Spettroscopia astronomica amatoriale fai da te.

luglio 01, 2011  |   AstronomiaNova   |     |   1 Commento

di Vittorio Lovato

INTRODUZIONE

Con il presente saggio, l’autore desidera rendere noti alla comunità degli astrofili italiani, i risultati conseguiti nella progettazione e costruzione, in proprio, di spettroscopi amatoriali particolarmente studiati per essere impiegati sui telescopi, spesso di non grande potenza, posseduti dalla maggioranza degli astrofili, con la speranza di suscitare, fra costoro, degli emuli in grado di dare impulso e prestigio, in Italia, al “fai da te”, in questa particolarissima branca dell’astronomia.

Per lo scrivente, l’interesse per la spettroscopia astronomica, inizialmente limitata all’osservazione del Sole, ma ben presto estesa agli oggetti stellari, può essere fatta risalire agli inizi degli anni ’90, grazie all’iniziativa dell’amico ALBERTO VILLA, all’epoca Presidente di un’agguerrita associazione astronomica dell’Oltrepò Pavese. È stato, infatti, nell’anno 1991 che, sotto il suo impulso, abbiamo concepito e insieme realizzato un primo spettroscopio grazie alla disponibilità, che si era venuta a creare, di un eccellente prisma a visione diretta, di una fenditura regolabile e di un telescopio newtoniano da 140 mm, f/8, arrangiato per l’occasione (Fig.1).

Benché in quegli anni i moderni sensori elettronici non fossero ancora alla nostra portata e dovessimo per forza accontentarci delle modeste prestazioni fornite dalle emulsioni fotografiche, i risultati ottenuti da questo strumento “quasi giocattolo” furono per noi così inaspettati che decidemmo di scrivere un articolo per la rivista “l’Astronomia”, poi pubblicato nel numero di Maggio 1992.

Questo fu l’inizio. Spronati da questa prima positiva esperienza, il passo successivo fu quello di realizzare, utilizzando gli stessi componenti, una nuova versione di spettroscopio da adattare nientemeno che su un riflettore da 400 mm, f/4,5, un telescopio ben più potente del precedente. Purtroppo a quel punto, vicende della vita riferibili a vari fattori, fecero sì che le nostre strade si dividessero. I contatti necessariamente si diradarono, ma l’interesse per la spettroscopia rimase intatto, dandoci peraltro la consapevolezza che se volevamo continuare a coltivare la nostra passione avremmo dovuto (e potuto) provvedere da noi medesimi alla costruzione della strumentazione necessaria.

Fig. 1

Comunque sia, da qualche tempo un’altra idea mi frullava per la testa: l’elaborazione di un progetto e la successiva costruzione, forse la prima in Italia, di uno “Spettroelioscopio”, un singolare strumento (ideato da George E. Hale nel 1927), parente stretto dello spettroscopio, ma decisamente più complesso e con funzioni più raffinate. Lo strumento nasceva infatti con lo scopo di osservare il Sole in luce rigorosamente monocromatica, e non solo sull’usuale lunghezza d’onda della riga H-alfa dell’idrogeno, ma anche su  righe di altri elementi presenti nello spettro solare.

Una costruzione non facile per un amatore, data la complessità dello strumento, il poco tempo disponibile e la scarsa esperienza; ma  mi convinsi, dopo breve tempo (e qualche intoppo) che avrei vinto la sfida il giorno in cui ebbi modo di conoscere, tramite “Sky & Telescope”, un americano che vive in California, tale Mr. Fredrick N. Veio, uno dei maggiori esperti in materia fin dagli anni ’70 e che in seguito ebbi anche modo di conoscere personalmente. Per una fortunata combinazione, proprio in quel numero della prestigiosa rivista americana veniva pubblicizzata una sua monografia dal titolo “The Spectrohelioscope” che, ovviamente, mi feci subito spedire.
L’impresa, portata avanti a spizzichi e bocconi nei ritagli di tempo libero, richiese alcuni anni, ma alla fine il mio Spettroelioscopio venne alla luce e  fatto funzionare (Sole permettendo).

Una breve descrizione di questo strumento, più unico che raro in campo amatoriale e che potrebbe costituire un’alternativa a basso costo dei filtri interferenziali di varia provenienza, sarà fornita più avanti.
Un bel giorno, dopo quasi quarant’anni di professione, decisi di staccare la spina e dedicarmi il più possibile alla cura dei miei hobby. Ciò avvenne, circa una decina di anni fa.

