Gli strumenti dell'astronomia

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Radioastronomia
Astronomia dell'invisibile
Sonde spaziali

 

 

 

La storia dell’astronomia telescopica ebbe inizio negli anni 1609 – 1610 con le prime osservazioni di scienziati quali Harriot, Galileo e Marius.

Galileo, dopo aver sentito parlare di un nuovo occhiale fabbricato in Olanda da Hans Lippershey in grado di avvicinare le immagini di oggetti lontani, lo costruì perfezionandolo al fine di utilizzarlo nelle sue osservazioni astronomiche. Sfortunatamente fu subito evidente che il cannocchiale ( o telescopio ) rifrattore (come mostrato in figura ) aveva un grave inconveniente: l’obiettivo, cioè la lente principale che raccoglie la luce non deviava in ugual misura tutte le radiazioni luminose delle diverse lunghezze d’onda, per cui i raggi rossi del fascio di luce venivano concentrati in un fuoco alla massima distanza dell’obiettivo; un corpo luminoso, come una stella, appariva circondato da un festone di anelli iridati   (cromatismo ).  

Un rimedio consistette nel costruire cannocchiali con distanze focali molto lunghe ma ciò li rendeva molto ingombranti e difficili da usare.

Newton affrontò il problema del cromatismo quando, per la chiusura dell’università di Cambridge a causa dell’epidemia di peste, si ritirò a lavorare nella sua casa di Lincolnshire.

Facendo passare un raggio di luce attraverso un prisma di vetro trovò che il fascio si scomponeva in tutti i colori dell’arcobaleno: senza quasi avvedersene determinò con questa esperienza l’inizio della scienza della spettoscopia. Continuando nelle sue ricerche arrivò alla conclusione che il cannocchiale rifrattore non avrebbe mai potuto essere corretto dal cromatismo e sviluppò quindi un nuovo tipo di cannocchiale: il telescopio riflettore.  

Il principio del telescopio di Newton, per cui la radiazione luminosa viene riflessa di nuovo lungo il tubo del telescopio fino ad uno specchio piano più piccolo che la devia lateralmente, è tuttora sfruttato soprattutto dagli astronomi dilettanti.

Nei secoli successivi furono costruiti telescopi di dimensioni sempre maggiori, sono infatti da ricordare: il telescopio di William Herschel che scoprì il pianeta Urano, quello di Lord Rosse, per arrivare agli anni ’70 con quello di Selencukskaja nel Caucaso ed il riflettore Hale sul monte Palomar.

Grazie a queste strumentazioni le stelle appaiono puntiformi ( la fisica insegna che l’immagine di una sorgente luminosa puntiforme è sempre un disco di diffrazione la cui dimensione dipende da quella dell’obiettivo, più esso è grande e più l’immagine è piccola )  

Da questo effetto deriva un grande vantaggio legato all’utilizzo di questi telescopi: la capacità di distinguere come separate stelle che a strumenti più piccoli appaiono come un unico oggetto (ad esempio le stelle doppie); l’unico inconveniente che limita le potenzialità di questi macchinari sono gli effetti di microturbolenza dell’atmosfera.

Per l’osservazione diretta  la luce di una stella viene  raccolta dall’obiettivo di un telescopio e convogliata nell’oculare, più generalmente sopra una lastra fotografica oppure su misuratori di luce molto sensibili: i Fotometri fotoelettrici .

Dallo studio dei dati accumulati sono ricavate numerose informazioni sullo stato fisico delle stelle e sulla loro distribuzione nello spazio.

 Uno tra i più preziosi strumenti di corredo ad un telescopio è lo spettrografo: la radiazione proveniente da una stella viene focalizzata dall’obiettivo del telescopio sulla fenditura di ingresso dello spettrografo, una lente collima in un fascio parallelo la radiazione e la invia sopra ad un prisma che, alla fine provoca una dispersione della radiazione di partenza nelle diverse lunghezze d’onda che la compongono. Una seconda lente focalizza ciascuno dei fasci monocromatici su un piano focale dello spettrografo corredato di lastra fotografica su cui si raccoglie lo spettro della stella .

