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Centrale - Garanzia: 10 anni Spec...
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Binocolo /
Cannocchiale ATN
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Perfetto per escursioni lunghe, a teatro o nel portaoggetti. Caratteristiche -
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Binocolo /
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Cannocchiale BUSHNELL
" Questo anello
adattatore permette luso degli strumenti notturni multifunzionali Dedal 360 e
Dedal DVS-8 a fotocamere e videocamere con giunzioni M58x0.75. (adattatori di 37
mm e 52 mm sono inclusi nel pacco di consegna del Dedal 360) "
Binocolo /
Cannocchiale BUSHNELL
" Questo anello
adattatore permette luso degli strumenti notturni multifunzionali Dedal 360 e
Dedal DVS-8 a fotocamere e videocamere con giunzioni M42x0.75. (adattatori di 37
mm e 52 mm sono inclusi nel pacco di consegna del Dedal 360) "
Binocolo /
Cannocchiale BUSHNELL
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8x21 e un binocolo molto compatto e pieghevoli, possono stare comodamente in
tasca o in borsetta. I binocoli della nostra serie Powerview. La stimoleranno ad
ogni passo con la loro linea compatta e profilata e delle immagini molto chiare
e nitide nellosservazione di tu...
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8x21e un binocolo con prismi a tetto grande quanto una tasca e dalle dimensioni
compatte con un ponte unico, un funzionamento centrale per una messa a fuoco
veloce ed un peso di soli 210 g. Caratteristiche - Prismi e sistema di lenti di
vetro pregiato con rivestimento ...
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compatte con un ponte unico, un funzionamento centrale per una messa a fuoco
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Binocolo /
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Binocolo /
Cannocchiale BARSKA
Binocolo /
Cannocchiale BARSKA
Binocolo /
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Binocolo /
Cannocchiale VANGUARD
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stato creato per affrontare le situazioni pi�e e per offrire una visuale
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il peso e offrire una visuale migliore. Perfetto per il bird-watching e
sportivi, questo monoculare e leggero
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vetro pregiato con tempra - Trasmissione della luce eccezionale - Costruzione
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lente: 21 mm- Angolo di vista: 6,5 �- Campo a 1000 metri: 114 m- Diametro pu...
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Binocolo /
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Cannocchiale BUSHNELL
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Binocolo /
Cannocchiale NIKON
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Binocolo /
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Binocolo /
Cannocchiale BUSHNELL
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Sport 10x32 e stato creato per affrontare le situazioni piú dure e per offrire
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piccoli per ridurre il peso e offrire una visuale migliore. Perfetto per il
Il
cannocchiale è uno strumento ottico per l'osservazione di oggetti
lontani. Il primo cannocchiale fu costruito in Olanda nel
1608,
dall'occhialaio
Hans Lippershey.
Galileo Galilei
nel
1609 lo
perfezionò e lo adattò per l'osservazione dei corpi celesti.
Successivamente
Giovanni Keplero
migliorò ancora il cannocchiale di Galileo costruendo un cannocchiale
astronomico, sulla base del quale il moderno
telescopio è
costruito. Nel
1755 l'inglese
John Dollond
riuscì a creare un cannocchiale ancor più perfezionato. Nel
1897 venne
costruito e installato, nell'osservatorio di
Yerkes, negli
Stati Uniti d'America,
un cannocchiale il cui obiettivo misurava oltre un metro di diametro.
Tale dimensione è rimasta a tutt'oggi (2008)
insuperata.
Fra le parti
fondamentali del cannocchiale, le
lenti, si possono
distinguere due differenti tipi: l'obiettivo
e l'oculare.
Spesso per l'obiettivo o l'oculare vi sono più di una lente, a formare un
gruppo di lenti. L'obiettivo forma sul suo
piano focale
l'immagine dell'oggetto osservato, mentre l'oculare serve sia come lente
di ingrandimento sia ad osservare l'immagine. Il cannocchiale utilizza una
lente divergente
come oculare; inoltre questo è disposto tra l'obiettivo e il suo piano
focale (detta posizione 'intrafocale'). Ciò permette al cannocchiale di
essere sensibilmente più corto di un
telescopio,
nonostante ne condivida i principi di funzionamento.
