L'osservazione con il Telescopio


Telescopio
Nozioni di base: focali, ingrandimenti, campo di vista, potere risolutivo e difetti
Il seeing
Dimensioni angolari e apparenti
I filtri

 

Il telescopio

Per definizione, il telescopio è uno strumento ottico a lenti, in grado di catturare e concentrare la luce.
È necessario prendere immediatamente coscienza della visione in bianco e nero degli oggetti del cielo profondo; nessuno si aspetti di vedere con i propri occhi e con strumenti di modesto diametro nebulose o galassie dai colori sgargianti, come quelle riportate sulle riviste specializzate, ottenute con processi fotografici e d'integrazione (vedere l'articolo sull'Astrofoto, Astrometria e Fotometria nella sezione "Attività di Studio e Ricerca").
Gli oggetti del cielo profondo sono talmente poco luminosi, rispetto a quelli che siamo soliti osservare sulla Terra, che a causa di tale debole luminosità, sulla retina, si attivano solo i bastoncelli, quelle strutture che ci permettono la visione in bianco e nero in una stanza buia, dove di solito riusciamo a malapena a scorgere i contorni degli oggetti.
Solo sotto cieli completamente bui, con l'ausilio di strumenti da 60 cm di apertura in su, lenti e diagonali sottoposte a lavorazioni speciali ed oculari di qualità s'incominciano a scorgere alcuni flebili colori.
Il telescopio dell'esempio è un telescopio Schmidt-Cassegrain, strumento con uno schema ottico caratterizzato dalla compattezza costruttiva, dal tubo chiuso e dalla facilità di collimazione delle ottiche.
Esternamente è caratterizzato da:

  • Un tubo di lunghezza variabile che contiene le ottiche;
  • Un obiettivo di diametro variabile (lente frontale);
  • Un prisma o uno specchio per facilitare la visione diretta (l'immagine viene visualizzata al termine del tubo ottico) nell'oculare, che può essere disposto a 45 oppure 90 gradi.

Nell'immagine della sezione di questo telescopio (C8 Celestron), si nota che frontalmente è presente una lastra sagomata, definita lastra correttrice.
La sua funzione è proprio di compensare in partenza l'aberrazione sferica introdotta dai due specchi (che sono sferici). È utilizzata anche per sostenere lo specchio secondario, piuttosto grande, responsabile di un fattore di otturazione (rapporto dei diametri) che penalizza un po' l'incisione dell'immagine.
Lo specchio primario è forato al centro per consentire il passaggio del fascio di luce fino al fuoco posteriore all'interno di una guida cilindrica coassiale. Non solo, sulla stessa guida il primario è libero di scorrere avanti e indietro - grazie all'azione del focheggiatore - per mettere a fuoco gli oggetti puntati.
Si vede dall'immagine che il percorso luminoso segue un doppio tragitto all'interno del tubo ottico, cosa che consente di avere focali lunghe in uno strumento compatto.
Il vantaggio principale di un tubo chiuso è che le superfici riflettenti sono al riparo, quindi né si sporcano, né perdono la loro riflettività. Un tubo chiuso è anche meno soggetto ad eventuali turbolenze interne anche se è necessario concedergli tempo per raggiungere l'equilibrio termico, una volta messo in stazione il telescopio.
L'umidità si posa facilmente sulla lastra, specie in serate poco asciutte e sono dovuto ricorrere all'utilizzo di un paraluce di cartone autosocostruito (un cilindro di cartone con l'altezza pari al diametro dell'obiettivo).
Gli Schmidt-Cassegrain, solitamente chiusi ad f/10, sono molto validi per l'osservazione ad alta risoluzione, ma avendo normalmente un'apertura di tutto rispetto (20,3 cm nel caso del Celestron C8 o maggiori per altri modelli) danno grandi soddisfazioni anche sul profondo cielo (deep sky).
Grazie a questa versatilità, gli Schmidt-Cassegrain si considerano telescopi tutto fare, ma non strumenti professionali e non possono competere con gli astrografi o con la qualità dei tetescopi rifrattori apocromatici.