Alcuni risultati di questa mia attività di costruttore di strumenti amatoriali per l’astronomia, formano oggetto, per quanto si riferisce alla spettroscopia, di quel che segue.
Per ognuna delle  realizzazioni  descritte nel seguito, sono stati elaborati accurati piani di costruzione, disegni costruttivi  e abbondanti foto delle varie parti e delle varie fasi costruttive. Tutto questo materiale e altro ancora, è messo a disposizione di chiunque voglia davvero cimentarsi con questo tipo di attività.

GENERALITA’

1) – Lo spettroscopio classico

Si presume che, costituendo la spettroscopia (e la spettrografia, che altro non sta a indicare se non la registrazione degli spettri), una branca essenziale dell’astronomia, ogni bravo astrofilo sappia di cosa si tratta e conservi qualche ricordo scolastico su com’è fatto e come funzioni un generico spettroscopio, e non ignori i concetti di Rifrazione e Diffrazione.

Fig. 2

Detto questo, prendiamo come riferimento lo schema del classico spettroscopio a prisma da laboratorio, che troviamo raffigurato in tutti i libri di Fisica (Fig.2). In esso distinguiamo le seguenti parti:

- Una Fenditura, destinata a lasciar passare un sottile pennello di luce, proveniente dalla sorgente da analizzare.
- Un Collimatore, solitamente un sistema ottico convergente, di conveniente apertura, illuminato dalla fenditura e avente la funzione di rendere paralleli (collimare) i raggi che lo attraversano, dato che il fuoco del collimatore viene fatto coincidere con la fenditura medesima.
- Un Prisma, generalmente di vetro, ma che può essere di quarzo, raramente di salgemma,(secondo la gamma di lunghezze d’onda costituenti la radiazione che si vuole studiare), il quale, in base alla legge della rifrazione, funziona da elemento disperdente: dopo averlo attraversato, i raggi in uscita sono ancora paralleli ma deviati e separati nei vari colori.
- Si può osservare lo spettro, prodotto dallo strumento, a occhio nudo o, meglio ancora, con l’ausilio di un piccolo cannocchiale, mentre se si vuole registrarlo, basterà sostituire il cannocchiale con l’Obiettivo di una camera fotografica (o altro analogo rivelatore). Benché di funzionamento ineccepibile un siffatto strumento, per com’è strutturato, non è molto indicato per applicazioni astronomiche amatoriali; si ricorrere allora ad altri schemi, fermo restando che il principio di funzionamento rimane immutato.

Onde evitare attacchi di panico in lettori a ciò particolarmente predisposti, qui e nel seguito si cercherà di esporre le cose evitando, il più possibile, l’uso di formule matematiche, limitandole a quei casi in cui sono veramente utili e facilmente comprensibili.

1.1) – Collimatori e Obiettivi

Nello schema classico collimatore e obiettivo giocano ruoli separati, ma molto spesso è preferita una diversa soluzione che va sotto il nome di autocollimazione, nella quale le due funzioni sono svolte da un unico elemento. In altre parole, il collimatore assume anche la funzione di obiettivo. Ne vedremo alcuni esempi nel seguito.
Con l’autocollimazione, l’elemento unico “collimatore-obiettivo” deve essere privo di aberrazione cromatica. Rispondono a questo requisito (ma non solo) ad esempio gli obiettivi delle vecchie camere reflex che, pertanto, vengono volentieri utilizzati per questo scopo, benché, essendo progettati per altre finalità, detti obiettivi garantiscono un acromatismo che difficilmente va oltre la riga C (656nm) di Fraunhofer, nel rosso, e la riga Hγ (434nm) dell’Idrogeno, nel violetto.
Il problema del cromatismo può essere completamente superato adoperando elementi catottrici (specchi concavi) in luogo di elementi diottrici.

