1.2”
11.3
M. LX10
200 mm.
2000 mm.
10
0.7”
12.5
M. LX90
200 mm.
2000 mm.
10
0.7”
12.5
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