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0001 <sect1 id="ai-telescopes"> 0002 <sect1info> 0003 <author 0004 ><firstname 0005 >Ana-Maria</firstname 0006 > <surname 0007 >Constantin</surname 0008 > </author> 0009 </sect1info> 0010 <title 0011 >Telescopi</title> 0012 <indexterm> 0013 <primary 0014 >Telescopi</primary> 0015 </indexterm> 0016 <para 0017 >Inventati nei Paesi Bassi agli inizi del diciassettesimo secolo, i telescopi sono gli strumenti usati da astronomi e astrofisici per le loro osservazioni. Con lo sviluppo della scienza moderna, al giorno d'oggi i telescopi sono usati per l'osservazione in tutte le bande dello spettro elettromagnetico, dentro e fuori l'atmosfera terrestre. I telescopi raccolgono la luce attraverso un'ampia superficie chiamata obiettivo che fa convergere la luce. L'immagine finale sarà visualizzata usando un oculare. </para> 0018 0019 <sect2 id="aperture"> 0020 <title 0021 >Apertura e rapporto focale</title> 0022 <indexterm 0023 ><primary 0024 >Telescopi</primary> 0025 </indexterm> 0026 0027 <para 0028 >I telescopi sono usati per raccogliere la luce proveniente da corpi celesti e per convergerla in un punto, chiamato fuoco. Sono descritti usando due parametri, <firstterm 0029 >apertura</firstterm 0030 > e <firstterm 0031 >rapporto focale</firstterm 0032 >. Il diametro della superficie di raccolta della luce è chiamato <firstterm 0033 >apertura</firstterm 0034 > del telescopio – più grande è l'apertura, più luminosa è l'immagine. Il rapporto tra la lunghezza focale <firstterm 0035 >f</firstterm 0036 > e l'<firstterm 0037 >apertura D</firstterm 0038 > di un telescopio è definito come il <firstterm 0039 >rapporto focale</firstterm 0040 >. Questo definisce la luminosità di un telescopio. Telescopi <quote 0041 >veloci</quote 0042 > hanno rapporti focali più piccoli, dato che forniscono immagini più luminose in un tempo di esposizione più breve. Con l'aumentare del rapporto focale aumenta anche il tempo di esposizione richiesto dal telescopio per fornire immagini più luminose, e per questo è più <quote 0043 >lento</quote 0044 >. Il rapporto focale di solito è rappresentato come <quote 0045 >f/n</quote 0046 >, dove n è il rapporto della lunghezza focale con l'apertura. </para> 0047 </sect2> 0048 0049 <sect2 id="aberrations"> 0050 <title 0051 >Aberrazioni</title> 0052 <indexterm 0053 ><primary 0054 >Telescopi</primary> 0055 </indexterm> 0056 0057 <para 0058 >I telescopi usano lenti o specchi per fornire le immagini. Sfortunatamente, se usiamo entrambi otteniamo distorsioni dell'immagine note come <firstterm 0059 >aberrazioni</firstterm 0060 >. Alcune aberrazioni sono comuni sia per le lenti sia per gli specchi, come l'<firstterm 0061 >astigmatismo</firstterm 0062 > e la <firstterm 0063 >curvatura di campo</firstterm 0064 >. </para> 0065 0066 <para 0067 >L'<firstterm 0068 >astigmatismo</firstterm 0069 > si verifica quando parti differenti della lente o dello specchio fanno convergere i raggi della luce in differenti punti sul piano focale. Quando l'astigmatismo viene corretto, la <firstterm 0070 >curvatura di campo</firstterm 0071 > può apparire sulla superficie della lente o dello specchio, facendo convergere la luce su una superficie curva piuttosto che su un piano. </para> 0072 0073 <para 0074 >Tuttavia, ci sono anche aberrazioni specifiche per le lenti e aberrazioni specifiche per gli specchi. </para> 0075 0076 <para 0077 >L'<firstterm 0078 >aberrazione cromatica</firstterm 0079 > è un effetto dei telescopi che usando lenti per convergere la luce. In particolare, la lunghezza focale di una lente dipende dalla lunghezza d'onda, e per questo il fuoco della luce blu è differente da quello della luce rossa, producendo un'immagine sfuocata. L'effetto dell'aberrazione cromatica può essere ridotto aggiungendo lenti correttive nel sistema. Anche l'aberrazione <firstterm 0080 >sferica</firstterm 0081 > può essere un problema per le lenti, dovuto alla loro forma. Superfici sferiche non convergono la luce in un solo punto, e per questo vengono preferite altre superfici ottiche, ad esempio i paraboloidi. Tuttavia, anche usandole non si risolvono tutti i problemi, dato che in questo si verifica aberrazione coma, che deriva