Figura 1
(clicca x ingrandire)
Problemi del telescopio De Agostini
Fascicoli De Agostini e pezzi del Telescopio
montaggio del focheggiatore e del motorino
1.Introduzione.
Sono stato sempre affascinato da pianeti e stelle sparsi nel cielo e quindi dagli
strumenti che possono permettere di osservarli da vicino. Sono stato preso da questa passione, ancor più, da quando
la De Agostini presentò il kit di montaggio di un Telescopio. Ero consapevole
che il telescopio mi sarebbe costato più di andarlo a comprare già pronto;
questa scelta è maturata dal fatto di avere pochi soldi in tasca e di poter
conoscere a fondo un telescopio pezzo per pezzo.
La collimazione delle ottiche dei telescopi è una delle operazioni
necessarie e più temute dall'astrofilo medio e da un principiante.
Questa paura di combinare guai peggiori di quanti se ne vogliano risolvere
è tanto vera per i sistemi ottici basati sullo schema di Newton in quanto
questa operazione è a volte laboriosa per mancanza di una guida adeguata e
di strumenti necessari per tale operazione.
Purtroppo,la collimazione delle ottiche è in pratica l'unica operazione che consenta all'astrofilo di ottimizzare le prestazioni del proprio Telescopio.
Quella che segue in questa pagina è una forma di guida alla soluzione dei problemi della collimazione delle ottiche di un telescopio newtoniano in modo da produrre risultati soddisfacenti in base alle mie esperienze e di Andrea Tasselli, da cui traggo l'impostazione della pagina.
3.Perchè è necessario collimare i telescopi Newtoniani.
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Figura 1 (clicca x ingrandire) |
I raggi luminosi, che arrivano dall'infinito, si intersecano in un punto del
primario detto "Fuoco" il quale giace su una superficie curva.
Da notare che l'inserzione della diagonale a 45° del secondario non incide in alcun modo
al potere ottico ma opera solo a livello di riflessione.
Nella Figura 1 oltre allo specchio primario e secondario sono presenti
gli altri componenti del sistema ottico:
1) Il tubo ottico il quale sostiene tutto l'insieme delle ottiche.
2) Il focheggiatore, che serve a mettere a fuoco l'immagine.
3) Il supporto del secondario e le sue razze, che consentono di
regolare sia la posizione che l'inclinazione del secondario
e vincolarlo al tubo ottico.
4) La cella di supporto del primario, con analoghe funzione di quelle
viste sopra per il secondario.
Nel caso di una perfetta collimazione, un raggio ideale che partisse
inizialmente collimato con l'asse ottico dall'oculare verrebbe riflesso a
90° dal secondario per raggiungere il centro del primario, essere
riflesso da questo su se stesso e ritornare esattamente da dove è partito.
Lo schema geometrico di base è raffigurato in Figura 2.
Figura 2 (clicca x ingrandire) |
Una configurazione geometrica di un'ottica completamente scollimata può avere l'asse ottico dell'oculare con un inclinazione diversa dai 90° rispetto all'asse del primario e il secondario un inclinazione diversa dai 45°. Inoltre il centro del secondario potrebbe essere spostato rispetto al centro dell'oculare. Quindi, nel caso di scollimazione, un raggio inizialmente collimato con l'asse ottico dell'oculare, non tornerà mai da dove è partito.
Le conseguenze dal punti di vista delle prestazioni del sistema sono le cosidette "aberrazioni" che non sono altro che delle distorsioni dell'immagine.
L'aberrazione sferica si presenta come un accrescimento dell'intensità luminosa degli anelli di diffrazione facendo diminuire la percezione del contrasto nei dettagli a media ed alta risoluzione.
Fuori dall'asse ottico del primario si riscontrano due aberrazioni di
importanza fondamentale: Il coma e l'astigmatismo. Entrambi
degradano la qualità dell'immagine ed entrambi sono inevitabili a
meno di usare ulteriori elementi correttivi (tipicamente lenti).
L'aberrazione cromatica di gran lunga più importante
nei telescopi newtoniani, si rivela attraverso immagini stellari con
una piccola "coda" che si proietta verso il bordo dell'oculare.
L'astigmatismo si manifesta invece come una ovalizzazione dell'immagine
stellare fino a raggiungere l'aspetto di un segmento di retta.
Vediamo adesso gli effetti della scollimazione delle ottiche newtoniane alla luce di quanto detto sopra per le aberrazione tipiche dei newtoniani.
3.1 Tipo 1a. L'asse ottico dell'oculare è centrato rispetto al secondario ma non rispetto al primario.
Figura 2.a (clicca x ingrandire) |
In Figura 2.a viene mostrata una tipica configurazione con questa
modalità di scollimazione.Il sistema è
perfettamente centrato rispetto al focheggiatore cosicché
tale configurazione potrebbe passare per perfettamente collimata.
In realtà la posizione del secondario, per essere corretta otticamente,
NON deve essere centrata né rispetto al centro del focheggiatore né rispetto
al centro del primario.
Questo perché il bordo più lontano dal piano focale del secondario
intercetta i raggi provenienti dal primario ben prima del bordo
più vicino.
Questo stato di scollimazione conduce ad un decadimento delle prestazioni complessive del sistema perchè gli oculari sono progettati per dare il massimo delle proprie prestazioni sul loro asse ottico e non alla parte esterna.
Si tenga presente però che ad alti ingrandimenti la pupilla
di ingresso dell'oculare è molto piccola e potrebbe
capitare che l'asse ottico del primario capiti addirittura completamente
fuori dall'oculare.
La centratura tra asse del focheggiatore e asse ottico del telescopio
è quasi vitale per le prestazioni delle barlow, le quali
possono produrre evidente cromatismo e coma se l'asse ottico primario non
è perfettamente centrato e parallelo con il loro asse ottico.
3.2 Tipo 1b. L'asse ottico dell'oculare è centrato rispetto al secondario ed il secondario è centrato rispetto al primario.
