Telescopi e Schemi Ottici - Guida Completa

Fondamentalmente, tutti i telescopi, a seconda del loro schema ottico, si basano sul fenomeno della riflessione, della rifrazione o una combinazione delle due. Distingueremo quindi telescopi riflettori, rifrattori e catadiottrici.

La rifrazione consiste nel cambio di direzione che un raggio luminoso subisce quando passa da un mezzo a un altro aventi indici di rifrazione diversi. Questo cambio di direzione è causato dalla variazione della velocità alla quale la radiazione si propaga quando attraversa un mezzo differente da quello di provenienza, nonché dalla sua lughezza d’onda.

Fu l’olandese Willebrord Snel van Royen a studiare il fenomeno e a formularne una  trattazione matematica, che oggi porta il suo nome ed è riconosciuta come Legge di Snell.  La comprensione, studio e applicazione di questo fenomeno ha avuto importanti risvolti  nella produzione dei telescopi rifrattori. 

Alla rifrazione è connessa la dispersione. Quando un fascio di luce policromatica passa da un mezzo a un altro con indici di rifrazione diversi, verrà non solo rifratta ma anche  dispersa, ovvero che le radiazioni verranno rifratte con un indice di rifrazione diverso a  seconda della loro lunghezza d’onda. La radiazione blu viene rifratta maggiormente della  radiazione rossa. Questo è quel che si verifica facendo passare un fascio di luce bianca  attraverso un prisma. 

La riflessione, invece, consiste semplicemente nel cambio di direzione che una radiazione subisce quando incontra una superficie riflettente. La capacità riflettente di un materiale è detta riflettanza e viene espressa in percentuale o con un numero da 0 a 1, con 1=la radiazione incidente è stata completamente riflessa, 0=la radiazione incidente è stata completamente assorbita.

La funzione di un telescopio è sia di raccogliere più luce di quanta ne può raccogliere il  solo occhio nudo, sia di ingrandire la dimensione angolare degli oggetti celesti, affinchè si  rendano osservabili o fotografabili. Il telescopio assolve a queste funzioni tramite le proprie  componenti ottiche che, per rifrazione e/o riflessione, raccolgono questa luce e la convogliano verso un unico punto, o meglio, un unico piano, detto piano focale. Il piano focale è, appunto, un piano sul quale si viene a formare l’immagine a fuoco della porzione  di cielo inquadrata dal telescopio. Come precedentemente detto, il telescopio ha anche la funzione di ingrandire gli oggetti celesti puntati, e questo ingrandimento aumenta all’aumentare della lunghezza focale del telescopio. 

  

Schemi Ottici

Il telescopio rifrattore è stato il primo esempio di telescopio. La sua invenzione risale al XVII secolo, quando, in Olanda, un artigiano che realizzava lenti e occhiali di nome Hans Lipperhey, realizzò per primo un manufatto “per vedere lontano”, pur non ottenendone mai il brevetto. In realtà, la storia dell’origine del telescopio contiene un piccolo paragrafo  avvolto nel mistero. Nel 1850, durante degli scavi in Iraq, venne ritrovato un antico  reperto risalente al periodo Assiro che ha suscitato un dibattito proprio in merito a chi fu il primo a utilizzare delle lenti per uso astronomico. Il reperto, soprannominato “Lente di Nimrud”, oggi conservato al British Museum di Londra, sembrerebbe essere in grado di  spiegare come mai gli Assiri erano a conoscenza degli anelli di Saturno (descritti come  “anello di perpenti”) o di descrivere le distanze e dimensioni angolari degli astri con una precisione tale da renderdere difficile credere che siano misurazioni condotte a occhio  nudo. Coincidenze? Non lo sapremo fino a ulteriori prove, per ora rimangono solo supposizioni.  

Tornando ai fatti del XVII secolo, la tecnologia del telescopio rifrattore cominciò a diffondersi rapidamente in Europa, ma fu Galileo Galilei a riconoscerne il potenziale al fine di osservare più da vicino la volta celeste. Per primo osservò la superficie della nostra Luna, costellata da cicatrici, crateri e valli, lontana dalla concenzione di perfezione che fino  ad allora le era stata attribuita. Riuscì a notare che una di quelle stelle erranti, Giove, mostrava una certa dimensione se osservato al telescopio, giungendo alla conclusione che doveva trattarsi di un altro mondo; non solo, ne osservò le sue quattro maggiori lune, notte  dopo notte, annotandone gli spostamenti fino a capire che ruotavano attorno a Giove, e non attorno alla Terra, il che è profondamente contrario alla teoria geocentrica di quel  tempo. Osservò le fasi di Venere e quel che vide non poteva che significare che il Sole fosse  il vero centro di tutto. Col tempo cerco di migliorare le prestazioni di questo tipo di  telescopio, così come fecero i suoi contemporanei. La qualità delle immagini era scarsa e ciò dipendeva dallo spessore e forma delle lenti: per questo motivo si cominciò a produrre  lenti più sottili e dalla curvatura più “morbida”. Ci si impegnò alla costruzione di telescopi sempre più lunghi al fine di migliorare la qualità delle immagini. I rifrattori raggiunsero  dimensioni importanti, dai 4-6 metri fino ai 45 metri. 

