Guide - Manuale Osservativo

Scelta dello strumento e suo utilizzo

Il rifrattore

Da quanto esposto finora, sappiamo che per eseguire una buona osservazione del sole si consiglia di usare un rifrattore con apertura che va dai 5 ai 7 cm di diametro, dove le preferenze per uno strumento di modesta apertura sono sia di convenienza e praticità, che di sicurezza. La convenienza e praticità d’uso sono molto importanti, primo per il costo contenuto dello strumento, secondo per la facilità di trasporto dello stesso in siti diversi da quello abituale.

Invece la sicurezza deve essere sempre molto alta, sia per le componenti del rifrattore, che per l’occhio dell’osservatore. Quindi: NON DOBBIAMO MAI TRASCURARE LA PERICOLOSITÀ DEL SURRISCALDAMENTO DELLE OTTICHE QUANDO LA LUCE DEL SOLE LE ATTRAVERSA in riferimento sia all’oculare che al filtro avvitato su di esso, ed eventualmente anche al prisma zenitale quando si deve proiettare l’immagine del sole in luce bianca. Tale riscaldamento sarà tanto più elevato, quanto maggiore sarà l’apertura dello strumento, con il grave pericolo della deformazione o addirittura della rottura delle parti ottiche, con conseguente gravissimo rischio per l’occhio dell’osservatore.

Dunque, l’avere uno strumento di grande apertura per questo tipo d’osservazione, specialmente alle prime esperienze osservative, complica notevolmente l’esecuzione della proiezione in luce bianca con tempi più lunghi nella registrazione dei numerosi dettagli non visibili all’indagine con un piccolo strumento. In una prova osservativa effettuata da uno degli autori del manuale, il 20 agosto 1991, periodo di massima attività maculare, con un rifrattore da 6 cm di diametro e 70 cm di focale, sono state conteggiate 238 macchie in 19 gruppi maculari in circa un’ora di osservazione. Successivamente, effettuando subito dopo un’osservazione con un rifrattore da 15.5 cm di diametro e con 228 cm di focale (applicando all’obiettivo un filtro solare a tutta apertura) si è avuta una notevole difficoltà nel conteggio di ulteriori piccole macchie non rilevate dallo strumento usato in precedenza e allungando ulteriormente i tempi di registrazione del report osservativo. Queste differenze nei conteggi maculari tra i diversi strumenti usati per il calcolo del numero di Wolf (NW - indice di attività solare) verranno equiparati introducendo nella formula di calcolo il coefficiente K in riferimento all’apertura e al tipo di strumento usato.

Possiamo quindi concludere questa annotazione, affermando che il tempo impiegato e la capacità dell’osservatore saranno direttamente proporzionali alle capacità risolutive dello strumento. Gli astrofili che sono in possesso di uno strumento con diametro superiore ai 7 cm potranno ugualmente utilizzarlo diaframmandolo al valore che abbiamo segnalato, oppure collocando un filtro solare a tutta apertura prima dell’obiettivo.

È naturale che usare un rifrattore di apertura contenuta tra i 5 e i 7 cm agevola grandemente la preparazione dello strumento all’osservazione con un facile inserimento di un filtro avvitato all’oculare, dando così immagini più nitide e rapidità osservativa rispetto ad un strumento di diametro maggiore. Ad aumentare ancor più questa nostra convinzione nell’uso di un piccolo strumento è la buona media ottenuta nei valori del numero delle macchie con risultati molto vicini a quelli diffusi dal centro di raccolta dei dati di Bruxelles, che operano con strumenti di mole superiore.

Quello a cui bisogna prestare una particolare attenzione è il miglioramento costante delle tecniche esecutive, che si ottengono con la massima applicazione ed impegno nella costanza osservativa e nel ricercare il miglior utilizzo strumentale. Pur possedendo un grande telescopio, eseguo osservazioni giornaliere con un rifrattore avente un’apertura di 60 mm e una lunghezza focale pari a 700 mm dove, usando un ortoscopico di Abbe con lunghezza focale pari a 12.5 mm, ottengo 56x (ingrandimenti). Avendo il sole un diametro apparente di circa 0.5° e il disco deve essere visibile per intero nel campo dell’oculare, l’ingrandimento migliore da usare è quello che oscilla dai 50x ai 60x, ottimo compromesso tra la lunghezza focale ed il potere separatore di questo rifrattore.