Figura 2.b (clicca x ingrandire) |
Questo tipo di configurazione geometrica a rigore non è considerabile scollimata, in quanto, come si vede dalla Figura 2b, l'asse ottico del primario viene riflesso in maniera da essere coincidente con l'asse ottico dell'oculare. Tuttavia essa porta alla collimazione descritta in Figura 1 alla conseguenza di vignettare il campo di piena illuminazione con una perdita di illuminazione nell'immagine La procedura generalizzata descritta nei paragrafi seguenti porterà ad una collimazione più efficiente di quella ottenibile centrando i componenti come descritto qui.
 Figura 2.c (clicca x ingrandire) |
3.3 Tipo 1c. Il secondario è centrato rispetto al primario ma non rispetto all'oculare.
In genere con questo tipo di scollimazione si hanno tutti i "difetti" del Tipo 1a e del Tipo 1b, con eventuale peggioramento delle perdite di illuminazione a seconda della posizione del secondario lungo l'asse ottico del primario. E' quindi quella da evitare in maniera assoluta (ma è abbastanza facile farlo).
3.4 Tipo 2. Gli assi ottici dell'oculare e del telescopio sono né coincidenti né paralleli (ma si incontrano in un punto).
In Figura 3 viene mostrata questa particolare configurazione geometrica. Non solo il centro ottico del secondario non è allineato con gli assi ottici ma l'asse ottico del secondario è ruotato rispetto all'asse del focheggiatore e l'asse ottico del primario è ruotato rispetto all'asse ottico ideale del secondario. Questa è la configurazione tipica di un'ottica scollimata.
Figura 3 (clicca x ingrandire) |
Oltre agli eventuali effetti già descritti al punto 1, si aggiungono quelli dovuti al fatto che i raggi luminosi provenienti dal primario (e riflessi verso l'oculare dal secondario) presentano un fronte d'onda inclinato rispetto all'asse dell'oculare. In questo caso l'aberrazione che si presenterà è indipendente dal campo inquadrato e sarà composta da una somma di aberrazioni comatica e astigmatica. Queste si sommeranno a tutte le altre già presenti. Questa aberrazione è talmente tipica da essere chiaramente individuabile anche a non altissimi ingrandimenti (in funzione ovviamente degli angoli di scollimazione presenti).
Per dare un'idea di come si presenti questa aberrazione, nelle Figure
dalla 4.a alla 4.g vengono riportati le figure di diffrazione ottenute
per angoli di inclinazione tra gli assi ottici del primario e
dell'oculare pari a 0,
1' (d'arco), 3', 6', 9', 12' e 30' rispettivamente, così come rese da un
newtoniano di 150 mm d'apertura a f/5 con un'ostruzione del 34%. Lo
specchio primario è stato simulato come avente un aberrazione sferica
residua di 1/8 lambda (lunghezza d'onda della luce incidente), ovvero in
termini meno tecnici è limitato soltanto dalla diffrazione. Normalmente una
inclinazione da 1' a 3' viene considerata accettabile per l'alta risoluzione
con CCD e per l'osservazione visuale planetaria ad alti ingrandimenti mentre
una inferiore a 6' ma superiore a 3' accettabile per delle riprese fotografiche
e per un'osservazione dei dettagli planetari a ingrandimenti non troppo spinti.
Con un distorsione del fronte d'onda equivalente a quella generata da inclinazioni
tra 6' e 9' dell'asse ottico potrebbe essere accettabile solo per osservazioni
visuali a medi e bassi ingrandimenti del cielo profondo. Oltre i 12' il
livello di contrasto trasmesso dall'immagine è così degenere
da rendere
l'immagine resa dallo strumento sostanzialmente compromessa ed
utilizzabile solo ai minimi ingrandimenti e per larghi campi. La resa
dell'immagine non sarà superiore a quella ottenibile da un binocolo di
qualità medio-bassa.
Notare bene che le immagini dalla 4.f alla 4.g non
sono alla stessa scala delle precedenti, questo per rendere i dettagli più
evidenti.
Fig. 4.a |
 Fig. 4.b |
 Fig. 4.c |
 Fig. 4.d |
 Fig. 4.e |
 Fig. 4.f |
 Fig. 4.g |
| (cliccare sulle immagini per ingrandirle) | ||||||
Mentre le immagini precedenti sono state calcolate con messa a fuoco dell'immagine, le seguenti (dalla 5.a alla 5.f), sono state realizzate con uno sfuocamento pari a 0.2 mm. Questo per rendere più facile l'identificazione delle aberrazioni presenti nelle immagini altrimenti di difficile riconoscimento.
 Fig. 5.a |
 Fig. 5.b |
 Fig. 5.c |
 Fig. 5.d |
 Fig. 5.e |
 Fig. 5.f |
Fig. 5.g |
| (cliccare sulle immagini per ingrandirle) | ||||||
Infine le seguenti immagini sono state calcolate nelle stesse condizioni delle precedenti ma con uno sfuocamento di 1 mm, per rendere ben visibile gli effetti di progressivo "schiacciamento" dell'immagine di diffrazione su un lato e il corrispettivo allungamento dall'altro.
 Fig. 6.a |
 Fig. 6.b |
 Fig. 6.c |
 Fig. 6.d |
 Fig. 6.e |
 Fig. 6.f |
 Fig. 6.g |
| (cliccare sulle immagini per ingrandirle) | ||||||
L'effetto finale di progressive crescite dell'angolo di inclinazione
dell'asse ottico si può tradurre in perdita della capacità di trasmettere
informazioni sotto forma di perdita di contrasto. Questo effetto, in un
certo qual modo paragonabile ad una riduzione del diametro effettivo
dell'ottica. La MTF descrive la
capacità di un sistema di trasmettere il contrasto di un immagine in
funzione delle sue capacità ottiche. In altre parole l'MTF di un'ottica reale misura
l'efficienza di tale sistema nel trasmettere le informazioni contenute
nell'immagine.
