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La “prima luce” ufficiale della Large
Binocular Camera montata su LBT è stata
ottenuta il 12 ottobre 2005. Il risultato è
questa strabiliante immagine della galassia
NGC 891, registrata in soli 10 minuti di posa.
La banda è ovviamente quella blu.
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L’occhio blu del Large
Binocular Telescope
Proseguono i test della Large Binocular Camera canale blu e si lavora per avviare all’operatività
anche l’omologo strumento per il canale rosso. I due dispositivi fotografici del
Large Binocular Telescope consentiranno di scrivere un nuovo e avvincente capitolo nella
storia della ricerca astrofisica italiana.
di Jacopo Farinato
I
l
Large
Binocular
zione, e in molti di questi progetTelescope (LBT) nasce da
ti l’Italia è coinvolta nella realizuna collaborazione tra gli
zazione di parti di essi, come nel
Stati Uniti d’America, l’Italia
caso di LBTI (uno strumento
e la Germania. Il telescopio è
interferometrico in cui si sopprisituato a Mount Graham, in
merà la luce della stella principaArizona, ed è stato ideato e
le in modo tale da evidenziare la
costruito pensando ad un utipresenza di eventuali pianeti) e
lizzo prettamente interferomeNIRVANA (una camera infratrico, permettendo in modo
rossa che funzionerà analizzando
semplice di fare interferire la
le immagini di interferenza crealuce proveniente dai due telete dalla luce proveniente dai due
scopi in quelli che vengono
telescopi).
comunemente chiamati “fuoLa configurazione ottica dei
chi combinati”. La sua robusta
due telescopi (gregoriana, caratmontatura è infatti ideata per
terizzata da un rapporto focale
sostenere due specchi di 8,4
molto “veloce”, dato dal rapporto
metri di diametro, in una contra la focale del telescopio e il
figurazione molto simile a
diametro del medesimo) e la
quella di un grande binocolo. I
necessità di dotare LBT anche di
due grossi specchi monolitici
strumentazione per così dire più
osserveranno sempre la medeconvenzionale, unitamente al
sima porzione di cielo, e la luce
forte interesse scientifico presenda essi catturata sarà fatta
te in Italia per la ricerca astronointerferire in modo tale da
mica indirizzata a campi relativaL’imponente struttura di alloggiamento del Large Binocular
poter sfruttare (lungo la diremente grandi, hanno fatto sì che
Telescope. [LBC group]
zione della congiungente i due
alcuni anni fa nascesse l’idea di
specchi) una risoluzione pari
uno strumento completamente
alla distanza tra i due specchi,
italiano non interferometrico. Si
che nel caso di LBT è equivalente a circa 23 metri.
tratta essenzialmente di una camera a grande campo in grado
Vari strumenti che sfrutteranno appieno le caratteristiche
di sondare circa mezzo grado di cielo: la Large Binocular
interferometriche del telescopio sono quindi in fase di costruCamera (LBC).
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attuatori meccanici che, posti al di sotto dello specchio primario
e ad esso connessi, modificano la loro posizione in modo tale da
mantenere la forma degli specchi costantemente corretta), sono
dotati di due ulteriori rivelatori detti “tecnici”, che hanno lo
scopo di controllare sia l’ottica attiva che il moto orario di inseguimento (comunemente detto “tracking”) del telescopio.
Anche la gestione della grossa mole di dati proveniente dai grandi rivelatori richiede uno sforzo organizzativo degli archivi non
indifferente.
Ecco quindi che l’osservatorio di Monte Porzio Catone è
responsabile della parte della camera vera e propria, e cioè dei
rivelatori e relativa elettronica di controllo e sistemi di raffreddamento, nonché del software di controllo dello strumento e del
software per la riduzione delle immagini. Per quanto riguarda
l’opto-meccanica (a partire dalla progettazione, per finire con
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Un modellino di LBT, con la Large Binocular Camera. [LBC group]
Per sfruttare appieno le potenzialità del telescopio binoculare,
LBC è di fatto costituita da due strumenti da utilizzarsi uno per
telescopio e in contemporanea, ottimizzati per lunghezze d’onda
differenti: il canale blu (bande U, B e V) e il canale rosso (bande
V, R, I e Z). Il primo dei due strumenti, il canale blu, è ultimato
e installato sul telescopio, ed ha permesso di effettuare la “prima
luce” di LBT nell’ottobre 2005.