Vi sono formule semplici atte al calcolo di quanto appena esposto. Una per il calcolo degli ingrandimenti ottimali che si vogliono ottenere, l’altra per sapere quale lunghezza focale deve avere l’oculare per ottenere non solo gli ingrandimenti voluti ma contemporaneamente la migliore qualità dell’immagine solare. Prendendo come esempio il rifrattore di cui sopra, si avrà:

$$ J = \frac{P_o''}{P_r''} = \frac{100''}{2.0''} = 50x $$ $$ f = \frac{F}{J} = \frac{700}{50x} = 14mm $$ Dove:

$ J = \text{ingrandimento possibile} $
$ P_o'' = \text{potere risolutivo dell’occhio umano} $
$ P_r'' = \text{potere risolutivo previsto dell’obiettivo} $
$ F = \text{focale dell’obiettivo in mm} $
$ f = \text{focale dell’oculare in mm} $

Quindi, un oculare da 14 mm di lunghezza focale sarà il più idoneo per osservare il sole con lo strumento appena citato, anche se vi sarà ancora un discreto margine per poter forzare gli ingrandimenti fino ad oculari di 12.5 mm di focale. Operando in tal modo si potranno raggiungere valori di medie osservative annuali di molto superiori al 90% per ogni singolo osservatore. Questi dati saranno più precisi e completi se molti osservatori si uniranno tra di loro uniformando tecnologie e metodiche osservative e, ancora più importante, se saranno distribuiti in regioni lontane in tutto il territorio nazionale superando la limitazione data dalle condizioni metereologiche. Non avendo più nulla da dire circa la bontà del rifrattore come strumento d’indagine per l’osservazione solare, spiegheremo a grandi linee la metodologia più adatta ad eseguire osservazioni giornaliere con questo tipo di strumento.

Preparazione all'osservazione

Veniamo a considerare ora la metodologia che si deve eseguire per compiere una buona osservazione, sia per proiezione che visuale. È molto importante, anche se non si esegue l’osservazione completa, collocare lo strumento in una stanza in penombra con finestre a sud sia in appartamenti in condominio che singole abitazioni. Se non si ha questa possibilità e si è costretti a porre lo strumento all’esterno, si può risolvere il problema adottando due accorgimenti molto semplici ma di sicura efficacia.
Il primo consiste nel costruire, con materiali leggeri ma robusti, una camera oscura attorno alla superficie dello schermo che deve risultare compatibile alle dimensioni della scheda osservativa e all’immagine proiettata. Il secondo accorgimento è l’inserimento di un piccolo schermo di cartone da porre all’imbocco dell’oculare che servirà ad eliminare quasi totalmente la forte luce solare diretta. Per dare il massimo l’oscuramento possibile, questi piccoli strumenti saranno dipinti con un colore nero opaco, evitando così fastidiosi riflessi e luminosità troppo elevata. Il tutto si può chiaramente vedere nelle figure 21-28 nel capitolo relativo alla compilazione di una scheda di Sezione Sole UAI (pagine 49-57).

Conosciamo per esperienza che rimanendo in una camera buia dopo essere stati esposti alla luce del giorno, l’occhio deve attendere qualche minuto prima che possa scorgere bene gli oggetti che compongono l’arredamento della stanza e ancora più tempo se si lavora all’esterno. Osservare il sole con filtri che riducono fortemente la luminosità siamo costretti ad attendere oltre 10 minuti perché l’occhio si adatti e riesca a percepire chiaramente le piccole differenze di contrasto e i fini dettagli presenti sulla fotosfera solare.
Dopo il tempo d’attesa, si può iniziare l’osservazione con la tecnica della proiezione. L’immagine solare in entrata dal rifrattore, con l’uso del prisma zenitale viene deviata di 90° e proiettata su uno schermo perpendicolare al cono di luce emergente dall’oculare.
Il diametro dell’immagine proiettata sulla scheda è considerata una caratteristica molto importante, dove la sua misura sul piano della scheda deve essere di 139 mm (diametro del sole 1.392.000 km circa) ottenendo un rapporto scalare di 1/10.000 che ci permette di stimare rapidamente le dimensioni delle caratteristiche fotosferiche, considerato che un millimetro sul disco solare equivale a circa 10.000 km. Il diametro dell’immagine scelto può essere ottenuto in due modi diversi:

  1. Cambiando oculare e quindi variando l’ingrandimento.
  2. A parità di oculare, si varia la distanza tra lo schermo di proiezione e l’oculare stesso.