Il
telescopio (dal
greco tele =
lontano e skopein = vedere, guardare) è uno strumento destinato
all'osservazione di oggetti distanti, tramite il raccoglimento delle
radiazioni elettromagnetiche
da essi emanate. Sebbene col termine "telescopio" si indichi solitamente il
telescopio ottico, operante nelle frequenze della
luce visibile, esistono
telescopi sensibili anche alle altre frequenze dello
spettro elettromagnetico.
La nascita del
telescopio
rifrattore si
suol far risalire a
Galileo il
quale ne mostrò la prima applicazione a
Venezia. In
realtà, le prime lenti furono costruite da occhialai olandesi che le
applicarono a strumenti rudimentali di pessimo potere risolutivo. Le
proprietà delle lenti, nondimeno, erano note da tempo e a
Galileo deve
farsi risalire il merito del perfezionamento e del primo uso
astronomico.
L'atmosfera
terrestre assorbe buona parte delle
radiazioni elettromagnetiche provenienti dallo spazio, con l'importante
eccezione della luce visibile e delle
onde radio. Per
questa ragione, l'osservazione da terra è limitata all'uso dei telescopi
ottici e dei radiotelescopi. I primi sono collocati preferibilmente in
luoghi alti o isolati (montagne, deserti, ...), in modo da ridurre
l'influenza della
turbolenza atmosferica
e dell'inquinamento
luminoso.
Per l'osservazione nelle rimanenti bande dello spettro elettromagnetico (microonde,
infrarosso,
ultravioletto,
raggi X,
raggi gamma), che
vengono assorbite dall'atmosfera, si utilizzano quasi esclusivamente
telescopi orbitali o collocati su
palloni aerostatici
ad alta quota.
I telescopi
ottici si dividono principalmente in due classi, i rifrattori e i
riflettori:
Il
telescopio rifrattore è simile al telescopio di Galileo, ed usa come
obiettivo un insieme di
lenti per
focalizzare l'immagine (obiettivo)
in un unico punto e un'altra serie di lenti per rendere visibile
l'immagine all'occhio (l'oculare).
Il
telescopio riflettore lavora per riflessione: l'immagine riflessa su
uno specchio parabolico subisce un'altra riflessione su un secondo
specchio che la conduce fuori del tubo ottico focalizzandola
sull'occhio o sul dispositivo (CCD
o
pellicola fotografica),
destinato a raccogliere il flusso luminoso. I telescopi riflettori
si differenziano l'uno dall'altro in base alle diverse
configurazioni ottiche.
Esistono poi
altri modelli di telescopi detti
misti, dotati
di una lente frontale pari al diametro di apertura utilizzata per
fornire una correzione ottica e quindi un miglioramento della
qualità dell'immagine ottenuta.
Le ottiche
sono normalmente installate all'interno di un tubo, che le sostiene
e le protegge da luci estranee all'osservazione: questa soluzione è
molto impiegata fra i
telescopi ad uso amatoriale,
mentre nei grandi telescopi astronomici diventa più pratica da
costruire una leggera struttura a traliccio.Un'altra differenza
riguarda gli obiettivi: mentre nei telescopi amatoriali gli
obiettivi a lenti sono abbastanza diffusi e gli specchi sono un
pezzo unico, nei grandi osservatori sono ormai in disuso gli
obiettivi a lente per la strumentazione principale e gli specchi
sono spesso composti da molti elementi (generalmente di forma
esagonale) e, nei progetti più moderni, installati su attuatori, che
ne adattano continuamente la forma (ottica
adattiva), per contrastare le
distorsioni prodotte dalla turbolenza atmosferica.I
rifrattori
sono i primi strumenti ottici che vennero usati per l'astronomia e
sono caratterizzati da un obiettivo a lenti. Sono più costosi e
generalmente più ingombranti dei telescopi
riflettori il
cui obiettivo è costituito da uno specchio, più un eventuale
specchio secondario, che intercetta il fascio di luce e lo
ridirige verso l'oculare o i sensori ottici (talvolta invece una
fotocamera o altri dispositivi possono venire installati
direttamente al fuoco dello specchio primario): il secondario e i
suoi eventuali sostegni, presenti nei telescopi riflettori,
producono quella che viene chiamata ostruzione, assente nei
rifrattori, riducendo così la nitidezza dell'immagine. Nei
rifrattori le immagini astronomiche posseggono una grandissima
nitidezza, per questa ragione essi sono generalmente preferiti dagli
astrofili che
osservano gli sfuggenti particolari dei pianeti, spesso poco
contrastati. Tuttavia a causa degli alti costi di produzione, per un
astrofilo è possibile comprare un riflettore significativamente più
grande a parità di costo e quindi dotato nel complesso di maggiore
potere risolutivo. Proprio a causa delle difficoltà costruttive, i
telescopi ad uso amatoriale in commercio difficilmente superano il
diametro di 10-15 cm. I grandi telescopi professionali sono ormai
basati su specchi; il più grande rifrattore mai costruito è quello
da 40 pollici, un metro circa (101,60 cm), dell'Osservatorio
Yerkes, costruito alla fine del XIX
secolo.
