1<sect1 id="ai-telescopes"> 2<sect1info> 3<author 4><firstname 5>Ana-Maria</firstname 6> <surname 7>Constantin</surname 8> </author> 9</sect1info> 10<title 11>Telescopi</title> 12<indexterm> 13 <primary 14>Telescopi</primary> 15</indexterm> 16<para 17>Inventati nei Paesi Bassi agli inizi del diciassettesimo secolo, i telescopi sono gli strumenti usati da astronomi e astrofisici per le loro osservazioni. Con lo sviluppo della scienza moderna, al giorno d'oggi i telescopi sono usati per l'osservazione in tutte le bande dello spettro elettromagnetico, dentro e fuori l'atmosfera terrestre. I telescopi raccolgono la luce attraverso un'ampia superficie chiamata obiettivo che fa convergere la luce. L'immagine finale sarà visualizzata usando un oculare. </para> 18 19<sect2 id="aperture"> 20<title 21>Apertura e rapporto focale</title> 22<indexterm 23><primary 24>Telescopi</primary> 25</indexterm> 26 27<para 28>I telescopi sono usati per raccogliere la luce proveniente da corpi celesti e per convergerla in un punto, chiamato fuoco. Sono descritti usando due parametri, <firstterm 29>apertura</firstterm 30> e <firstterm 31>rapporto focale</firstterm 32>. Il diametro della superficie di raccolta della luce è chiamato <firstterm 33>apertura</firstterm 34> del telescopio – più grande è l'apertura, più luminosa è l'immagine. Il rapporto tra la lunghezza focale <firstterm 35>f</firstterm 36> e l'<firstterm 37>apertura D</firstterm 38> di un telescopio è definito come il <firstterm 39>rapporto focale</firstterm 40>. Questo definisce la luminosità di un telescopio. Telescopi <quote 41>veloci</quote 42> hanno rapporti focali più piccoli, dato che forniscono immagini più luminose in un tempo di esposizione più breve. Con l'aumentare del rapporto focale aumenta anche il tempo di esposizione richiesto dal telescopio per fornire immagini più luminose, e per questo è più <quote 43>lento</quote 44>. Il rapporto focale di solito è rappresentato come <quote 45>f/n</quote 46>, dove n è il rapporto della lunghezza focale con l'apertura. </para> 47</sect2> 48 49<sect2 id="aberrations"> 50<title 51>Aberrazioni</title> 52<indexterm 53><primary 54>Telescopi</primary> 55</indexterm> 56 57<para 58>I telescopi usano lenti o specchi per fornire le immagini. Sfortunatamente, se usiamo entrambi otteniamo distorsioni dell'immagine note come <firstterm 59>aberrazioni</firstterm 60>. Alcune aberrazioni sono comuni sia per le lenti sia per gli specchi, come l'<firstterm 61>astigmatismo</firstterm 62> e la <firstterm 63>curvatura di campo</firstterm 64>. </para> 65 66<para 67>L'<firstterm 68>astigmatismo</firstterm 69> si verifica quando parti differenti della lente o dello specchio fanno convergere i raggi della luce in differenti punti sul piano focale. Quando l'astigmatismo viene corretto, la <firstterm 70>curvatura di campo</firstterm 71> può apparire sulla superficie della lente o dello specchio, facendo convergere la luce su una superficie curva piuttosto che su un piano. </para> 72 73<para 74>Tuttavia, ci sono anche aberrazioni specifiche per le lenti e aberrazioni specifiche per gli specchi. </para> 75 76<para 77>L'<firstterm 78>aberrazione cromatica</firstterm 79> è un effetto dei telescopi che usando lenti per convergere la luce. In particolare, la lunghezza focale di una lente dipende dalla lunghezza d'onda, e per questo il fuoco della luce blu è differente da quello della luce rossa, producendo un'immagine sfuocata. L'effetto dell'aberrazione cromatica può essere ridotto aggiungendo lenti correttive nel sistema. Anche l'aberrazione <firstterm 80>sferica</firstterm 81> può essere un problema per le lenti, dovuto alla loro forma. Superfici sferiche non convergono la luce in un solo punto, e per questo vengono preferite altre superfici ottiche, ad esempio i paraboloidi. Tuttavia, anche usandole non si risolvono tutti i problemi, dato che in questo si verifica aberrazione coma, che deriva dalla dipendenza tra la lunghezza focale con l'angolo tra la direzione dei raggi ricevuti e l'asse ottico del sistema. Per questo, le