Di seguito usiamo le formule relative ai due aspetti: $$M = \frac{F}{f}\qquad M = \frac{700 mm}{12.5 mm} = 56x$$ dove:

$M = \text{ingrandimento immagine}$
$F = \text{focale dello strumento in mm}$
$f = \text{focale dell’oculare in mm}$
$$\Delta = 107\left\{\frac{D}{M} – 1\right\}\qquad\Delta = 107\left\{\frac{139mm}{56x} – 1\right\} = 156.7 mm$$ dove:

$\Delta = \text{distanza in mm oculare-scheda}$
$D = \text{diametro in mm dell’immagine richiesta}$
$M = \text{ingrandimento dato da }\frac{F}{f}$

Prima di concludere il capitolo inerente al sito osservativo dobbiamo dare un piccolo ma significativo cenno ad un elemento che a volte disturba notevolmente l’osservazione visuale e fotografica, dove si manifesta con forza e variabilità estrema: il vento! Per chi lavora all’esterno, la diminuzione di questo inevitabile inconveniente è possibile ottenerla adottando l’accorgimento indicato per la luminosità dando prevalenza al sito sottovento più che alla zona in ombra. Evidenziata la grande difficoltà osservativa in presenza di un’atmosfera turbolenta situando lo strumento all’esterno, il vantaggio di collocarsi all’interno di una stanza è praticamente illimitato riuscendo a realizzare comunque una buona proiezione anche se rimane la possibilità concreta di qualche disturbo alla stabilità e immobilità del telescopio. Questo piccolo inconveniente si può eliminare quasi totalmente adottando l’espediente di situare lo strumento accanto ad una finestra sottovento, o se non c’è questa possibilità, posizionandolo nel lato estremo della stessa da dove proviene il vento senza che il tubo ne fuoriesca.
Bisogna considerare che la presenza del vento a livello del suolo non significa in assoluto una eguale turbolenza in alta quota, molto spesso l’inconveniente che danneggia l’osservazione è determinato dalla presenza di fonti di calore nelle immediate vicinanze di una stanza, provocate dalla grande differenza di temperatura esistente tra l’interno e l’esterno dell’abitazione, soprattutto nel periodo invernale.
I suggerimenti per la compilazione delle schede a livello internazionale, sono ampiamente trattati nella parte centrale di questo manuale e quindi non ci dilungheremo oltre nei dettagli, vogliamo solamente ricordare che sebbene l’osservazione diretta effettuata con l’ausilio di filtri a tutta apertura sia considerata sicura, la tecnica della proiezione risulta in assoluto la migliore per chi vuole determinare con ottima precisione la posizione eliografica di macchie ed altri fenomeni presenti sul disco solare.

Il riflettore

La maggior parte dei telescopi in possesso dagli astrofili sono a specchio. Questa predilezione è dettata prevalentemente da ragioni di carattere economico-costruttive, infatti gli specchi costano molto meno delle lenti, di più facile costruzione e di grandi aperture. Gli strumenti a specchio non sono affetti da aberrazioni cromatiche ed hanno una maggior banda di trasmissione, rispetto ai rifrattori e ai catadiottri che sono costituiti da lenti e specchi.
Dopo questa breve premessa si è portati a credere che con i sistemi a riflessione si possano avere solamente dei vantaggi, invece non è così. I riflettori benché forniscano ottime immagini solari, presentano svantaggi sia dal punto di vista ottico che in quello termico, quali:

  • L’occlusione derivata dallo specchietto secondario
  • Moti convettivi all’interno del tubo
  • Dilatazioni dello specchio dovute al calore dei raggi infrarossi
Per contro il riflettore può segnare due punti a suo favore:
  • è acromatico al 100%
  • il suo costo è di circa un terzo di quello di un rifrattore di pari diametro

Osservazione con il riflettore Newton
Fig. 1 - Osservazione con il riflettore Newton

A parità di costo, con il prezzo di un rifrattore da 80 mm si può agevolmente acquistare un riflettore da 150 mm di diametro. La laminatura dello specchio non dura per sempre, ma con un buon lavoro completato da una quarzatura, può durare (se il telescopio è ben tenuto al riparo da agenti esterni) anche vent’anni o più. Se in seguito potranno formarsi dei punti neri sull’alluminatura, questi potranno indebolire leggermente l’immagine, che però continuerà ad apparire ugualmente di buona qualità.
Il riflettore, per le sue caratteristiche costruttive, è molto più comodo da usare rispetto al rifrattore, perché l’oculare viene a trovarsi appena sotto il livello dell’occhio (fig. 1).

