Il futuro dell’osservazione astronomica: le Ottiche Adattive

Nell'epoca dei grandi telescopi spaziali ha ancora senso costruire gigantesche strutture sulla Terra per osservare lo spazio? Sappiamo bene che il cielo è volubile, il tempo cambia spesso e l'inquinamento luminoso è sempre più importante. Inoltre, non possiamo osservare tutte le lunghezze d'onda a causa dell'atmosfera. Quindi, qual è il vantaggio dell'osservazione da terra? Possiamo riuscire ad avere la stessa risoluzione e gli stessi ingrandimenti di un telescopio spaziale come l'Hubble Space Telescope con telescopi come il Very Large Telescope? In questo articolo analizzeremo le caratteristiche delle ottiche adattive, che permettono a telescopi terrestri di uguagliare in rendimento quelli spaziali, con un costo decisamente inferiore.

Introduzione

Il primo test sulle ottiche adattive realizzato con successo ha portato, nel 1989, un telescopio di 1,5 m di diametro a raggiungere il limite di diffrazione nel vicino infrarosso. Qualcuno sottovaluta questo passo, ma per gli astronomi si tratta di un sogno diventato realtà: finalmente era possibile ottenere buone immagini anche in caso di seeing imperfetto! A causa, infatti, di celle di aria a diversa temperatura, densità ed indice di rifrazione, le immagini astronomiche catturate da terra presentano diverse problematiche. Generalmente si cerca di mitigare questi effetti costruendo i grandi telescopi sulle cime delle montagne e lanciando strumenti nello spazio. Ma già nel 1953 l'astronomo Horace W. Babcock aveva intuito che potendo misurare continuamente la deviazione dei raggi luminosi, saremmo stati in grado di correggere il fronte d'onda. Da allora, ovviamente, la tecnologia è notevolmente migliorata, oltre ad un miglioramento nella banda del vicino infrarosso, si è sviluppata la stessa tecnica per la banda ottica. In alcuni casi, come per l'Osservatorio sul Monte Palomar, si è riusciti a raggiungere il limite di diffrazione.

Il seeing o aberrazione atmosferica

Figura 1: Haleakala Observatories

Figura 1: Haleakala Observatories

Le riprese astronomiche effettuate da terra, come ci mostra la Figura 1, soffrono della turbolenza atmosferica che disturba e distorce il fronte d'onda. Se questo attraversa strati ad alto indice rifrattivo viene ritardato rispetto a zone con indice differente. Quindi, prima di attraversare l'atmosfera, il fronte d'onda risulta piatto mentre successivamente si deforma, perciò i raggi non sono più paralleli. Per questo, quando raggiungono il telescopio, come vediamo nella Figura 2, non focalizzano più nello stesso punto.
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Figura 2: raggi rifratti dalla turbolenza atmosferica

Un altro problema è dato dagli strati a diversa temperatura e densità che influiscono sul fronte d'onda generando aberrazioni variabili temporanee, questi strati creano effetti di microlensing sui raggi luminosi e creano effetti di diffrazione multipla. Si tratta di due tipi di turbolenza che possono generarsi in qualunque punto del percorso nell'atmosfera e hanno due caratteristiche sulle quali si può influire impiegando le ottiche adattive, cioè velocità di variazione e disomogeneità di campo.

Velocità delle variazioni

Anche nelle serate più limpide, quando si osserva un'immagine (soprattutto se puntiforme) possiamo notare che in alcuni istanti la sua forma, e persino la sua posizione apparente, possono variare, a tratti l'oggetto può apparire sfocato. Ovviamente la velocità di queste variazioni è più alta quando le condizioni del seeing sono pessime e si abbassa col miglioramento del seeing.
In generale, per correggere tutte le aberrazioni sarà necessario agire sulle alte frequenze, ma questa è una capacità che hanno solo gli strumenti professionali.

Disomogeneità di campo

Facciamo conto di osservare due oggetti molto vicini, separati solo da un piccolo angolo. La luce delle due sorgenti viene deformata di un certo valore, finchè questo valore è piccolo, continuo a rilevare i due oggetti. L'angolo per cui le perturbazioni atmosferiche delle sorgenti diventano non correlate è detto angolo isoplanatico, normalmente si tratta di un angolo molto piccolo. L'oggetto in studio deve quindi trovarsi in una regione di cielo intorno al riferimento per cui i due oggetti subiscano, sostanzialmente, le stesse perturbazioni di fase.

Figura 3: la stella laser guida (LGS) del sistema di ottiche adattive del VLT

Per ovviare a questo problema gli apparati di ricerca più all'avanguardia, come quello del VLT, che vediamo in Figura 3, usano un laser che genera una stella artificiale che punta nelle vicinanze della sorgente di interesse, che permette di valutare lo scattering Rayleigh fino a 30 km dal suolo e la risonanza di fluorescenza di atomi di sodio, che sono concentrate in uno strato a circa 90 km di altezza. Nonostante il laser appaia come una sottile linea di luce, in realtà la luce della sorgente si espande in un cono, questo ci dà la possibilità di analizzare le turbolenze atmosferiche in una zona più ampia di cielo. Tuttavia, questo effetto genera problemi di sicurezza in caso di voli aerei nel raggio di 3km, ed è per questo che ne è previsto l'utilizzo solo in aree distanti dal traffico aereo. Bisogna, inoltre, considerare che il laser disturba gli altri telescopi nelle vicinanze, ed è quindi necessario coordinare le osservazioni.

Figura 3: Turbolenza atmosferica

Figura 4: turbolenza atmosferica e condizioni di osservazione

Queste variazioni non sono solo date dall'atmosfera in sè, ma anche dalle condizioni di osservazione. Come vediamo dalla Figura 4, dobbiamo considerare il vento che soffia sulla cupola dell'osservatorio e le fonti di calore che possiamo avere al suo interno. Ovviamente, oltre all'aberrazione atmosferica, che è una parte importante per questo settore, abbiamo anche problemi dovuti all'aberrazione meccanica: errori di guida, vibrazioni dello strumento, errori di stazionamento, etc. Ricordiamo che per aberrazioni dovute a questioni meccaniche si utilizzano le ottiche attive, il principio su cui si basano ottiche attive e adattive è lo stesso, ma i due sistemi agiscono su frequenze diverse e correggono problemi diversi. Mentre le ottiche attive agiscono su frequenze dell'ordine di pochi Hz per correggere flessioni e movimenti del telescopio, le ottiche adattive correggono distorsioni atmosferiche alla stessa velocità in cui si evolvono, con frequenze che vanno dai 100 Hz al kHz.

Funzionamento

Un sistema di ottiche adattive professionali, come vediamo in Figura 5, è costituito, in genere, da almeno tre elementi: correttore (solitamente uno specchio deformabile), sensore di fronte d'onda e ricostruttore. [...]

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