Le ottiche adattive sviluppate in Italia per il Grande Telescopio Binoculare (Large
Binocular Telescope o LBT) risultano essere la massima espressione di questa
tecnologia a livello mondiale in termini di qualità di immagini prodotte per
l’Astronomia. Lo sviluppo di tali tecnologie, guidato dall’Osservatorio Astrofisico di
Arcetri (parte dell’Istituto Nazionale di Astrofisica o INAF), è stato reso possibile dalla
stretta collaborazione tra INAF e le ditte italiane Microgate di Bolzano per l’elettronica
e ADS international di Lecco per la meccanica.
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Quali sono le richieste per i telescopi astronomici moderni?
- Vedere i dettagli sempre più minuti degli oggetti scientifici
- Vedere oggetti sempre più deboli (per esempio deboli perché lontani nello spazio e
dunque lontani nel tempo)
- Grandi telescopi con grandi collettori di luce (attualmente classe 8m-10m) per
vedere sorgenti sempre più deboli, nel prossimo futuro avremo telescopi da 30m40m, attualmente in fase di progettazione
- In principio maggiore è il diametro del telescopio, maggiore è il suo potere risolutivo
(cioè capacità di distinguere dettagli): ma solo in proncipio… vedremo perché.
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Maggiore area collettrice (cioè maggiore diametro) dei telescopi per vedere sempre
più lontano e più in dettaglio.
Qui si confronta la punta tecnologca alla fine dell’800 con il telescopio Amici
all’Osservatorio Astrofisico di Arcetri con la sua apertura da 36cm
e l’attuale Grande Telescopio Binoculare (o LBT) con due specchi collettori da 8.4m
ognuno, un “mostro” la cui realizzazione e gestione vede il contributo per il 25%
dellItalia.
Ma se è vero che aumentando il diametro si aumenta la quantità di luce raccolta dalle
sorgenti astronomice, in via teorica si dovrebbe aumentare anche la risoluzione
riducendo l’effetto della diffrazione, infatti la luce che passa attraverso una lente,
anche se fosse una lente perfetta, non produce un’immagine perfettamente
puntiforme, ma una macchia, detta figura di diffrazione, tanto più piccola quanto
maggiore è il diametro della lente. Dunque i moderni telescopi dovrebbero avere una
risoluzione elevata in virtù della piccolissima figura di diffrazione, ad esempio LBT
dovrebbe distinguere dettagli angolari in cielo di poche decine di millesimi di secondi
d’arco, ma in pratica l’atmosfera terrestre ci mette lo zampino perturbando le
immagini teoriche prodotte da questi grandi telescopi
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Le immagini viste da terra degli oggetti astronomici, vengono visti attraverso lo strato
dell’atmosfera che risulta essere turbolenta distorgendo e offuscando le immagini
prodotte dai telescopi
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In paricolare le immagini di sorgenti puntiformi, come le stelle lontane, non sono di
poche decine di milliarcosecondi come previsto dalla figura di diffrazione, ma sono
distorte e in movimento producendo, in media, un “blob” di luce di circa 1
arcosecondo, cioe’ circa 50 volte più grande (e dunque meno dettagliato) di quanto ci
si aspetterebbe in assenza del disturbo dell’atmosfera. In conclusione abbiamo
telescopi da 8-10m di diametro con poteri risolutivi di telescopietti da 10-15cm per
effetto dell’atmosfera. Si noti che telescopi grandi raccolgono piu’ luce e comunque
vedono oggetti più deboli e lontani, che è il motivo storico per telescopi sempre più
grandi nonostante l’effetto dell’atmosfera.
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Quali sono le soluzioni al problema della perdita di risoluzione dovuta all’atmosfera
turbolenta? Una soluzione è portare un telescopio fuori dell’atmosfera terrestre come
con il famoso Hubble Space Telescope, lanciato nel 1990 con un diametro di 2,4 metri
e una risoluzione angolare di 0,1arcosecondi. Il problema maggiore con questo tipo di
soluzione è l’elevato costo e la limitazione del diametro alle dimensioni dei razzi
vettori. Ad esempio i 2,4m dell’HST erano stati limitati dalle dimesioni della stiva dello
Space Shuttle che lo ha portato in orbita.
