Vedere sempre meglio

La fotografia di Nettuno qui sotto ha fatto il giro del mondo a metà di luglio 2018.

L’immagine del pianeta Nettuno sulla sinistra è stata ottenuta durante la fase di verifica dell’ottica adattiva a Campo Stretto dello strumento MUSE/GALACSI installato sul VLT (Very Large Telescope) dell’ESO. L’immagine a destra è un’immagine paragonabile ottenuta dal telescopio spaziale Hubble della NASA/ESA. Si noti che le due immagini non sono contemporanee e perciò non mostrano strutture superficiali identiche.
Crediti: ESO/P. Weilbacher (AIP)/NASA, ESA, and M.H. Wong and J. Tollefson (UC Berkeley)

A qualcuno potrebbe non dire nulla, ma si tratta di una vera e propria rivoluzione nella nostra capacità di indagare l’universo.

Il telescopio spaziale Hubble è uno strumento di dimensioni tutto sommato modeste: il fatto di dover essere lanciato usando lo Space Shuttle ne ha modellato la struttura fisica in un cilindro di circa 4 per 13 metri. Di conseguenza il suo specchio primario è molto piccolo per gli standard degli attuali telescopi a terra.

Il vantaggio enorme di Hubble è di essere al di sopra dell’atmosfera terrestre di conseguenza, non solo è sensibile a tutta una serie di lunghezze d’onda invisibili a terra

Atmospheric electromagnetic opacity

ma sopratutto non risente della turbolenza atmosferica a rovinare le sue immagini.

Un ovvio svantaggio di avere un osservatorio orbitale sono i suoi costi, la sua difficoltà di manutenzione e  – come visto – le limitazioni nelle sue dimensioni e nel suo peso dovuti ai modesti vettori spaziali di cui disponiamo al momento.

Da molti anni, quindi, un campo che è stato ampiamente sviluppato negli osservatori terrestri è quello della cosiddetta ottica adattiva ovvero quell’insieme di tecnologie che permettono di compensare la turbolenza atmosferica all’interno del telescopio.

Facciamo prima di tutto una distinzione: l’ottica attiva è una tecnologia per alcuni versi simile, ma operativamente diversa da quella adattiva.
L’ottica attiva permette la costruzione di specchi primari di grandi dimensioni, oppure formati da tasselli multipli più piccoli mantenuti perfettamente in forma e allineati grazie a una serie di attuatori.
Dato che lo spessore di uno specchio deve essere proporzionale al suo diametro – pena la deformazione (fino alla frattura) a causa della gravità, dei cambi di temperatura e della forza del vento – l’aumento delle dimensioni dei primari avrebbe portato a specchi così spessi e pesanti da risultare improducibili e intrasportabili.

La soluzione al problema fu sviluppata negli anni ’80 e infine applicata su grande scala a partire dal 1990 nel Nordic Optical Telescope: costruire specchi primari più sottili del dovuto, e poi associarli a una struttura di supporto dotata di attuatori controllati dal calcolatore in modo da tenere lo specchio perfettamente a fuoco.
Soluzioni simili sono gli specchi tassellati, ovvero primari formati da tanti specchi piccoli, di nuovo allineati tramite attuatori.

L’ottica adattiva, normalmente applicata agli specchi secondari, è un ulteriore progresso che permette appunto l’adattamento dello specchio alla condizioni atmosferiche, arrivando quasi ad annullarle.
Il miglioramento tecnologico in questo campo è stato continuo e la foto che apre questo post testimonia appunto l’ultimo importate risultato ottenuto dall’ESO.

Per cancellare gli effetti dell’atmosfera, questo sistema necessita di un riferimento noto con cui confrontare l’immagine ottenuta per creare uno schema di correzioni da applicare allo specchio.
Il riferimento noto usato al momento è quello che si chiama stella artificiale ovvero un punto luminoso creato in quota eccitando gli atomi di sodio, oppure prodotto nell’atmosfera più bassa dalla diffrazione atmosferica. In entrambi casi si usa un laser coassiale al telescopio per scatenare il fascio luminoso, per questa ragione la tecnologia si chiama anche stella guida laser, qualche informazione in più è disponibile sulla apposita pagina della Wikipedia.

Il passo in avanti compiuto dall’ESO in questo campo è stato l’introduzione della cosiddetta tomografia laser. Con questo metodo è possibile analizzare la turbolenza atmosferica a diverse altitudini contemporaneamente, arrivando a una precisione nella correzioni senza precedenti.

Il sistema denominato 4LGSF è composto da quattro proiettori laser incorporati in uno dei quattro telescopi che compongono il Very Large Telescope, lo UT4 per la precisione,  che proiettano stelle guida in quota, con fasci incrociati.

Questa tecnologia risolve uno dei problemi fondamentali incontrati dalle precedenti iterazioni dell’ottica adattiva: dato che la stella guida viene generata a una distanza relativamente piccola da terra, il volume di atmosfera che incontra è molto ridotto rispetto alla luce delle vere stelle che proviene dalle distanze siderali. La luce della stella guida scende verso lo strumento come un “cono” perché la luce di un punto così piccolo si disperde a raggiera, al contrario le stelle sono così grandi e lontane che i loro raggi arrivano a noi tutti perpendicolarmente.

La tomografia laser genera molte stelle in modo da coprire, con “coni” sovrapposti, lo stesso volume di atmosfera, potendo così analizzarla e correggerla completamente.

Questa tecnologia è estremamente sofisticata sia da un punto di vista tecnico oltre che teorico: qui il suo principio è spiegato in maniera molto succinta, ma la sua trattazione completa esula dallo scopo di questo post. Per questa ragione, qui sotto trovate una serie di link, alcuni divulgativi, altri più tecnici, per approfondire.

 

Autore: Luca Mauri

Prima di tutto un Geek e un Trekker, Luca Mauri lavora come IT Manager. Entusiasta della esplorazione spaziale e della scienza in generale. È un lettore vorace e un fotografo amatoriale. Fa parte della piccola schiera degli INTJ.

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