Il Telescopio Aeria

Credit: By Johannes Hevelius - Houghton Library

Piccola nota, tra i più bravi e primi costruttori di telescopi, troviamo Giuseppe Campani, ottico e astronomo italiano. Fu con uno dei suoi telescopi che G. Cassini fu in grado di  scoprire 4 satelliti di Saturno.

Il funzionamento del telescopio rifrattore si basa sulla rifrazione. 

Telescopio Rifrattpre (Disegno fuori scala)

Nell’immagine è rappresentato lo schema ottico di un semplicissimo doppietto acromatico. La luce proviene dalla parte sinistra del disegno e viene collezionata dalla lente frontale. Sfruttando il fenomeno della rifrazione, questa luce raccolta viene rifratta e fatta  convergere verso il fondo del tubo (OTA) per poi formare una immagine sul piano focale.  Successivamente, sfruttando un oculare o un sensore fotografico, è possibile  osservare/fotografare l’immagine dell’oggetto formata dal telescopio. 

I primissimi modelli di rifrattore consistevavo in un’unica lente frontale convessa e un oculare con lente concava. Questi telescopi soffrivano di gravi aberrazioni ottiche, tra cui  cromatismo, e la qualità delle immagini rese era davvero molto scarsa. In effetti, una  singola lente non è in grado di colmare queste aberrazioni da sola, quindi i telescopi hanno  bisogno di più lenti per riuscire a correggerle al meglio. Ad esempio, nel disegno dello  schema ottico del doppietto acromatico, sono rappresentate due lenti, una positiva (anteriore) ed una negativa (posteriore). Lo schema ottico rappresentato è detto “ Fraunhofer”. 


Quindi, un doppietto acromatico è composto da due lenti che, lavorando assieme, riescono a minimizzare il cromatismo assiale rispetto a un rifrattore a singola lente, ovvero  che le radiazioni con lunghezze d’onda diverse si ritroveranno ad avere dei piani focali più vicini tra loro rispetto ad un rifrattore mono-lente. Al contrario, in un rifrattore a singola lente, il cromatismo assiale non viene corretto. Di conseguenza, le radiazioni con  lunghezze d’onda differenti si focalizerrano mantenendo una distanza tra i loro piano focali maggiore rispetto a un acromatico, causando un maggiore deterioramente  dell’immagine.

Nel seguente disegno è rappresentato il cromatismo assiale senza alcuna correzione.

Cromatismo Assiale (Disegno fuori scala)

Un’altra aberrazione cromatica è il cromatismo laterale.

Se l’aberrazione cromatica assiale si verifica con le onde in asse (cioè parallele) all’asse ottico, l’aberrazione cromatica laterale si verifica con le onde non in asse (cioè onde non parallele all’asse ottico e provenienti da un oggetto non centrato nel campo). L’aberrazione cromatica laterale dipende sempre dal diverso indice di rifrazione del mezzo per onde di diversa lunghezza d’onda ma, in questo caso, i piani focali delle diverse onde non saranno concentrici come nell’aberrazione cromatica assiale. I piani focali saranno reciprocamente decentrati e l’entità del decentramento reciproco è chiaramente legato alla lunghezza d’onda della radiazione incidente e dalla sua conseguente rifrazione. Nell’immagine seguente è rappresentato il cromatismo laterale (omettendo il cromatismo  assiale per semplicità). 

Cromatismo Laterale (Disegno fuori scala)

L’acromatizzazione in un doppietto non dipende solo dall’accoppiare una lente positiva e una negativa, o da come vengono accoppiate e/o spaziate, ma dipende anche da altri fattori, quali il loro indice di rifrazione, che in teoria deve essere uguale ma nella pratica dovrà essere almeno molto simile, e dalla loro dispersione, in modo tale che la seconda  lente compensi le inequità tra i piani focali delle onde rifratte dalla prima lente e far sì che “cadano” tutti a circa la medesima distanza dalla lente frontale. In particolare, nei doppietti  acromatici, si combinano due lenti in modo tale che la radiazione nel rosso si ritrovi ad avere circa lo stesso piano focale della radiazione blu, come si evince da questi grafici.

