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Vista più acuta per osservare il cielo

Il 18 Aprile, tecnici e ricercatori dell’European Southern Observatory (ESO) hanno brindato ai futuri successi di un nuovo potente strumento. Si tratta del sistema chiamato MACAO-VLTI, l’acronimo sta per “Multi Application Curvature Adaptive Optics”

Il 18 Aprile, tecnici e ricercatori dell’European Southern Observatory (ESO) hanno brindato ai futuri successi di un nuovo potente strumento. Si tratta del sistema chiamato MACAO-VLTI, l’acronimo sta per “Multi Application Curvature Adaptive Optics”, un sofisticatissimo insieme di ottica ed elettronica capace di correggere la distorsione che il passaggio attraverso l’atmosfera terrestre provoca nella luce proveniente da lontanissime galassie. Per migliaia di anni l’umanità ha potuto osservare la volta celeste solo dal profondo di un immenso oceano d’aria, in perenne movimento. Un fenomeno che limita in maniera insuperabile il dettaglio cui sono osservabili stelle ed altri corpi celesti. Per superare questo ostacolo esistono in pratica solo due soluzioni: trasportare i telescopi ad di sopra dell’atmosfera, come nel caso del telescopio spaziale Hubble, o trasformare i telescopi di terra da strumenti per così dire passivi, in sistemi attivi in grado di analizzare e correggere istantaneamente i segnali ottici ricevuti
Nella sua storia iniziata quattro secoli fa, il telescopio astronomico ha subito, infatti, una straordinaria evoluzione; da piccolo strumento manuale per l’osservazione visiva diretta ad un dispositivo sofisticatissimo controllato in ogni sua parte da decine di tecnici e computer, che genera milioni di dati in forma digitale.
Per un telescopio perfetto, la capacità di risolvere oggetti distanti è direttamente proporzionale al suo diametro. Questo stabilisce quello che i fisici chiamano limite di diffrazione dell’obiettivo. In realtà tale assunzione è vera soltanto nel vuoto, in pratica sulla Terra, anche nei luoghi dove si registrano le migliori condizioni di osservazione, le turbolenze atmosferiche limitano la risoluzione angolare già a partire da telescopi con 10-20 centimetri di diametro. Per un telescopio con un diametro di 4 metri, ad esempio, la distorsione atmosferica provoca una perdita della risoluzione spaziale un ordine di grandezza superiore rispetto al limite fissato dalla diffrazione.
Per soddisfare le richieste sempre più esigenti degli astrofisici, non basta più aumentare le dimensioni dei telescopi ma è necessario ricorrere in maniera sempre maggiore all’utizzo di elettronica e computer. Una prima rivoluzione nella fabbricazione dei telescopi si è avuta già all’inizio degli anni ’80, con l’introduzione della cosiddetta “ottica attiva”. Le tecniche convenzionali utilizzate fino ad allora rendevano praticamente impossibile la costruzione di telescopi con un diametro superiore ai 5-6 metri. Gli specchi per produrre immagini di buona qualità devono avere una superficie che coincide nel modo più fedele possibile ad una geometria ideale. Per evitare che il vetro utilizzato nello specchio principale di un telescopio, che ha tutti gli effetti può essere considerato un fluido ad alta densità, possa deformarsi nel tempo, è necessario che il suo spessore sia circa un quinto del diametro. Nel caso di grandi telescopi è quindi concreto il rischio che strutture così grandi possano crollare sotto il loro stesso peso. L’introduzione dell’elettronica e di sistemi computerizzati ha permesso di risolvere questa prima limitazione. In pratica si ricorre a specchi molto sottili, con uno spessore di qualche decina di centimetri, solidali a supporti controllati automaticamente da un computer. Se l’immagine fornita dal telescopio diventa poco chiara a causa delle deformazioni subite dallo specchio, mutamenti che appartengono a una scala temporale abbastanza lenta, il computer mette in moto i sostegni fino ad ottenere di nuovo una buona immagine. L’ottica attiva, utilizzata per la prima volta nel 1989 nella realizzazione del New Technology Telescope (NTT) dell’ESO, è divenuta negli anni una tecnologia fondamentale per la costruzione dei grandi telescopi.
Ma tutto questo non è sufficiente per eliminare le aberrazioni provocate dall’atmosfera. In questo caso infatti la distorsione dell’immagine avviene su intervalli di tempo di qualche millisecondo ed è con questa velocità che occorre introdurre le correzione al segnale ottico ricevuto. Per ottenere queste anti distorsioni si usa uno specchio deformabile, realizzato il più delle volte con una sottile lamina metallica fatta aderire su un numero elevato di attuatori piezoelettrici, che punta una sorgente luminosa di riferimento. Il tipo di movimento che dovrà essere realizzato dipende dalla frequenza della radiazione elettromagnetica incidente. In pratica, per un telescopio con un’apertura di 8 metri occorrono circa 6400 attuatori nel caso di luce visibile, che si riducono a soli 250 per radiazione nel vicino infrarosso. La correzione della luce visibile è dunque particolarmente onerosa, anche perché maggiore è il numero di attuatori, più la “stella” di riferimento dovrà esser brillante.
Nel caso del MACAO-VLTI, il sistema utilizza 60 elementi deformabili in grado di oscillare con una frequenza di 350 cicli al secondo. In questo modo è possibile correggere completamente le aberrazioni per lunghezze d’onda nel vicino infrarosso nei telescopi di 8.2 metri di diametro, che formano il Very Large Telescope (VLT), la struttura realizzata presso l’osservatorio di Paranal, nelle Ande cilene. Per la fine del prossimo anno, quando tutti e quattro i telescopi del VLT saranno stati corretti sarà possibile osservare oggetti con una luminosità 100 volte inferiore rispetto ai limiti attuali. In pratica, sarà come se l’intero VLT fosse stato trasportato nello spazio.

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