"newtoniani"
sono i primi telescopi a specchio ad essere stati costruiti e
prendono il nome dal loro inventore,
Isaac Newton.
Sono considerati telescopi particolarmente economici e convenienti
anche in funzione del loro peso (molto inferiore rispetto ad un
rifrattore). Sebbene con alcuni modelli sia possibile fare
astrofotografia,
la posizione dell'oculare rende difficile posizionare la fotocamera
e bilanciare lo strumento (in diversi modelli commerciali non è
adatto neanche il focheggiatore). Un altro problema è legato alla
collimazione delle ottiche che subiscono con facilità
disallineamenti causati da urti o vibrazioni.
La
configurazione newtoniana viene utilizzata anche per i modelli
chiamati dobsoniani: telescopi costituiti da un tubo ottico
newtoniano, appoggiato ad una
montatura altazimutale
formata da una forcella e una piattaforma girevole appoggiata a
terra. I dobsoniani sono economici perché la loro montatura è
costituita solo da elementi essenziali e la configurazione ottica
newtoniana è relativamente economica e di più facile costruzione,
rispetto ad altri tipi di telescopi riflettori. Mentre in altre
montature più complesse i movimenti di precisione per il puntamento
e l'inseguimento del cielo avviene tramite i cosiddetti moti
micrometrici (un sistema di ingranaggi, mosso tramite una
manopola in certi telescopi amatoriali) o tramite dei motori gestiti
da un computer, nella montatura dobsoniana i movimenti avvengono
spingendo a mano il telescopio. Si tratta dunque di una montatura
altazimutale poco precisa nell'inseguimento del cielo e perciò poco
adeguata all'astrofotografia, tuttavia l'estrema semplicità di
costruzione e l'economicità, consentono di creare telescopi anche
molto grandi a costi ridotti, risultando molto adatti agli
appassionati delle osservazioni visuali degli oggetti deboli come le
nebulose e le galassie.
Sebbene siano
popolari fra i dilettanti, negli osservatori professionali viene
preferito invece l'impiego di configurazioni più compatte: per i
telescopi di grande diametro, queste si traducono in una notevole
riduzione di dimensioni e di pesi, quindi in strutture più semplici
per ospitarli e sostenerli, rendendo meno ardue e di costi minori le
imprese ingegneristiche per costruirli.
Altri
telescopi molto diffusi fra gli astrofili sono gli
Schmidt-Cassegrain e i Maksutov-Cassegrain, varianti della
configurazione Cassegrain e dotati di una lastra correttrice, per
via della quale sono detti catadriottici. Questi telescopi
sono facili da trasportare (nei modelli più piccoli), essendo
caratterizzati da un tubo ottico particolarmente corto, senza dover
sacrificare la
lunghezza focale.
Di contro l'ostruzione del secondario è generalmente maggiore dei
newtoniani e la maggiore complessità li rende solitamente più
costosi. Nonostante ciò, i Maksutov si distinguono ugualmente per
una buona nitidezza e offrono buone prestazioni per l'osservazione
planetaria.
Questi
telescopi sono generalmente adatti per l'astrofotografia e l'uso con
fotocamere o i
CCD. Di fatto
molti obiettivi fotografici non sono altro che questo tipo di
ottiche e viceversa degli obiettivi Maksutov sono stati convertiti
in piccoli telescopi (o talvolta in grossi binocoli[1]).
Per via della compattezza di queste configurazioni, molti telescopi
computerizzati portatili hanno un'ottica di questo tipo.
La
costruzione di una lastra correttrice nei telescopi professionali
più grandi è meno conveniente, perciò adottano configurazioni non
catadriottiche Cassegrain o
Ritchey-ChrétienOltre
alle tradizionali configurazioni ottiche esistono diverse varianti
meno utilizzate, o impiegate in campi specifici dell'astronomia.