(Disegno fuori scala)
(Disegno fuori scala)
Credit: By English Wikipedia user Mysid

Si nota che il verde non si ritrova ad avere lo stesso piano focale del rosso e del blu. Cosa implica questo? Dato che l’occhio umano è più sensibile alla radiazione nel verde, metteremo a fuoco sul verde, il cui piano focale è diverso da quello del rosso e blu. Il risultato è che vedremo l’oggetto puntato a fuoco ma circondato da cromatismo viola sui bordi.


Questo effetto è tanto più marcato quanto l’oggetto puntano ha un elevato contrasto (Luna, pianeti, stelle luminose). Inoltre, nei doppietti acromatici, sarà tanto più evidente quanto il rapporto focale del telescopio sarà basso. Questo perchè la distanza tra il piano focale del blu-rosso e il piano del verde aumenterà al diminuire del rapporto focale.


Invece, alcuni doppietti acro fanno in modo che il rosso e il verde si ritrovino sullo stesso piano focale, correggendo meno la posizione del piano focale del blu. In questo caso, il cromatismo originato avrà una colorazione blu violacea.


Questo tipo di doppietti sono chiaramente più indicati per l’osservazione e meno per la fotografia astronomica, a meno che non si utilizzino filtri per tagliare via le radiazioni che non vengono corrette, ma questo è chiaramente sconveniente.


La differenza tra i piani focali rispetto all’asse ottico è detta spettro secondario. Nel seguente disegno è rappresentato lo spettro secondario in un acromatico.

Spettro Secondario (Disegno fuori scala)

La minimizzazione di questo spettro secondario è quindi essenziale al fine di  ridurre/eliminare il cromatismo. Ciò è strettamente correlato al tipo di vetro utilizzato (e  quindi al suo indice di rifrazione e sua dispersione) e al numero di lenti impiegate. In base alla dispersione, i vetri ottici vengono raggruppati in due categorie

Vetri flint: ad alta dispersione ( numero di ABBE<50)

Vetri crown: a bassa dispersione ( numero di ABBE>55) come il BK7 (uno dei vetri ottici  più utilizzati, o Ia più pregiata Fluorite) 

I vetri ottici impiegati nella costruzione di lenti per telescopi sono moltissime. Le loro caratteristiche possono essere consultate sul sito della SCHOTT, gruppo leader nella  produzione di vetri ottici.

Il tipo di vetro utilizzato implica delle differenze in termini di prestazioni ottiche, difficoltà  di lavorazione ( e quindi costi), prestazioni termiche e così via.  


In commercio, oltre ai rifrattori acromatici, si trovano anche rifrattori apocromatici, in  genere costituiti da 3 o 4 lenti. Sono telescopi in grado di rendere praticamente nullo lo  spettro secondario, e quindi capaci di eliminare il cromatismo. I costi sono maggiori rispetto ai doppietti acro. 


Una via di mezzo tra acromatici e apocromatici è rappresentata dai doppietti semi-apo,  cioè dei doppietti nei quali l’aberrazione cromatica è ancora presente ma minore rispetto a  quella prodotta da doppietti acromatici e maggiore rispetto a quella degli apocromatici.


C’è da dire, però, che non tutti i tripletti sono realmente apocromatici, così come c’è da dire  che alcuni doppietti sono cromaticamente molto ben corretti. Nel caso dei doppietti, la  minimizzazione dello spettro secondario può essere raggiunta utilizzando la Fluorite. 


Gli svantaggi della Fluorite sono la difficile lavorazione e i suoi elevati costi ( è inoltre poco resistente agli agenti atmosferici, per questo le lenti alla Fluorite non vengono posizionate  in modo tale da essere esposte all’ esterno). 


La Fluorite non è più molto uilizzata, lasciando spazio a un altro tipo di vetro ottico molto impiegato e dalle elevate prestazioni simili a quelle della Fluorite stessa. Questo vetro è  chiamato FPL-53, detto anche fluorite sintetica, più economico e facile da lavorare ma più soggetto a deformazioni indotte dai cambi di temperatura. 


Altre aberrazioni maggiormente presenti nei rifrattori sono l’aberrazione sferica e la coma


Sicuramente i punti di forza dei rifrattori sono l’elevato contrasto e definizione dei dettagli che offre, visto che non presentano nessun tipo di ostruzione, invece presente in tutti gli  altri schemi ottici. 


Non hanno particolari necessità di essere collimati, salvo casi in cui abbiano già delle scollimazioni di fabbrica o abbiano subito forti urti. 


Anche la loro pulizia è abbastanza semplice, essendo strumenti chiusi non bisogna smontare nulla e bisogna preoccuparsi solo della cura e pulizia delle superfici ottiche esposte. 


