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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>
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0011 >Telescopi</title>
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0013   <primary
0014 >Telescopi</primary>
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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">
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0021 >Apertura e rapporto focale</title>
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0024 >Telescopi</primary>
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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 &ndash; 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>
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0049 <sect2 id="aberrations">
0050 <title
0051 >Aberrazioni</title>
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0054 >Telescopi</primary>
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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>
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0091 >Telescopi</primary>
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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>
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0102 
0103 <sect2 id="field">
0104 <title
0105 >Campo di vista</title>
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0108 >Telescopi</primary>
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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 (&eg; <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 
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0168 
0169 
0170 <sect2 id="types">
0171 <title
0172 >Tipi di telescopi</title>
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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>
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0181 
0182 <sect2 id="optical">
0183 <title
0184 >Telescopi ottici</title>
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0187 >Telescopi</primary>
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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
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0253 >Telescopi</primary>
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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>
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0264 >Osservazioni dallo spazio</title>
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0267 >Telescopi</primary>
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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>