logo del circolo Vai all'homepage Vai all'homepage Circolo Astrofili di Milano
Il Circolo
• La storia
• La bacheca
• Gli strumenti
• La biblioteca
• Associarsi
• Consiglio direttivo
• Il Planetario
Attività
• Le riunioni
• Iniziative
Neofiti
• L'incontro
• Parliamo di...
• Le dispense
Radioastronomia
• Presentazione
• Attività
• Documenti
Osservazioni
• Dove
• Effemeridi
• Meteo
Wikipedia
• Il CAM
• Il Planetario
Galleria fotografica
• Le immagini dei soci
Google

Cerca nel sito
Cerca nel web

Valid HTML 4.01!

Valid CSS!


Facebook | Mailing List | Link

Basi di ottica

I principi base dell'ottica spiegati punto per punto - Parte Terza

L'aberrazione cromatica

Una lente singola non è soddisfacente come obbiettivo astronomico perché l'indice di rifrazione, da cui dipende la lunghezza focale, è diverso a seconda della lunghezza d'onda della luce, cioé del suo colore. In pratica, la luce rossa viene focalizzata più lontano, la luce blu più vicino, e quindi non c'è un ben definito piano dell'immagine.

Questa caratteristica del vetro si chiama dispersione ed è sempre presente, anche se in modo diverso da vetro a vetro. La soluzione a questo problema sta nel combinare due lenti di vetri diversi, scelti in modo che il risultato porti a una compensazione più o meno buona di questo problema. Di solito si combina una lente convergente con bassa dispersione (vetro crown) con una lente divergente con alta dispersione (vetro flint). Il sistema rimane sempre convergente, perché la lente divergente è meno potente di quella convergente, tuttavia la sua maggior dispersione compensa quella di verso opposto introdotta dalla lente convergente.

Questa combinazione viene detta doppietto acromatico. La correzione, per quanto buona, non è perfetta, e può essere migliorata usando vetri speciali molto costosi in combinazioni di due lenti (doppietti) o tre (tripletti). In tal caso gli obbiettivi vengono detti apocromatici.

L'ingrandimento e la luminosità

La dimensione dell'immagine formata nel piano focale del telescopio dipende dalla lunghezza focale e dalla dimensione dell'oggetto che si osserva. Se l'angolo sotteso dall'oggetto è d, allora la dimensione sul piano focale è l = f • tan d. Per piccoli angoli la tangente si può approssimare con il valore dell'angolo in radianti. Un radiante corrisponde a 57,3 gradi o a 206265 secondi d'arco.

Se d” è il diametro dell'oggeto in secondi, una buona approssimazione per le dimensioni sul piano focale è l = f • d”/206265. La quantità di luce raccolta da un obbiettivo, invece, dipende dalla sua area. Se puntiamo un obbiettivo contro un oggetto esteso (per esempio la Luna), la quantità di luce raccolta sarà proporzionale a D2, ma l'ingrandimento farà sì che questa luce venga sparsa su un'area proporzionale al quadrato della lunghezza focale f2. Quindi la luminosità superficiale dell'immagine sarà proporzionale a (D/f)2. Il rapporto f/D viene chiamato rapporto focale ed indica la luminosità di un obbiettivo (telescopico o fotografico). Ad esempio, un telescopio da 100mm di diametro e 1000mm di focale ha un rapporto f/D pari a 10 (indicato con f/10).

Se vogliamo mettere l'occhio al telescopio, però, dobbiamo tenere presente che il nostro occhio non è adatto ad osservare l'immagine formata dal telescopio sul piano focale direttamente, ma richiede invece un'immagine posta all'infinito. Usiamo perciò una seconda combinazione di lenti (l'oculare) che ha la funzione di creare un'immagine virtuale (posta all'infinito) del piano focale del telescopio. I raggi in uscita dall'oculare, quindi, saranno paralleli (fascio cosiddetto afocale), perché l'immagine virtuale è all'infinito. Il nostro occhio potrà così focalizzarli comodamente sulla retina.

L'oculare ha anche la funzione di ingrandire l'immagine del piano focale. Supponiamo un oculare di focale fO sia abbinato a un telescopio di focale f. L'immagine di un oggetto di diametro angolare d” avrà sul piano focale la dimensione l = f • d”/206265. D'altra parte, per l'oculare vale la stessa relazione con fO al posto di f e dO” al posto di d”, cioé l = fO • dO”/206265. Quindi si ha f • d”=fO • dO” e quindi f/fO = dO”/d”.


Precedente Successivo

Copyright 2011 Circolo Astrofili di Milano Mappa | Contatti