Spettroscopia astronomica amatoriale fai da te (seconda parte)

luglio 27, 2011  |   AstronomiaNova   |     |   0 Commenti

di Vittorio Lovato

INTRODUZIONE

Leggi la prima parte dell’articolo pubblicata sul n.3 di Astronomia Nova

Seconda parte:

C) – Spettroscopio catottrico a prisma di Littrow, focale 200 mm, ad autocollimazione (fig. 13)

Fig. 13

Quando s’impiegano collimatori a lenti, come nel caso in precedenza descritto, la gamma di lunghezze d’onda abbracciata dallo spettro, (al netto della sensibilità cromatica del sensore) è condizionata dai limiti entro i quali il collimatore è acromatizzato. Poiché la radiazione stellare eccede normalmente  detti limiti, i due estremi dello spettro si aprono a ventaglio, proprio perché interviene l’aberrazione cromatica, non più corretta, a modificare la focale e con essa la scala d’immagine alle estremità dello spettro. Il problema, anche se non drammatico a livello amatoriale,  può essere evitato ricorrendo a soluzioni che prevedono, ad esempio, l’impiego di collimatori a riflessione (specchi concavi) notoriamente immuni da qualsiasi cromatismo.

E’ la scelta che è stata fatta nella costruzione dello spettroscopio per il telescopio R.C. da 500 mm, f/8, destinato all’Osservatorio G. Galilei di Libbiano (PI) dell’AAAV., Fig. 13a

Fig. 13a

Fig. 14

Lo schema è quello illustrato in fig. 14, (dalla caratteristica configurazione a W) e il funzionamento è analogo a quello dello strumento di cui al punto B) precedente. Il collimatore è uno specchio sferico da 60 mm e focale di 200. Per metà funziona da collimatore e per metà da obiettivo per la camera CCD che inizialmente era una modesta camera Starlight non raffreddata, in attesa di poterla sostituire con una ben più efficiente camera  Lumenera.

Per una fortunata combinazione, la prima luce di questo strumento coincise con l’inaspettata esplosione della cometa 17P Holmes e nella notte del 27 ottobre 2007, l’Osservatorio di Libbiano fu, tra i primi a registrarne lo spettro. E’ stato molto emozionante riconoscere fin da subito le righe in emissione del cianogeno e di altre molecole organiche, sovrapposte allo spettro solare di fondo. Una serata davvero memorabile! La notizia, con relativa documentazione fotografica, ebbe qualche eco tra le riviste di settore. E questo ci rese tutti  particolarmente orgogliosi.

D) – Spettroscopio catottrico a reticolo, focale 100 mm, ad auto collimazione, Figura 15

E’ risaputo che i prismi non forniscono uno spettro lineare, ma più dilatato nel blu/violetto e meno nel rosso, a differenza dei reticoli che producono, invece, spettri sensibilmente lineari. La differenza è, in sostanza, ininfluente per quanto concerne l’elaborazione a computer dello spettro dopo la cattura, ma la minor risoluzione alle basse frequenze dello spettro, può talvolta non essere desiderabile. Per contro, la maggior risoluzione nel violetto offerta dai prismi può essere di vantaggio nel caso di stelle molto calde che emettono principalmente in questa gamma di lunghezze d’onda. In favore dei prismi, (più in passato che al presente) dobbiamo anche annoverare la loro maggiore efficienza, che sfiora il 100%.

Il reticolo, per le sue caratteristiche, potrebbe essere dunque una soluzione adatta a tutte le circostanze e, da quanto risulta anche in campo internazionale, sembra essere questo il tipo di dispersore preferito nelle applicazioni amatoriali. A questa considerazione dobbiamo aggiungere la maggior facilità di reperimento dei reticoli, il cui costo può ormai reggere il confronto con quello dei prismi.

Fig. 15

Con queste premesse, l’Osservatorio di Libbiano dell’AAAT, mi ha commissionato uno spettroscopio a reticolo, fig. 15, da affiancare al precedente E’ ad autocollimazione e impiega come collimatore uno specchio sferico da 60 mm, focale 100 mm. Il reticolo è da 600tr/mm. Come mostra lo schema di fig. 16, lo specchio sferico funziona per metà da collimatore e per l’altra metà da obiettivo per la camera CCD. L’attacco al telescopio è da due pollici (50,8 mm), mentre il raccordo di uscita è atto a ricevere camere con attacco da 1,25 pollici (31,8 mm).