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Un’altra soluzione è quella di mantenere i telescopi a terra, costruirli più grandi di
quelli che è possibile lanciare nello spazio ed usare una tecnica chiamata Ottica
Adattiva. Cosà è l’Ottica Adattiva? Leggi slide per il resto
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A grandi linee, se osservassimo una stella binaria molto stretta, il fronte d’onda della
luce proveniente dalla binaria si distorce al passaggio attraverso l’atmosfera
producendo un “blob” nell’immagine che non permette di distinguere i dettagli delle
due stelline, come si vede a sinistra. Se introduciamo uno specchio deformabile e
introduciamo ad ogni istante una deformazione dello specchio uguale e opposta a
quella del fronte d’onda, riusciremmo a “rispianere” il fronte d’onda ed eliminare in
tempo reale l’effetto dell’atmosfera, recuperando la risoluzione teorica del telescopio
data dal suo dimetro e dunque dalla sua figura di diffrazione
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Dunque serve uno specchio veloce che sappia cambiare precisamente la sua forma e
un sensore di fronte d’onda che sappia misurare la deformazione da applicare.
I tempi tipici di aggiornamento dello specchio sono dell’ordine del millisecondo
(tempo scala di variazione degli effetti della turbolenza atmosferica) e le tipiche
correzioni sono dell’ordine di alcuni millesimo di millimetro (micron) in passi di alcuni
milionesimi di millimetro (nanomentri). Il sensore osserva una sorgente brillante nei
pressi dell’oggetto da osservare e confronta la sua “puntiformità” con la teorica. Da
questa analisi, con l’ausilio di un coputer estremamente veloce, calcola il comando da
dare allo specchio. La stella di “guida” deve essere relativamente brillante per
garantire un’adeguato segnale nei pochi millisecondi di osservazione per “stare
dietro” all’evoluzione della turbolenza. Di solito gli oggetti scientifici sono o troppo
deboli o troppo estesi per essere usati da “guida” per il sistema adattivo. Si noti che il
sensore è dopo il correttore, dovendo così rilevare i soli residui della correzione
definendo così un cosiddetto sistema a anallo chiuso o a loop-chiuso.
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Un generico sistema adattivo è descitto in questo filmato mostrando un modulo di
Ottica Adattiva convenzionale con un monitor per vedere l’immagine prodotta di una
stella. Il fascio luminoso arriva dal telescopio e viene fatto riflettere verso uno
specchio deformabile per poi essere separato in sue parti, una parte (in rosso) viene
inviata al rilevatore scientifico, l’altra parte (in blu) viene mandato ad uno speciale
sensore detto sensore di fronte d’onda. La turbolenza atmosferica disturba
l’immagine producendo una immagine distorta e “ballerina” come mostrato nel
monitor. L’effetto dell’atmosfera si può anche visualizzare nella distorsione del fronte
d’onda del fascio luminoso che cambia continuamente per il continuo movimento
della turbolenza atmosferica.
Il sensore di fronte d’onda riesce a misurare la deformazione della stella attraverso il
corrugamento del fronte d’onda luminoso distorto dal passaggio attraverso
l’atmosfera terrestre.
Il sensore invia l’informazione del corrugamento del fronte d’onda allo specchio
deformabile che cambia la sua forma in modo uguale e opposto alla distorsione per
correggerla continuamente.
Quando la luce corretta raggiunge il rilevatore scientifico l’immagine della stella torna
ad essere ferma e puntiforme, recuperando la risoluzione teorica per il telescopio
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L’Italia con l’Osservatorio Astrofisico di Arcetri dell’Istituto Nazionale di Astrofisica, in
collaborazione con le ditte ingegneristiche italiane Microgate di Bolzano per
l’elettronica e ADS di Lecco per la meccanica, hanno sviluppato e prodotto un
innovativo sistema adattivo per il telescopio LBT, attualmente il telescopio con la
maggiore area collettrice al mondo. Il telescopio è una collaborazione tra Europa e
USA in cui l’Italia partecipa per il 25%
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Nel telescopio LBT il correttore dell’ottica adattiva è lo specchio secondario del
telescopio stesso che è reso defomabile. Le onde lumonose arrivano al telescopio e
vengono raccolte dal grande specchio primario e convogliate verso un più piccolo
specchio secondario che le focalizza verso lo strumento scientifico. Lo specchio
secondario si deforma rimettendo in fase le onde luminose che erano sfasate dalla
turbolenza atmosferica. La deformazione è attuata da 672 attautori elettromagnetici
(672 avvolgimenti affacciati ad altrettanti magneti, in definitiva una serie di
altoparlanti audio) che cambiano la forma dello specchio 1000 volte al secondo per
poter inseguire gli effetti della turbolenza. Questo permette di rendere l’immagine
più nitida come se il telescopio fosse fuori dell’atmosfera. Si vede un esempio di cosa
accade quando l’ottica adattiva è attivata (misura reale eseguita al telescopio)
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Qui si vede dove il secondario adattivo è montato sul telescopio, ma uno specchio
deformabile non saprebbe come muoversi senza un sensore di fronte d’onda che
analizzasse l’immagine della stella per misurare le deformazioni del fronte d’onda
luminoso. Per LBT l’Osservatorio di Arcetri ha sviluppato un nuovo sensore tutto
italiano detto sensore a piramide. Il sensore è montato di fronte allo strumento
scientifico asservito dallo specchio terziario che dirige verso di lui la luce proveniente
dal secondario
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Vediamo in dettaglio come il secondario adattivo è fatto.