I sistemi a specchio più usati dagli astrofili sono quelli di tipo Newton e Cassegrain, dove in queste due configurazioni ottiche, la presenza dello specchietto secondario non permette a tutti i raggi incidenti di raggiungere lo specchio primario

Risulta molto evidente che nel caso di una occlusione significativa, vi è la perdita di una certa quantità di luce in termini di percentuale. Detto $ ⌀_1 $ il diametro dello specchio primario e $ ⌀_2 $ quello del secondario, l'occlusione è pari a:
$$ \text{Occlusione} = \frac{⌀_2}{⌀_1} $$ Il valore dell’occlusione si può anche esprimere in perdita di luce in percentuale. Per fare questo dobbiamo prima elevare al quadrato il valore dell’occlusione dato che parliamo di aree di cerchi (il termine π si semplifica nella divisione) e poi moltiplicarlo per 100: $$ \text{Occlusione in percentuale} = 100 * \text{Occlusione}^2 $$ Proviamo a mettere in pratica quanto appena esposto. Se abbiamo un riflettore con specchio primario del diametro di 200 mm ed il secondario da 45 mm, applicando numericamente la formula della pagina precedente si avrà: $$ \text{Occlusione} = \frac{⌀_2}{⌀_1} = \frac{45}{200}= 0.225 $$ Calcoliamo ora l'occlusione in percentuale: $$ \text{Occlusione in percentuale} = 100 * \text{Occlusione}^2 = 100 * 0.225^2 = 5.06 \% $$ Questo significa che il 94,94% (100 – 5.06) del flusso luminoso che colpisce l’area corrispondente all’apertura dello strumento arriverà effettivamente all’oculare, il resto verrà bloccato dall’ostruzione causata dal secondario.
La perdita di luce nel caso delle osservazioni solari è del tutto ininfluente. L’ostruzione però, come anche la presenza di una crociera di sostegno dello specchio secondario, modificano la figura di diffrazione e diminuiscono le prestazioni nelle osservazioni ad alta risoluzione, riducendo risoluzione e contrasto, per cui si possono perdere i dettagli più fini come, piccole macchie, pori e contorni delle penombre di scarso contrasto rispetto alla restante fotosfera.
L’entità complessiva di questi effetti è difficilmente quantificabile, dipendendo anche dalla qualità ottica dello strumento e dal tipo e spessore dei raggi di sostegno dello specchio secondario. Lasciamo all’astrofilo la scelta di agire, se lo desidera, di ottimizzare lo strumento riducendo lo spessore della raggiera e, dove possibile, utilizzando uno specchio secondario delle dimensioni minime consentite per intercettare tutta la luce dello specchio primario.