Il Ritchey-Chrétien è un telescopio di tipo aplanatico, esente cioè
da
aberrazioni sferiche
e di
coma. Ha un
campo normale utile tra 0,8 e 1,5 gradi e richiede una lente detta
spianatrice di campo.
L'aumento sempre
maggiore delle dimensioni degli specchi primari nei moderni
telescopi, amplifica i problemi di deformazione dell'ottica a causa
delle flessioni della stessa struttura del telescopio. Avviene così
che in base alla posizione di puntamento lo specchio primario
subisca delle flessioni che diminuiscono le prestazioni dello
strumento. Per questa ragione si è sviluppata una tecnologia
composta da una serie di pistoni pneumatici atti ad agire sui vari
punti dello specchio, onde contrastare le deformazioni statiche.
Tale sistema viene chiamato di ottica attiva. Alcuni sistemi
sfruttano degli attuatori a gravità, tramite un contrappeso, altri
tramite un sistema computerizzato di controllo dell'immagine.
Di simile
principio è anche quello dell'ottica adattiva, applicato
questa volta ai problemi della turbolenza atmosferica. Le
deformazioni dell'immagine causate dall'atmosfera vengono corrette
da un sensore che agisce sugli attuatori posti nello specchio
primario, in base al raffronto dei fronti d'onda ottica delle
immagini. Con questa correzione l'immagine continuamente corretta
diviene qualitativamente più contrastata e nitida.
Il sistema dell'ottica adattiva, seppur molto costoso e complesso
nella sua attuazione, risulta molto efficace all'atto pratico. Un
numero crescente di osservatori astronomici adotta nei propri
strumenti questo sistema, il cui sviluppo sta man mano determinando
una diminuzione dei costi di questa nuova tecnologia.
Con il termine
tubo ottico si intende sia il sostegno meccanico delle diverse
parti ottiche del telescopio, che le ottiche principali e secondarie
complessivamente montate in opera nel tubo. Specchio
primario principale: è posto nella parte posteriore del tubo; è in
genere parabolico, ricoperto da un sottile strato di alluminio
riflettente. Raccoglie la luce, la riflette allo specchio
secondario che a sua volta la invia all’oculare.
Specchio
secondario: è posto nella parte anteriore del tubo, è piano e di
forma ellittica; riflette la luce raccolta dallo specchio
principale all’oculare.
Dispositivi per
alloggiamento e adattamento di oculari, filtri, lenti addizionali,
spettroscopi, porta lastre, adattatori per riprese col CCD, ecc..
È un telescopio di
dimensioni notevolmente più piccole rispetto al telescopio primario
al quale è solidale e la cui unica funzione consiste nell'agevolare
il puntamento di un oggetto celeste: per ottenere ciò esso è
caratterizzato da un notevole campo visivo (anche di 30°- 40°) e da
basso ingrandimento per potere uniformarsi al diametro della pupilla
dell'occhio umano (fra i 6 e gli 8 mm) propria dei bassissimi
livelli di illuminazione notturna. Nei telescopi professionali il
diametro dell'obiettivo raramente eccede i 50-60 millimetri; in
quelli amatoriali l'obiettivo non supera quasi mai i 40 millimetri.
Huygens: Sono composti da due lenti
piano-convesse, economico è molto comune.
Kellner:
Sono composti da tre lenti per la correzione dell’aberrazione
cromatica, dovuta alla diversa
rifrazione delle diverse lunghezze d'onda della luce.
Plossl:
Sono formati da 4 lenti in 2 accoppiate validi per tutti i tipi di
osservazioni; richiede una maggiore distanza dell’occhio avendo
una estrazione pupillare più stretto.
Super
Plossl: oculare plossl con aggiunta una
lente spianatrice di campo per ampliare il campo apparente.
Ramsden: oculare simile all'Huygens.
Adatto a ottiche più luminose, ha il difetto di rendere visibile
ogni granello di polvere sulle sue due lenti.
Ortoscopico: è il miglor oculare in
circolazione, dotato di 4 lenti, è molto costoso.
Con il
termine lente di Barlow si indica propriamente un sistema
di lenti con curvatura negativa, che divergono i raggi luminosi
diretti al fuoco. Detto sistema raddoppia la lunghezza focale
dell'obiettivo e quindi gli ingrandimenti ottenibili. Riduce però
sia la luminosità che la qualità dell’immagine. È utilizzato per
l’osservazione degli oggetti molto luminosi, delle stelle doppie e
in generale quando è necessario disporre di una immagine dalle
notevoli dimensioni angolari, senza far ricorso a oculari dalla
eccessivamente piccola lunghezza focale.