Regola importante: qualunque sia il tipo di collimatore utilizzato, è imperativo che il suo rapporto d’apertura non sia inferiore a quello del telescopio sul quale è destinato a funzionare.
Va detto anche che a parità di condizioni, la focale del collimatore influisce sul potere risolutivo dello strumento, mentre la focale dell’obiettivo ha influenza sulla dispersione reciproca (Ǻ/mm o Å/pixel) e quindi sulla lunghezza dello spettro. Il poter scegliere focali diverse per le due funzioni, offre l’opportunità di soddisfare esigenze  talora contrastanti, dello strumento. Ad esempio,  tenendo maggiore di uno il rapporto tra le due focali, si ottiene una miglior definizione dello spettro.
Nel caso di autocollimazione, le due focali sono uguali e, sotto quest’aspetto, i margini di manovra sono necessariamente più limitati, dovendo rinunciare ad un grado di libertà.

1.2) -  I Prismi

Costituiscono la categoria di dispersori che funzionano per rifrazione. Nella versione più nota (Fig.2) la sezione del prisma è a forma di triangolo equilatero: con un angolo rifrangente di 60° ci si avvicina molto alla condizione di deviazione minima del fascio rifratto. In astronomia hanno dominato a lungo ma in seguito hanno dovuto cedere il campo ai reticoli di diffrazione.
La dispersione prodotta da un prisma è relativamente modesta; l’angolo di separazione tra la radiazione rossa e quella violetta è al massimo di due o tre gradi e dipende, a parità di altre condizioni, dall’indice di rifrazione del materiale con cui è fabbricato il prisma. Prima dell’avvento dei reticoli, per aumentare la dispersione si ponevano più prismi in serie. La complicazione meccanica era notevole e la resa non sempre all’altezza delle aspettative; eppure con quest’artifizio, l’astronomo Vesto M. Slipher un secolo fa, usando uno di questi “trabiccoli”, da lui medesimo costruito e montato sullo storico rifrattore da 60 cm dell’Osservatorio Lowell di Flagstaff (Arizona), scoperse per primo i moti delle galassie (fino allora ritenute appartenenti alla Via Lattea) e le loro velocità di allontanamento, misurate tramite l’effetto Doppler, spianando così la strada a E. P. Hubble con le rivoluzionarie conseguenze che ne derivarono.
Il potere risolutivo di un prisma, che è la capacità di separare tra loro due righe adiacenti, dipende principalmente dalla lunghezza della base: più grosso è il prisma, maggiore è il potere risolutivo (se il prisma non è completamente illuminato dalla radiazione incidente, si deve considerare solo la parte illuminata). Tanto per fissare le idee, un prisma con base di un centimetro è già in grado di risolvere le due righe D1 e D2 del sodio, ma ciò nonostante, un obiettivo di focale troppo corta potrebbe non essere in grado di distinguerle
Il concetto di “potere risolutivo” non deve quindi essere confuso con quello di “dispersione”: sono due cose completamente diverse.

Vesto M. Slipher allo spettroscopio dell’Osservatorio Lowell di Flagstaff (Arizona)

Come si è accennato più sopra, lo schema classico, a causa della deviazione che l’asse ottico subisce, non trova simpatie nelle applicazioni amatoriali; tuttavia, adottando uno schema ad autocollimazione, si riesce a superare il problema, come si vedrà più avanti.

Una seconda soluzione consiste nell’utilizzare speciali prismi detti a “visione diretta” (Fig.3),così definiti poiché producono dispersione senza deviazione. Si tratta di prismi composti di più elementi fabbricati con vetri diversi, incollati assieme.