Misura 80x80x150 mm e pesa 850gr.

Fig 16

E) – Spettroscopio diottrico a reticolo, focale  50 mm, ad auto collimazione, fig. 17

Un altro esempio di spettroscopio ad autocollimazione, leggero e poco ingombrante è quello di fig. 17. Come collimatore è stato adottato un obiettivo fotografico reflex da 50 mm, f/2. Lo schema ottico è quello tipico di Fig.18.

Fig. 17

Fig. 18

Con il reticolo da 600 tr./mm, lo spettro ottenibile ha, nell’intervallo del visibile, una lunghezza di circa 13 mm. Il peso sfiora gli 800 grammi e la costruzione, anche in virtù della corta focale, è molto compatta. E’ adatto sia per rifrattori, sia per riflettori, fig. 18a.

Fig. 18a

F) – Spettroscopio a reticolo, con collimatore da 140 mm e obiettivo da 50 mm, fig. 19

Quando si sceglie uno schema ad autocollimazione, si risparmia, come si è visto, un componente, Talvolta alcune aberrazioni extrassiali sono compensate, ma bisogna mettere in conto qualche svantaggio (non esistono pasti gratis, nemmeno in astronomia). Il principale è che ci troviamo a dover fare una scelta cruciale: se si usano focali lunghe, ciò va a vantaggio del potere risolutivo dello spettroscopio e della dispersione, ma allo stesso tempo lo spettro è meno luminoso, perché più esteso, e ciò comporta delle limitazioni nella magnitudine stellare raggiungibile dallo strumento, oltre che una maggior laboriosità nella successiva elaborazione per il maggior frazionamento dello spettro; se la scelta è per focali corte, avviene il contrario. Bisogna quindi trovare un giusto compromesso tra le due esigenze, tenendo conto anche del fatto, non secondario, che lo spettro deve essere focalizzato sul CCD del dispositivo di ripresa (e qui le focali troppo corte non sono di aiuto). Naturalmente, nella scelta, molto dipende anche dalla potenza del telescopio.

Lo spettroscopio che viene ora esaminato è stato concepito per essere utilizzato sul telescopio principale, un newtoniano da 400 mm f/5, in corso di allestimento presso un Osservatorio dell’Oltrepò Pavese, e risponde allo schema di Fig.20. E’ composto dalla solita fenditura regolabile, un ex obiettivo da proiettore con focale di 140 mm, molto ben corretto, che funge da collimatore, un reticolo da 600tr/mm e, infine, un obiettivo fotografico da 50 mm, f/1,7 leggermente modificato nella meccanica per rendere possibile la manovra dall’esterno della ghiera di messa a fuoco. La Fig. 20-a mostra la disposizione delle parti interne.

La lunga focale del collimatore (140 mm) implica un potere risolutivo di tutto rispetto, mentre la modesta focale dell’obiettivo fotografico (50 mm) consente di mantenere la lunghezza dello spettro entro limiti ragionevoli, senza pregiudizio della qualità, anzi migliorandola, perché equivale a restringere la fenditura nello stesso rapporto (140/50)  delle due focali.

Fig. 19

Fig. 20

Fig. 20a

Il peso di 1,6 Kg è assolutamente compatibile con la robusta struttura del telescopio.

G) – Uno spettroscopio a reticolo, “quasi universale” , fig. 21

Fig. 21

E’ un modello di recente concepimento  (2009), e presenta caratteristiche piuttosto interessanti.

Per la mia modesta esperienza, sono propenso a condividere l’opinione di molti, secondo cui non sia possibile realizzare uno spettroscopio “universale”, in senso stretto. Vale a dire uno strumento standard,  fabbricato in serie per essere immediatamente applicabile su qualunque telescopio (alla stregua di quanto avviene, ad esempio, per i comuni oculari oltre che per un’infinità di altri accessori) e in grado di accettare, senza bisogno di particolari adattamenti, qualunque dispositivo di registrazione, offerto dal mercato. Il concetto è talmente ovvio che non merita spendervi sopra altre parole. Tuttavia, lo spettroscopio che ora viene illustrato, è un tentativo escogitato per rendere meno “personalizzati” questi strumenti, almeno per quanto riguarda il loro interfacciamento con i vari modelli di telescopi, diversi per dimensioni, configurazione e potenza.