Piccoli doppietti acromatici possono essere acquistati a un prezzo molto contenuto ma in grado di regalare grandi emozioni, soprattutto sul planetario


Note negative sono i costi elevati nel momento in cui si comincia a rivolgere lo sguardo a rifrattori con maggiori prestazioni, minimizzazione delle aberrazioni e, ovviamente, diametro. 


Inoltre, ai fini dell’astrofografia, sono necessari rifrattori apocromatici (maggiori costi) o quanto meno l’impiego di filtri per minimizzare il cromatismo degli acromatici. Il diametro raggiungibile da questi telescopi non eguaglia minimamente il diametro dei  telescopi riflettori, perchè una lente è più costosa e difficile da produrre di uno specchio. Se il diametro è minore, allora lo sarà anche la raccolta di luce e il potere risolutivo (poichè quest’ultimo dipende proprio dal diametro della lente frontale o specchio primario). Quindi i dettagli osservabili saranno ben contrastati e netti ma minori in termini quantitativi rispetto a telescopi con diametri maggiori, quali i riflettori. 

Nel XVII secolo, nonostante si cercasse di minimizzare le aberrazioni dei primi rifrattori aumentandone notevolmente il rapporto focale, le aberrazioni erano ancora molto evidenti. Fu questo motivo che spinse Isaac Newton a condurre esperimenti sulla luce stessa e la sua rifrazione. La conclusione che ne trasse fu che i telescopi rifrattori non sarebbero mai stati in grado di rendere immagini perfette, e per questa ragione non avevano futuro. Così decise di costruire un nuovo tipo di telescopio, un telescopio riflettore, debellando il problema del cromatismo introdotto dalle lenti. 

Per la costruzione di questo nuovo telescopio, che oggi porta il suo nome, necessitava di due superfici riflettenti, uno specchio primario e uno specchio secondario, composti da una lega metallica di Stagno e Rame. Nonostante fosse già noto che, in uno schemo ottico nel quale è presente una sola superficie curva, il miglior modo per ottenere un’immagine ben focalizzata consisteva nell’impiegare una superificie riflettente concava parabolica, Newton scelse di adottare una curvatura sferica per il suo specchio primario, per semplificarne la realizzazione visto che la forma parabolica perfetta era oltre le possibilità della tecnica dell’epoca. La luce riflessa dallo specchio primario sarebbe poi stata convogliata verso uno specchio piano inclinato di 45°(specchio secondario) il quale, a sua volta, avrebbe riflesso la luce verso l’esterno del tubo ottico, formando un’immagine sul piano focale.

Newton terminò il suo primo telescopio nel 1668 e 4 anni più tardi, propose alla Royal society di Londra un secondo modello.

Credit: By Andrew Dunn

Un secolo più tardi, questa invenzione venne raccolta da William Hershel, un musicista e grande appassionato di astronomia. Hershel apprese le nuove tecniche per lavorare dischi di metallo riflettente al fine di ottenere la forma parabolica desiderata. Così comincio a produrre i suoi propri specchi per la costruzione dei suoi telescopi. Produsse centinai di specchi, ma il suo telescopio più famoso è stato sicuramente il newtoniano con specchio primario da 1,26 metri e lunghezza focale di 12 metri.

Credit: By Andrew Bell and Colin Macfarquhar - 1797 edition Encyclopaedia Britannica Volume 18

Il funzionamento di un telescopio newtoniano è abbastanza semplice e basato sulla riflessione.

Telescopio Newtoniano (Disegno non in scala)

Il fronte d’onda arriva dalla parte sinistra del disegno e attraversa il tubo fino a colpire lo specchio primario concavo parabolico. Per riflessione, si viene a creare un cono di luce che dal primario viene fatto convergere verso lo specchio secondario piano e inclinato rispetto all’asse ottico. Il secondario, a sua volta, riflette il cono di luce verso l’esterno del tubo, fino a convergere sul piano focale, formando un’immagine. Semplice e puro gioco di riflessi. 


telescopi newtoniani sono sicuramente tra più utilizzati da noi astrofili, nonchè i più facili da costruire amatorialmente. In commercio si trovano molti modelli, che siano su montature equatoriali o altazimutali (tra cui i dobson). L’offerta include una vasta gamma di diametri e rapporti focali. La marcia in più che questi telescopi hanno è proprio il diametro, ovvero che, a parità di prezzo con telescopi con schemi ottici diversi, i newtoniani offriranno sempre il maggior diametro. 
 

Una delle differenze fondamentali in tutta questa ampia scelta è in merito al loro rapporto focale, profondamente connesso ad altri fattori, quali le aberrazioni che ne conseguono e il dimensionamento del secondario.