Ritornando ora all'effetto che l'angolo di inclinazione
ha su tale funzione se ne può vedere l'esempio nei seguenti diagrammi
ottenuti per i casi descritti sopra e corrispondenti alle figure
4.a-4.g:
 Fig. 7.a |
Fig. 7.b |
Fig. 7.c |
 Fig. 7.d |
 Fig. 7.e |
 Fig. 7.f |
 Fig. 7.g |
| (cliccare sulle immagini per ingrandirle) | ||||||
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Per dare infine un'idea di quale effetto possa evere la scollimazione delle ottiche, nella figura seguente sono mostrati fianco a fianco un'immagine di Giove "perfetta" ed una con una scollimazione che produce un errore pari a 1 lambda circa, pari cioè ad una scollimazione di 6-9 arcominuti."
4.Come collimare un'ottica newtoniana - Istruzioni per
l'uso
4.1 Verificare l'ortogonalità del focheggiatore rispetto al tubo.
Sebbene in genere i telescopi commerciali sia sostanzialmente a posto, da questo punto di vista un rapido controllo non guasta ed è molto semplice, necessitando soltanto di una buona livella. Come mostrato in Figura 8, 9 e 10, avendo montato il tubo sulla montatura si operi come segue: ruotare prima il tubo rispetto all'asse di A.R. in modo che tale asse risulti livellato (Fig.8), poi ruotare il tubo rispetto all'asse di Dec. in modo che il tubo ottico risulti livellato (Fig.9) ed infine controllare che il piano superiore di appoggio del focheggiatore (dove vanno a battuta gli oculari) sia anch'esso livellato appoggiando la livella su tale piano e effettuando la misura due volte, la seconda con la livella a 90° rispetto alla prima, come mostrato in Figura 10, in modo che la livella risulti una volta parallelo all'asse di A.R. e una volta a quello di Dec. Se risulta una pendenza significativa (diciamo significativamente maggiore di 10' si potrà procedere ad aggiungere degli spessorini ricavati da fogli di nylon a forma di rondella sotto la battuta della base del focheggiatore in corrispondenza delle viti dal lato opposto a quello dove si è visto lo spostamento della bolla. Per misurare lo scostamento dalla normalità si possono mettere degli spessori misurati sotto un lato della base di appoggio sul focheggiatore (vedi Figura 10). Conoscendo il diametro esterno della base d'appoggio sul focheggiatore l'angolo di scostamento (in gradi) dalla normale è pari a:
57.3 * Spessore/Diam.Base
 Figura 8 |
 Figura 9 |
 Figura 10 |
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| (cliccare sulle immagini per ingrandirle) | ||||||
4.2 Verificare il centramento della cella del primario rispetto al tubo ottico.
Questo passo è importante ai fini della regolazione della posizione del secondario di cui al passo 3. Se per qualche ragione ciò non fosse necessario, si salti direttamente al passo 4.3.
Scopo di questo passo è determinare se:
1) Il primario è centrato nella sua cella e
2) Se la cella del
primario è centrata nel tubo ottico
In genere questo centraggio è quasi sempre verificato in sede di collaudo in Fabbrica. Se però avete dei dubbi converrà, una volta estratta la cella di supporto del primario dal tubo, verificare che il primario sia centrato rispetto alla sua cella.
Si dovrà anche verificare che i fori delle viti "pull" (quelle che si avvitano sul supporto della cella del primario sul tubo
ottico) siano alla stessa distanza rispetto al supporto medesimo.
Se le distanze che misurate sono piccole (minori di 0.5 mm) e se la vostra
ottica è veloce (bassi rapporti focali) potrete trascurare queste deviazioni
dalla concentricità senza preoccupazioni. Gli effetti saranno minimizzati in corso
di collimazione o di start test.
Se le deviazioni dalla concentricità sono dell'ordine dell'offset da dare al secondario o maggiori e la cella è regolabile a sufficienza (in genere si agisce sui supporti dello specchio primario svitandoli e spostando leggermente lo specchio in maniera da regolare la distanza, vedi Figura 11.a) allora si può procedere alla sua regolazione.
Figura 11.a |
Figura 11.b |
Figura 11.c |
| (cliccare sulle immagini per ingrandirle) |
4.3 Offset dello specchio secondario
Come già detto nel paragrafo 3.1 la corretta posizione del secondario risulta essere decentrata sia rispetto all'asse di simmetria del primario sia all'asse del focheggiatore. In questo caso si parla di "offset" o decentramento del secondario. Esso consiste di un eguale spostamento del centro del secondario sia lontano (verso il lato opposto) dal focheggiatore che verso il primario, come illustrato nella Figura 12.a.
 Figura 12.a (clicca x ingrandire) |
Quanto decentramento serve per un corretto posizionamento? La formula esatta per calcolare il decentramento è la seguente:
Offset = (T + (n*L/2))/(1 - n^2) -
T
dove:
T = la distanza dal piano focale all'asse del primario (oppure dal centro del tubo ottico)
L = il diametro del campo pienamente illuminato richiesto al piano focale
n = (D - L)/(2*(F - S)) con D diametro del primario, F lunghezza focale del telescopio e S la sagitta dello specchio primario. Quest'ultima può essere calcolata con la seguente espressione approssimata:
S = (D^2)/(16 * F)
Alcune delle quantità richieste per calcolare il valore del decentramento del secondario potrebbero essere di non facile o non esatta determinazione. In tal caso si può utilizzare la seguente formula approssimata:
Offset = D.sec/(4*F.R.), dove D.sec è il diametro (o asse minore) del secondario
Dalle espressioni riportate sopra è facile vedere che per ottiche aperte a f/8 (o valori maggiori) aventi valori di ostruzione ragionevoli (20-25%) il decentramento richiesto è uguale od inferiore ad 1 millimetro e che quindi l'errore che si commetterà nell'ignorare una delle due componenti (si veda la discussione seguente) è trascurabile.