Sono delle
lastre pian-parallele di vetro ottico colorate in pasta
oppure di gelatina (tipo Kodak-Wratten) che fanno passare quasi
esclusivamente la luce del loro colore.
Filtro solare: ha uno spessore di 19
micron (19 millesimi di millimetro); impedisce il passaggio dei
raggi infrarossi e ultravioletti diminuendo di molto la
luminosità del Sole.
Filtro verde: è indicato per
l’osservazione della Luna.
Filtri rosso e arancione: sono
indicati per i pianeti, in particolare per Marte
Filtro blu: è indicato per Giove,
Saturno e Venere
Raddrizzatore d'immagine
[modifica]
Ha la
caratteristica di raddrizzare l’immagine e quindi permette l’uso
del telescopio come cannocchiale terrestre. Ingrandisce l’immagine
di 1,5 volte.
Montature per
telescop
Per
montatura di un telescopio s'intende la struttura meccanica
che si occupa di sostenere la componente strumentale ottica
e la relativa strumentazione osservativa:
fotometro,
spettrografo,
CCD ecc.
La montatura ha anche la fondamentale funzione di compensare il
moto di rotazione della
Terra e
dunque il moto apparente degli astri da Est verso Ovest, eseguendo
un moto di rotazione in senso opposto a quello apparente del
cielo. In questo modo l'oggetto da osservare rimarrà sempre al
centro del campo d'osservazione.
Una montatura
per essere considerata efficiente deve soddisfare i seguenti
requisiti:
requisito meccanico, la montatura deve
essere improntata alla massima rigidità; esente da flessioni o
vibrazioni, che mantenga una velocità costante nel suo moto di
inseguimento in modo da mantenere sempre al centro del campo
visivo l'oggetto inquadrato senza fughe. Infine deve
essere costituita da una meccanica precisa ed esente da
giochi meccanici che possano precludere la sua precisione.
requisito elettronico, un elemento
importante per un telescopio è oramai la presenza di un
controllo elettronico dei movimenti, in modo da poter gestire
tramite una pulsantiera o persino un computer la gestione e il
puntamento dei corpi celesti.
requisito informatico,
ossia il
software
che sia in grado di comunicare con l'elettronica
e la meccanica dello strumento. Questo requisito consente non
solo di puntare un oggetto, ma anche di annullare gli errori
strumentali tramite correzioni del moto e persino la possibilità
di gestire lo strumento per via remota, via
internet
ad esempio.
La prima
montatura più semplice da costruire, costituita dal moto dei due
assi principali
azimut ed
elevazione.
Il telescopio, per mantenere l'oggetto osservato al centro del
campo, deve muovere eseguire dei moti nei due assi: l'orizzontale
e il verticale. Inoltre è presente un altro inconveniente: la
rotazione del campo. Tutto questo è risolto da un sistema di
motori controllati da un computer il quale provvede a mantenere
sempre perfetto il puntamento. Questo tipo di montatura è
utilizzata nei telescopi amatoriali più economici oppure per i
telescopi professionali di grandi dimensioni, a causa della
maggior semplicità e leggerezza della stessa: requisito
indispensabile per sostenere specchi del diametro di alcuni metri,
sorretti da strutture pesanti diverse tonnellate.
Il più grande telescopio a montatura altazimutale è il famoso
Telescopio Hale
presso l'Monte
Palomar, del diametro di 5 metri.
La generazione attuale di telescopi presenta diametri di 8-10
metri, ma sono in progetto telescopi da 30, 50 e anche 100 metri:
tutti questi telescopi usano montature altazimutali o come in
alcuni casi, montature di derivazione altazimutale.
Esistono diversi
tipi di montature equatoriali accomunate però dalla caratteristica
fondamentale di avere uno degli assi di rotazione inclinato in
funzione della latitudine del luogo. Questa inclinazione consente
(a fronte di un puntamento della montatura rispetto il Polo Nord
Celeste) di "inseguire" i corpi celesti con l'ausilio di un solo
movimento, semplificando rispetto ad una montatura altazimutale la
modalità di inseguimento. La presenza di un solo moto infatti
consente anche per i telescopi amatoriali di raggiunge il medesimo
scopo, senza dover avere l'ausilio di sofisticata attrezzatura e
software di supporto: un semplice motorino con un tempo di
rotazione di 24 ore, è sufficiente.