Ora limitandoci a considerazioni puramente teoriche, si dovrebbe concludere che l’occlusione non influirebbe negativamente sul potere risolutivo dello strumento in quanto esso è strettamente legato al diametro dell’obiettivo quindi, più si aumenta il diametro più dovrebbe crescere il potere risolutivo. In realtà questo succede solo se lo strumento è privo di qualsiasi occlusione.
In termini pratici una forte ostruzione dello specchietto secondario unita all'inevitabile raggiera e l'eventuale diaframma, fa si che questa macchia cieca tenda ad essere percettibile durante l’osservazione degli oggetti estesi e in luce diurna, mentre di notte essendo lo sfondo del cielo nero, questa macchia non è avvertibile, tanto che non viene rilevata neanche dalla macchina fotografica.
Tralasciando volutamente spiegazioni sul comportamento fisico della luce e suoi fenomeni ad essa correlati, daremo primaria importanza alla risoluzione di quei problemi quando l’astrofilo si accinge ad osservare con un riflettore. Rispetto al rifrattore, il riflettore è normalmente costruito con un alto rapporto di luminosità, generalmente attorno a F/5 – F/8. Un newtoniano aperto a F/5 sarà molto adatto alla visione di campi stellari, nebulose e riprese fotografiche del profondo cielo, ma se la sua focale non supererà almeno 1.5 m, sarà alquanto deficitario per l’osservazione planetaria.
Tra i riflettori normalmente usati dall’astrofilo, una menzione particolare va al notissimo newtoniano di produzione giapponese ed importato in Italia con marche diverse, dove le sue caratteristiche sono sempre le stesse: 114 mm di diametro e 900 mm di focale, quindi un F/7 - F/8. E’ dotato di montatura equatoriale il cui prezzo odierno si aggira attorno ai 500/600 €.
Per questo tipo di apertura la resa ottica è buona sia per l’osservazione planetaria che per il profondo cielo. Purtroppo il riflettore (vale anche per gli altri strumenti a riflessione) non è idoneo per eseguire la proiezione del sole sulla scheda osservativa come nei rifrattori. Quasi a voler smentire quanto appena esposto, con un po’ di fantasia e poca spesa si possono risolvere agevolmente questi inconvenienti tecnici. Il primo problema è l’eccessiva radiazione solare che entra nel riflettore dato il buon diametro dell’obiettivo, molto grande per questo tipo di osservazione. Se non si dispone di un filtro solare a tutta apertura da applicare sulla parte anteriore dello strumento, l’inconveniente viene superato diaframmando in maniera opportuna l’obiettivo del riflettore, che verrà localizzato fuori asse per non essere ostacolati dallo specchietto deviatore. Questo non dovrà mai essere SUPERIORE AI 70 mm DI DIAMETRO, PENA LA ROTTURA DI PARTI OTTICHE CON GRAVISSIMO PERICOLO PER L’OCCHIO DELL’OSSERVATORE

Fig. 2 - Diaframmatura di un riflettore
Fig. 2 - Diaframmatura di un riflettore

Generalmente il 114 viene fornito di un coperchio che copre l’imboccatura dello strumento, già diaframmato eccentricamente (fig. 2). Questo inevitabile compromesso fa si che il riflettore non abbia più il potere separatore originale. Infatti un 114/900 diaframmato a 70 mm non avrà la stessa prestazione. Ciò è facilmente intuibile se consideriamo che il rapporto focale ottimale dello strumento in origine è equivalente a F/7 – F/8, dato che il diametro del suo obbiettivo ed il potere separatore sono strettamente correlati.
Però bisogna anche considerare che con la diaframmatura da 114 a 70 millimetri il nuovo rapporto focale sarà dato da: $$ \frac{900}{70} = 12.8 \qquad\text{nuovo rapporto focale} $$ molto adatto per l’osservazione solare che non deve mai essere inferiore a F/10.

Fig. 3 - Punto focale tra il rifrattore e il riflettore
Fig. 3 - Punto focale tra il rifrattore e il riflettore

Come già esposto in precedenza, per far si che si possa effettuare un osservazione in luce bianca bisognerà deviare il cono di luce proveniente dall’obiettivo su uno schermo bianco mediante l’ausilio di un prisma zenitale. Tutto questo in un riflettore non è possibile attuare.
Nel rifrattore il punto focale strumentale ricade al di fuori dello strumento, tanto che per effettuare un osservazione diretta con il solo oculare, bisognerà allungare verso l’esterno il tubo scorrevole per circa 9-10 cm. Inserendo il prisma zenitale con l’oculare nel tubo scorrevole, ci sarà solo la semplice operazione della messa a fuoco.
Nel riflettore accade esattamente il contrario. Essendo il punto focale interno allo strumento, ovvero nella parte mediana della corsa del fuocheggiatore che per il 114 è di circa 5-6 centimetri, non è possibile usare il prisma zenitale che nel rifrattore ci agevolava notevolmente nel lavoro di acquisizione dei dati. L’inserimento di un altro elemento ottico sposta il punto focale strumentale che la ghiera di scorrimento del fuocheggiatore non può raggiungere (fig. 3).

Fig. 4 - Riflettore adattato all’osservazione solare
Fig. 4 - Riflettore adattato all’osservazione solare

Per l’osservatore che decide di scegliere la metodologia osservativa per proiezione può superare questo inconveniente adattando al riflettore il piccolo strumento visibile nella figura 4 che in pratica sostituisce il prisma zenitale rendendo più comoda la posizione di registrazione grafica.