Fig. 3

1.3) – I Reticoli di Diffrazione

Appartengono alla categoria dei dispersori che funzionano per Diffrazione. Ne esistono di due tipi: reticoli a trasparenza (o a trasmissione), Fig.4 e reticoli a riflessione (Fig.5). Il principio di funzionamento è tuttavia il medesimo.
I primi sono costituiti da un supporto trasparente (generalmente vetro) sul quale sono state tracciate, con alta precisione, delle linee o tratti, opachi ed equidistanti. La densità dei tratti è dell’ordine delle centinaia per millimetro. La luce incidente, nell’attraversare il reticolo subisce, in virtù della diffrazione, una scomposizione nei vari colori ma, a differenza dei prismi che producono un unico spettro, il reticolo (di qualunque tipo) ne produce molteplici, dei quali se ne utilizza solo uno.
Una grossa quantità di luce (circa il 50%) non viene diffratta ma attraversa indisturbata il reticolo e va a costituire lo spettro (anomalo) di ordine zero. La rimanenza si ripartisce equamente a destra e a sinistra dell’ordine zero, andando a formare spettri (propriamente detti) di ordine +1, +2, +3, …da un lato, e di ordine -1, -2, -3 …, dall’altro. Vengono in tal modo prodotti due serie di spettri, simmetrici, d’intensità decrescente con l’ordine. Solitamente è utilizzato quello del 1° ordine, il più luminoso.
I reticoli a trasparenza, a causa dell’enorme spreco di luce che li caratterizza, non sono molto indicati per applicazioni in spettroscopia stellare ma, più che altro, per fini didattici, come si vedrà in seguito.
Molto più efficienti sono invece i moderni reticoli a riflessione, costituiti da uno spesso supporto di vetro, una superficie del quale è lavorata otticamente e subisce l’incisione di microscopici solchi a forma di denti di sega, in numero di centinaia o migliaia per millimetro. Nasce così il reticolo master. La particolare forma dei solchi praticati in questi reticoli, fa sì che la maggior pare della luce diffratta sia concentrata in una particolare regione dello spettro, e questo è il motivo della loro maggior efficienza rispetto ai reticoli a trasparenza. La lunghezza d’onda in cui la resa è massima, si chiama lunghezza d’onda di blaze (ossia di maggior brillanza).  In effetti, l’intensità dello spettro di ordine zero si riduce al 10%, mentre lo spettro blaze si appropria del 60 – 80% della restante radiazione.
Dai costosissimi reticoli master, sono ricavate delle repliche che vengono commercializzate a prezzi (per nostra fortuna) molto più accessibili. Oggi si può avere una buona replica per applicazioni amatoriali spendendo un centinaio di euro o poco più (dipende dalle dimensioni della replica).
La dispersione procurata dai reticoli è sensibilmente lineare e dipende dalla loro frequenza, ossia dal numero di tratti incisi per millimetro, mentre il potere risolutivo (nel 1° ordine) è dato dal numero totale di tratti illuminati dalla radiazione incidente. Man mano che sale la frequenza, i reticoli riescono rapidamente a superare i prismi, sia nel potere risolutivo, sia nella  dispersione.
Un oggetto assai familiare che ricorda molto un reticolo a riflessione è il comunissimo CD con la sua superficie iridescente, creata dall’incisione delle piste. Peccato che non sia seriamente utilizzabile in spettroscopia.

Fig. 4 e 5

1.4) – Confronto delle prestazioni fra prismi e reticoli

Più che tante parole, vale la sottostante tabella che mette a confronto in termini eminentemente pratici le prestazioni fornite dai prismi e dai reticoli:

TAB. 1 -  Lunghezza L dello spettro nella finestra del visibile (da 3800Ǻ a 7800Ǻ)

Focale dell’obiettivo       Reticolo 1200 tr./mm       Reticolo 600 tr./mm                Prisma
f = 200mm                                                       100mm              50mm                                      16mm
f = 100mm                                                          50mm              25mm                                       8mm
f =  50mm                                                             25mm              12mm                                      4mm

La “Focale dell’obiettivo” è quella dell’obiettivo della camera di ripresa; mentre nel caso di autocollimazione coincide con quella del collimatore.
La Tabella1 confronta la lunghezza degli spettri del 1° ordine ottenibili da due reticoli a riflessione di frequenza rispettivamente di 600 e 1200 tratti/mm, nel campo del visibile, e quelli forniti da un prisma, a parità di condizioni. I dati sono parametrati su tre diverse lunghezze focali, rispettivamente di 200mm, 100mm e 50mm ma sono estrapolabili sia per focali, sia per frequenze, diverse da quelle indicate.

Per rimanere sul terreno della pratica e nel mondo delle applicazioni amatoriali, uno spettro che raggiunge i 25 mm è da considerarsi già un limite, giacché i sensori a CCD più diffusi hanno dimensioni inferiori al centimetro. Per quanto sia auspicabile la scelta di reticoli a frequenza la più alta possibile, l’esperienza mostra la non convenienza a superare i 300 – 600 tratti/mm, anche se in taluni casi particolari ci possono essere delle eccezioni.
In caso poi di autocollimazione, la scelta della frequenza si fa più critica perché con questo schema si perde, come già detto, un grado di libertà. Comunque, reticoli da 300 – 600 tratti/mm il più delle volte vanno ancora bene.
Un’altra differenza tra prismi e reticoli è data dal fatto che i prismi forniscono uno spettro non lineare,   ( più esteso nel blu che nel rosso). Una differenza, tuttavia, più formale che sostanziale, che non sempre rappresenta uno svantaggio.