La prima parte di questa fase di procedura di collimazione consiste nell'aggiustare l'offset ai valori richiesti dalla particolare configurazione del telescopio. In questo caso d'esempio si userà un f/5 F750, che è poi una focale abbastanza diffusa nei newtoniani economici.
 Figura 12.b (clicca x ingrandire) |
 Figura 12.c (clicca x ingrandire) |
Il secondario in questo modello (vedi Fig.12.b) è costituito da un supporto cilindrico tenuto collegato da tre "razze" fissate sul tubo ottico. Il secondario è montato su un altro supporto a forma di tronco cilindrico diagonale ed è collegato al supporto principale da una vite che serve per regolare la distanza del secondario dal supporto al tubo ottico (e quindi posizionare lo stesso rispetto al focheggiatore), vedi Figura 12.c. Una molla (non abbastanza lunga, in questo caso) è montata sulla vite allo scopo di fornire una spinta tale da mantenere il collegamento rigido con qualsiasi inclinazione (vedi sempre Figura 12.c). Tre viti di regolazione (vedi Fig.12.b) sono montate a 120° per regolare l'inclinazione dello specchio secondario. Questo sistema di regolazione della posizione è, in assoluto, quello più diffuso ma non certo il migliore che si possa pensare. Una migliore configurazione potrebbe essere quella con quattro razze, cosa che rende il posizionamento del secondario decisamente più facile. Da notare che questo passaggio andrà fatto una sola volta e tutte le successive tarature si faranno solo sulle viti di regolazione.
 Figura 12.d (clicca x ingrandire) |
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 Figura 12.e (clicca x ingrandire) |
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Il primo passo sarà quello di regolare la distanza del centro
geometrico del secondario rispetto all'asse ottico del primario in maniera
che sia correttamente distanziato rispetto al centro del tubo. In
dipendenza dlla posizione delle razze rispetto alla mediana del
focheggiatore la cosa può essere più o meno facile. Se una delle razze
fosse posizionata in modo da essere centrata rispetto alla linea media del
focheggiatore basterebbe posizionare il supporto x millimetri più in basso
(rispetto al centro geometrico del tubo, vedi Figura 12.d), con x la
quantità di offset richiesta.
Infatti la razza è diretta come il raggio del cerchio del tubo e quindi passerà sicuramente per il centro. Prolungando la razza oltre il centro di x millimetri ci si posizionerà pertanto in maniera corretta. Se invece, come in questo caso, le razze sono posizionate in maniera arbitraria rispetto al focheggiatore, dare il corretto scostamento richiede una procedura più complessa, che viene descritta qui di seguito.
Facendo riferimento alla Figura 12.e, si procederà come segue:
a. Si misuri la distanza minima che separa sulla superficie del tubo il centro della vite di fermo della razza (o quello che nel caso tenga la razza fissata al tubo) più vicina ad esso in senso orario e la linea mediana della base del focheggiatore (avendo avuto cura di determinarla prima). Se il focheggiatore e la sua base non sono simmetrici determinare l'asse mediano del focheggiatore e prolungarlo fino a raggiungere l'estremità aperta del tubo, come è mostrato in Figura 12.e. Il rapporto tra la lunghezza così misurata e il semidiametro del tubo moltiplicato poi per 180 (o per 1 radianti) dà il valore dell'angolo di scarto alfa che servirà successivamente. Per avere una buona misurazione conviene ripetere l'operazione 3 o 4 volte e mediare il risultato.
b. Determinare la distanza tra la battuta della razza sul lato interno del tubo ottico e la battuta della medesima sul supporto del secondario. Per misurare queste distanze si possono usare una varietà di metodi ma sarebbe più conveniente usare un righello di lunghezza opportuna con scala avente passo di almeno mezzo millimetro oppure quei righelli in nastro di acciaio (anch'essi con scale aventi passi di almeno mezzo millimetro). Ripetere l'operazione un minimo di 3 volte e mediare il risultato. L'operazione va ovviamente ripetuta per tutte e tre le razze. Aggiungere ai valori trovati il valore del raggio del supporto del secondario.
c. Calcolare poi le seguenti grandezze:
R.1 = sqrt[(R * sen(alfa))^2 + (R * cos(alfa) + Offset)^2]
e = 2 * R * sen(60° - alfa/2)
gamma = acos(e/(2* R))
R.2 = sqrt{[e - (R + Offset) * cos(gamma)]^2 + [(R + Offset) * sen(gamma)]^2}
f = 2 * R * sen(60° + alfa/2)
delta = acos(f/(2* R)))
R.3 = sqrt{[f - (R + Offset) * cos(delta)]^2 + [(R + Offset) * sen(delta)]^2}
R.1 = R.1 - R.supp
R.2 = R.2 - R.supp
R.3 = R.3 -
R.supp
Nelle equazioni precedenti R è il raggio del tubo ottico, Offset è l'offset da dare e alfa è l'angolo di scarto misurato tra la più vicina delle razze alla linea mediana del focheggiatore e la linea mediana stessa e R.supp è il raggio del supporto del secondario (la parte sulla quale sono collegate le razze).
 Figura 12.f (clicca x ingrandire) | |
 Figura 12.g (clicca x ingrandire) |
R.1, R.2 e R.3 sono i valori che si sarebbero dovuti ottenere dalle misurazioni al punto b). La numerazione è, come si vede dalla Figura 12.f, sequenziale crescente in senso orario con R.1 quella più vicina alla linea mediana del focheggiatore partendo da sinistra e avendo l'apertura del tubo di fronte. Se sono sostanzialmente coincidenti con i valori calcolati allora il centro del focheggiatore è già posizionato in maniera corretta, altrimenti bisognerà procedere a cambiare la lunghezza delle varie razze (se ciò è fattibile) sottraendo o sommando la differenza (allungando o accorciando le razze nella misura della) tra quanto calcolato e quanto misurato.