Passando poi all’osservazione visuale del sole, il sistema migliore (anche se è il più costoso) e più sicuro per strumenti medi e grandi, consiste nel sistemare un filtro a tutta apertura davanti all’obbiettivo dello strumento, che permetterà al riflettore di sfruttare al massimo il suo potere risolutivo. Per una soluzione più economica con delle dimensioni più ridotte, il filtro può essere alloggiato nel foro di diaframmatura nella posizione eccentrica (figura 2).

L’uso dei filtri a tutta apertura o diaframmati, daranno immagini molto belle e dettagliate, potendo protrarre l’osservazione per tutto il tempo necessario senza che si verifichino surriscaldamenti delle parti ottiche in quanto l’irradiazione solare viene bloccata in gran parte dal filtro prima che questa entri nello strumento. Altri problemi presenti nel riflettore sono di natura termica quale la dilatazione dovuta dalle particelle infrarosse provenienti dal sole, e la turbolenza atmosferica presente all’interno del tubo.
Con il passar degli anni e con l’evoluzione della tecnologia, è stato risolto quasi per intero il problema della dilatazione termica degli specchi. Dai primi costruiti in vetro si è passati a quelli in Pirex, un materiale che risente poco delle deformazioni causate dal calore Successivamente si è passati ai blocchi di vetro sempre più duri ed insensibili alle deformazioni ideando prodotti ancora migliori come i composti vetro-ceramica tipo il Cervit e lo Zerodur. Oggi, con le moderne tecnologie in uso si tendono a costruire gli specchi con blocchi fusi di quarzo, materiale durissimo da lavorare ma ottimo dal punto di vista termico con deformazione pressoché inesistente.

Un difetto tipico del riflettore è la turbolenza che si crea all’interno del tubo in quanto per la sua costruzione permette all’aria esterna di circolare intorno alle parti ottiche. Se ci muniamo di un riflettore tipo Cassegrain e di un rifrattore di pari diametro e lunghezza focale, osservando il sole nello stesso momento con entrambi gli strumenti, ci accorgeremmo subito come la resa dei due strumenti risulti diversa.
Poniamo per caso di dover chiudere l’apertura principale del Cassegrain con un vetro ottico a facce piane-parallele in modo da eliminare ogni turbolenza interna e lo paragoniamo al rifrattore, potremo subito renderci conto che il Cassegrain così adattato, si differenzia ancora dal rifrattore per la presenza dell’ostruzione dello specchietto secondario. Se ora l’esperimento lo eseguiamo usando un Cassegrain a fasci inclinati, dove lo strumento è sprovvisto dell’occlusione del secondario, anche questo chiuso dal vetro ottico, ci si aspetterebbe una perfetta ed identica resa nella visione dei dettagli presenti sulla superficie solare.
Con una certa sorpresa si può constatare come il rifrattore riesce a fornire un’immagine più ferma e risolta rispetto al Cassegrain nonostante i due strumenti siano entrambi chiusi e privi di occlusione. Il motivo risiede nel differente principio di focalizzazione dei raggi a seconda della provenienza: da un obiettivo a specchio o a lente.

Nel riflettore la turbolenza agirà sulle onde luminose in arrivo ed altererà queste in modo più o meno pronunciato e in modo diverso. Le immagini che ne deriveranno sarà il risultato della somma di tutte queste alterazioni percepibili dall’occhio umano. Nell’osservazione astronomica del sole, specialmente in quella visuale, l’immagine più gradevole sovente non coincide con l’immagine reale in quanto nell’obbiettivo del rifrattore attraversato dalla luce, si ottiene un percepibile spianamento dei picchi di maggior distorsione delle onde luminose in arrivo nello strumento.

Concludendo, l’immagine apparirà più stabile, come se per incanto la turbolenza fosse diminuita nel preciso istante in cui si è passati dal riflettore al rifrattore. Riassumendo, il rifrattore è meno sensibile alla turbolenza atmosferica, non solo per la sua chiusura da entrambi i lati (obbiettivo-oculare), ma perché diversa è l’interpretazione della stessa rispetto al riflettore.