immagini di punti che giacciono sull'asse ottico risultano allungate, piuttosto che risultare semplici punti (come dovrebbe essere). </para> 82</sect2> 83 84 85 86<sect2 id="magnification"> 87<title 88>Ingrandimento</title> 89<indexterm 90><primary 91>Telescopi</primary> 92</indexterm> 93 94<para 95>L'<firstterm 96>ingrandimento</firstterm 97>, cioè l'aumento del diametro angolare di un oggetto visto con un telescopio, è descritto come il rapporto tra la lunghezza focale dell'obiettivo con la lunghezza focale dell'oculare; quindi, all'aumentare della lunghezza focale dell'obiettivo aumenta anche l'ingrandimento. Se vuoi un'immagine ampia hai bisogno di un obiettivo con una lunghezza focale lunga e di un oculare con una lunghezza focale corta. </para> 98 99<para 100>Ad esempio, se hai un obiettivo 500 mm e un oculare 25 mm l'ingrandimento risultante sarà 500 / 25, cioè 20 o 20X. </para> 101</sect2> 102 103<sect2 id="field"> 104<title 105>Campo di vista</title> 106<indexterm 107><primary 108>Telescopi</primary> 109</indexterm> 110 111<para 112>Il campo di vista è l'angolo di cielo osservabile dal telescopio. Il campo di vista <firstterm 113>apparente</firstterm 114> di un telescopio è determinato solamente dall'oculare, ed è una sua caratteristica specifica, di solito 52 gradi. Per scoprire il <firstterm 115>campo di vista reale</firstterm 116> di un telescopio devi dividere il campo di vista apparente per l'ingrandimento. Il campo di vista reale è l'angolo effettivo di cielo osservabile dal telescopio. </para> 117 118<tip> 119<para 120>&kstars; ha uno strumento per cercare e mostrare (sul cielo virtuale) un vero campo di vista chiamato <guilabel 121>Indicatore CDV</guilabel 122>. Puoi avviarlo da <menuchoice 123><guimenu 124>Impostazioni</guimenu 125> <guisubmenu 126>Simboli CDV</guisubmenu 127><guimenuitem 128>Modifica simboli CDV...</guimenuitem 129></menuchoice 130>. Premendo <guibutton 131>Nuovo</guibutton 132> sarà aperta una finestra di dialogo con quattro schede: <guilabel 133>Oculare</guilabel 134>, <guilabel 135>Telecamera</guilabel 136>, <guilabel 137>Binocolo</guilabel 138> e <guilabel 139>Radiotelescopio</guilabel 140>. Per calcolare il campo di vista, scegli la scheda opportuna e inserisci i dettagli della strumentazione. Infine, premendo <guibutton 141>Calcola CDV</guibutton 142> sarà calcolato il campo di vista e lo mostrerà appena sotto. &kstars; ora può anche mostrarne la forma sul cielo virtuale: inserisci il nome per questo specifico campo di vista (⪚ <userinput 143>Oculare da 20mm</userinput 144> oppure <userinput 145>Reflex digitale con rifrattore</userinput 146>) e scegli una forma e un colore da usare. Per un <guilabel 147>Oculare</guilabel 148> usa <guilabel 149>Cerchio</guilabel 150> o <guilabel 151>Cerchio semitrasparente</guilabel 152> come forma, dato che il campo di vista di un oculare è rotondo. Per una <guilabel 153>Telecamera</guilabel 154> usa <guilabel 155>Quadrato</guilabel 156> (che in realtà è un rettangolo), visto che il sensore o la pellicola in genere sono rettangolari o quadrati. Quando usi oculari e/o telescopi multipli è bene distringuerli con colori diversi. Premi <guibutton 157>OK</guibutton 158> per chiudere la finestra di dialogo. Per mostrare la forma sullo schermo, torna nel menu <menuchoice 159><guimenu 160>Impostazioni</guimenu 161> <guisubmenu 162>Simboli CDV</guisubmenu 163></menuchoice 164> e scegli la nuova voce di menu con il nome che hai specificato in precedenza. Per disabilitare la forma, scegli nuovamente la sua voce di menu. </para> 165</tip> 166 167</sect2> 168 169 170<sect2 id="types"> 171<title 172>Tipi di telescopi</title> 173<indexterm 174><primary 175>Telescopi</primary> 176</indexterm> 177 178<para 179>Dato che i telescopi sono usati per osservare tutto lo spettro elettromagnetico, sono classificati in telescopi ottici, per l'ultravioletto, per raggi gamma, per raggi X, infrarossi, e radiotelescopi. Ciascuno ha un proprio ruolo nell'analisi dettagliata di un corpo celeste. </para> 180</sect2> 181 182<sect2 