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Indice Corso
0. Introduzione
1. Spunti di Storia
2. Elettromagnetismo e telescopi (+)


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Fondamenti di Astronomia - Capitolo 2
Lezione 01: Dall'occhio all'interferometro
A cura di: prof.ssa Anna Zappi, Ing. Damiano Martorelli

2.1.1 Un po' di storia...

Il primo strumento usato dall'uomo per studiare i corpi celesti fu...l'occhio. E' proprio con esso che i primi «studiosi delle stelle» di cui si ha notizia, i Sumeri, scrutarono il cielo dalle ziggurat, imponenti torri piramidali terminanti con un terrazzo-osservatorio. Con esso certamente si vedono molte cose, ma è uno "strumento" inadeguato rispetto all'immensità dell'universo per i suoi limiti intrinseci. Tuttavia, fino all'invenzione del cannocchiale, l'occhio fu l'unico mezzo per l'uomo per lo studio della volta celeste. Il primo cannocchiale fu costruito in Olanda nel 1608, dall'occhialaio Hans Lippershey (Wesel, 1570 – Middelburg, 1619). Galileo Galilei (Pisa, 15 febbraio 1564 – Arcetri, 8 gennaio 1642) nel 1609 lo perfezionò e lo adattò per l'osservazione dei corpi celesti. Successivamente Giovanni Keplero (al secolo Johannes Kepler; Weil der Stadt, 27 dicembre 1571 – Ratisbona, 15 novembre 1630) migliorò ancora il cannocchiale di Galileo costruendo un cannocchiale astronomico, sulla base del quale il moderno telescopio è costruito.
   Il cannocchiale astronomico era costituito da un tubo con due lenti all'estremità: una fungeva da obiettivo, l'altra da oculare. Con questo strumento, Galileo scoprì, nel 1610, le macchie solari, le fasi di Venere, Le montagne lunari e i 4 satelliti di Giove che da lui presero il nome di galileiani (Io, Europa, Ganimede e Callisto).
   Il cannocchiale rappresentò una grande conquista per quei tempi, pur nei suoi limiti; il maggior difetto era il cromatismo, ossia il formarsi di un bordo iridescente intorno all'immagine del corpo celeste che si osservava tanto più fastidioso quanto più il corpo celeste era vicino (ad es. la Luna).



2.1.2 Il telescopio moderno

   Per poter ovviare all'inconveniente sono stati costruiti obiettivi con due lenti di composizione diversa poste a contatto e ben levigate e prive di bolle. I cannocchiali furono perfezionati sempre di più, onde poter puntare lo sguardo sempre più lontano nell'universo. Nacquero in seguito i primi telescopi ottici, costituiti da uno specchia parabolico (obiettivo), che raccoglie i raggi luminosi inviati dai corpi celesti, li riflette su uno specchio piano e li invia all'oculare, costituito da un sistema di lenti, vicino al quale sta l'occhio dell'osservatore (Cfr. Figura 2.1); sul cammino dei raggi luminosi sono posti altri sistemi di lenti con il compito di eliminare la maggior parte delle aberrazioni, che causano deformazioni della parte periferica dell'immagine.

Figura 2.1
Figura 2.1 Esempio di telescopio ottico moderno

Il principio di funzionamento di un telescopio è sempre il medesimo, qualunque sia il tipo di radiazioni che deve essere raccolto: radiazioni visibili, radiazioni infrarosse (IR), radiazioni ultraviolette (UV), raggi Gamma, raggi X o onde radio; il telescopio, infatti, deve raccogliere il maggior numero di radiazioni possibile. Tali radiazioni, poichè provengono da molto lontano, si considerano fasci paralleli; il telescopio deve focalizzarle per formare un'immagine nitida ed il dispositivo più semplice per formare l'immagine è lo specchio concavo, nel caso delle radiazioni luminose, ed un'antenna parabolica nel caso delle onde radio, cioè del radiotelescopio. In quest'ultimo, al posto dell'oculare c'è un radioricevitore o un amplificatore che trasforma il segnale radio in un impulso elettrico inviandolo a un registratore: un nastro magnetico o un oscilloscopio o un calcolatore elettronico.
   Semplificando, il funzionamento di un telescopio consiste nella deflessione dei raggi paralleli provenienti da una sorgente di radiazioni elettromagnetiche, che vengono concentrati in un punto detto fuoco: se ci sono più sorgenti, ognuna di esse produce un'immagine in una diversa posizione del piano focale. Quanto più grande è l'area del collettore, tanto maggiore è la quantità di radiazione raccolta, che risulta proporzionale al quadrato del diametro del telescopio.
   Le due caratteristiche principali del telescopio sono l'ingrandimento ed il potere di risoluzione. L'ingrandimento I è dato dal rapporto:

    distanza focale obiettivo  
I = _________________________       (F2.1)
    distanza focale oculare  