La dimensione del secondario dipende dal rapporto focale dello specchio primario. Questo perchè lo specchio secondario intercetterà una sezione del cono di luce più ampia rispetto a quella che intercetterebbe se il rapporto focale fosse maggiore, così come è rappresentato nei seguenti disegni.

Telescopi Newton con diverse focali a confronto (Disegni non in scala)

Nel disegno sono rappresentati due telescopi di egual diametro, ma con rapporti focali diversi ( molto bassi per esigenze di ingobri dei disegni). Inoltre, sono identiche sia la dimensione dello specchio secondario sia la distanza piano focale-centro del secondario (le misure indicate sono fuori scala). Notiamo che nel f/4.5 la dimensione del secondario è sufficiente a contenere tutto il cono di luce in arrivo dal primario, mentre, nel F/3.75 il secondario non è in grado di raccogliere tutto il cono di luce, di conseguenza occorrerà un secondario con maggiori dimensioni. Non è tutto: i newtoniani per astrofografia devono avere una estrazione del piano focale (ovvero la distanza piano focale-secondario riportata nel disegno con la quota “40”) almeno sufficiente a colmare il backfocus che i sensori digitali necessitano e, contemporaneamente, illuminare uniformemente il campo.

Per questo, i telescopi newtoniani in commercio hanno, a seconda delle loro caratteristiche, una tendenza a servire meglio l'osservazione visuale o l’astrofotografia. La dimensione del secondario viene spesso riportata in percentuale come ostruzione lineare rispetto al diametro dello specchio primario. Ad esempio, un telescopio con primario da 200mm e secondario da 50mm avrà un’ostruzione lineare del 25%.

L’ostruzione dello specchio secondario causa una riduzione del contrasto che è tanto più evidente quanto l’ostruzione è maggiore. Ostruzioni fino al 25%, anche se bassa, non permetterà di ottenere un contrasto come quello di uno strumento non ostruito ma, tutto sommato, la perdita di contrasto non è particolarmente evidente.

Da 25-30% in poi la perdita di contrasto comincia a farsi notare con più facilità, fino a diventare particolarmente pesante con ostruzioni del 50%.

Come detto prima, dal rapporto focale dipendono direttamente o meno alcune aberrazioni. In particolare, la coma e l’aberrazione sferica ( quest’ultima la vedremo in seguito) sono le due aberrazioni principali in un newtoniano. 

Man mano che il rapporto focale si fa più basso, la curvatura dello specchio primario deve essere accentuata e questo ha dirette conseguenze sulla coma. 

La coma è un’aberrazione extra-assiale, ovvero che non si sviluppa sull’asse ottico dello specchio ( o lente).

Credit: By Wikipedia

Il fronte d’onda proveniente da sorgenti luminose poste a distanze astronomiche viene considerato come formato da raggi paralleli tra loro. Nel disegno è rappresentata una lente, ma l’aberrazione si manifesta allo stesso modo con uno specchio. Impiegando uno specchio parabolico o sferico, se questi raggi paralleli tra loro sono anche paralleli rispetto all’asse ottico, l’immagine che si forma è priva di coma; ma questo si verifica solo con gli oggetti in un definito intorno del centro del piano focale, ovvero per gli oggetti collocati nell’esatto centro del campo (e quindi sull’asse ottico). Quando l’oggetto non è più al centro del campo (come nel disegno), i raggi non sono più paralleli all’asse ottico, e  l’inclinazione rispetto allo stesso aumenta man mano che l’oggetto puntato viene  decentrato. L’entità dell’aberrazione sarà tanto maggiore quanto il rapporto focale dello  strumento sarà basso e tanto quanto più i raggi paralleli saranno inclinati rispetto all’asse ottico. 

Questo implica che l’aberrazione della coma si renderà sempre maggiore man mano che ci  si sposta da centro al bordo del campo. 

La coma è sempre presente nei newtoniani (e in generale per tutte le superfici ottiche  sferiche e paraboliche) ma, a seconda del rapporto focale, si rende più o meno evidente. 

Nell’osservazione visuale, con rapporti focali da f/6 in su, la coma non rappresenta mininimamente un problema anche per campi larghi, da f/4 in giù l’immagine è  pesantemente degradata, anche fino alla parte più centrale del campo; occorrerà utilzzare  un correttore di coma. Da f/4.5 a f/5.5 la coma è visibile ma la scelta di utilizzare o meno  un correttore è piuttosto soggettiva (dipende da quanto la si riesce a tollerare). Nell’ astrofografia, l’impiego di un correttore rappresenta un must, visto che la coma è visibile  nel campo anche con newtoniani fino a f/7 e che, comunque, i newtoniani impiegati in  questo campo sono spesso a rapporti focali bassi.  