Focali, ingrandimenti, campo di vista, potere risolutivo e difetti

La lunghezza focale è il percorso che compie la luce prima di giungere all'oculare; determina importanti effetti nella visione degli oggetti astronomici.
La lunghezza focale è utilizzata per calcolare il rapporto focale dello strumento.
Il rapporto focale, espresso graficamente con f/ seguito da un numero, indica il rapporto esistente tra lunghezza focale di un obiettivo ed il diametro di apertura dell'ottica.

Rapporto focale f/ = lunghezza focale del telescopio ÷ diametro di apertura dell'ottica (obbiettivo)

esempio: 2032 mm ÷ 203,2 mm = 10 (f/10)

In generale una maggiore lunghezza focale determina un maggior ingrandimento dell'immagine, a parità di oculare utilizzato. Per contro, una maggiore lunghezza focale, a parità di diametro dell'ottica, va a scapito della luminosità dell'immagine.
Valori come f/2 o f/3 (basso rapporto focale), indicano un obiettivo fotografico o un telescopio particolarmente luminoso, adatto a tempi di esposizione bassi nel caso di applicazioni fotografiche, o a una maggiore capacità di raccogliere luce, a parità di diametro, nel caso di un telescopio.
Questi obiettivi riescono inoltre ad abbracciare un campo visivo molto vasto, utilizzato per foto a grande campo, per ottenere immagini di vaste porzioni di cielo. Tuttavia un basso rapporto focale determina anche alcuni problemi di natura ottica come quelli della coma (La coma è un'aberrazione ottica che deriva il suo nome dal caratteristico aspetto a cometa delle immagini create dai sistemi ottici che presentano tale difetto) e di varie distorsioni dell'immagine prodotta; in questo caso è necessaria l'applicazione di costose tecniche di correzione che fanno aumentare il valore commerciale dell'ottica in questione.
Un alto rapporto focale, come ad esempio f/12 o superiori, determina un obiettivo poco luminoso ma anche un aumento dell'ingrandimento ottico dell'immagine prodotta: questo però comporta un restringimento del campo osservabile.
L'alto rapporto focale ha il vantaggio di non creare problemi di distorsione dell'immagine e di aberrazione cromatica, da cui sono affetti gli obiettivi acromatici. È presente però il cosiddetto effetto vignettatura, un inscurimento del bordo esterno dell'immagine prodotta.
L'ingrandimento massimo che si può ottenere da uno strumento è dato, in modo approssimativo, dal doppio del diametro dell'obbiettivo.
In genere è utopia pensare di poter sfruttare il massimo ingrandimento, a meno di condizioni eccezionali del cielo (il cosiddetto seeing). Occorre prestare attenzione alle pubblicità ingannevoli di tubi che vantano ingrandimenti astronomici. Si ha:

Ingrandimento Massimo = 2 × Diametro obbiettivo in mm.

esempio: D = 203 mm, allora ingrandimento massimo = 406x.

L'ingrandimento ottenibile con determinato un oculare, si calcola semplicemente dividendo la lunghezza focale in millimetri del telescopio per la lunghezza focale in millimetri dell'oculare.

Ingrandimento = lunghezza focale del telescopio ÷ lunghezza focale dell'oculare

esempio: 2032 mm ÷ 8 mm = 254x

Parlando di ingrandimenti, ci sarebbe un'altra considerazioni da fare: la pupilla d'uscita.
La pupilla d'uscita è il diametro del fascio di luce effettivo che fuoriesce dall'oculare durante l'osservazione e determina, in altre parole, quanta luce raccolta dallo strumento riesce effettivamente ad entrare nell'occhio dell'osservatore, soprattutto in base alla capacità della pupilla stessa di dilatarsi.
È definita come il rapporto tra la focale dell'oculare ed il rapporto di apertura (il dato indicato con f/) del telescopio.

Pupilla d'uscita = lunghezza focale dell'oculare ÷ rapporto di apertura

esempio:
Se il telescopio ha un rapporto di apertura f/10 e la focale dell'oculare è di 25mm, si avrà:
Pupilla d'uscita = 25 ÷ 10 = 2,5mm

Il dato relativo alla pupilla d'uscita è rilevante nelle osservazioni del profondo cielo; sarebbe meglio non superare i 5mm, perché oltre una certa età l'occhio perde la capacità di avere una pupilla dilatata a 7mm (limite fisiologico in un individuo sano e giovane).
Infine trattiamo del campo realmente inquadrato da un oculare.
Questo dato si ricava dal rapporto tra il campo apparente dell'oculare (dichiarato dal costruttore) e l'ingrandimento ottenibile con l'utilizzo di quel determinato oculare.