Le tipologie di
montature equatoriali sono:
Montatura alla tedesca o di
Fraunhofer;
Montatura
inglese;
Montatura a
forcella;
Montatura
fotografica;
Montatura
Porter od a ferro di cavallo.
Queste montature
si differenziano in base ad alcune differenze costruttive e
tecniche, utilizzabili di volta in volta in base alle esigenze.
Questo tipo di montatura è la più diffusa in campo amatoriale, per
la sua semplicità costruttiva e per la precisione di inseguimento.
Un tipo
particolare di montatura è la montatura detta alt-alt mount
o, più tecnicamente altitude-altitude. Essa si colloca a
metà strada fra la montatura equatoriale e la montatura
altazimutale. Si tratta di una montatura all'inglese modificata la
cui culla principale (la struttura meccanica ove è
alloggiato il telescopio) anziché puntare al Nord celeste, è
parallela al suolo. La montatura presenta il vantaggio di
scaricare le masse al centro ideale gravitazionale dello
strumento distribuendole in maniera equivalente su due assi (nella
montatura inglese tutto il peso gravita sull'asse che punta al
Polo Sud) senza dar luogo alle flessioni tipiche della montatura a
forcella.
Per contro
si ha, come nella montatura altazimutale, la rotazione di campo
che è in funzione sia della declinazione strumentale che della
latitudine locale ove si trova lo strumento. Tuttavia, quando lo
strumento lavora su oggetti che si trovano in prossimità
dell'equatore celeste, la rotazione di campo è pressoché eguale a
zero. In via teorica la montatura può non essere allineata, ma un
allineamento degli assi Nord-Sud o Est-Ovest è essenziale per
ridurre il fenomeno della rotazione di campo sopra accennato. Una
descrizione tecnica abbastanza approfondita di questa montatura si
trova a
questo sito,
ove è scaricabile anche un piccolo programma che consente di
scegliere l'allineamento ottimale della montatura in funzione
della latitudine. Nell'articolo sono presenti inoltre numerose
immagini di montature alt-alt.
Le
montature per telescopi solari differiscono per vari particolari
da quelle costruite per i telescopi destinati all'osservazione
della volta celeste. I telescopi solari posseggono focali
lunghissime ed è impossibile movimentare un tubo ottico di tali
dimensioni; lo specchio inoltre non è parabolizzato, ma sferico.
La montatura di un telescopio solare è la parte ottica meccanica
che serve ad indirizzare la luce del Sole in un tubo che è o
coricato sul terreno, o perpendicolare ad esso, o leggermente
inclinato e che presenta dimensioni che variano da 30 metri a
qualche centinaio di metri.
Tramite un sistema di specchi si opera il rinvio della sorgente
luminosa solare all'interno del tubo ottico ove l'immagine subisce
il consueto trattamento:
ingrandimento,
focalizzazione, osservazione e studio. Lo strumento destinato a
raccogliere l'immagine del Sole ed ad indirizzarla nel
tubo ottico
prende il nome di eliostato.
L'eliostato
è composto da uno specchio piano inclinato equatorialmente che
ruota per inseguire il Sole e che dirige l'immagine catturata su
di un secondo specchio piano che rinvia l'immagine allo specchio
principale sferico, che a sua volta provvede ad amplificarla e
focalizzarla nel fuoco geometrico dello specchio principale dove
si trova la strumentazione.
A motivo della doppia riflessione lo specchio primario (equatorialmente
inclinato) non compie un'intera rotazione su se stesso in 24 ore
(circa), bensì in 48 ore (circa). Lo specchio principale va
spostato durante i diversi periodi dell'anno a motivo della
diversa altezza del
Sole sull'orizzonte
in
inverno,
primavera,
ed
estate.
Per
diametro di un telescopio si intende il diametro di apertura dell'obiettivo
ottico, esso viene misurato di
millimetri
o in
pollici.
L'importanza del diametro consiste non solo nella quantità di luce
che esso raccoglie ma soprattutto nella risoluzione dell'immagine
prodotta; all'aumentare del diametro aumentano queste
caratteristiche ma consequenzialmente aumenta la sensibilità alle
turbolenze atmosferiche.
Lunghezza focale
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La
lunghezza focale
è la misura del percorso ottico della luce all'interno del
tubo ottico,
dal suo ingresso nell'obiettivo sino al fuoco dell'oculare.