dalla dipendenza tra la lunghezza focale con l'angolo tra la direzione dei raggi ricevuti e l'asse ottico del sistema. Per questo, le immagini di punti che giacciono sull'asse ottico risultano allungate, piuttosto che risultare semplici punti (come dovrebbe essere). </para> 0082 </sect2> 0083 0084 0085 0086 <sect2 id="magnification"> 0087 <title 0088 >Ingrandimento</title> 0089 <indexterm 0090 ><primary 0091 >Telescopi</primary> 0092 </indexterm> 0093 0094 <para 0095 >L'<firstterm 0096 >ingrandimento</firstterm 0097 >, cioè l'aumento del diametro angolare di un oggetto visto con un telescopio, è descritto come il rapporto tra la lunghezza focale dell'obiettivo con la lunghezza focale dell'oculare; quindi, all'aumentare della lunghezza focale dell'obiettivo aumenta anche l'ingrandimento. Se vuoi un'immagine ampia hai bisogno di un obiettivo con una lunghezza focale lunga e di un oculare con una lunghezza focale corta. </para> 0098 0099 <para 0100 >Ad esempio, se hai un obiettivo 500 mm e un oculare 25 mm l'ingrandimento risultante sarà 500 / 25, cioè 20 o 20X. </para> 0101 </sect2> 0102 0103 <sect2 id="field"> 0104 <title 0105 >Campo di vista</title> 0106 <indexterm 0107 ><primary 0108 >Telescopi</primary> 0109 </indexterm> 0110 0111 <para 0112 >Il campo di vista è l'angolo di cielo osservabile dal telescopio. Il campo di vista <firstterm 0113 >apparente</firstterm 0114 > di un telescopio è determinato solamente dall'oculare, ed è una sua caratteristica specifica, di solito 52 gradi. Per scoprire il <firstterm 0115 >campo di vista reale</firstterm 0116 > di un telescopio devi dividere il campo di vista apparente per l'ingrandimento. Il campo di vista reale è l'angolo effettivo di cielo osservabile dal telescopio. </para> 0117 0118 <tip> 0119 <para 0120 >&kstars; ha uno strumento per cercare e mostrare (sul cielo virtuale) un vero campo di vista chiamato <guilabel 0121 >Indicatore CDV</guilabel 0122 >. Puoi avviarlo da <menuchoice 0123 ><guimenu 0124 >Impostazioni</guimenu 0125 > <guisubmenu 0126 >Simboli CDV</guisubmenu 0127 ><guimenuitem 0128 >Modifica simboli CDV...</guimenuitem 0129 ></menuchoice 0130 >. Premendo <guibutton 0131 >Nuovo</guibutton 0132 > sarà aperta una finestra di dialogo con quattro schede: <guilabel 0133 >Oculare</guilabel 0134 >, <guilabel 0135 >Telecamera</guilabel 0136 >, <guilabel 0137 >Binocolo</guilabel 0138 > e <guilabel 0139 >Radiotelescopio</guilabel 0140 >. Per calcolare il campo di vista, scegli la scheda opportuna e inserisci i dettagli della strumentazione. Infine, premendo <guibutton 0141 >Calcola CDV</guibutton 0142 > sarà calcolato il campo di vista e lo mostrerà appena sotto. &kstars; ora può anche mostrarne la forma sul cielo virtuale: inserisci il nome per questo specifico campo di vista (⪚ <userinput 0143 >Oculare da 20mm</userinput 0144 > oppure <userinput 0145 >Reflex digitale con rifrattore</userinput 0146 >) e scegli una forma e un colore da usare. Per un <guilabel 0147 >Oculare</guilabel 0148 > usa <guilabel 0149 >Cerchio</guilabel 0150 > o <guilabel 0151 >Cerchio semitrasparente</guilabel 0152 > come forma, dato che il campo di vista di un oculare è rotondo. Per una <guilabel 0153 >Telecamera</guilabel 0154 > usa <guilabel 0155 >Quadrato</guilabel 0156 > (che in realtà è un rettangolo), visto che il sensore o la pellicola in genere sono rettangolari o quadrati. Quando usi oculari e/o telescopi multipli è bene distringuerli con colori diversi. Premi <guibutton 0157 >OK</guibutton 0158 > per chiudere la finestra di dialogo. Per mostrare la forma sullo schermo, torna nel menu <menuchoice 0159 ><guimenu 0160 >Impostazioni</guimenu 0161 > <guisubmenu 0162 >Simboli CDV</guisubmenu 0163 ></menuchoice 0164 > e scegli la nuova voce di menu con il nome che hai specificato in precedenza. Per disabilitare la forma, scegli nuovamente la sua voce di menu. </para> 0165 </tip> 0166 0167 </sect2> 0168 0169 0170 <sect2 id="types"> 0171 <title 0172 >Tipi di telescopi</title> 0173 <indexterm 0174 ><primary 0175 >Telescopi</primary> 0176 </indexterm> 0177 0178 <para 0179 >Dato che i telescopi sono usati per osservare tutto lo spettro elettromagnetico, sono classificati in telescopi ottici, per l'ultravioletto, per raggi