Osservando lo schema di Fig.22, si nota anzitutto che, sia il collimatore, sia l’obiettivo sono entrambi costituiti da specchi sferici: un sistema totalmente catottrico. Nella fattispecie, gli specchi sono ricavati da lenti piano-concave, delle quali si è utilizzata la superficie concava, resa riflettente mediante alluminatura. La focale è per entrambi gli specchi di 100 mm nominali (95 effettivi). La fenditura è situata subito a valle dell’attacco standard da 31,8 mm.

Lo specchio che funge da obiettivo, è montato su una slitta scorrevole, azionabile dall’esterno, che ne permette lo scorrimento assiale. Questa soluzione, non solo consente l’agevole e precisa messa a fuoco dello spettro, ma disponendo, la slitta, di una corsa eccedente le pure necessità di messa a fuoco, consente, entro certi limiti, di impiegare camere CCD con chip piazzati a profondità diverse. Si rammenta ad esempio che le camere con attacco tipo C hanno il sensore sistemato a 17.5 mm, mentre con l’attacco tipo CS, il sensore è posto a 12.5 mm. Rimane il problema, minore, di prevedere, di volta in volta, adeguati supporti per il fissaggio meccanico delle differenti camere. La versione qui considerata è per una camera MagZero-5m, e come telescopio uno S.C. da 200 mm, f/10, su montatura equatoriale. La focale di 100 mm con un reticolo da 600 tr./mm produce uno spettro lungo circa 25 mm.

L’impiego di specchi al posto dei pesanti e ingombranti obiettivi e collimatori a lenti, ha consentito di ridurre il peso dello strumento a soli 600 gr. e mantenere la lunghezza entro i 15 cm; un ingombro più che modesto.

Qualche problema di puntamento (ma questo vale per qualsiasi altro accessorio), potrebbe sorgere nel caso di telescopi con montatura a forcella, per oggetti posti in prossimità dell’equatore celeste.

H) – Uno Spettroelioscopio “Made in Italy” (Fig.23)

Fig. 23

Lo Spettroelioscopio è, in buona sostanza, un monocromatore con il quale è possibile osservare in luce rigorosamente monocromatica e senza l’impiego di costosi filtri, dettagli e fenomeni significativi che hanno origine e sede sulla superficie del Sole quali, ad esempio, brillamenti, protuberanze al bordo, filamenti, facole, ecc. e a seguirne l’evoluzione nel tempo.

Il monocromatore, come schema, deriva direttamente dallo spettroscopio, dal quale differisce per il fatto di possedere una seconda fenditura, detta fenditura di uscita, posta sul piano dello spettro. Questa seconda fenditura ha lo scopo di isolare e lasciar passare una sola lunghezza d’onda, a scelta, ad esempio quella della riga Hα dell’Idrogeno o della riga K del Calcio II, e così via.

In aggiunta, un particolare cinematismo chiamato sintetizzatore, fa sì che l’immagine del Sole fornita da un telescopio possa venire fatta scorrere sulla fenditura di entrata dello strumento, esplorata da questa e simultaneamente ricostruita, in luce monocromatica, sulla retina dell’osservatore.

Nell’ideare uno spettroelioscopio si può scegliere tra diverse versioni, ma, in ogni caso avremo sempre uno strumento nel quale si potranno distinguere tre parti principali e cioè: un telescopio, un sintetizzatore e uno spettroscopio a doppia fenditura; a ciò potemmo aggiungere un quarto componente, l’eliostato, per controbilanciare gli effetti della rotazione terrestre, se per l’apparecchio è prevista una postazione fissa.

Fig. 23

Quello qui descritto è in versione compatta (è lungo in tutto 1,4 m), una configurazione che gli americani chiamano “folded up”. Lo schema ottico è visibile in fig. 24.