Qui sotto, i quattro detector scientifici realizzati e posizionati in moto tale
da ridurre al minimo gli interstizi tra di essi; in basso, il criostato contenente azoto liquido. [LBC group]
LBC, uno strumento completamente italiano
Il progetto LBC nasce da una collaborazione tutta italiana tra
diversi osservatori, oggi tutti afferenti all’Istituto Nazionale per
l’AstroFisica (INAF). Il Principal Investigator (PI) del progetto
è Emanuele Giallongo, dell’osservatorio di Monte Porzio
Catone. Per la natura degli strumenti e per la loro complessità, la
responsabilità della progettazione e realizzazione delle varie parti
è stata dunque suddivisa tra osservatori diversi, a seconda di
quelle che sono le competenze dei vari gruppi di lavoro.
I due canali di LBC sono essenzialmente due grossi obiettivi
posti al primo fuoco dei due telescopi. Ovviamente, intercettando il fascio di luce proveniente dagli oggetti celesti in un punto
dove la dimensione del fascio convergente è molto grande, le
lenti che compongono i due obiettivi hanno dimensioni e pesi
ragguardevoli, e le loro tolleranze di allineamento e le caratteristiche di solidità della struttura di supporto presentano valori
molto stringenti.
Per ottenere un campionamento adeguato degli oggetti sul
piano focale (cioè per fare in modo che le dimensioni dei pixel
dei rivelatori siano adeguate alla minima dimensione dei dettagli che si vogliono rivelare) ed avere un campo corretto di circa
mezzo grado, si sono dovuti utilizzare più rivelatori di grandi
dimensioni (comunemente chiamati “detector” e opportunamente raffreddati per ridurre al minimo il rumore elettronico),
disposti in modo tale da poter coprire l’intero campo utile.
Inoltre, essendo i due canali di LBC posti al primo fuoco dei
due telescopi (entrambi dotati di ottica attiva, un sistema di
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l’integrazione del sistema completo) se ne sono invece occupati
inizialmente l’osservatorio di Padova, e in seguito l’osservatorio
di Arcetri. L’osservatorio di Trieste è invece responsabile del
software di archiviazione dei dati, mentre ancora all’osservatorio
di Padova si sviluppa il software di controllo dell’ottica attiva dei
due telescopi.
Il disegno opto-meccanico del canale blu
LBC è essenzialmente un grande obiettivo che agisce come
correttore ottico sulle aberrazioni introdotte dallo specchio primario parabolico di LBT. Il piano focale della camera è composto da una matrice formata da 4 detector (ognuno di dimensioni
4096x2048 pixel) capaci di coprire l’intero campo scientifico di
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ta il fascio quando la dimensione dello stesso è ancora abbastanza
ragguardevole; come conseguenza di ciò, la prima lente del correttore ha una diametro di circa 81 cm e un peso di 104 kg. Le altre
lenti del correttore vanno ovviamente via via diminuendo di
dimensione e di peso, e l’ultima lente costituisce anche la finestra
d’ingresso del criostato. Tra la quinta e la sesta lente, due ruote portafiltri permettono di inserire vari filtri nel corso del cammino ottico della luce. Le tolleranze di centraggio e inclinazione delle lenti
sono molto stringenti, dell’ordine dei centesimi di millimetro in
centraggio e di pochi millesimi di grado in inclinazione.
L’assemblaggio e l’integrazione delle lenti si sono svolti in una
“camera bianca” all’osservatorio di Arcetri, un laboratorio particolare studiato in modo da minimizzare la polvere e lo sporco al suo
interno, particolarmente adatto per l’integrazione di strumenti
ottici. Le dimensioni e i pesi delle lenti, unitamente alle tolleranze di allineamento molto spinte, hanno reso necessaria una cura
notevole durante l’integrazione di LBC, e per maneggiare le lenti,
vari strumenti accessori sono stati appositamente realizzati e utilizzati allo scopo di minimizzare il rischio di danneggiamenti accidentali.
E’ stata anche approntata una struttura di sostegno e rotazione
della camera, fisicamente connessa ad un banco ottico sul quale è
stato realizzato un sistema che permette di materializzare un fascio
laser da utilizzarsi come riferimento durante la delicata fase di allineamento di ogni singola lente. Ecco in sintesi la procedura di alli-
Il classico correttore di Wynne, in cui le prime due lenti (la prima di potere
positivo, la seconda di potere negativo) correggono aberrazione sferica e
coma, mentre la terza lente (di potere positivo), posta molto vicino al piano
focale f, corregge l’astigmatismo e la curvatura di campo. [LBC group]
circa mezzo grado, e aventi un’efficienza quantica (numero di fotoni rivelato rispetto a quelli effettivamente arrivati sul detector)
molto elevata, con valori massimi di poco inferiori al 90%. Due
detector tecnici sono invece posizionati ai bordi del campo, e sono
utilizzati per la fase di “tracking” del telescopio e per guidare gli
attuatori dell’ottica attiva, così da mantenere ottimale la forma
dello specchio primario.
