Il Progetto

Lo spettroscopio di cui si parla (v. Fig. 1), utilizza come elemento disperdente un prisma di quarzo tipo Littrow retroriflettente, ed è stato progettato per essere applicato al telescopio R.C. da 500mm f/8 (con montatura equatoriale a forcella – Fig.2) in dotazione presso il Centro Astronomico di Libbiano, gestito dalla AAAV – Ass.ne Astrofili Alta Valdera. Com’è noto, il quarzo, a differenza del vetro, è trasparente alla radiazione UV e, non volendo rinunciare a questa utile prerogativa, occorreva evitare la presenza di componenti in vetro lungo il cammino ottico,. E’ così che come collimatore è stato scelto uno specchio sferico, in luogo del classico doppietto acromatico. Lo schema ottico che ne è derivato è illustrato in Fig.3.

Si tratta, come si vede, di uno strumento ad autocollimazione (il collimatore funge anche da obiettivo della camera CCD), dal tipico schema a W. Questa configurazione assai compatta consente, tra l’altro, di minimizzare peso e ingombro.
Il fascio luminoso convergente proveniente dal telescopio viene focalizzato sulla fenditura, oltrepassata la quale diventa divergente e, con la stessa angolazione, va ad illuminare una metà dello specchio collimatore, dal quale viene riflesso e inviato verso il prisma. Poiché si è fatto in modo che il fuoco del collimatore coincida con la fenditura, i raggi che raggiungono il prisma sono “collimati”, ossia resi paralleli. Il prisma rifrange e riflette all’indietro il fascio luminoso, separato ora nelle varie lunghezze d’onda ciascuna delle quali, ancora formata da raggi paralleli, va ad illuminare l’altra metà del collimatore che, di rimando, li focalizza nel piano in cui si trova il sensore: è qui che si forma lo spettro.
Lo spettro è formato da un susseguirsi continuo di immagini della fenditura riprodotta nei vari colori. E’ intuitivo che quanto minore è l’apertura della fenditura, tanto maggiore sarà la possibilità di discriminare tra loro due lunghezze d’onda adiacenti (potere risolutivo). L’ideale sarebbe poter lavorare con una fenditura infinitamente sottile, ma in tal caso verrebbe interrotto il flusso luminoso. Tuttavia, questa condizione estrema viene presa in considerazione per determinare il potere risolutivo teorico dello strumento, quello cioè derivante dal fatto che, come l’immagine focalizzata di una sorgente puntiforme non è puntiforme a causa della diffrazione, così l’immagine di una fenditura infinitamente sottile non può avere larghezza nulla. Dati i presupposti, è ovvio che si tratta di un potere risolutivo poco utile nella pratica, poiché presuppone l’impiego di una fenditura ad apertura nulla. Tuttavia, esso è utile per confrontare tra loro le prestazioni degli spettroscopi.
Nel caso poi della spettroscopia stellare, nella quale la fenditura diventa superflua, la risoluzione dipende dal diametro della centrica o macchia di diffrazione dell’immagine stellare che, per essere teoricamente molto piccolo (dell’ordine dei 10 micrometri), può dare l’impressione di una risoluzione eccellente. In pratica le cose non vanno proprio in questo modo perché si trascurano gli effetti, talvolta devastanti, prodotti dalla turbolenza atmosferica che allarga la macchia di diffrazione anche di 10 volte.
Riassumendo, i fattori che in pratica limitano il potere risolutivo degli spettroscopi sono:

1. l’apertura della fenditura (nel caso di oggetti estesi);
2. la turbolenza atmosferica che amplifica la macchia di diffrazione della stella;
3. le dimensioni dei pixel del sensore (se sono maggiori dell’apertura della fenditura).

Questa lunga digressione sul potere risolutivo vale sia perché si tratta di un sicuro elemento di valutazione, sia perché si desidera mettere in guardia da facili entusiasmi quando si sente parlare di strumenti con poteri risolutivi eccezionalmente alti, come ad esempio capita quando si impiegano reticoli di diffrazione.

Il prisma utilizzato nella costruzione dello spettroscopio (v. Fig.4) ha un angolo rifrangente di 31,5° e una base di 32mm; la faccia di ingresso misura 50x60mm e forma un angolo di circa 42° rispetto all’asse ottico. Il percorso di andata e ritorno della luce al suo interno fa sì che risultino raddoppiati sia la dispersione, sia il potere risolutivo dello strumento. Senza entrare in dettagli, per un prisma di quarzo di questa grandezza, il potere risolutivo massimo teorico si aggira su 6400, un valore di tutto rispetto. Tanto per fissare le idee, è teoricamente in grado di separare tra loro due righe spettrali distanti 0,6 Ǻ nel blu-violetto e 4Ǻ nel rosso. La dispersione media reciproca è di circa 200 Å/mm sul piano focale (2 Å/pixel con pixel da 10μm). Si ricorda che la dispersione di un prisma è maggiore nel blu che nel rosso.
Il prisma è assemblato su un supporto girevole che appoggia su un perno ad ago solidale con il fondo della custodia dello spettroscopio. Un dispositivo ben visibile in Fig. 1 (regolazione di campo) permette di variare dall’esterno l’angolo di incidenza del prisma e consentire di far transitare, sul sensore, lo spettro in tutta la sua lunghezza.

