I telescopi riflettori

Il telescopio con obiettivo a lenti più grande che esista è quello di 102 cm di diametro e 19,6 m di focale installato nel 1897 all'Osservatorio di Yerkes, presso Chicago. Costruire lenti di dimensioni molto maggiori presenta gravi difficoltà tecniche e perciò oggi i grandi telescopi usano solo obiettivi a specchio i quali hanno inoltre il vantaggio dell'assenza completa dell'aberrazione.

Lo specchio è costituito da una superficie concava di opportuna forma geometrica ricavata in un blocco di vetro o di altro materiale adeguato sulla quale viene fatto condensare vapore di alluminio in sottilissimo strato. Poiché gli specchi funzionano sfruttando il fenomeno della riflessione, mentre le lenti funzionano per rifrazione, i telescopi con obiettivo a specchio si dicono riflettori, quelli con obiettivo a lenti rifrattori.

Il riflettore parabolico

Uno specchio sferico di dimensioni sufficientemente piccole rispetto al suo raggio di curvatura concentra i raggi di luce paralleli all'asse ottico in un punto, detto fuoco, situato su tale asse esattamente a metà fra il vertice V dello specchio e il centro di curvatura.

Al crescere delle dimensioni della calotta sferica, restando fisso il raggio di curvatura, la luce riflessa dalle zone periferiche si concentra in fuochi sempre più vicini al vertice.

Con specchi aventi un rapporto fra diametro e raggio di curvatura superiore ad un certo limite (che nella pratica astronomica è quasi sempre superato) non si riesce perciò a mettere "a fuoco" una stella.

Tale fenomeno, detto aberrazione di sfericità, può essere eliminato sostituendo lo specchio sferico con uno specchio paraboloidico comunemente detto parabolico.

La lastra fotografica o il sensore fotoelettrico possono essere collocati al fuoco dello specchio parabolico.

Per l'osservazione visuale è necessario far uso di un piccolo specchio secondario ricorrendo a particolari disposizioni ottiche:

le disposizioni più comuni sono la newtoniana e la cassegrain (illustrate)

Con lo specchio parabolico resta un inconveniente: le immagini sono perfette solo in prossimità dell'asse ottico e cioè al centro della lastra fotografica; ad una certa distanza dall'asse cominciano ad apparire deformate e la deformazione - detta coma - cresce rapidamente al crescere della distanza dall'asse. La coma è tanto più forte quanto maggiore è il rapporto fra il diametro D dello specchio principale e la sua focale f, cioè quanto maggiore è l'apertura relativa D/f. Ad esempio, per un'apertura 1/3,5 si ha un campo utile di appena mezzo grado. Se un telescopio è usato per l'osservazione visuale la coma non disturba perché, specialmente con forti ingrandimenti, la visione è sempre limitata ad un ristrettissimo campo; la coma impedisce invece la fotografia a grande campo.

Fino ad una sessantina di anni fa questa era una limitazione insuperabile per i riflettori.

Se si volevano fotografie a campo relativamente grande si doveva ricorrere a rifrattori con obiettivi fotografici costituiti da tre o più elementi - i cosiddetti astrografi - nei quali oltre all'aberrazione cromatica è corretta anche la coma.

Però non si possono costruire obiettivi siffatti e di ottima qualità con diametro superiore ad una quarantina di centimetri.

L'alternativa quindi era: grande potenza (capacità di raggiungere oggetti debolissimi) e piccolo campo con i riflettori, oppure grande campo ma piccola potenza con gli astrografi.

Il dilemma fu eliminato con l'introduzione del sistema ottico ideato nel 1930 dal tecnico tedesco Bernhardt Schmidt.

Si usa uno specchio sferico ed al suo centro di curvatura (quindi al doppio della distanza focale) si pone un diaframma più piccolo dello specchio; in tale diaframma va alloggiata una lastra di vetro avente una superficie piana e l'altra di forma tale da eliminare l'aberrazione di sfericità propria dello specchio sferico.

Quanto alla coma, questa è eliminata dalla presenza stessa del diaframma.

Il campo con immagini perfette è tanto maggiore quanto maggiore è la differenza di diametro tra lo specchio sferico e la lastra correttrice (lastra Schmidt) e lo specchio sferico e si possono raggiungere campi di una diecina di gradi. Siccome le lastre Schmidt si possono costruire con diametri molto superiori a quelli delle lenti di un astrografo, il telescopio Schmidt ha risolto il problema.

La potenza dello strumento è determinata dal diametro della lastra: fissato questo, accrescere il diametro dello specchio serve solo ad aumentare il campo. Lo Schmidt più grande del mondo è quello dell'Osservatorio di Tautenburg (Germania) che ha una lastra di 134 cm di diametro.

Un inconveniente dello Schmidt è la superficie focale sferica.

Per rimediare a ciò, con un opportuno congegno si curva la pellicola fotografica oppure si spiana la superficie focale mediante un'apposita lente, detta di campo, posta quasi a contatto con la pellicola.

Un ulteriore inconveniente è la lunghezza del tubo che è doppia della lunghezza focale.

Una soluzione di compromesso fra l'ingombro ed il grande campo si ha con gli Schmidt-Cassegrain (vedi figura); è una soluzione usata nei piccoli strumenti (fino a 42 cm di diametro) destinati ai dilettanti.