Per ridurre al minimo i vari rumori elettronici dei detector, essi
vengono raffreddati ad una temperatura di circa -100°C mediante
azoto liquido, che è contenuto all’interno di un criostato capace di
mantenere quella temperatura per circa due giorni (minimizzando
quindi le operazioni di rabbocco periodico del criostato stesso).
Il disegno opto-meccanico dello strumento (vedi a fianco) è
basato su un’espansione del classico disegno di Wynne (vedi sopra)
e prevede l’utilizzo di 6 lenti che consentono di ottenere un campo
corretto di circa mezzo grado, con un campionamento spaziale
appropriato per uno strumento seeing limited (circa 0,2 secondi d’arco per pixel), cioè per uno strumento il cui potere risolutivo sia
limitato dalla presenza del seeing (come è per tutti quegli strumenti non dotati di sistemi cosiddetti di ottica adattiva, e cioè in
grado di rimuovere o diminuire le aberrazioni introdotte dalla turbolenza atmosferica).
Come già accennato, essendo la camera posizionata al primo
fuoco del telescopio (ossia dello specchio primario), essa intercetn. 275 • l’ASTRONOMIA • giugno 2006
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Uno spaccato del disegno opto-meccanico del primo fuoco canale
blu. [LBC group]
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neamento seguita per ognuna delle lenti: il fascio laser viene
innanzitutto fatto coincidere con l’asse meccanico del derotatore
del primo fuoco, un sistema che permette al detector di compensare la rotazione del piano focale durante la posa (l’asse meccanico
del derotatore coincide quindi con l’asse ottico dello strumento,
salvo errori nell’operazione di sovrapposizione del fascio laser); una
volta effettuata questa operazione, si analizza il comportamento sia
del fascio trasmesso dalle lenti (circa il 97% della luce), che è
molto sensibile al decentraggio delle lenti medesime, sia il fascio
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In alto, la lente L1 (810 mm, 104 kg) e qui sopra la lente L2
(420mm); tutte le lenti del canale blu sono realizzate in Silica,
un particolare tipo di vetro. [LBC group]
riflesso all’indietro dalle lenti (circa il restante 3% della luce), più
sensibile invece all’inclinazione. Mediante gli opportuni meccanismi di regolazione, la lente viene quindi allineata fino a quando
non si ottenga la precisione richiesta.
Il percorso verso LBT e fase di
Commissioning
Sia per la spedizione delle lenti individuali dalla fabbrica dove
sono state realizzate fino all’osservatorio di Arcetri, sia per la spe-
Sopra a sinistra, la struttura di supporto e rotazione di LBC prima di essere trasportata ad Arcetri; a lato, il banco ottico (fisicamente connesso alla
struttura di supporto dello strumento attraverso due catene, per minimizzare flessioni e vibrazioni differenziali) per la materializzazione di un
fascio di luce utile come riferimento durante l’allineamento delle lenti.
[LBC group]
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Il comportamento del fascio riflesso e trasmesso per una lente
decentrata (a) o inclinata (b). [LBC group]
dizione dell’intero strumento in Arizona, si sono utilizzate delle
casse particolari costruite ad hoc e utilizzanti dei pianali ammortizzati capaci di attutire al massimo eventuali colpi subiti durante il trasporto.
Insieme allo strumento hanno viaggiato anche tutti gli accessori utilizzati durante la fase dell’allineamento, inclusa la struttura di supporto e rotazione, nell’eventualità che durante il trasporto alcune delle lenti si fossero disallineate e fosse quindi
necessario ripetere la procedura di allineamento effettuata in
camera bianca ad Arcetri.
