Telescope resolution
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Gli astronomi hanno bisogno di telescopi grandi per due motivi. Il primo è che con una grande area di raccolta è possibile vedere oggetti molto deboli, quindi molto distanti. Il secondo è che un telescopio di grande diametro ha un potere risolutivo maggiore di quello di un telescopio più piccolo. Il potere risolutivo è la capacità di vedere separatamente due oggetti vicini tra loro; si misura in gradi, o arcosecondi, o qualsiasi unità di misura di angoli, proprio perchè indica la minima separazione angolare tra due sorgenti nel cielo che si vedono separatamente. Come è fatta l’immagine di una stella vista attraverso un telescopio? In virtù del fenomeno della diffrazione, la luce di una stella raccolta da un telescopio viene distribuita sul piano focale in un cerchietto centrale molto brillante e tanti anelli concentrici più deboli. Lo spazio tra gli anelli è buio: perciò possiamo concludere che la risoluzione di un telescopio è la separazione angolare tra il punto luminoso al centro e il primo anello scuro. Due stelle, distanti fra loro più della risoluzione del telescopio, saranno viste come due puntini centrali distinti.
Turbolenza ottica
La luce delle sorgenti astrofisiche, siano stelle, pianeti extrasolari, galassie o quasar distanti, ha viaggiato indisturbata per centinaia, migliaia, milioni di anni. Negli ultimi microsecondi di viaggio, quando attraversa l’atmosfera terrestre, il segnale viene perturbato dalle masse d’aria in movimento per via della turbolenza atmosferica e del vento.
L’aria infatti è un elemento ottico al pari di lenti e specchi: ogni cella d’aria, con la sua temperatura, densità, umidità, ha un comportamento ottico (cioè ha un indice di rifrazione) diverso da quello delle celle adiacenti. La colonna d’aria sopra un telescopio è formata da moltissime celle, grandi tipicamente 10, 20 cm, originate dai processi di convezione e turbolenza. Come conseguenza possiamo immaginare il telescopio come costituito da moltissime lenti diverse (le celle d’aria), ciascuna con la risoluzione di un telescopio di 10, 20 cm (mentre il telescopio avrebbe un diametro di 8 m). Che fare per ripristinare il potere risolutivo originario e sfruttare appieno le capacità di un grande telescopio? Gli astronomi hanno inventato una tecnica chiamata ottica adattiva.
Il loop adattivo
In un sistema di ottica adattiva si utilizza la luce di una sorgente di riferimento (una stella, o il nucleo di una galassia, o un asteroide) per misurare le aberrazioni prodotte dalla turbolenza atmosferica: questo compito è svolto da un sensore di fronte d’onda. Il segnale ottenuto è un errore di forma (rispetto alla forma piatta, cioè con nessuna deformazione) e viene inviato ad uno specchio deformabile che produce la deformazione richiesta con il segno invertito. In questo modo, nei limiti delle capacità di misura del sensore e di correzione dello specchio, la deformazione del fronte d’onda luminoso corretta e il potere risolutivo è ripristinato.
Il sensore di fronte d’onda