id="optical"> 183<title 184>Telescopi ottici</title> 185<indexterm 186><primary 187>Telescopi</primary> 188</indexterm> 189 190<para 191>Usati per l'osservazione del campo di vista visibile, i telescopi ottici sono principalmente rifrattori e reflettori, che raccolgono in modo diverso la luce di una stella. </para> 192 193<para 194>I <firstterm 195>telescopi rifrattori</firstterm 196> usano due lenti per creare l'immagine: una primaria o <firstterm 197>obiettivo</firstterm 198> che raccoglie la luce formando un'immagine sul piano focale, e l'<firstterm 199>oculare</firstterm 200> che funge da lente d'ingrandimento e viene usato per osservare l'immagine finale. Le due lenti sono poste ai lati opposti di un tubo mobile e la distanza tra di loro può essere regolata per produrre l'immagine finale. </para> 201 202<para 203>Il più grande telescopio rifrattore al mondo si trova all'<firstterm 204>Osservatorio Yerkes</firstterm 205> nel villaggio di Williams Bay, nel Wisconsin. Costruito nel 1897, ha un obiettivo da 1.02 m (40 in) e una lunghezza focale di 19.36 m. </para> 206 207<para 208>I <firstterm 209>telescopi riflettori</firstterm 210>, invece, usano specchi al posto di lenti per produrre l'immagine finale. Sostituendo la lente dell'obiettivo con uno specchio, la posizione del fuoco sarà nel percorso della luce che entra nel telescopio. Un osservatore situato in questo punto può vedere un'immagine, ma bloccherebbe parte della luce in entrata. Il fuoco dello specchio principale è chiamato <firstterm 211>fuoco primario</firstterm 212>, ed è anche il nome della prima categoria di telescopi riflettori. Quindi, questi telescopi usano uno specchio per raccogliere la luce di un oggetto celeste, e di riflesso l'immagine dell'oggetto può essere osservata dal fuoco primario del telescopio. Altri tipi di telescopi riflettori sono i <firstterm 213>newtoniani</firstterm 214>, i <firstterm 215>Cassegrain</firstterm 216> e i <firstterm 217>Coudé</firstterm 218>. </para> 219 220<para 221>I telescopi <firstterm 222>newtoniani</firstterm 223> usando uno specchio piatto in più localizzato nelle vicinanze del fuoco primario, nel percorso della luce riflessa. Ciò comporta lo spostamento del fuoco in un punto diverso, su uno dei lati del telescopio, più accessibile all'osservatore. Ovviamente, uno specchio piazzato nel percorso della luce riflessa bloccherà anche parte di quella che entra nel telescopio, ma se il rapporto della superficie dello specchio primario rispetto a quella del secondo specchio è abbastanza grande, la quantità di luce in entrata bloccata è trascurabile. </para> 224 225<para 226>Il telescopio <firstterm 227>Cassegrain</firstterm 228> è simile a quello newtoniano, ma in questo tipo lo specchio secondario riflette la luce verso il fondo del telescopio. Un foro nel centro dello specchio primario permette alla luce riflessa di proseguire nel suo percorso, fino a che non converge nel fuoco. Lo specchio secondario deve essere convesso, dato che incrementa la lunghezza focale del sistema ottico. Lo specchio primario di un telescopio Cassegrain è un paraboloide. Sostituendolo con un iperboloide otteniamo un telescopio Ritchey-Chrétien. Il vantaggio di usare un telescopio <firstterm 229>Ritchey-Chrétien</firstterm 230> è che annulla la coma dei riflettori classici. </para> 231 232<para 233>Il tipo <firstterm 234>Coudé</firstterm 235> consiste di più di uno specchio che riflette la luce verso una camera speciale, detta camera Coudé, posizionata sotto al telescopio. I vantaggi dei telescopi Coudé sono vari, e derivano dall'avere una lunghezza focale lunga utile in diversi campi dell'astronomia e dell'astrofisica; ad esempio, in spettroscopia possono evitare l'uso di strumenti enormi. Tuttavia, i telescopi Coudé hanno anche svantaggi: dato che ci sono più specchi nel sistema, arriva meno luce al rivelatore. Ciò si verifica poiché, usando specchi di alluminio, solo l'80% della luce incidente viene riflesso. </para> 236 237<para 238>I <firstterm 239>catadiottrici</firstterm 240> sono tipi di telescopi