A Mount Graham era preventivamente stato allestito un
“laboratorio pulito” (non una vera e propria camera bianca,
bensì un ambiente semplicemente pulito, con sistemi di aspirazione dell’aria) dove si è provveduto a rimontare la struttura di
sostegno e allineamento del primo fuoco, e a controllare la qua-
A sinistra, la cassa aperta e vuota; a destra, lo strumento alloggiato
nel container utilizzato per la spedizione a Mount Graham; anche in
questo caso si è adottato un pianale ammortizzato (ben visibili le
grosse sospensioni) con lo scopo di smorzare le sollecitazioni esterne. [LBC group]
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lità ottica dello strumento. Dopo aver corretto un
lieve disallineamento della lente maggiore, si è
provveduto a trasportare lo strumento al piano del
telescopio, dove è stato installato sul braccio meccanico di posizionamento (detto “spider”).
A questo punto è cominciata la fase di allineamento dello strumento al telescopio, che si è svolta
essenzialmente in due fasi. Durante la prima fase, si
è provveduto a correggere gli errori macroscopici di
allineamento tra il telescopio e il primo fuoco (dell’ordine di uno o due centimetri). A tal fine si sono
utilizzati strumenti ausiliari come laser, collimatori,
espansori di fascio e specchi motorizzati che permettessero di materializzare un fascio collimato che
simulasse la luce di una stella proveniente dall’infinito. Sfruttando il derotatore montato su LBC, si è
fatta ruotare l’immagine simulata della stella e si è osservato il
movimento dello spot creato su un CCD posto sul piano focale
di LBC. Ciò ha permesso di valutare quanto il primo fuoco fosse
disallineato rispetto allo specchio primario del telescopio, e di
agire quindi sugli appositi sistemi manuali di regolazione per corLa speciale cassa ammortizzata utilizzata per il trasporto della
lente più grande. [LBC group]
reggere il centraggio e l’inclinazione della camera. Questa operazione è stata ripetuta fino a portare il disallineamento residuo
all’interno del range di correzione dello specchio primario di
LBT.
Nella seconda fase dell’allineamento, l’ottimizzazione finale è
stata effettuata inclinando e decentrando lo specchio primario
fino ad ottenere un allineamento tra i due assi ottici di LBC e del
primario all’interno delle tolleranze imposte dal disegno ottico.
In parallelo a queste operazioni di allineamento, si sono svolte tutte le fasi di integrazione e test della parte criogenica e dei
detector, nonché del software di controllo dello strumento, del
software per l’archiviazione delle immagini e del software di con-
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trollo dell’ottica attiva.
Infine, dopo aver provveduto all’installazione dei rivelatori
scientifici e tecnici, si è cercato di ottimizzare la qualità ottica
dello strumento perfezionando in cielo l’allineamento e utilizzando l’ottica attiva. Tramite immagini provenienti da stelle
reali, si sono analizzate le aberrazioni introdotte dallo specchio
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Sopra, la Large Binocular Camera mentre viene trasportata con la
gru al piano del telescopio e, sotto, una fase del montaggio del
primo fuoco allo spider. [LBC group]
Il direttore di LBT, John Hill, che si occupa della pulizia del
laboratorio. [LBC group]
primario, per poi correggerle con gli attuatori posti al di sotto
dello specchio medesimo, fino ad ottenere la qualità ottica voluta per lo strumento (l’80% della luce deve essere contenuta
all’interno di un pixel in più del 90% del campo).
Osservazioni a grande campo: traguardi
astronomici di LBC
Uno dei campi principali di ricerca per LBC è lo studio su
grande scala della struttura dell’universo. Potendo infatti studiare le galassie in bande diverse, e sapendo che gli oggetti più
lontani emettono di più nelle lunghezze d’onda tendenti verso
il rosso, di fatto è possibile ricostruire in tre dimensioni la
distribuzione delle galassie nell’universo. Ad esempio, una
galassia che venga rivelata solo in banda V è certamente più
lontana da noi rispetto ad una galassia che venga rivelata
anche in banda B, che è a sua volta più lontana di una che
possa essere osservata anche in banda U.
Inoltre, il grande campo di LBC e il fatto di utilizzare due
strumenti contemporaneamente, uno per telescopio, permette
di effettuare questo genere di studi su una grande quantità di
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oggetti simultaneamente, di luminosità molto bassa (in soli 12
minuti di esposizione si può raggiungere magnitudine 25,5 in
banda U, 27 in banda B e V, 25 in banda I). Ciò renderà possibile lo studio di galassie e di ammassi di galassie, sia vicine
che lontane, fino ad osservarle come apparivano quando l’universo era appena emerso dalla fase primordiale, “solo” 1 miliardo di anni dopo il big bang.