Il collimatore è uno specchio sferico da 60mm e focale di 200mm (v. Fig. 5). Il rapporto focale ( f/3,3) è maggiore di quello del telescopio (f/8) e questa è una delle condizioni da rispettare in tutti gli spettroscopi ad autocollimazione, per il massimo di efficienza: la base del cono di luce che si proietta sullo specchio ha un diametro di 25mm, tale appunto da essere interamente contenuto nel semidiametro dello specchio medesimo, senza che anche un solo raggio di luce vada sprecato.

Vi sono, infine, due specchietti piani deviatori (v. Fig. 6) di forma rettangolare da 22x24x2mm (vanno bene anche ellittici), posti uno all’ingresso e l’altro all’uscita del cammino ottico, la cui funzione è facilmente intuibile dallo schema di Fig. 2.
Per quanto riguarda la fenditura, benché teoricamente non necessaria nel caso delle stelle, essa è peraltro utile nel contrastare la perdita di risoluzione quando vi è molta turbolenza; diventa invece obbligatoria nella ripresa degli spettri del sole, dei pianeti e, comunque, di oggetti estesi. Nello strumento di cui parliamo, ne è stata impiegata una ad apertura variabile, acquistata sul mercato dei surplus ottici negli USA, in quanto molto ben costruita e di costo molto basso. Le sue ridotte dimensioni hanno consentito di alloggiarla all’interno del raccordo da 2” di collegamento al telescopio, con possibilità di manovra dall’esterno (v. Fig. 7): un assemblaggio molto robusto e compatto. Di fronte alla fenditura, della quale occupa circa metà altezza (v. Fig. 8) trova posto un microprisma da 4mm che all’occorrenza provvede a far transitare, attraverso la fenditura medesima, e in parallelo alla radiazione proveniente dall’oggetto osservato, la luce generata da una sorgente di riferimento (lampada fluorescente) all’uopo predisposta. In tal modo è possibile, non solo eseguire in qualunque momento un confronto diretto tra uno spettro noto e uno incognito, ma disporre di un prezioso aiuto nella successiva elaborazione degli spettri registrati.

I componenti più sopra citati, sono alloggiati in una custodia costruita in lamiera di alluminio da 1,5mm piegata ad “U” nel senso della lunghezza. Sul lato a giorno, la custodia è irrigidita con un telaietto in angolare di alluminio da 10x10x2mm che serve anche per sostenere un pannello amovibile di chiusura/ispezione in compensato da 3mm.
Le due testate sono pure chiuse con pannelli di compensato da 3mm. Il peso complessivo, a lavoro ultimato, non supera 1,2 Kg.

Sono previste tre diverse regolazioni:

1. Messa a fuoco della fenditura rispetto al collimatore. Si esegue dall’esterno attraverso apposita manopola che varia la distanza del collimatore dalla fenditura. L’operazione viene effettuata in sede di messa a punto iniziale, una volta per sempre, verificando che la distanza fenditura – collimatore sia uguale alla focale di quest’ultimo. Piccoli ritocchi sono consentiti durante l’uso dello spettroscopio per compensare piccoli errori di posizionamento della camera CCD o per correzioni micrometriche.
2. Regolazione di campo. Si esegue dall’esterno agendo su un’apposita manopola che agisce sull’angolo di incidenza del prisma; ciò si rende necessario per il fatto che la lunghezza (dispersione) dello spettro prodotto dallo strumento nella finestra del visibile è quasi sempre maggiore della dimensione del sensore. In tal modo, lo spettro può essere esplorato da un estremo all’altro su tutta la sua estensione. Nella gamma fra 3800Ǻ e 7800Å, lo spettro si estende per 16mm.
3. Regolazione della fenditura. L’apertura della fenditura è regolabile da 0 a 2mm tramite apposita vite zigrinata che sporge a lato del raccordo da 2” ( 50,8mm ). Per oggetti estesi l’apertura deve essere la minima possibile, compatibilmente con la luminosità dell’oggetto e la sensibilità del dispositivo di ripresa. Per le stelle, si lavora inizialmente con apertura massima, salvo poi ridurla progressivamente per difendersi, come si è detto, dagli effetti negativi di una turbolenza atmosferica eccessiva.

Lo strumento è stato progettato, come si è detto, per un telescopio professionale da 500mm, f/8 di derivazione Cassegrain, ma può essere utilizzato su telescopi analoghi di differente diametro o su rifrattori, con l’unica condizione che la loro apertura non sia maggiore di f/6,6. Diversamente, occorre prevedere un collimatore di diametro maggiore, o rassegnarsi ad una perdita di efficienza.
La camera CCD normalmente utilizzata è una Starlight Express con attacco da 1,25” (31,8mm), ma altre camere del medesimo standard vanno egualmente bene.

Tra le possibili varianti dello strumento può esservi quella di sostituire il prisma di Littrow con un prisma triangolare equilatero (angolo rifrangente di 60°). In tal caso, si deve prevedere uno specchio piano retroriflettente a valle del prisma. Tutto il resto rimane invariato, tranne il potere risolutivo e la dispersione che raddoppiano rispetto alla versione Littrow.

Tutti i componenti ottici impiegati nella costruzione sono acquistabili negli USA presso la ditta SurplusShed a prezzi più che favorevoli. (www.SurplusShed.com).