Rapporto tra focale e
diametro
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Il
rapporto focale/diametro o "f/", è un valore numerico importante
nella determinazione dell'uso di un telescopio. Proprio come
avviene negli
obiettivi fotografici,
il
rapporto focale
di un telescopio individua la luminosità dello stesso e quindi la
sua attitudine a ricevere informazioni luminose.
Il potere di risoluzione
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Il
fenomeno della
diffrazione
ottica pone un limite alla risoluzione che un telescopio può
raggiungere. Il fenomeno è correlato al cosiddetto
disco di Airy,
e pone un limite alla minima distanza (angolare) a cui possono
trovarsi due "punti" osservati perché si possa distinguerli l'uno
dall'altro. Questo limite assoluto è chiamato
limite di risoluzione di Sparrow,
o più comunemente limite di diffrazione. Tale minima
distanza è direttamente proporzionale alla
lunghezza d'onda
della luce osservata e inversamente proporzionale al
diametro dell'obbiettivo del telescopio. Ciò significa che un
telescopio di un certo diametro può risolvere fino ad un certo
punto oggetti osservati in una certa lunghezza d'onda. Se si vuole
una risoluzione maggiore (distanza minima più piccola) alla stessa
lunghezza d'onda, occorre usare un telescopio più grande.
In
astronomia
il potere di risoluzione è sostanzialmente il più piccolo angolo
di separazione risolvibile tra due stelle vicine misurato in
secondi d'arco.
Il potere di risoluzione dell'occhio
umano è di un minuto d'arco. Per un telescopio di 114 mm di
diametro la risoluzione è di 1", esso viene calcolato in maniera
orientativa dividendo 120 per il diametro in mm (120/114 = 1"
circa), mentre un telescopio da 200 mm ha una risoluzione di 0,6".
Tuttavia la turbolenza atmosferica la stabilità dello strumento e
la qualità dell'obiettivo fanno scendere il valore teorico
ottenuto.
L'ingrandimento
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L'ingrandimento
di un'immagine dipende sostanzialmente dalla
lunghezza focale
del telescopio e dall'oculare
utilizzato. Dividendo la lunghezza focale per quella dell'oculare
si ottengono gli ingrandimenti. Ad esempio se il telescopio ha una
lunghezza focale di 1000 mm e si utilizza un oculare da 12 mm, si
ottengono 83 ingrandimenti.
In un
telescopio, come in ogni strumento ottico, esistono dei limiti
pratici all'utilizzo di alti ingrandimenti, sia perché il campo
visivo si restringe, sia perché il livello di dettaglio che si
riesce a percepire è fissato dal potere risolutivo, quindi
ingrandendo a dismisura si otterrà soltanto un'immagine confusa e
"sfumata". L'effetto è paragonabile a quando si zooma
eccessivamente un'immagine (la cui risoluzione è fissata) sullo
schermo del computer.
La percentuale di
ostruzione
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La cosiddetta
ostruzione in un telescopio è un valore calcolato solamente per i
modelli a riflessione in cui si utilizza uno specchio secondario
di riflessione. La dimensione del secondario costituisce
superficie di ostruzione alla luce entrante, pertanto in base ai
modelli è possibile avere un'ostruzione compresa tra il 10 e il
45%. L'ostruzione influenza il contrasto dell'immagine nonché la
capacità di acquisire luce, che per alte ostruzioni sarà
sicuramente minore.
Accessori fotografici
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Fra gli
accessori fotografici, il principale è ovviamente la fotocamera.
Chi usa la pellicola, preferisce le vecchie macchine
reflex
manuali, che possono tenere aperto l'otturatore
per tutte le ore di posa, senza pericolo che si chiuda per
l'esaurimento della batteria. Per chi punta sul digitale, la
tecnologia migliora ogni anno: attualmente si può partire da
comuni fotocamere digitali e webcam, per arrivare ai CCD dedicati
(spesso dotati di sistemi di raffreddamento), che hanno una
grandissima sensibilità e qualità. A queste vengono affiancati i
vari raccordi e adattatori necessari, ma soprattutto il sistema di
guida, che può essere basato su un telescopio guida montato in
parallelo al principale oppure può essere una guida fuori asse,
che intercetta parte della luce che va alla fotocamera,
ridirigendola verso l'oculare di guida. Dell'oculare guida
esistono diversi modelli, accomunati da un reticolo illuminato,
con la funzione di mirino e riferimento.