Il vantaggio principale dei newton è la possibilità di disporre di un telescopio con una grande capacità di raccolta di luce, visto che questi telescopi possono raggiungere diametri  importanti. La raccolta di luce è fondamentale per il deepsky, che si tratti di osservazione  o astrofografia. Il maggior diamentro implica anche una maggior risoluzione, visto che questa è strettamente dipendente dal diametro. 

Di contro, sono strumenti che necessitano manutenzione periodica, nonchè di essere  collimati tanto spesso quanto più vengono trasportati (sito di osservazione diverso da  quello in cui vengono conservati) e da quanto riescono a tollerare piccole scollimazioni

Essendo, strumenti aperti, le superfici ottiche si sporcano più facilmente. A meno che non si tratti di tubi abbastanza corti, sarà necessario smontarli per poter procedere alla pulizia. Qui trovate una guida su come pulire gli specchi e lenti di un telescopio.

Nella seconda metà del XVII secolo, Laurent Cassegrain sviluppò questo nuovo schema ottico, anche se non era proprio l’unico nel suo genere. Infatti, altri schemi ottici simili erano già stati ideali, più concettualmente che nella pratica, come il telescopio gregoriano. 

Il telescopio sviluppato da L. Cassegrain è un telescopio riflettore che impiega uno  specchio primario concavo forato al centro e uno specchio secondario convesso. Questo  nuovo schema ottico (Cassegrain puro) non prese subito piede (così come i newtoniani) a  causa del fatto che i due specchi dovevano avere una superficie asferica, che non era di facile realizzazione. 

Esistono molte varianti di questo schema ottico. Nei primi del ‘900, fu sviluppata una variante del Cassegrain puro, ovvero uno schema ottico chiamato Ritchey–Chrétien che ha avuto un notevole successo, tanto che lo  ritroviamo in telescopi all’avanguardia come il VLT (Very Large Telescope) o l’HST (Hubble Space Telescope).  

lI funzionamento di un Cassegrain puro si basa sulla sola riflessione.

Telescopio Cassegrain (Disegno non in scala)

Il fronta d’onda dell’oggetto puntato arriva da sinistra, attraversa il tubo fino allo specchio primario concavo parabolico. Il cono di luce riflesso dal primario viene fatto convergere verso lo specchio secondario convesso iperbolico. Il secondario riflette il cono di luce verso il centro del primario, attraversando il suo foro, per poi formare un’immagine sul piano focale sul retro dello specchio primario. Il cassegrain puro, così come tutte le altre sue varianti, sono caratterizzati dall’avere maggiori lunghezze focali rispetto agli altri schemi ottici, e quindi alti rapporti focali. La lunghezza focale in un Cassegrain è data dal prodotto tra la lunghezza focale dello specchio primario e il fattore di ingrandimento dello specchio secondario.

La lunghezza focale effettiva può anche essere “misurata” estendendo il cono di luce prodotto dal secondario in direzione opposta al primario, fino a quando il diametro del cono sarà uguale al diametro dello specchio primario. La lunghezza focale sarà uguale alla distanza che c’è tra il piano focale e i punti di intersezione tra cono e diametro primario. 

Ciò è rappresentato nel seguente disegno:

(Disegno non in scala)

Non sempre sui siti commerciali vengono forniti tutti i dati, ma solo parte di essi. Queste tre formule possono aiutare a calcolare qualche altro parametro, come LF del primario o del secondario e fattore di ingrandimento del secondario:

Lunghezza focale= Fattore ingrandimento x L. focale primario 

Lunghezza focale= d1 + d2 + ( Fattore ingrandimento x d1 )  

Lunghezza focale= (L.F. primario x L.F. secondario) / (L.F. primario + L.F. secondario  – d1) 

In tutti i sistemi cassegrain si trova un paraluce. Se il paraluce non ci fosse, ci sarebbero  delle infiltrazioni di luci che arriverebbero direttamente al piano focale, deturpando  l’immagine formata dal telescopio. Diametro, lunghezza e forma del paraluce sono tali che  nessuna luce sia in grado di arrivare al piano focale se non per via dei riflessi primario secondario. Il paraluce costituisce un’ostruzione al cono di luce in entrata, limitandone  quindi il campo reale di cielo inquadrato senza vignettatura, ovvero senza che si manifesti  un calo di luminosità ai bordi del campo. 

Abbiamo già detto degli effetti dell’ostruzione sul contrasto dell’immagine formata, e i cassegrain sono gli schemi ottici che presentano i valori più alti di ostruzione (30% in su, a seconda della configurazione cassegrain). 