Campo reale = campo apparente dell'oculare ÷ l'ingrandimento ottenibile (con l'oculare)

Supponiamo di utilizzare un oculare da 25mm di lunghezza focale, il cui campo apparente sia di 45°, con un telescopio da 2000mm di lunghezza focale.
L'ingrandimento è dato da 2000mm ÷ 25mm = 80×
Il campo reale sarà quindi 45° ÷ 80× = 0,56°.
Osservando quindi con questo telescopio ad 80 ingrandimenti, il campo inquadrato dall'oculare è di circa mezzo grado, ossia 30 minuti d'arco, quindi grande come la Luna.

Ultima valutazione riguarda il potere di separazione angolare (in termini meno corretti lo si paragona al potere risolutivo) che ha il telescopio quando si tratta di separare due stelle, ovvero qual è la misura angolare minima, espressa in secondi d'arco, osservabile con un determinato telescopio, in condizioni ottimali di visibilità.
Si applica semplicemente la formula del Limite di Dawes:

potere risolutivo in secondi d'arco = 120 ÷ Diametro obbiettivo in mm

esempio: 120 ÷ 203 mm = 0,59 arcosecondi

Oggetti più piccoli di 0,59 secondi d'arco non saranno distinguibili; una coppia di doppie separate meno di 0,59 secondi d'arco vi vedranno come un'unica entità luminosa.

Ingrandimenti e risoluzione sono tuttavia soggetti ai capricci dell'atmosfera, ossia dipendono dal seeing.

Il Seeing

Il seeing è un indice del grado di agitazione o turbolenza atmosferica. Se il seeing presenta un buon valore, si possono ottenere immagini tranquille e pulite. La turbolenza atmosferica, infatti, limita il potere risolutivo del telescopio. Di seguito riporto la tabella dei valori di seeing usata in Italia:

 

  SEEING 1     Immagine ottima  
  SEEING 2     Immagine buona  
  SEEING 3     Immagine sufficiente  
  SEEING 4     Immagine insufficiente  
  SEEING 5     Immagine cattiva  
  SEEING 6     Immagine pessima  

Ecco come appare l'immagine di una stella nelle prime 5 scale di seeing.

Dimensioni angolari ed apparenti

Osservando la volta stellata, sembra che le stelle siano uniformemente distanti dalla Terra, ma questo fenomeno è un effetto prospettico dovuto all'enorme distanza che ci separa da esse; di fatto sembra che siano disposte sulla superficie interna di una sfera, il cui centro è proprio il nostro punto di osservazione.
Non avendo a disposizione strumenti adeguati non ci è possibile stimare la reale distanza tra due astri e in definitiva non è lo scopo dell'astronomia osservativa amatoriale; per identificare gli oggetti e le loro posizioni reciproche basta riferirci alla loro distanza apparente su questa sfera virtuale, ricorrendo un'unità di misura indipendente dalle dimensioni della sfera.
Tracciamo un arco per unire due punti As1 e Bs1 (che nella realtà saranno due stelle) su una sfera S1; avremo così individuato un angolo che sottende tale arco, che nell'esempio vale 30°.
Se aumentiamo il raggio della sfera celeste (S2 nella figura), aumenta la dimensione dell'arco che congiunge i due punti As2 e Bs2, ma l'angolo che sottende il nuovo arco rimane identico a quello precedente, 30°, ossia l'angolo è invariante.

Le unità di misura angolari sono quindi unità di riferimento indipendenti dalla reale posizione degli astri nello spazio.
Le unità di misura angolari utilizzate sono i gradi, con simbolo ° ed i sottomultipli: primi d'arco con simbolo ' e secondi d'arco con simbolo ".
Valgono le seguenti equivalenze:
1° = 60'
1' = 60"
1° = 3600", dato da 60' × 60"
Quando si legge che due stelle distano tra loro 6° si deve immaginare che l'ipotetico l'arco sulla sfera celeste che unisce gli astri è sotteso da un angolo di 6 gradi.