1.5) – Lo spettroscopio più semplice ed economico.

Girovagando qua e là nei meandri di internet, ci si accorge che ottenere uno spettro stellare non è poi così difficile e costoso come generalmente si pensa. Tutto ciò che serve sono un reticolo a trasparenza per uso didattico da 300 – 500 tr./mm (la ditta Jeulin, www.jeulin.fr, ne costruisce di ottimi al costo di pochi euro) o, ancora più semplicemente, un reticolo ricavato da uno di quei fogli di acetato venduti dalla Edmund Scientific, (circa 10 euro per foglio da 30×30 cm).
Si fissa con del nastro adesivo il reticolo, così recuperato, sul corpo macchina di una reflex (analogica o digitale, non ha importanza) al posto dell’obiettivo, e si monta il tutto sul focheggiatore del telescopio, con l’avvertenza di tenere gli assi X e Y del fotogramma paralleli rispettivamente ai movimenti di Declinazione e di A.R. del telescopio. Si punta una stella, si mette a fuoco, e lo spettroscopio è pronto.
Come si deduce dallo schema di Fig.6, trovata una stella abbastanza luminosa, si regola il puntamento in modo che nel campo inquadrato dal mirino si veda, lo spettro di ordine zero (l’immagine puntiforme della stella), con accanto, uno dei due spettri del 1° ordine. Lo spettro si presenta come un sottile, tremolante filo colorato che corre parallelo all’asse X e nel quale è assai arduo percepire la presenza di righe spettrali, per il semplice motivo che le righe, ammesso che ci siano, sono ridotte a semplici puntini, per di più disturbati dalla turbolenza atmosferica. Per evidenziare le righe, occorre che durante la ripresa si faccia scorrere il fotogramma secondo l’asse Y, per esempio rallentando o arrestando temporaneamente il moto orario. Lo spettro viene così pian piano “spalmato” trasversalmente e le righe compaiono come per incanto. Questo procedimento vale sempre, ma trova assoluta indicazione nel caso di registrazione su pellicola fotografica.

Fig. 6 – Uno spettroscopio semplice ed economico

Per i più fortunati possessori di camere CCD, l’allargamento può essere eseguito via software, dopo l’acquisizione dello spettro grezzo, con uno dei tanti programmi disponibili per l’elaborazione delle immagini.
Dalla stessa Fig.6, quei pochi o tanti lettori che non si ritraggono inorriditi di fronte a formule matematiche, possono ricavare tutti gli elementi necessari per dimensionare da se stessi questo semplicissimo ed economico spettroscopio, giocando su distanze, frequenza del reticolo, lunghezza dello spettro, dimensione del sensore, ecc.
Non solo, ma dallo spettro così ottenuto è anche possibile determinare le lunghezze d’onda delle righe spettrali dalla loro distanza rispetto all’immagine della stella (spettro di ordine zero), presa come punto di riferimento. Si può notare, infatti, che queste distanze dipendono univocamente, per un dato reticolo, dalla lunghezza d’onda delle righe medesime. Per inciso, non c’è neppure bisogno di scervellarsi più di tanto, perché queste determinazioni possono essere fatte in automatico con il programma Visual Spec, disponibile su internet.
Esercitarsi con questo “quasi giocattolo”, dal taglio squisitamente didattico, potrebbe costituisce una buona base di partenza per i principianti.

Ma è arrivato il momento  di parlare di apparecchiature un po’ più ”impegnative”, degne a tutti gli effetti di essere chiamate Spettroscopi astronomici.