In generale, l’aberrazione che è maggiormente presente nei cassegrain rispetto ad altri schemi ottici è la curvatura di campo. La curvatura di campo consiste nel fatto che  l’immagine formata dal telescopio non si sviluppa su un campo piano ma curvo, che prende  il nome di superficie di Petzval. Questo si verifica in consenguenza al fatto che i raggi non  in asse vengono focalizzati ad una distanza diversa da quelli in asse. Si avrà quindi  un’immagine formata su una superficie curva con concavità verso il cielo. 

By BenFrantzDale - Own work

In assenza di altre aberrazione, in un cassegrain la curvatura di campo dipenderà solo dal  raggio di curvatura di entrambi gli specchi. 

Il raggio di curvatura degli specchi dipenderà da altre variabili, come la distanza tra i due  specchi, la dimensione secondario e la distanza secondario-piano focale, dalle quali,  infine, dipenderà l’entità della curvatura di campo. 


Una buona “rule of thumb” è che la curvatura di campo aumenta al diminuire  dell’ostruzione del secondario e al diminuire della distanza secondario-primario. Da ciò ne consegue anche che “minore è il fattore moltiplicativo del secondario, minore  sarà la curvatura di campo”. 


La curvatura di campo può quindi essere minimizzata giocando su queste variabili fino a  ottenere dei cassegrain (e sue varianti) con un campo piano sufficientemente ampio da  poter essere sfruttato anche in astrofografia, visto che in osservazione visuale la curvatura di campo non rappresenta un grave problema. 


Oppure, si può acquistare uno spianatore di campo, un gruppo di lenti in grado di appianare il piano focale. 


Un'altra aberrazione presente nei sistemi cassegrain è la coma (RCT esclusi). Tra le varianti più commercializzate del cassegrain puro troviamo gli RCT, SCT e  Maksutov-Cassegrain. 

Gli RCT o Ritchey–Chrétien Telescope hanno ottiche (primario e secondario) iperboliche. Il vantaggio degli RC è quello di rendere questi telescopi privi di coma a scapito di un  aumento dell’astigmatismo. Questo baratto “coma-per-astigmatismo" è guardato di buon occhio dagli astronomi professionisti visto che, al fine di eseguire astrometrie più precise,  si preferisce l’astigmatismo (aberrazione simmetrica) al coma ( aberrazione asimmetrica). L’RCT è un telescopio che rende molto bene in astrofografia consentendo di avere dei  campi abbastanza ampi ( relativamente alla L. focale) con stelle più puntiformi rispetto agli  altri sistemi Cassegrain affetti da coma. 

Lo SCT o Schmidt-Cassegrain Telescope è un catadiottrico, ovvero combina lenti e specchi. 


Nel disegno è rappresentato il più comune schema ottico Schmidt-Cassegrain ( esistono  altre varianti a seconda delle posizioni reciproche tra lastra e specchi). 

Telescopio Schmidt-Cassegrain (Disegno non in scala)

In un SCT viene combinato il riflettore di tipo Cassegrain con una lastra correttrice di  Schmidt. La lastra correttrice ha la funzione di correggere l’aberrazione sferica. L’aberrazione sferica è una delle aberrazioni monocromatiche ed è, tra queste, l’unica a essere assiale. 

L’aberrazione sferica consiste nel fatto che i raggi luminosi paralleli all’asse ottico vengono  focalizzati a distanze diverse dal primario (o lente) a seconda della loro distanza dall’asse  ottico (di seguito nel disegno). Di conseguenza, i raggi più vicino all’asse verrano focalizzati  più lontano dallo specchio (o lente) rispetto a quelli più lontani dall’asse.  

(Disegno non in scala)

Come si vede dal disegno del SCT, la lastra ha una forma particolare: la sua parte più sottile  è detta zona neutrale, mentre le parti più spesse vicino e lontano dall’asse ottico sono  rispettivamente dette zone di correzione positiva e zone di correzione negativa. Quando un  raggio passa per la zona neutrale, il raggio non viene rifratto con una traiettoria diversa  rispetto a quella incidente, quindi continua il suo viaggio verso il primario come se la lastra  non ci fosse. Sulla parte più centrale e la parte più periferica della lastra è dove avviene  invece la correzione: in quella più centrale, il raggio viene deviato verso l’asse ottico, mentre,  in quella più periferica, il raggio viene deviato più lontano dall’asse ottico. L’entità della  deviazione subita da raggio dipende dal punto in cui attraversa la lastra.  

Il vantaggio degli SCT è che, utilizzando la lastra corretrice, si è in grado di abbaterre i costi  per la produzione delle ottiche, visto che possono essere impiegati specchi dalla superficie  sferica, decisamente più semplici da produrre rispetto ad altre superfici asferiche.  Tuttavia, l’impiego di due specchi sferici implica un deterioramento delle aberrazioni extra assiali, in particolare coma e curvatura di campo.  