In seguito allo studio degli spettri di sorgenti di questo tipo gli scienziati tedeschi G. Kirchoff e G. Bunsen pubblicarono risultati fondamentali per gli studi successivi: se la radiazione che si invia sulla fenditura dello spettrografo proviene da un corpo solido o liquido incandescenti o da un gas ad alta pressione e temperatura ne deriva uno spettro continuo

Spettro continuo

Le sostanze gassose a bassa pressione ma fortemente riscaldate o attraversate da corrente elettrica emettono uno spettro di righe che se il gas è allo stato atomico sono

nettamente separate se esso è allo stato molecolare sono raggruppate in bande più o meno larghe

Righe di emissione dell’idrogeno atomico contenuto in un tubo di vetro entro cui si fa passare una scarica elettrica

Spettro a bande. Bande di emissione dell’azoto molecolare

E’ rilevante osservare che a determinate caratteristiche fisiche e chimiche della sorgente luminosa corrisponde un determinato spettro unico e caratteristico.

Ad ogni riga corrisponde, per procedimenti fisici, una lunghezza d’onda l ( lambda ) misurata in angstrom pari a 10-10 m o in micron  pari al millesimo di millimetro.

La misura di lunghezza d’onda di una riga è calcolata in modo relativo, ricorrendo cioè al confronto tra lo spettro da esaminare ed un campione di riferimento contenente un gran numero di righe che è stato precedentemente studiato in laboratorio.

Oltre agli spettri di emissione descritti esistono gli spettri di assorbimento.

Spettro del Sole ottenuto con uno spettrografo modesto

Quando la radiazione bianca, emessa da una sorgente ad elevatissima temperatura passa attraverso un gas caldo ma di temperatura inferiore, lo spettro continuo appare solcato da righe scure, dette righe di assorbimento che si trovano in posizione identiche ad alcune di quelle dello spettro di emissione corrispondente. Anche lo spettro di assorbimento è caratteristico e peculiare alla sorgente.

Lo spettro complessivo di un gas composto di varie specie atomiche ( in emissione come in assorbimento ) si presenta come la sovrapposizione degli spettri che darebbe ciascun elemento a parità di condizioni fisiche.

Ogni stella presenta uno strato relativamente sottile, la fotosfera che è opaco alla radiazioni provenienti dagli strati sottostanti e, quindi, responsabile dello spettro continuo. Al di sopra della fotosfera si estende l’atmosfera stellare che, essendo poco densa, è trasparente a gran parte della radiazione proveniente dalla fotosfera.

Il compito fondamentale della spettroscopia stellare è quello di interpretare gli spettri delle stelle individuando gli atomi e le molecole cui vanno attribuite le righe e di specificare le condizioni fisiche in cui si trovano deducendo in seguito l’abbondanza degli elementi chimici dalla loro intensità.

I telescopi di inizio secolo potevano raccogliere un enorme quantità di radiazioni luminose (potendo in tal modo osservare oggetti celesti altrimenti invisibili)  ma avevano un inconveniente fondamentale: potevano coprire solo porzioni limitate di cielo durante un’esposizione fotografica; ciò non creava problemi quando si dovevano studiare oggetti singoli ma rendeva impossibile la realizzazione di una mappa di tutto il cielo.

Questo problema fu risolto da Bernhard Schmidt che costruì un tipo di telescopio che fa uso di uno specchio sferico accoppiato ad una lama correttrice di vetro di forma particolare ( per compensare l’aberrazione cromatica ) posta sopra l’estremità superiore del tubo.

Questo telescopio non poteva essere utilizzato per osservazioni visuali a causa della forte curvatura dell’immagine ma era in grado di riprendere fotograficamente, con una singola esposizione, grandi porzioni di cielo.

 

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