Le equazioni sono valide se le razze sono equispaziate. Se la differenza è piccola (minore del 5%) possono ancora essere usate altrimenti si devono sostituire le seguenti equazioni per e ed f:
e = 2 * R * sen[(beta - alfa)/2]
f = 2 * R * sen[(eta + alfa)/2]
con beta e eta gli angoli misurati (alla stessa maniera dell'angolo alfa) tra la prima e la seconda razza e tra la terza e la prima.
Se invece di tre razze ve ne sono quattro la procedura va modificata per quanto riguarda il calcolo delle variabili nelle equazioni di cui sopra, oltre, ovviamente, all'aggiunta di due altre variabili ed un'altra equazione per tener conto della razza "extra". Le modalità operative però non cambieranno, come si evince dalla figura seguente:
Da notare che la procedura descritta qui sopra si basa sul presupposto
che il primario e tubo ottico siano concentrici tra di loro.
Un'ultima
nota sulle equazioni di cui sopra: esse sono approssimate e per piccoli
valori dell'offset del secondario rispetto al diametro di quest'ultimo
danno un errore rispetto al valore reale inferiore a frazioni di
percentuale del valore reale. L'utilizzo delle equazioni esatte è molto
più complicato e le differenze non giustificano la complicazione
maggiore.
4.4 Marcatura del centro del primario
Questo passaggio è particolarmente temuto dagli astrofili alle prime
armi ma è invece assolutamente essenziale per ottenere una
collimazione impeccabile. Esso consiste semplicemente nel marcare il
centro geometrico dello specchio primario con un pennarello o, nella
versione più sofisticata, con un anello salvafori nero.
Non si deve aver paura che questo possa disturbare la resa del
primario perché per le dimensioni in gioco (da pochi millimetri di
diametro per una macchiolina sul centro ai circa 13-15 del cerchietto
salvafori) queste marcature cadranno entro l'ombra proiettata dal
secondario sul primario (si rammenti che noi osserviamo oggetti posti
"all'infinito", quindi con raggi che provengono da essi paralleli tra
loro), quindi questo "pericolo" non esiste.
Figura 13.a (clicca x ingrandire) |
Per fare questo bisogna ovviamente smontare il primario dal tubo
ottico, cosa questa abbastanza semplice. In genere, nei telescopi
commerciali amatoriali di livello medio e di aperture non troppo grandi, il
primario è montato su una basetta di alluminio che
svolge sia la funzione di supporto del primario che da cella di
regolazione dell'inclinazione dello stesso. Per far questo la cella si
aggancia in genere su un supporto sul fondo del tubo ottico per mezzo di
una serie di tre coppie di viti (vedi Figura 13.a).
Di ogni coppia, una delle viti si avvita sul supporto del tubo (vite "pull") mentre l'altra va
a battuta sullo stesso (vite "push"). Questo schema è noto con il nome di
"push-pull". La regolazione dell'inclinazione avviene indifferentemente
agendo sulla vite "push" o sulla vite "pull". Per regolare agendo sulla
vite "push" si dovrà avvitare la medesima e svitare a sufficienza la vite
"pull" corrispondente (in questo modo si allontana lo specchio dal
supporto sul tubo) mentre avvitando la vite "pull" previo svitamento della
vite "push" si avvicina lo specchio al supporto sul tubo. Le viti "pull"
tubo sono anche quelle da svitare per rimuovere la cella (da sotto)
insieme al primario.
Quando si rimuove la cella del primario si presti cura onde evitare di toccare con le mani la superficie dello specchio ma se questo succedesse non se ne faccia un dramma! Resistete alla tentazione di "dare una pulitina" allo specchio che quasi invariabilmente sarà cosparso di polvere. Se proprio dovete fare qualche pulizia usate un asciugacapelli alla minima temperatura possibile per soffiare via la polvere. Questo per evitare di fare più danni di quanti se ne vogliano risolvere. Spesso infatti gli specchi non sono protetti da uno strato superficiale di protezione e lo spessore del deposito riflettente è submicronico. Un qualsiasi graffio (anche con un pennello di peli di cammello, di quelli che si usano per pulire le lenti degli oculari, si può graffiare lo specchio rimuovendo la polvere se questa è particolarmente aderente) rimarrebbe impresso indelebilmente e per farlo sparire bisognerà rialluminare tutto lo specchio.
 Figura 13.c (clicca x ingrandire) |
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Figura 13.b (clicca x ingrandire) |
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Per procedere alla marcatura del primario occorre ritagliare da un foglio di carta abbastanza spesso
(80-100 gm/m2) un disco avente diametro pari a quello del vostro
primario, come mostrato in Figura 13.c.
Successivamente, viene ritagliato al centro un foro di "4/5 mm" di diametro senza che sia necessariamente preciso.
Appoggiate il disco di carta sul primario facendo attenzione a non strisciarlo sopra.
Centrate il bordo
del disco rispetto al bordo del primario. Tenendo fermo il disco di carta
marcate il primario o con un pennarello nero a punta grande attraverso il
piccolo foro praticato al centro.
4.5 Inclinazione dello specchio secondario
 Figura 14.a (clicca x ingrandire) |
Mentre al passo precedente ci si era occupati di un aspetto, importante
sì, ma non fondamentale, in questo paragrafo ci si occuperà della
correzione della sorgente maggiore di distorsioni dell'immagine, ovvero
dell'inclinazione da dare alla diagonale. In questo stesso passaggio si
regolerà anche la seconda componente dell'offset, quello verso il
primario.
La prima cosa da fare è dotarsi di uno strumento tanto
indispensabile quanto facile da costruire: un contenitore di pellicole
vuoto con il fondo tagliato via e con un foro di circa 2 mm di diametro
praticato nel centro del tappo (si veda la Figura 14.a).