gamma, per raggi X, infrarossi, e radiotelescopi. Ciascuno ha un proprio ruolo nell'analisi dettagliata di un corpo celeste. </para> 0180 </sect2> 0181 0182 <sect2 id="optical"> 0183 <title 0184 >Telescopi ottici</title> 0185 <indexterm 0186 ><primary 0187 >Telescopi</primary> 0188 </indexterm> 0189 0190 <para 0191 >Usati per l'osservazione del campo di vista visibile, i telescopi ottici sono principalmente rifrattori e reflettori, che raccolgono in modo diverso la luce di una stella. </para> 0192 0193 <para 0194 >I <firstterm 0195 >telescopi rifrattori</firstterm 0196 > usano due lenti per creare l'immagine: una primaria o <firstterm 0197 >obiettivo</firstterm 0198 > che raccoglie la luce formando un'immagine sul piano focale, e l'<firstterm 0199 >oculare</firstterm 0200 > che funge da lente d'ingrandimento e viene usato per osservare l'immagine finale. Le due lenti sono poste ai lati opposti di un tubo mobile e la distanza tra di loro può essere regolata per produrre l'immagine finale. </para> 0201 0202 <para 0203 >Il più grande telescopio rifrattore al mondo si trova all'<firstterm 0204 >Osservatorio Yerkes</firstterm 0205 > nel villaggio di Williams Bay, nel Wisconsin. Costruito nel 1897, ha un obiettivo da 1.02 m (40 in) e una lunghezza focale di 19.36 m. </para> 0206 0207 <para 0208 >I <firstterm 0209 >telescopi riflettori</firstterm 0210 >, invece, usano specchi al posto di lenti per produrre l'immagine finale. Sostituendo la lente dell'obiettivo con uno specchio, la posizione del fuoco sarà nel percorso della luce che entra nel telescopio. Un osservatore situato in questo punto può vedere un'immagine, ma bloccherebbe parte della luce in entrata. Il fuoco dello specchio principale è chiamato <firstterm 0211 >fuoco primario</firstterm 0212 >, ed è anche il nome della prima categoria di telescopi riflettori. Quindi, questi telescopi usano uno specchio per raccogliere la luce di un oggetto celeste, e di riflesso l'immagine dell'oggetto può essere osservata dal fuoco primario del telescopio. Altri tipi di telescopi riflettori sono i <firstterm 0213 >newtoniani</firstterm 0214 >, i <firstterm 0215 >Cassegrain</firstterm 0216 > e i <firstterm 0217 >Coudé</firstterm 0218 >. </para> 0219 0220 <para 0221 >I telescopi <firstterm 0222 >newtoniani</firstterm 0223 > usando uno specchio piatto in più localizzato nelle vicinanze del fuoco primario, nel percorso della luce riflessa. Ciò comporta lo spostamento del fuoco in un punto diverso, su uno dei lati del telescopio, più accessibile all'osservatore. Ovviamente, uno specchio piazzato nel percorso della luce riflessa bloccherà anche parte di quella che entra nel telescopio, ma se il rapporto della superficie dello specchio primario rispetto a quella del secondo specchio è abbastanza grande, la quantità di luce in entrata bloccata è trascurabile. </para> 0224 0225 <para 0226 >Il telescopio <firstterm 0227 >Cassegrain</firstterm 0228 > è simile a quello newtoniano, ma in questo tipo lo specchio secondario riflette la luce verso il fondo del telescopio. Un foro nel centro dello specchio primario permette alla luce riflessa di proseguire nel suo percorso, fino a che non converge nel fuoco. Lo specchio secondario deve essere convesso, dato che incrementa la lunghezza focale del sistema ottico. Lo specchio primario di un telescopio Cassegrain è un paraboloide. Sostituendolo con un iperboloide otteniamo un telescopio Ritchey-Chrétien. Il vantaggio di usare un telescopio <firstterm 0229 >Ritchey-Chrétien</firstterm 0230 > è che annulla la coma dei riflettori classici. </para> 0231 0232 <para 0233 >Il tipo <firstterm 0234 >Coudé</firstterm 0235 > consiste di più di uno specchio che riflette la luce verso una camera speciale, detta camera Coudé, posizionata sotto al telescopio. I vantaggi dei telescopi Coudé sono vari, e derivano dall'avere una lunghezza focale lunga utile in diversi campi dell'astronomia e dell'astrofisica; ad esempio, in spettroscopia possono evitare l'uso di strumenti enormi. Tuttavia, i telescopi Coudé hanno anche svantaggi: dato che ci sono più specchi nel sistema, arriva meno luce al rivelatore. Ciò si verifica poiché, usando specchi di alluminio, solo l'80% della luce incidente viene