Figura n. 5 – Schema di rifrattore-riflettore
Figura n. 5 – Schema di rifrattore-riflettore

Dunque, per la scelta e l’uso di un tipo di strumento rispetto a un altro di analoghe prestazioni si dovranno considerare solo la parte economica e praticità osservativa. Chiudendo questo capitolo relativo ai rifrattori e riflettori, prendiamo in considerazione l’opportunità di conoscere un’altra configurazione ottica strumentale “rifratto-riflettore“ ideato da Jean Dragesco e Russed W. Porter. Questo strumento è di tipo misto. Il suo obbiettivo primario è costituito da un doppietto acromatico, con diametro variante tra i 100 e 150 mm e con rapporto focale da F/15 a F/20 o più. La luce proveniente dall’obbiettivo si rifletterà su un primo specchio non trattato avente la funzione di disperdere quasi tutta la radiazione solare, riflettendo sul secondo specchio alluminato il 5% circa della luce del sole (fig. 5). Avvitando poi il filtro all’oculare si potrà effettuare l’osservazione con lo strumento a tutta apertura senza limitazioni di diaframmatura.

Il catadiottro

Anche se non espressamente impiegato nell’osservazione solare (se non nel visuale mediante l’ausilio di un filtro a tutta apertura) vale la pena soffermarsi su questo strumento, usato frequentemente dagli astrofili in altri campi di ricerca. Sino a circa trent’anni fa l’acquisto di uno strumento era limitato alla scelta tradizionale tra rifrattore e riflettore, ma dagli anni 1970/80 altri telescopi hanno in gran parte sostituito gli strumenti più pesanti ed ingombranti.
Il mercato mondiale e italiano, offre una grande varietà di telescopi del tipo catadiottrico nome dato dalla fusione catottrico ovvero a riflessione, con diottrico cioè a rifrazione.

Il motivo del successo di questi strumenti sta nella loro compattezza, dove la lunghezza del tubo a volte, è pari a due diametri dell’obbiettivo, mentre il rifrattore ne richiede almeno 15 ed il riflettore classico 7/8. Il catadiottrico deve il suo nome per il fatto che una lente viene usata per correggere l’aberrazione sferica dello specchio principale. Questa configurazione ottica è usata per l’osservazione diretta come in un rifrattore. Quelle maggiormente diffuse tra i dilettanti sono la: Schmidt-Cassegrain e la Maksutov.

In questi strumenti grazie alla presenza di un correttore, non vi sono sostegni per il secondario dove invece viene sorretto dalla lente a menisco di correzione. Inoltre la presenza del correttore rende il tubo chiuso e perciò lo strumento rimane insensibile alla turbolenza interna, tipica nei riflettori a tubo aperto. Protetti in questo modo dagli agenti atmosferici, gli specchi manterranno molto più a lungo lo strato riflettente che può essere sostituito dall’argentatura, la cui riflettività nel campo visuale è maggiore rispetto alla laminatura. La configurazione ottica specchio sferico-correttore comporta un campo utile maggiore del riflettore newtoniano medio e fa si che questo sia assai utile nella visione di campi estesi e planetari.

Il rapporto d’apertura F/10 di questi strumenti comporta una grande flessibilità d’impiego in tutti i campi, non solo nei rifrattori di grande apertura, ma anche nei newtoniani a focale corta. Il tubo chiuso e la mancanza delle lamine di sostegno del secondario, consentono al catadiottrico di fornire immagini pari a quelle prodotte dal rifrattore, anche se lo specchio secondario di diametro maggiore ne abbassa il contrasto. Per ovviare a questo inconveniente, il rapporto focale del catadiottrico dovrebbe essere portato ad almeno F/15. Questo compromesso fa si che lo strumento non sia più usato in molti campi osservativi come in origine, ma fornisce prestazioni paragonabili a quella di un rifrattore, con il vantaggio di un ingombro minore.