Praticamente qualsiasi contenitore può andar bene ma chi scrive ritiene che i migliori per questo scopo siano quelli della Kodak (barilotto nero con tappino grigio). Infatti in questi il centro del tappo è ben individuato e la plastica si presta meglio alla foratura. Dopo aver fatto le operazioni di taglio del fondo e di foratura del tappo si provi il "collimatore" così costruito sul focheggiatore. Se è lasco si può aggiungere uno o più giri di nastro adesivo per garantire una precisione maggiore nella centratura.
La ragione della necessità di questo strumento (o di più sofisticati, come un oculare tipo Cheshire) è nel fatto che questo passo di collimazione richiede di avere l'occhio il più perfettamente centrato rispetto al centro del focheggiatore. Come ulteriore passo si consiglia di trovare un tappino di quelli trasparenti e bucarlo al centro con lo stesso diametro di foro. Questo sarà utile per collimare lo specchio primario (sostituendolo al tappino di materiale non trasparente). Naturalmente se ne possono sempre fare due, uno in materiale trasparente e l'altro no.
Si passi quindi alla parte pratica. In questo passaggio è importante ricordare le seguenti due cose:
1) Guardando attraverso il collimatore la diagonale risulterà collimata se sembrerà perfettamente centrata nel tubo del focheggiatore. Per via della prospettiva la diagonale sembrerà anche circolare anziché ellittica.
2) Ignorare assolutamente le riflessioni del primario mentre si controlla e aggiusta la centratura del secondario. A questo proposito sarà meglio considerare il secondario come dipinto di bianco, così da ignorarne ogni riflessione.
 Figura 14.b (clicca x ingrandire) |
Per aumentare il contrasto tra le varie parti all'interno del tubo
sarà opportuno inserire un foglio di carta bianca sul lato interno del tubo
opposto al focheggiatore e fissarlo al bordo con una striscia di nastro adesivo.
Dopo aver effettuato questa operazione si guardi attraverso il foro del collimatore
autocostruito. Si dovrebbero vedere i seguenti componenti: l'interno
(nero) del focheggiatore, il supporto del secondario che si staglia sullo
sfondo bianco del foglio e lo specchio secondario (vedi Figura 14.b).
Riflesso nel secondario dovrebbe comparire il primario (in tutto od in
parte), l'immagine del focheggiatore e al suo interno il tappino del
collimatore. Per vederlo meglio potete passare a quello trasparente, che
trasmetterà la luce e rende la sua riflessione sul secondario molto più
apparente. Per collimare il secondario però sarà meglio usare quello non
trasparente per evitare riflessioni indesiderate.
Agendo sulla vite centrale (o su l'analogo sistema del vostro telescopio) si sposti il secondario in maniera che la sua immagine, come vista attraverso il collimatore, appaia centrata dentro il bordo interno del tubo del focheggiatore. Per controllare la concentricità converrà estrarre il focheggiatore alla sua massima distanza e poi reinserirlo a quella minima per verificare in tutte le condizioni di prospettiva la centratura. Durante questa parte viene ad essere molto conveniente avere il secondario "caricato" dalla molla. Questo vi eviterà di dover agire sia sulla vite centrale che sulle tre viti di collimazione per la centratura. Se, come in questo specifico caso, la molla è troppo corta per esercitare una pressione sufficiente a sostenere il secondario sarà utile aggiungere delle rondelle (possibilmente nere) tra la battuta della molla sul supporto del secondario e la molla stessa.
 Figura 14.c (clicca x ingrandire) |
Centrate adesso la riflessione del primario nel secondario in maniera che appaia centrata nello stesso, senza ovviamente cambiare la centratura raggiunta al passo precedente. Per centrare la riflessione orientatevi con i supporti del primario che sporgono sulla superficie dello specchio (vedi anche in Figura 14.c). Quando vedrete che tutti e tre sporgono in egual misura sullo specchio secondario, allora avrete raggiunto la corretta inclinazione del secondario. Per fare questo agite sulle tre viti di regolazione, ricordandosi che nella maggioranza dei modelli disponibili sul mercato per cambiare l'inclinazione bisogna allentare una vite e svitare le altre due della stessa misura, a meno di non avere un certo precarico della molla (se questa esiste). In alcune configurazioni può essere conveniente svitare tutte le viti quanto basta a regolare con la mano (che risulta molto più facile e naturale rispetto ad agire su ogni vite separatamente) l'inclinazione ed effettuare la regolazione fine (frazioni di giro della vite) agendo sulle viti. Nell'eseguire queste correzioni ignorate ogni tentazione di centrare la riflessione del fondo del focheggiatore rispetto al secondario, cosa che vi porterebbero ad ottenere un'inclinazione errata della diagonale (questa è la ragione di base nell'usare il tappino non trasparente per il collimatore in questa fase).
4.6 Collimazione tra secondario e primario
Per eseguire quest'ultimo passaggio conviene sostituire il tappino non
trasparente con quello trasparente per ottenere una conveniente illuminazione "da dietro".
Coloro che usano un oculare Cheshire, se la luce ambientale non è
sufficiente, possono illuminare il primario ponendo una torcia elettrica
di quelle a bassa intensità vicino al piano inclinato del Cheshire.
 Figura 14.d (clicca x ingrandire) |
Scopo di questo (ultimo) passo nella collimazione
è quello di centrare il marcatore nel centro del primario con la riflessione
del centro del collimatore sul secondario. La configurazione tipo di partenza
è descritta in Figura 14.d (a sinistra) mentre quella finale da raggiungere è
descritta a destra di questa, sempre in Figura 14.d.
Per fare questo si dovrà agire sulle viti "push-pull" svitando/avvitando
la vite "pull" e viceversa per la vie "push". I migliori risultati si ottengono
operando in maniera sequenziale e scegliendo e mantenendo sempre lo stesso verso
(orario od antiorario) di percorrenza nella sequenza.