riflesso. </para> 0236 0237 <para 0238 >I <firstterm 0239 >catadiottrici</firstterm 0240 > sono tipi di telescopi che usano sistemi aventi sia lenti sia specchi per far convergere la luce. Il telescopio catadiottrico più popolare è lo <firstterm 0241 >Schmidt-Cassegrain</firstterm 0242 >. Ha il vantaggio di fornire un ampio angolo di vista. Per diminuire la coma, usa uno specchio primario sferoidale con una sottile lente correttiva che rimuovere le aberrazioni sferiche. Lo specchio secondario è piazzato nel mezzo della lente correttiva, riflettendo la luce attraverso un foro nello specchio primario. Anche il telescopio <firstterm 0243 >Maksutov</firstterm 0244 > - non così famoso come lo Schmidt-Cassegrain ma comunque comune - usa una lente correttiva con lo specchio primario, ma in questo caso le loro sperfici sono concentriche. </para> 0245 0246 </sect2> 0247 0248 <sect2 id="other"> 0249 <title 0250 >Osservazioni in altre lunghezze d'onda</title> 0251 <indexterm 0252 ><primary 0253 >Telescopi</primary> 0254 </indexterm> 0255 0256 <para 0257 >Per un'analisi dettagliata del cielo, le osservazioni vengono effettuate anche in altre regioni dello spettro elettromagnetico. I <firstterm 0258 >radiotelescopi</firstterm 0259 > sono molto popolari ed efficienti, sviluppati principalmente nell'ultimo secolo. Un problema comune di radiotelescopi e telescopi ottici è la necessità di migliori risoluzioni. Possiamo derivare la risoluzione di un telescopio usando il criterio di Rayleigh, che afferma che la capacità risolutiva è uguale al rapporto tra la lunghezza d'onda della luce ricevuta e il diametro dell'apertura (moltiplicando per 1,22 per aperture circolari). Quindi, per una buona risoluzione abbiamo bisogno del più grande diametro possibile. Il più grande radiotelescopio al mondo è il telescopio di Arecibo in Porto Rico, che usa un gigantesco disco di 305m di diametro. Per risolvere il problema delle risoluzioni, gli astronomi hanno sviluppato una nuova tecnica chiamata interferometria. Il principio base dell'interferometria è che osservando lo stesso oggetto con due telescopi distinti possiamo ottenere un'immagine finale "unendo" le due immagini di partenza. Oggigiorno, l'osservatorio più efficiente che usa l'interferometria è il Very Large Array, situato nei pressi di Socorro, nel Nuovo Messico. Usa 27 telescopi posizionati a formare una «Y», ciascuno avente un'apertura di 25m. Esiste anche una tecnica chiamata «Very Long Baseline Interferometry» (VLBI) che permette agli astronomi di combinare immagini su distanze di continenti. Il più grande progetto del secolo al riguardo è la costruzione dell'Atacama Large Millimeter Array (ALMA), che userà 66 radiotelescopi localizzati nel deserto di Atacama, nel nord del Cile. </para> 0260 </sect2> 0261 0262 <sect2 id="space"> 0263 <title 0264 >Osservazioni dallo spazio</title> 0265 <indexterm 0266 ><primary 0267 >Telescopi</primary> 0268 </indexterm> 0269 0270 <para 0271 >Dato che le osservazioni dalla Terra sono influenzate dall'estinzione a causa dell'atmosfera terrestre, le osservazioni effettuate dallo spazio sono più efficaci. Vogliamo citare il <firstterm 0272 >telescopio spaziale Hubble (HST)</firstterm 0273 >, che ha uno specchio primario di 2,4m f/24, lo specchio più liscio mai costruito. Il telescopio spaziale Hubble si trova su un'orbita bassa attorno alla Terra e, per la mancanza di atmosfera, può osservare oggetti molto deboli. Un altro telescopio spaziale è il <firstterm 0274 >telescopio Spaziale James Webb (JWST)</firstterm 0275 >, il cui lancio è pianificato per il 2018. Avrà uno specchio primario di 6,5m e orbiterà attorno ad un punto di gravitazione stabile sulla linea Sole-Terra chiamato secondo punto di Lagrange (L2). Lì le attrazioni gravitazionali di Sole e Terra bilanciano la forza centrifuga di un oggetto in moto attorno al Sole. Questo punto ha la speciale proprietà che se un oggetto è piazzato lì, risulta in equilibrio nel sistema Sole-Terra. Il secondo punto di Lagrange è sulla linea che connette il Sole e la Terra, sull'altro lato della Terra. Quindi, un telescopio piazzato lì riceverà meno radiazioni termiche, migliorando le osservazioni degli infrarossi. </para> 0276 </sect2> 0277 </sect1>