Le caratteristiche principali di LBC sono il grande campo di
vista (potrebbe quasi coprire l’intera Luna in una sola esposizione) e la grande sensibilità, che gli astronomi chiamano “effi-
alle survey, con LBC potremo anche effettuare un ampio monitoraggio di alcune zone del cielo, cercando di coprire intervalli di lunghezza d’onda sempre più ampi in modo sempre più
completo.
Il grande campo di vista disponibile, la grande luminosità e
la capacità di raccogliere simultaneamente immagini in bande
diverse, incluso il vicino ultravioletto, fanno di LBC uno strumento adatto anche ad effettuare delle survey in zone di particolare interesse astronomico, come la galassia di Andromeda,
M31, e più in generale le galassie vicine e gli ammassi di galassie.
Una delle fasi della procedura di allineamento di LBC al telescopio.
[LBC group]
cienza”. Il grande campo di LBC fa sì che essa possa anch’essere considerata uno strumento di “survey”, una metodologia di
osservazione molto potente per approfondire la nostra conoscenza dell’universo. Per loro definizione, le survey si propongono di monitorare ampie zone di particolare interesse del
cielo, con lo scopo di identificare nuovi oggetti e di studiare
oggetti noti per approfondirne la conoscenza. Risulta evidente
che i telescopi o gli strumenti a ciò dedicati dovrebbero idealmente coprire zone abbastanza vaste di cielo, in modo tale da
ottenere la mappatura di una certa zona in tempi ragionevolmente brevi, e di raggiungere oggetti molto deboli, mantenendo nondimeno tempi di posa anch’essi ragionevolmente brevi.
Pur non essendo LBT un vero e proprio telescopio dedicato
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In alto, il trasporto con la gru del criostato e dei detector per l’installazione su LBC; qui sopra, LBC completamente montata sullo
spider. [LBC group]
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In particolare, si potranno effettuare studi di stelle variabili, come le RR Lyrae o le Cefeidi, ottenendo diagrammi colore-magnitudine che potranno dare
indicazioni sull’epoca, la durata e l’intensità relative
agli episodi di formazione stellare. La ricerca di
supernovae, sia nella nostra che in altre galassie, è un
altro campo in cui certamente LBC potrà dare un
significativo contributo.
LBC canale blu: la prima luce
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Non appena il tracking del telescopio e alcuni problemi con gli attuatori dell’ottica attiva lo hanno
reso possibile, si sono prese varie immagini astronomiche al fine di valutare la qualità ottica dello strumento, il livello di funzionamento e di affidabilità di
tutti i suoi sistemi, ma soprattutto per effettuare la
prima luce scientifica del sistema LBC -LBT.
Qui sotto vediamo due belle immagini ottenute con
LBC canale blu, dove le dimensioni delle stelle sono inferiori
Nella fase di test ancora in corso dell’occhio blu di LBT, sono state
ottenute due riprese di galassie vicine: M 74, qui sotto, ed M 33,
pagina a fianco. [LBC group]
Una bella immagine di LBC montata sullo spider. [LBC group]
ad 1”.
Sia le immagini tecniche raccolte sia quelle più spettacolari
hanno dato indicazioni di un buon funzionamento di LBC, vuoi
dal punto di vista della qualità ottica, vuoi sotto l’aspetto prettamente funzionale.
La prima luce scientifica ufficiale è stata
ottenuta il 12 ottobre 2005, con l’immagine
(mostrata in apertura di articolo) di NGC
891, una galassia a spirale distante da noi
circa 24 milioni di anni luce, ritenuta di
particolare interesse per le similitudini
morfologiche con la nostra galassia.
Certamente ancora molto lavoro di messa a
punto deve essere fatto, ma i primi risultati
sono decisamente incoraggianti e si attende
di poter usare lo strumento con maggiore
regolarità per capirne tutte le potenzialità,
e soprattutto per poter cominciare le osservazioni scientifiche vere e proprie.
Nel frattempo, la parte opto-meccanica
del canale rosso è stata ultimata e anche il
secondo strumento è stato avviato al rendez-vous con LBT circa sei mesi fa; sarà a
breve installato sul secondo telescopio per
portare a termine questo importante progetto tutto italiano della Large Binocular
Camera e per permettere al Large Binocular
Telescope di aprire il suo secondo occhio
sull’universo.
L’AUTORE RINGRAZIA EMANUELE GIALLONGO,
ROBERTO RAGAZZONI, EMILIANO DIOLAITI, ADRIANO
FONTANA E ROBERTO SPEZIALI PER LA PREZIOSA COLLABORAZIONE.