-- leggi la slide – e mostra le stesse cose sul prototipo sul banco (specchio sottile,
magneti, piastra di riferimento con i fori al cui interno sono alloggiati gli attuatori
(bobine) e le areole dei sensori capacitivi.
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Mostra sul prototipo sul banco le areole dei sensori
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E vediamo adesso come il sensore di fronte d’onda a piramide è fatto. Si basa su una
piccola piramide di meno di 1 centimetro con una punta precisissima. Il fascio del
telescopio è focalizzato sulla punta della piramide e, in assenza di distorsioni, viene
separato in quattro dalle quattro facce che producono quattro immagini dell’apertura
di ingresso del telescopio. Le quattro immagini sono uguali in assenza di disturbo. Se
il fascio che arriva è distorto, la luce passa da una faccia della piramide più che da
un’altra, producendo illuminazioni e oscuramenti delle immagini dell’apertura
d’ingresso. L’analisi, tramite l’elettronica del secondario adattivo, di queste immagini
di “chiaroscuri” permette di capire come il fronte d’onda è distorto e dunque i
comandi da eseguire sugli attuatori dello specchio secondario adattivo per
compensare la distorsione
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Il sensore a piramide è relativamente piccolo (30x30cm) ed è estremamente
efficiente rispetto agli usuali sistemi adattivi usati dai precedenti telescopi
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Il secondario adattivo e il sensore a piramide che insieme costituiscono FLAO (first
light adaptive optics per LBT) sono stati montati sul telescopio alla fine di febbraio del
2010. In questa slide si vede la fase di preparazione dell’unità
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E in questa slide si vede la fase di montaggio del secondario adattivo sul telescopio
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Ancora montaggio del secondario adattivo.
-- Sulla destra si vede montato anche una struttura di calibrazione ottica del
secondario adattivo --
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In questa slide invece il modulo del sensore a piramide è preparato e montato
nell’alloggiamento per il montaggio al telescopio
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E qui viene montato al telescopio
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Ancora fasi del montaggio al telescopio
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Ma non è tutta rose e fiori la vita dell’astronomo: i grandi osservatori sono in cima
alle montagne e capita di rimanere sulla via bloccati dalla neve.
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Ma gli sforzi sono stati ripagati! Qui si vede la prima osservazione eseguita dal
sistema adattivo e la differenza quando l’ottica adattiva viene “accesa”
Quando l’ottica adattiva si “accende” si vede che il “blob” confuso dovuto alla
turbolenza atmosferica nascondeva tre stelline! Reuperando il dettaglio d’immagine
che si era perduto.
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Qui si vede un’immagine corretta con l’ottica adattiva che mostra due stelline
separate da 40 millesimi di secondi d’arco e, per confronto, mostriamo anche le
dimensioni del “cerchio di confusione” introdotto dall’atmosfera in assenza di ottica
adattiva.
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Ingrandimenti delle stelle corrette in cui si satura il centro per mostrare il dettaglio
delle ali. Si vedono gli anelli della figura di diffrazione e una corona che è dovuta al
residuo non corretto dall’ottica adattiva della turbolenza dovuto al numero finito di
attuatori
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Un firmato in presa diretta dell’immagine di precedente
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Alla fine vediamo se conviene usare l’Ottica Adattiva su telescopi grandi a terra o
lanciare telescopi nello spazio anche se più piccoli.
Qui si confrontano le immagini della stessa regione dell’ammasso globulare (un
agglomerato di stelle chiamato M92) ottenute con il telescopio spaziale Hubble (HST,
2,4m di diamtero) e con il sistema adattivo FLAO di LBT (8,4m di diametro)
Si noti che la definizione con FLAO è evidentemente migliore (di almeno un fattore 3
confrontando la largezza delle immagini delle stelle, in sostanziale accordo con il
rapporto dei diametri) e , soprattutto, si vedono più stelle perché si raccoglie più luce
anche se con minore tempo di esposizione (solo 8minuti per FLAO, rispetto ai 20
minuti di HST): Il sistema ottico adattivo Italiano per LBT batte 3 a 1 il telescopio
Spaziale della NASA!
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