In pratica si operi in questa maniera:
1) Si decida (arbitrariamente) un verso di percorrenza nella sequenza di aggiustamento
delle viti, per esempio il senso orario.
2) Si controlli, guardando attraverso il collimatore, in che posizione si trovi
il centro del primario rispetto al foro nel collimatore. Si scelga di partire dalla vite
opposta alla direzione della retta che unisce i due. Nel dubbio scegliere
quella con angolo orario più piccolo. La quantità di svitamento o
avvitamento dipenderà da quanto vicino (o lontano) sono i due centri.
Tanto più lontano saranno tanto più grande può essere lo svitamento (o
avvitamento) necessario. Si sviti la prima delle viti (svitare la "push" e
avvitare la "pull") e verificare che la distanza tra i due centri sia
diminuita. Se non lo è (ed è aumentata) si riavviti e si operi in senso
inverso.
Si prosegua quindi di vite in vite ripetendo queste operazioni fino a quanto
necessario per portare i due centri a coincidere.
L'aspetto finale delle ottiche quando collimate si può descrivere come segue:
Il secondario appare centrato rispetto al bordo interno del tubo del
focheggiatore
L'immagine riflessa del primario appare centrata nel
secondario
Il centro del primario appare centrato sul centro del
focheggiatore sul secondario
L'immagine sul secondario del fondo del
collimatore NON appare centrata né rispetto al bordo del tubo del
focheggiatore né rispetto al secondario. Questo effetto sarà tanto più
evidente quanto più è basso il rapporto focale e grande il diametro del
primario.
Se alla fine delle operazioni di collimazione vi sembri che durante gli aggiustamenti ci sia stato uno spostamento dei componenti o le immagini riflesse non coincidono con quanto descritto ai paragrafi precedenti potrete ripetere l'operazione per raggiungere un grado di collimazione più preciso. Non conviene però, nella maggioranza dei casi, spingersi a livelli di "fanatismo" nel grado di collimazione da raggiungere nel procedimenti sopra descritti. Il livello finale, quello "vero", di collimazione "perfetta" può essere raggiunto solo attraverso lo "Star Test", come descritto nel paragrafo seguente.
5. Star Test
Anche avendo eseguite tutte le procedure descritte nei paragrafi
precedenti il livello ultimo, di massima precisione, della collimazione si
può solo ottenere eseguendo le correzioni descritte al punto 4 eseguendo
quello che è comunemente noto agli astrofili come "star test".
Sebbene
qui non si voglia trattare in maniera diffusa e particolareggiata di
questo test se ne vedrà comunque l'impiego ai fini della collimazione
delle ottiche.
Normalmente le ottiche newtoniane commerciali sono disponibili in Italia sono comprese entro una variazione del rapporto focale tra f/4.5 e f/6. Fanno eccezione i classici 114 da 900 e 1000 mm di lunghezza focale (quindi con rapporti focali maggiori di f/8) per i quali la collimazione è un aspetto meno critico (o meno difficile da raggiungere) nelle prestazioni complessive. Si tenga pertanto presente che i discorsi avente una valenza generale nel seguito saranno riferiti alle ottiche "veloci" piuttosto che a quelle "lente".
5.1 Scelta della Stella per lo Star Test
Per le ottiche con apertura tra i 100 mm e i 150 mm si consiglia di utilizzare per lo Star Test di una stella abbastanza alta sull'orizzonte (più alta è meglio è) di magnitudine intorno alla 2a. Per coloro che non dispongono di motori per l'inseguimento siderale la scelta più consigliata, se non addirittura obbligata è la Polare, con alcune precauzioni che verranno descritte in seguito. Per ottiche di diametro maggiore, da 200 mm in su, si scelgano stelle di magnitudine maggiore (dalla 3a in su).
5.2 Esecuzione dello Star Test
Ci si doti di tutta la serie di oculari che si dispone e dell'eventuale barlow, se la si usa. Si incominci col centrare la stella scelta con l'oculare di più lunga focale che si dispone (il che tipicamente vuol dire un oculare da 25 mm). Scopo ultimo della collimazione con lo Star Test è quello di ottenere delle figure di diffrazione (ovvero il disco di Airy e gli anelli concentrici ad esso, come mostrati nelle figure 4a-4g e seguenti) simmetrici rispetto all'asse ottico dell'oculare. L'ingrandimento minimo per riuscire a vedere, se le condizioni locali lo consentono, la figura di diffrazione è dato dalla seguente formula (approssimata con sufficiente accuratezza per i presenti scopi):
I = 0.41 * D, con D diametro dell'obiettivo espresso in millimetri. Ad es. un obiettivo da 150 mm richiederà un ingrandimento minimo pari a: 0.41 * 150 = 61.5. Con una focale di 750 mm (f/5) è richiesto quindi un oculare da 12 mm.
Sfuocate la stella fino ad ottenere immagini in cui si veda chiaramente l'ombra del secondario al centro dell'immagine. Controllate che l'ombra del secondario sia ben centrata rispetto agli anelli esterni. Se avete eseguito correttamente le operazioni di collimazione descritte nei paragrafi precedenti non dovreste vedere scentrature con gli ingrandimenti forniti da un 25 mm. Se invece ciò fosse, procedete alla collimazione agendo sulle viti di regolazione del SOLO primario. La procedura generale non è diversa da quella descritta nel paragrafo 4.6 con le seguenti accortezze:
1) Operate piccoli aggiustamenti alla volta agendo su una vite "push" soltanto, tipicamente un decimo di giro. Se vedete che l'operazione sortisce effetto opposto a quello desiderato riportate la vite al suo stato originario e agite sulla successiva. Se l'operazione invece migliora il centramento chiudete il gioco serrando la vite "pull".