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OTTICA ATTIVA
I moderni telescopi sono dotati di specchi primari molto diversi
da quelli costruiti sino alla fine degli anni Ottanta. La spinta infatti
ad avere aperture sempre più grandi, per avvalersi di un potere risolutivo maggiore (che ricordiamo essere proporzionale al rapporto tra
la lunghezza d’onda osservata e il diametro del telescopio) e per catturare una quantità superiore di luce, ha reso necessario l’utilizzo di
tecniche diverse di costruzione degli specchi per renderli più leggeri, così da permettere la realizzazione di strutture meccaniche che li
potessero sorreggere e movimentare. Ciò ha comportato una sostanziale diminuzione dello spessore degli specchi primari, che tendono
quindi a deformarsi con molta facilità.
Per compensare queste deformazioni, le moderne generazioni di
specchi primari sono normalmente dotate di sistemi di correzione
della loro forma, generalmente costituite da attuatori (nel numero di
decine o centinaia, a seconda della dimensione dello specchio e
della sua tipologia) posti al di sotto della superficie inferiore dello
specchio e ad esso collegati, i quali, spingendo o tirando, modificano la forma dello specchio medesimo, mantenendone costantemente la superficie vicina a quella ideale. Ovviamente, tali sistemi devono essere in qualche modo in grado di identificare i difetti di forma
dello specchio per poterli correggere; a tale scopo, si utilizzano dei
sensori di fronte d’onda che, di solito, analizzano la luce di un oggetto posto fuori asse e/o ai bordi del campo, prima per capire quali
sono le aberrazioni cui è sottoposto e successivamente per guidare
gli attuatori collocati sotto lo specchio primario in modo tale da compensarle.
Ovviamente, essendo lo specchio primario molto pesante, i motori che guidano questi attuatori sono generalmente molto potenti e di
conseguenza il tempo necessario per effettuare una correzione è
abbastanza lento, tipicamente maggiore di un secondo. Ecco perché
simili sistemi non possono essere usati per correggere le aberrazioni introdotte dalla turbolenza atmosferica, che hanno tempi di evoluzione molto più veloci (dell’ordine dei pochi millisecondi) dei tempi
tipici di correzione di un sistema di ottica attiva, e vengono invece
usati per tutte le aberrazioni di carattere statico o semistatico dovute, ad esempio, alle posizioni diverse assunte dallo specchio a
seconda della zona di cielo puntata.
Si vuole sottolineare come i tempi tipici e le modalità con cui queste correzioni di ottica attiva vengono effettuate sono fortissimamente dipendenti dal tipo di telescopio, dalle modalità di costruzione dello specchio primario, dalla posizione del telescopio durante
l’osservazione, dal tipo di attuatori usati e dalla “stabilità” dell’ambiente circostante; va da sé, ad esempio, che più sottile sarà lo specchio primario, più si ricorrerà a frequenti correzioni.
La zona degli attuatori agenti sulla superficie inferiore dello
specchio primario di VLT. [ESO]
La zona inferiore dello specchio primario del Large Binocular
Telescope (LBT); lo specchio è realizzato con una struttura a nido
d’ape per alleggerirlo il più possibile (ben visibile in trasparenza)
mentre le strutture metalliche triangolari connesse alla superficie
inferiore dello specchio costituiscono i punti dove gli attuatori dell’ottica attiva saranno collegati. [INAF]
• Jacopo Farinato è laureato in Ingegneria Elettronica all’Università di Padova. Da più di 10
anni lavora nel campo della costruzione di strumentazione astronomica, con particolare
riguardo alle tecniche relative all’alta risoluzione angolare. Ha partecipato, con vari ruoli
e mansioni, alla costruzione di una decina di strumenti per telescopi di classe 10 metri, ed
oggi lavora presso l’Osservatorio Astronomico di Padova, dopo essere stato 3 anni
all’Osservatorio di Asiago, 3 anni allo European Southern Observatory (ESO) e 4 anni
all’Osservatorio Astrofisico di Arcetri. I progetti in cui è attualmente coinvolto vanno dalla
costruzione di strumenti di ottica adattiva multi coniugata (MAD per VLT-ESO e NIRVANA
per LBT), a strumenti a grande campo (LBC per LBT), a strumenti con capacità spettroscopiche (SPHERE per VLT-ESO), alla fase di studio, design e sperimentazione di strumenti
per Extremely Large Telescope (ELT). •
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