Poichè non si può ridurre troppo la distanza focale dell'oculare, in quanto si avrebbe la deformazione dell'immagine, per ottenere un ingrandimento maggiore occorre aumentare la distanza focale dell'obiettivo; si costruiscono, perciò, telescopi a forma di lunghi tubi. Giacchè le osservazioni sono disturbate dalla rifrazione e dal tremolio dell'atmosfera, che provocano anche il fenomeno della scintillazione delle stelle, a forte ingrandimento le stelle appaiono dilatate (effetto Seeing), a discapito della nitidezza dell'immagine. Per l'osservazione visuale, l'ingrandimento più conveniente è I > D/8 , dove D è il diametro dell'obiettivo in mm, 8 è il diametro medio (sempre in mm) della pupilla dell'occhio in osservazione notturna: per ingrandimenti minori parte della luce raccolta va persa perché non entra nella pupilla.
   La quantità di particolari dell'immagine dipende invece dal potere di risoluzione, che è la capacità di distinguere separati due punti, espressa in funzione della loro distanza angolare; minore è la distanza, maggiore sarà il potere di risoluzione, che si ricava con la formula:

β = 210000λ / D      (F2.2)

dove β è la distanza angolare tra due punti, λ è la lunghezza d'onda della radiazione utilizzata e D il diametro dell'obiettivo in millimetri.


2.1.3 Il radiotelescopio e la radiointerferometria

Dalla formula 2.2 sopra esposta si evince che il potere di risoluzione aumenta con la grandezza del telescopio e con la diminuzione della lunghezza d'onda, nei limiti però consentiti dalla diffusione delle radiazioni attraverso l'atmosfera: poichè le onde radio risentono relativamente meno degli effetti dell'atmosfera, si potrebbe migliorare ulteriormente il potere risolutivo costruendo radiotelescopi di grandi dimensioni, che comportano, però, difficoltà costruttive e di resistenza alla deformazione dei materiali nella realizzazione dei paraboloidi.
   Si supera questo problema collegando in serie vari radiotelescopi: una delle soluzioni migliori è l'allineamento di due serie di antenne paraboliche perpendicolari l'una all'altra, come è stato fatto nella "Croce del Nord" a Medicina vicino a Bologna, dove si ha un potere risolutivo pari a quello di un paraboloide di diametro uguale alla lunghezza dei bracci.
   Risultati ancora migliori si ottengono con la radiointerferometria, che consiste nel collegamento tra piccoli radiotelescopi: vediamo ad esempio che cosa succede combinando i segnali radio provenienti da una sorgente puntiforme situata all'infinito e raccolti da due antenne paraboliche poste ad una certa di stanza tra loro. Indichiamo con A e B la posizione dei due radiotelescopi (essendo nota la distanza AB); le onde raccolte da A compiono un percorso supplementare in confronto a quelle raccolte da B, pari al segmento AA', dove A' è il piede della perpendicolare condotta da B ad AC (figura 2.2).

Figura 2.02
Figura 2.2 Principio di funzionamento del radiointerferometro

Il triangolo AA'B così ottenuto è rettangolo in A', per cui se riusciamo a calcolare AA' potremo ricavare A'B e gli altri angoli, utilizzando il teorema di Pitagora e le regole trigonometriche; in particolare, ci interessa l'angolo a che indica la direzione della sorgente C. La distanza AA' varia continuamente perché la sorgente subisce uno spostamento apparente causato dalla rotazione terrestre: di conseguenza, le onde radio raccolte da due radiotelescopi sono periodicamente in concordanza di fase, e allora danno un segnale positivo, od in discordanza di fase, e allora danno un segnale nullo. Le variazioni di ampiezza del segnale, o frange di interferenza, sono separa te da uno spazio equivalente al potere risolutivo di un ipotetico paraboloide singolo il cui diametro corrisponda alla distanza AB; di conseguenza, quanto maggiore sarà AB, tanto maggiore sarà la precisione della misura (espressa da AB/λ).

Figura 2.03
Figura 2.3 Confronto tra l'immagine fornita da un interferometro e quella di un singolo radiotelescopio

Attualmente quindi si usa una linea di base molto lunga (da cui la sigla VLBI = very large base interferometry) collegando piè radiotelescopi situati anche in continenti diversi: il limite di tale base sulla Terra è il diametro terrestre, cioè circa 12000 Km. L'immagine della sorgente fornita dall'interferometro è a strisce bianche e nere (Fig. 2.3), che corrispondono, rispettivamente, al segnale positivo e nullo: in una delle strisce bianche si trova la sorgente che si può identificare confrontando i segnali ricevuti da due interferometri perpendicolari, sovrapponendoli ad una mappa ottica del cielo (Fig. 2.4). L'oggetto che resta su fondo bianco è la sorgente di onde radio.

Figura 2.03 Figura 2.03
Figura 2.3 Combinazione tra du interferometri per fornire una precisa localizzazione di una radiosorgente


 
     
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