I
radio telescopi
sono
antenne
radio che,
al pari degli specchi dei telescopi che lavorano in ottico,
focalizzano la radiazione amplificandola nel fuoco geometrico
dell'antenna (dove è posto il detector) che raccoglie il
segnale radio. Le antenne sono a volte costituite da una
griglia di fili conduttori, le cui aperture sono più piccole della
lunghezza d'onda
osservata.
I radio
telescopi sono spesso usati a coppie, o in gruppi più numerosi,
per ottenere diametri "virtuali" proporzionali alla distanza tra i
telescopi (vedi la voce sull'interferometria).
I gruppi più grandi hanno collegato telescopi sui lati opposti
della
Terra.
I radiotelescopi lavorano sulle frequenze radio degli oggetti
celesti, compiendo osservazioni in questo settore dell'astronomia
che presenta il vantaggio di non dipendere (come nel settore
ottico) né dalle condizioni meteorologiche, né dall'alternanza
giorno-notte.
Telescopi gamma e raggi X
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I
telescopi per
raggi X e
raggi gamma
hanno altri problemi, principalmente derivanti dal fatto che
questi raggi possono attraversare il metallo e il vetro. Usano in
genere degli specchi a forma di anello, messi quasi paralleli al
fascio di luce incidente, che viene riflessa di pochi gradi:
questa caratteristica determina una differenza qualità costruttiva
e tecnica del telescopio. Gli specchi sono in genere una sezione
di
parabola
ruotata.
Il telescopio Cerenkov
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Il
telescopio Cerenkov rivela la caratteristica radiazione emessa da
particelle gamma che attraversano l'atmosfera. Queste particelle
assorbite dall'alta atmosfera terrestre originano un segnale che è
da considerare l'equivalente del "bang" supersonico per le onde
sonore, le particelle infatti viaggiano ad una velocità maggiore
rispetto a quella della
luce. Il
lampo Cerenkov viaggia nella stessa direzione dello sciame, e può
essere rivelato dai telescopi Cerenkov. Esso consta di uno
specchio primario e di un secondario dove è posta la
strumentazione di rivelazione. Questi telescopi vengono denominati
IACT (Imaging Air Čerenkov Telescopes). Tra gli esperimenti
attualmente in funzione che sfruttano tale tecnica spiccano le
collaborazioni
MAGIC,
HESS,
CANGAROO e
VERITAS.
Interferometrica ottica e
radio
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L'esigenza di
aumentare sempre più le dimensioni dei rivelatori (ottici e radio)
e quindi di migliorare la risoluzione delle immagini dei corpi
celesti, ha sviluppato un sistema che supera i limiti fisici degli
strumenti a disposizione. Questo metodo è quello dell'interferometria.
Esso sfrutta la possibilità di integrare i segnali di due
strumenti posti ad una certa distanza, di elaborarli e di ottenere
un'unica immagine contenente le caratteristiche di entrambi gli
strumenti: con il vantaggio di considerare la loro distanza come
il diametro dell'obiettivo o del rivelatore.
Il metodo interferometrico viene applicato sia in radioastronomia
e quindi sulle lunghezze radio, che in campo ottico. Quest'ultimo
è un campo di applicazione più recente, più complesso di quello
radio, ma che trova già le prime applicazioni pratiche nei nuovi
telescopi.
Inizialmente, il
sensore
usato nei telescopi era l'occhio
umano. In seguito, la
lastra fotografica
prese il suo posto, e fu introdotto lo
spettrografo,
permettendo agli astronomi di avere informazioni sullo spettro di
una sorgente. Dopo la lastra fotografica, varie generazioni di
sensori elettronici come i
CCD (e
ultimamente in campo
astrofilo
anche le
webcam)
sono state perfezionate, ognuna con una crescente sensibilità e
risoluzione. I sensori CCD permettono di realizzare strumenti con
elevata profondità di campo o con elevata risoluzione a seconda
delle necessità dello strumento. Il telescopio Pan-STARRS
per esempio essendo stato sviluppato per individuare i potenziali
asteroidi in rotta di collisione con la Terra necessita di una
elevata risoluzione e quindi utilizza una serie di 60 CCD che
generano 1.9 gigapixel per scatto.[2]
I
telescopi moderni contengono numerosi strumenti tra cui scegliere
quello più adatto: camere per immagini, con diversa risposta
spettrale. Spettrografi per varie lunghezze d'onda. Polarimetri,
che possono rilevare la direzione della
luce polarizzata,
eccetera.
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