che usano sistemi aventi sia lenti sia specchi per far convergere la luce. Il telescopio catadiottrico più popolare è lo <firstterm 241>Schmidt-Cassegrain</firstterm 242>. Ha il vantaggio di fornire un ampio angolo di vista. Per diminuire la coma, usa uno specchio primario sferoidale con una sottile lente correttiva che rimuovere le aberrazioni sferiche. Lo specchio secondario è piazzato nel mezzo della lente correttiva, riflettendo la luce attraverso un foro nello specchio primario. Anche il telescopio <firstterm 243>Maksutov</firstterm 244> - non così famoso come lo Schmidt-Cassegrain ma comunque comune - usa una lente correttiva con lo specchio primario, ma in questo caso le loro sperfici sono concentriche. </para> 245 246</sect2> 247 248<sect2 id="other"> 249<title 250>Osservazioni in altre lunghezze d'onda</title> 251<indexterm 252><primary 253>Telescopi</primary> 254</indexterm> 255 256<para 257>Per un'analisi dettagliata del cielo, le osservazioni vengono effettuate anche in altre regioni dello spettro elettromagnetico. I <firstterm 258>radiotelescopi</firstterm 259> sono molto popolari ed efficienti, sviluppati principalmente nell'ultimo secolo. Un problema comune di radiotelescopi e telescopi ottici è la necessità di migliori risoluzioni. Possiamo derivare la risoluzione di un telescopio usando il criterio di Rayleigh, che afferma che la capacità risolutiva è uguale al rapporto tra la lunghezza d'onda della luce ricevuta e il diametro dell'apertura (moltiplicando per 1,22 per aperture circolari). Quindi, per una buona risoluzione abbiamo bisogno del più grande diametro possibile. Il più grande radiotelescopio al mondo è il telescopio di Arecibo in Porto Rico, che usa un gigantesco disco di 305m di diametro. Per risolvere il problema delle risoluzioni, gli astronomi hanno sviluppato una nuova tecnica chiamata interferometria. Il principio base dell'interferometria è che osservando lo stesso oggetto con due telescopi distinti possiamo ottenere un'immagine finale "unendo" le due immagini di partenza. Oggigiorno, l'osservatorio più efficiente che usa l'interferometria è il Very Large Array, situato nei pressi di Socorro, nel Nuovo Messico. Usa 27 telescopi posizionati a formare una «Y», ciascuno avente un'apertura di 25m. Esiste anche una tecnica chiamata «Very Long Baseline Interferometry» (VLBI) che permette agli astronomi di combinare immagini su distanze di continenti. Il più grande progetto del secolo al riguardo è la costruzione dell'Atacama Large Millimeter Array (ALMA), che userà 66 radiotelescopi localizzati nel deserto di Atacama, nel nord del Cile. </para> 260</sect2> 261 262<sect2 id="space"> 263<title 264>Osservazioni dallo spazio</title> 265<indexterm 266><primary 267>Telescopi</primary> 268</indexterm> 269 270<para 271>Dato che le osservazioni dalla Terra sono influenzate dall'estinzione a causa dell'atmosfera terrestre, le osservazioni effettuate dallo spazio sono più efficaci. Vogliamo citare il <firstterm 272>telescopio spaziale Hubble (HST)</firstterm 273>, che ha uno specchio primario di 2,4m f/24, lo specchio più liscio mai costruito. Il telescopio spaziale Hubble si trova su un'orbita bassa attorno alla Terra e, per la mancanza di atmosfera, può osservare oggetti molto deboli. Un altro telescopio spaziale è il <firstterm 274>telescopio Spaziale James Webb (JWST)</firstterm 275>, il cui lancio è pianificato per il 2018. Avrà uno specchio primario di 6,5m e orbiterà attorno ad un punto di gravitazione stabile sulla linea Sole-Terra chiamato secondo punto di Lagrange (L2). Lì le attrazioni gravitazionali di Sole e Terra bilanciano la forza centrifuga di un oggetto in moto attorno al Sole. Questo punto ha la speciale proprietà che se un oggetto è piazzato lì, risulta in equilibrio nel sistema Sole-Terra. Il secondo punto di Lagrange è sulla linea che connette il Sole e la Terra, sull'altro lato della Terra. Quindi, un telescopio piazzato lì riceverà meno radiazioni termiche, migliorando le osservazioni degli infrarossi. </para> 276</sect2> 277</sect1> 278