2) – Criteri di progettazione

Una volta presa la decisione, è necessario partire da un progetto. Quest’assioma ha validità universale. Se la “cosa” funziona sulla carta, ci sono moltissime probabilità che funzioni anche nella realtà. Magari ci sarà bisogno di qualche ritocco in corso d’opera o nella fase finale, ma il successo è assicurato. Disporre di un buon progetto è sempre importante, ma lo è particolarmente nel caso della spettroscopia, materia che non tutti masticano con l’auspicata disinvoltura
Benché non sia possibile, in questa sede, esporre le teorie e i calcoli che stanno alla base della progettazione degli spettroscopi qui illustrati, si ritiene tuttavia opportuno esporre almeno i principali aspetti da considerare nella stesura di un progetto che risponda alle esigenze richieste dalle varie situazioni che si presentano nella pratica:

-    Lo spettroscopio deve interfacciarsi, meccanicamente e otticamente, con due realtà preesistenti non modificabili, e cioè: il telescopio da un lato, e il dispositivo di registrazione, dall’altro. Questa semplice considerazione diventa un fattore dominante nella progettazione, e influisce pesantemente sullo schema ottico/meccanico da adottare, sulla scelta e dimensionamento delle ottiche (lenti o specchi), degli elementi disperdenti (prismi o reticoli), degli attacchi verso il telescopio e il dispositivo di ripresa. Tanto per citare le voci più ovvie.
-    Dato che la costruzione assume necessariamente carattere artigianale, il progetto deve essere semplice, realizzabile con mezzi semplici e minimo ricorso all’uso di macchine utensili; richiedere l’impiego di materiali e componenti facilmente reperibili (pescando soprattutto nel ricchissimo mercato del surplus). Ultimo, ma non meno importante, è il contenimento dei pesi e degli ingombri.
-    Si dovranno prevedere comandi esterni per tutte le regolazioni richieste dal funzionamento dello spettroscopio  (messa a fuoco, esplorazione dello spettro, apertura della fenditura)
-    Per le applicazioni più raffinate, può essere necessario prevedere una sorgente luminosa di confronto, integrata nello spettroscopio.

2.1) – Perché fare da sé
Mi auguro vivamente di sbagliarmi, ma esiste una benemerita categoria di astrofili, che purtroppo si sta sempre più assottigliando, tanto da temere per la sua sopravvivenza. E’ composta da coloro che, rubando tempo prezioso al meritato riposo o allo svago, amano dedicarsi con passione, professionalità e successo, alla costruzione in proprio di strumenti per astronomia, come ad esempio telescopi, ma spesso anche qualcosa di più particolare e impegnativo.
Ma i tempi cambiano e con loro anche i punti di vista e le leggi dell’economia. Oggi il mercato offre, come si sa, prodotti per astronomia sempre migliori e meno costosi e, allora, perché sudare le famose sette camicie su un progetto impegnativo, che comporta lunghi tempi di realizzazione e magari qualche insuccesso, quando con una spesa relativamente modesta (si pensi all’usato, che spesso lo è solo di nome) si può avere, da subito, lo strumento a lungo sognato? Chi ancora resiste a questa tentazione lo fa perché, di là da ogni altra considerazione, si sente gratificato nel praticare l’attività che lo appassiona. Null’altro.
Ebbene, a costoro dico che, se già sono riusciti a costruire per proprio conto il tanto sospirato telescopio casalingo, sarebbero senz’altro in grado di cavarsela anche con uno spettroscopio, perché questa costruzione presenta difficoltà sicuramente minori, e tempi di esecuzione molto più brevi.
Vorrei sbagliarmi, ma da troppo tempo la spettroscopia astronomica amatoriale, e segnatamente, quella stellare, parla soprattutto lingue straniere, mentre in Italia appena balbetta. Sarebbe ora che anche gli  astrofili nostrani si unissero al coro generale facendo sentire, finalmente alta e forte, anche la loro voce.
Il fatto è che, comunque stiano le cose, chiunque voglia dedicarsi seriamente a coltivare questa importante branca dell’astronomia, i “ferri del mestiere”, ossia gli spettroscopi, se li deve fabbricare da sé (o farseli costruire), perché il mercato in questo settore è molto avaro, costoso, e difficilmente vi si potrebbe trovare qualcosa di adatto al proprio telescopio.
Temo proprio che  vi siano ben poche altre possibilità di scelta.
Gli strumenti che ci accingiamo a descrivere sono tutti di progettazione e costruzione amatoriale.