Concludendo queste breve rassegna relativa agli strumenti misti, si può dire che essi presentano diversi pregi, quali una buona apertura e una compattezza unita alla comodità di trasporto. L’unico e notevole svantaggio è rappresentato dallo specchio secondario dove vengono concentrati i raggi solari e, se questo risulta del tipo a “ottiche cementate”, il calore che si sviluppa su di esso può danneggiarlo irreparabilmente. Questo motivo fa si che i catadiottri siano VIVAMENTE SCONSIGLIATI nell’osservazione in luce bianca senza la protezione di filtri appropriati a tutta apertura. Gli utilizzatori di strumenti catadiottri dovranno sempre consultare i relativi costruttori che raccomandano sempre l’uso di filtri in vetro, in Mylar e Astrosolar applicati direttamente sull’obbiettivo e l’utilizzo di oculari tipo Ramsden o Huygens, soprattutto quando il sole appare molto brillante.

Chiudiamo la nota relativa su questi tre tipi di strumenti, riunendo in una tabella, i pregi e i difetti che abbiamo appena spiegato in questo capitolo:

Strumento Vantaggi Svantaggi
Rifrattore Costo. De lo strumento è di piccolo diametro Costo: se si usa uno strumento a grande apertura il costo è molto più elevato
Riflettore Costo: molto meno del rifrattore Difficile utilizzazione del metodo di proiezione. Problemi termici. Scarso valore del rapporto focale
Catadiottri Trasportabilità buona. Immagini dettagliate Costo. Piuttosto elevato. Problemi termici. Difficile utilizzazione del metodo di proiezione

Resta ben inteso che ognuno di voi avrà la più ampia libertà di scelta nell’acquistare qualsiasi strumento, ma all’astrofilo che intende trovare la giusta via verso il Sole consigliamo vivamente un piccolo rifrattore, possibilmente dotato di una montatura equatoriale alla tedesca.

Esperienza di osservazione solare con un riflettore

Termina la prima parte di questo manuale con la descrizione di una esperienza osservativa da parte di uno dei due autori di questo libro. L’altro autore di questo manuale, l’amico Roberto, così ci descrive la sua esperienza di osservatore solare, mediante l’ausilio di un riflettore:

Nelle mie osservazioni utilizzo un riflettore avente il diametro di 130 mm e una focale di 720 mm F/5.5. Utilizzo il metodo dell’osservazione diretta con obbiettivo a tutta apertura a cui è stato applicato un filtro in vetro del tipo Thousand Oaks Optic (Type II°) di 125 mm di diametro, che mi fornisce un’immagine solare di colore giallo-arancio. Quando la luminosità è molto elevata, diaframmo eccentricamente lo strumento a 100 mm, portando il telescopio ad un nuovo rapporto focale equivalente a F/7.2.

La messa in stazione è molto rapida: faccio in modo da poter proiettare sul pavimento o su di una parete bianca (questo secondo l’altezza del sole al momento della rilevazione) l’ombra del tubo dello strumento e, sbloccando entrambi gli assi del telescopio, oriento il tubo fino a che l’ombra diventi la più piccola possibile. A questo punto, blocco entrambi gli assi di ascensione retta e declinazione tolgo il tappo di plastica del porta-oculare e centro l’immagine solare dopo aver precedentemente applicato il filtro. Nelle mie quotidiane rilevazioni utilizzo due oculari da 20 e da 12.5 mm che mi danno rispettivamente 36x e 57x.

Con il riflettore, l’immagine che si presenta è sempre con il sud solare in alto, mentre l’est solare rimane a destra. Il metodo d’osservazione diretta non rappresenta il miglior sistema per la determinazione dell’esatta posizione di un gruppo e dei punti cardinali solari, dove per la determinazione di quest’ultimi utilizzo un sistema abbastanza efficace anche se, a suo modo, un po’ empirico. Dopo aver centrato il sole sblocco solamente il movimento di declinazione, poi muovo il tubo dello strumento verso il nord, il bordo che sparirà per primo dal campo dell’obbiettivo, sarà quello sud. Per determinare l’asse equatoriale mi avvalgo dello spostamento dei gruppi, i quali trasmigrano nell’arco di alcuni giorni, dall’est solare al suo ovest. Un metodo più corretto sarebbe quello di disporre di un oculare munito di reticolo, se ne trarrebbe giovamento anche per il posizionamento di gruppi e di macchie. Basterebbe infatti centrare un gruppo e farlo scorrere parallelamente al filo del reticolo stesso.

Con questa breve divagazione relativa alle esperienze osservative di Roberto, può dirsi conclusa la prima parte di questo manuale, che è stata interamente dedicata ad illustrare le caratteristiche principali dei telescopi che normalmente usano gli astrofili.