È possibile utilizzare la propria mano per la misurazione degli angoli... È necessario distendere il proprio braccio; a questo punto, utilizzando l'immagine, è possibile stimare delle dimensioni angolari di un oggetto o la distanza angolare tra due oggetti diversi.

Il pollice (qui non riportato) copre un arco di circa 2° e, per lungo, di circa 5°.
A titolo d'esempio, ecco una tabella per rendersi conto delle dimensioni apparenti dei pianeti e di una delle stelle più luminose:

 

Sole 30'
Luna 29'    33'
Venere 10"    58"
Marte 4"    16"
Giove 32"    49"
Saturno 16"    20"
Urano 3"     4"
Nettuno 2"     2"
Sirio 0,007"

I filtri

È possibile migliorare i dettagli delle immagini che vediamo utilizzando filtri definiti LPR (Light Pollution Reducers), introdotti per abbattere il più possibile le lunghezze d'onda tipiche delle lampade utilizzate per l'illuminazione pubblica.
Per utilizzare un filtro è sufficiente avvitarlo all'oculare prima di infilarlo nel porta oculari (è necessario verificare che l'oculare acquistato sia provvisto di filettatura!).
Alcuni preferiscono ricorrere alla slitta portafiltri, che evita di dover scambiare i filtri per effettuare prove comparative sull'oggetto osservato; la slitta torna anche utile per la tecnica del blinking, che consiste nel mettere e togliere ripetutamente il filtro dall'oculare per rilevare la presenza di nebulose planetarie molto piccole e deboli e che normalmente rischiano di apparire come semplici stelle.
Parliamo quindi di filtri interferenziali OIII (dove O-III sta per Ossigeno terzo, ossia l'ossigeno ionizzato 2 volte, - non 3 volte come si sarebbe portati a credere dal "III" - tipico delle nebulose planetarie a causa della forte emissione ultravioletta della nana bianca presente al suo interno), consigliati per strumenti con diametri a partire da 6 pollici (150mm) in su perché con diametri minori si perde troppo in luminosità.
Sono detti interferenziali in quanto lasciano passare solamente determinate frequenze dello spettro luminoso, proprio quelle legate alle emissioni principali delle nebulose diffuse e della nebulose planetarie, bloccando tutte le lunghezze d'onda tipiche dell'inquinamento luminoso e delle stelle.
Il risultato è quello di avere un fondo cielo nero, le nebulose molto contrastate e chiaroscuri più decisi.
In altre parole, è un filtro nebulare particolarmente indicato per esaltare il contrasto delle nebulose planetarie e dei residui di supernova. In genere gli O-III sono molto costosi ed estremamente selettivi (una banda passante molto stretta).
Si potrebbe optare per un filtro UHC che ha una banda passante più larga, lascia passare pressoché il 100% della radiazione sia delle righe O-III che della riga H-beta.

Ricordarsi sempre che se ne deve acquistare uno adatto al proprio oculare, ad esempio per il diametro 31,8mm (1,25 pollici) o 50,8mm (2 pollici).
Un filtro CLS, decisamente meno costoso, blocca efficacemente le luci emesse dalle illuminazioni cittadine (a base di sodio e mercurio), mentre lascia passare le maggiori linee di emissione degli oggetti del cielo profondo; aumenta quindi la visibilità di tutti gli oggetti del cielo profondo, anche di quelli di natura stellare (galassie ed ammassi) e non solo delle nebulose.

Potrebbe essere l'ideale per chi inizia; come per il precedente, se ne deve acquistare uno adatto al proprio oculare, ad esempio per il diametro 31,8mm (1,25 pollici) o 50,8mm (2 pollici).
La stessa attenzione vale infine per un filtro azzurrino, con cui è possibile migliorare non solo la visione planetaria (ad esempio le bande di Giove), ma è altresì possibile esaltare i particolari delle galassie, altrimenti improponibili con la visione diretta.
Se poi si desidera osservare la Luna, è meglio acquistare anche un filtro lunare che tagli almeno il 50% della luce riflessa, in modo da non affaticare la vista nell'osservazione dei particolari del nostro satellite.