3) – Alcuni esempi di spettroscopi stellari per impiego amatoriale

A) – Spettroscopi a prisma a visione diretta (Figg. 7 e 9)

Si cita un paio di esempi. Il primo si riferisce alla costruzione pionieristica che risale al 1990, già ricordata in apertura. Realizzata dallo scrivente e da Alberto Villa, utilizzava un prisma a visione diretta e una fenditura regolabile, entrambi di recupero. I vari elementi furono montati, come mostra la Fig. 7, sul dorso di un telescopio newtoniano da 140 mm f/8, allestito per l’occasione. Come collimatore fu usato l’obiettivo da 70 mm, f/2,8 di una vecchia macchina fotografica in disuso, mentre come dispositivo di registrazione era impiegata una reflex 35 mm con obiettivo zoom e pellicole TP 2415 ipersensibilizzate.
Una più dettagliata descrizione sia della costruzione, sia del funzionamento e dei risultati conseguiti, si può trovare nell’articolo pubblicato sul fascicolo di Maggio 1992 de “l’Astronomia”.

Fig. 7

Fig. 8

Dallo schema di Fig.8, è possibile comprendere il funzionamento del sistema nel suo insieme.

Anni dopo, traendo ispirazione da un’idea suggerita dall’esperto inglese Maurice Gavin, fu realizzato uno spettroscopio stellare che, impiegando ancora una volta un prisma a visione diretta (fornitura Jeulin, Francia) utilizzava una lente di Barlow come collimatore: un sistema prettamente afocale (Fig.9). E’ uno strumento veramente facile da costruire, leggero, e con poche parti tornite, se non si riesce a ricavarle da tubo  (Fig.9-a). L’obiettivo è un doppietto acromatico da 80 mm di focale (da surplus).
La ridotta lunghezza dello spettro ottenibile, cui corrisponde una maggiore luminosità, rende questo spettroscopio, contrariamente alle apparenze, particolarmente adatto a registrare spettri di oggetti celesti molti lontani ma ancora percettibili (si pensi ai Quasar), dotati di red-shift particolarmente elevati e pertanto non difficili da rilevare anche a livello amatoriale.

Fig. 9

B) – Spettroscopio a prisma di Littrow, ad autocollimazione, focale 220 mm con doppietto acromatico (Fig.10)

Fig. 10

Il “prisma di Littrow” è un prisma con angolo rifrangente di 30° e superficie posteriore riflettente, sicché la luce, compiendo un doppio percorso all’interno del prisma medesimo, viene rifratta due volte. Ciò equivale a un prisma unidirezionale con angolo di 60°, ma con il vantaggio che il fascio rifratto può essere orientato in modo da rimanere sensibilmente in asse con lo strumento. Con ciò si risolvono i problemi riconducibili alla deviazione del fascio luminoso prodotto dallo schema classico. E’ apprezzabile la semplificazione della parte meccanica, il minor peso e la maggior compattezza dello strumento.

Fig. 11

Con riferimento allo schema di Fig.11 il fascio luminoso che entra nello strumento dalla fenditura è collimato da un doppietto acromatico da 50 mm e focale di 220 mm (da surplus). Si ricorda che, per qualunque spettroscopio, l’apertura relativa f/ del collimatore deve sempre essere maggiore o, al più, uguale a quella del telescopio. Ciò premesso, il fascio collimato che attraversa il prisma, subisce doppia dispersione e ritorna al collimatore che ora funziona da obiettivo per il dispositivo di ripresa, (una videocamera CCD).
Lo spettro che si ottiene copre un ampio campo di lunghezze d’onda che, dal vicino infrarosso, si estende fino al violetto estremo, ben di là della riga K del Ca II; in totale 17 mm circa. l due fasci luminosi di andata e ritorno non si disturbano vicendevolmente, né incontrano ostacoli  perché sono fatti viaggiare su due piani diversi, leggermente divergenti. La struttura meccanica dello spettroscopio è stata concepita per rendere possibile il fissaggio sul dorso del telescopio Newton da 200 mm, f/5 dello scrivente (Fig.12), una soluzione che si ispira alla similare e collaudata costruzione del 1990, già citata.
Una più dettagliata descrizione dello strumento e del suo funzionamento si può trovare nell’articolo pubblicato sul numero di Aprile 2008 della rivista Nuovo Orione, a firma dello scrivente.

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 sono rivolti alla  progettazione
costruzione di sofisticati dispositivi spettrografici.

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1 Commenti di questo articolo

  • omar carlino

    agosto 20th, 2015 on 07:50

    salve sono Omar di lecce e sarei interessato alla spettroscopia amatoriale .. vorrei saperne di +
    grazie









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