Minimizzare queste ultime due aberrazioni è possibile ma apportando delle modifiche allo  schema ottico. Ad esempio, la minimizzazione del coma può essere raggiunta rendendo  asferico uno dei due specchi (solitamente il secondario) oppure modificando la distanza  della lastra dagli specchi. Il primo rimedio ha lo svantaggio di aumentare inevitabilmente i costi di produzione e precisione nella realizzazione di uno specchio asferico, il secondo di  perdere uno dei principali punti di forza dello SCT: la sua compattezza.  Per queste ragioni, solitamente gli SCT montano specchi sferici, comunque in grado di  garantire una buona ma non perfetta qualità dell’immagine fuori asse. Sul mercato si trovano anche i c.d. SCT con ottiche aplanatiche: telescopi a schema ottico  SC con ottiche asferiche e corrette al limite di diffrazione. Queste ottiche sono in grado non  solo di correggere l’aberrazione sferica, ma anche coma e astigmatismo al fine di ottenere  un campo corretto molto più ampio. 

Lo svantaggio dello SCT è che, essendo uno strumento chiuso, ha dei tempi di  acclimatamento delle ottiche molto lunghi. Per ovviare a questo problema, negli SCT più  avanzati vengono montate delle ventole al fine di ridurre i tempi di acclimatamento. Inoltre,  la lastra correttrice è una superficie molto esposta e soggetta ad appannamento nelle serate  umide. 

Altra variante del Cassegrain è il Maksutov-Cassegrain o semplicemente Mak

Telescopio Maksutov-Cassegrain (Disegno non in scala)

Il Mak è costituito da uno specchio primario sferico, da un menisco negativo e da uno specchio secondario ricavato alluminando una porzione centrale e interna al tubo del  menisco. Anche il Mak è un telescopio catadiottrico. Il menisco ha una curvatura sferica e ha la funzione di correggere l’aberrazione sferica  introdotta dagli specchi. 

Il fronte d’onda arriva dalla parte sinistra del disegno, attraversa il menisco che, essendo sferico, diverge i raggi del fronte d’onda introducendo un’aberrazione sferica della stessa  entità e di segno opposto a quella causata dagli specchi sferici. Il fronte d’onda, viene poi riflesso dal primario e successivamente dal secondario. Il cono di luce che andrà a formare  l’immagine sul piano focale è ormai privo di aberrazione sferica. 

I primi modelli di questo telescopio avevano rapporti focali molto lunghi per minimizzare  l’aberrazione cromatica introdotta dal menisco. In seguito sono stati sviluppati altri modelli al fine di ridurre il rapporto focale pur mantenendo un’aberrazione cromatica ben corretta. Per rendere i Mak a più basso  rapporto focale è necessario rendere asferico il primario o il menisco affinchè  l’aberrazione sferica venga comunque debellata. 

Il secondario, non essendo un elemento a sé stante, assume la stessa curvatura del  menisco, diversamente da come accade con gli SCT, nei quali il secondario è connesso alla lastra corretrice ma è a sé stante, con una propria curvatura. 

Il vantaggio dei Mak è che offrono uno strumento compatto e dalle ottime prestazioni. Il  secondario costituisce una ostruzione inferiore al 20%, quindi, tale da migliorare il contrasto sui dettagli planetari rispetto agli SCT. 

Però, il limite ai possibili diametri dei Mak è costituito dal menisco stesso che  comporterebbe maggiori difficoltà nella sua produzione, nonché l’aumento di peso. Per  questo i Mak raggiungono solitamente diametri attorno ai 180mm e non oltre, al contrario, gli SCT possono raggiungere diametri importanti. 

Così come per gli SCT, anche per i Mak esistono più varianti, a seconda della posizione  reciproca tra menisco e specchi. Tra queste abbiamo il Mak-Newton, essenzialmente un newton con un menisco negativo sulla sua apertura, o il Rumak, ovvero un Mak nel quale il secondario non è ricavato  alluminando una porzione della parte posteriore del menisco, ma costituisce un’unità a sé  stante. 

La differenza con il Mak classico è che quello classico ha un secondario con la stessa  curvatura del menisco, mentre nel Rumak il secondario è connesso al menisco ma ha una  sua curvatura propria...il vantaggio?? Si viene a creare un grado di libertà in più, una  superficie ottica asferica in più (con minore dimensione del menisco o primario) con la quale correggere l’aberrazione sferica residua o il coma, al fine di offrire un campo corretto molto più esteso e rendere questo telescopio adatto anche alla fotografia  astronomica.

Scritto da Francesco D'Oria per Emout