Per capirne il funzionamento, supponiamo per il momento che il sintetizzatore non sia avviato. Una sottile fettina dell’immagine solare fornita dal telescopio, delimitata dalla fenditura d’entrata (tipicamente 30 – 50 micron), viene collimata da uno specchio concavo da 75 mm, focale 1000 mm e inviata a un reticolo di diffrazione da 50×50 mm, 1200 tr/mm. Il reticolo scompone la luce solare e la riflette su un secondo specchio concavo, identico al primo, che funge da obiettivo. Sul piano focale di quest’ultimo si forma lo spettro e, grazie alla presenza in quel punto della seconda fenditura, la stessa fettina di Sole esplorata in ingresso in luce bianca, esce, selezionata dalla fenditura, in luce monocromatica. L’apertura della  fenditura d’uscita, viene tenuta uguale (o inferiore) allo spessore della riga spettrale prescelta, in modo da massimizzare la selettività dello strumento e incrementare il contrasto. Poiché lo spettro solare si sviluppa su una lunghezza di circa 500mm, è facile calcolare, ad esempio, come la riga Hα, larga 0,6Å, si presenti nello spettro con una larghezza di circa 45 micron. E questa è l’apertura massima che conviene assegnare alla fenditura d’uscita.

Fig. 24

Detto questo, quando si avvia il sintetizzatore, l’immagine solare viene esplorata dalla fenditura d’entrata circa 30 volte al secondo grazie ad uno specchietto oscillante, mosso da un motorino elettrico, ed è simultaneamente ricostruita, in uscita, da un secondo specchietto complanare e sincrono con quello d’ingresso, grazie al ben noto fenomeno della persistenza delle immagini sulla retina, (lo stesso che presiede al funzionamento del cinematografo). L’osservatore vede, quindi, attraverso un oculare, l’immagine del Sole, per esempio, in luce H-alfa, se questa è la lunghezza d’onda su cui lo strumento è sintonizzato. Ovviamente, per una comoda visione,si deve interporre un relè ottico tra fenditura e oculare, per  trasportare l’immagine in posizione adatta per essere vista all’oculare.

Fig. 25

La fig. 25 mostra alcune parti interne dello strumento, tra cui quelle costituenti l’apparato sintetizzatore, mentre la fig. 26  evidenzia l’eliostato utilizzato per l’inseguimento del Sole.

eliostato

Fig. 26

Recentemente, con alcune modifiche apportate allo strumento, sarà anche possibile eseguire foto con camere reflex. In tal modo lo Spettroelioscopio potrà anche fungere da Spettroeliografo.

La risoluzione, che dipende dall’apertura della fenditura d’entrata e dal diametro dell’immagine solare fornita dal telescopio, è di  8 secondi d’arco, quando la fenditura d’ingresso è regolata a 50 micron.

4) – Approvvigionamento dei componenti ottici

Per la maggior parte degli strumenti sopra descritti, le parti ottiche, tranne i reticoli di diffrazione, sono state recuperate sul mercato dei surplus,.

In particolare: prismi deviatori, lenti e obiettivi, specchi piani e sferici, fenditure regolabili, sono reperibili presso SurplusShed (USA) (www.surplusshed.com). Il fornitore è serio, il materiale buono, e i prezzi imbattibili.

Un ottimo fabbricante di reticoli, per rapporto qualità/ prezzo, è l’OPTOMETRICS CORPORATION (www.optometrics.com) USA , la ditta presso la quale sono stati comperati i reticoli.

Prismi a visione diretta sono disponibili presso la ditta Jeulin (www.jeulin.fr), assieme ai reticoli a trasparenza per uso didattico. Materiali di buona qualità a prezzi abbordabili.

I prismi di Littrow sono stati recuperati da vecchi Spettrofotometri in disuso.

Alle merci che arrivano da paesi extracomunitari (es. USA), la dogana applica l’IVA del 20% sul prezzo dichiarato, più un dazio che generalmente incide per il 4-6%.

La forma di pagamento più conveniente è a mezzo carta di credito.

Vittorio Lovato, ingegnere,
è Presidente Onorario della A.A.T. –
Ass.ne Astrofili Tethys di Voghera (PV)
e socio onorario della A.A.A.V. di Peccioli (PI).

I suoi principali interessi astronomici s
ono rivolti alla progettazione
costruzione di sofisticati dispositivi spettrografici.

Indice articoli ASTRONOMIA NOVA Agosto 2011
indice articoli









Articoli simili:

video rubrica, domande astronomiche

iniziative

Ultime Notizie