2) Dopo ogni operazione ricentrate la stella nell'oculare. Questo può risultare difficile se siete allineati sulla Polare ed il tubo è parallelo all'asse polare (A.R.) perché la Polare potrebbe spostarsi sul meridiano. In questo caso conviene inclinare l'asse di Dec. di 90° in modo da poter inseguire anche lungo il meridiano (agendo sul movimento in Dec.). Se avete una montatura altazimutale ovviamente questo problema non si pone.
3) La vite su cui iniziare ad agire è quella opposta alla direzione in cui si vede che l'ombra del secondario è spostata rispetto al centro. Se siete incerti su quale vite agire mettete una mano davanti all'apertura per evidenziare da che lato è spostato il secondario. Vedrete infatti l'ombra della mano sovrapporsi all'immagine sfuocata della stella e capirete così in che posizione si trova la vite su cui agire.
Quando raggiungete uno stato di soddisfacente di collimazione passate
all'oculare successivo cercando di raddoppiare gli ingrandimenti usati in
precedenza. Si ricordi che in ogni passaggio le correzioni da fare sulle
viti si più che dimezzano.
Sfuocata la stella di almeno la metà di
quanto fatto precedentemente o anche meno, in quanto gli errori di
collimazione saranno di volta in volta più piccoli e verrebbero cancellati
da un eccessivo sfuocamento. Regolatevi su questo fatto: ogni volta che
passate ad un ingrandimento successivo dopo una precedente collimazione
siete praticamente certi di dover fare un qualche aggiustamento. Sfuocate
l'immagine quel tanto che serve per evidenziare questo disallineamento. Se
non riuscite ad evidenziarlo passate all'ingrandimento successivo,
sfuocando almeno la metà della volta precedente. Questo processo termina
quando avete raggiunto il massimo ingrandimento utilizzato sullo
strumento.
Un'ulteriore passo per raggiungere una maggiore precisione, necessario e fondamentale per ottener un'alta risoluzione sui pianeti è operare le procedure descritte sopra partendo da un oculare ad ingrandimenti elevati (tra i 150 e i 200) visualizzando però l'immagine di diffrazione e non sfuocando la stella. Come si può intuire, in questo ultimo passaggio il livello di aggiustamento di una vite è molto piccolo e quindi particolare cura va messa in questo ultimo passo. Molto spesso le condizioni locali di turbolenza atmosferica (seeing) non consentono di effettuare questo passaggio. In tal caso è ovviamente opportuno rinviare a tempi (e seeing) migliori. In ogni caso non potreste ottenere dal vostro telescopio prestazioni maggiori.
Le operazioni di descritte sopra dovrebbero diventare, per un possessore di uno strumento come il telescopio, specialmente se newtoniano, una seconda natura e venir effettuate (se necessario) prima di ogni seduta osservativa. Solo in questo modo potrete ottenere tutte le prestazioni in termini di qualità d'immagine per cui il vostro strumento è stato progettato (sperabilmente!).
STAZIONARE UN TELESCOPIO
il primo passo da eseguire per poter
osservare correttamente è lo stazionamento dello strumento. Nel caso si tratti
di un telescopio con montatura Altazimutale (movimenti alto-basso e
destra-sinistra) lo stazionamento è semplicissimo, basta piazzarlo dove e come
volete e cominciare a osservare.
Se la montatura e' una equatoriale, invece,
bisogna prestare attenzione ad una procedura specifica. Per un uso solo visuale
non e' necessaria grande precisione, caratteristica che deve essere assoluta nel
caso di utilizzo fotografico.
Prima cosa e' utile bilanciare il telescopio
sulla montatura, a tal scopo si sblocca l'asse A.R. e si fa scorrere il
contrappeso posto all'estremita' sul suo asse, trovando la posizione dove il
tele resta in equilibrio. Secondo punto si sblocca la l'asse in Dec. e si fa
scorrere il tubo avanti e indietro trovando anche in questo caso l'equilibrio
giusto. Ultima verifica si fa sbloccando entrambi gli assi e controllando che
tutto sia in ordine. Tali operazioni vanno compiute con il telescopio montato
con tutti gli accessori, e pronto all'uso.
Una volta fatto cio' si puo'
passare allo stazionamento vero e proprio :
- Mettere in bolla la montatura
- Posizionare l'asse polare secondo la latitudine del sito osservativo
- Orientare l'asse polare verso la stella polare o comunque verso
N (utile una bussola)
- Sbloccare l'asse Dec. e portarlo parallelo all'asse
polare e ribloccarlo
- Centrare la polare nel crocicchio del cercatore agendo
sui movimenti dell'asse polare
- Verificare che la polare sia al centro del campo del telescopio
Se le suddette operazioni sono state eseguite
abbastanza correttamente allora sara' possibile osservare gli oggetti celesti
agendo quasi esclusivamente sul movimento in A.R. ( qualche piccola correzione
in Dec. si rendera' comunque necessaria perche'lo stazionamento non sara' mai
preciso al secondo d'arco)
IMPORTANTE : lasciare al telescopio il tempo
di acclimatarsi con la temperatura esterna, è un modo per sfruttarne tutte le
potenzialita'. Bisogna considerare che tale tempo varia a seconda delle
configurazioni ottiche e dimensioni dello strumento (per grossi catadiottrici
che vengono portati da un ambiente casalingo all'esterno nei mesi invernali,
possono rendersi necessarie anche un paio d'ore).
CARATTERISTICHE DEL TELESCOPIO DE AGOSTINI
Riflettore Newtoniano D114/F1000 con montatura EQ3 avanzata
Diametro obbiettivo: 114 mm
Lunghezza focale: 1000 mm
Rapporto focale: F/8,7
Diametro tubo: 400 mm
Cercatore: 6 X 30
Oculari Plossl: 25 mm(40 ingrandimenti); 12.5 mm(80 ingrandimenti)
Oculari Kelliner: 20 mm(50 ingrandimenti); 9 mm(110 ingrandimenti);
6 mm(166 ingrandimenti).
Ingrand = Focale Telesc./Focale oculare
