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Descrizione generale

Tecniche ottiche consistenti nella correzione della curvatura dello specchio di un telescopio per correggere i difetti dell'immagine astronomica. L'ottica adattiva (o attiva) corregge la superficie dello specchio per le deformazioni a bassa frequenza indotte dalle differenti configurazioni operative del telescopio e dalle piccole variazioni di temperatura nell'edificio. L'ottica adattiva, invece, si fa carico della correzione delle aberrazioni, prodotte dalle turbolenze atmosferiche, in modo da conseguire una risoluzione vicina al limite fisico del telescopio imposto dalla diffrazione. Entrambe le tecniche si basano sulla possibilità di modulare la forma dell'intero sistema ottico (specchio primario, specchi secondari e fascio luminoso) attraverso il movimento, controllato elettronicamente, di numerosi attuatori meccanici. La compensazione dei vari difetti dell'immagine avviene mediante l'analisi, compiuta da sensori appositi (sensori di Shack-Hartmann), del fronte d'onda che incide sul telescopio.

Storia

Nel 1953 Horace Babcock, all'Osservatorio di monte Wilson, suggeriva un primo metodo per la correzione automatica del deterioramento del seeing al fine di ripristinare la complanarità del fronte dell'onda luminosa che incide sull'obiettivo del telescopio, così da avvicinarne il potere risolutivo effettivo a quello teorico. Una pellicola riflettente e deformabile per via elettrostatica, una volta inserita nel cammino ottico strumentale, avrebbe potuto assumere secondo il Babcock le forme più convenienti a compensare in tempo reale le deformazioni (variabili) del fronte d'onda. Il concetto si rivelò troppo avanzato per le possibilità tecniche dell'epoca; peraltro, il problema non tardò a essere preso in considerazione da alcuni settori della difesa militare interessati alla dirigibilità via laser di missili e di proiettili-razzo. Attenuatesi le esigenze di segretezza imposte dalle vicende della guerra fredda, le ricerche già effettuate sulla ricostruzione dei fronti d'onda della luce in propagazione entro l'atmosfera si dimostrarono allettanti per gli astronomi, oltremodo interessati al miglioramento della resa ottica dei loro strumenti. L'attuazione pratica del concetto di ottiche adattive fu, invece, realizzata per la prima volta in quello che è stato il prototipo dei telescopi moderni di nuova tecnologia, il New Technology Telescope (NTT) dell'ESO. La necessità di introdurre la tecnica dell'ottica adattiva fu motivata dall'esigenza di mantenere la struttura di supporto del telescopio abbastanza agile, sia per motivi di costo sia per motivi di semplicità di puntamento e di inseguimento della sorgente. L'ottica adattiva si è rivelata decisiva per la costruzione di telescopi di grandi dimensioni, poiché ha consentito di limitare notevolmente il rapporto spessore-diametro dello specchio principale e di conseguenza il peso del telescopio stesso e dell'intero sostegno. In effetti, i telescopi di nuova tecnologia, sebbene costituiti con materiali tecnologicamente all'avanguardia per ciò che riguarda la dilatazione termica e la resistenza agli sforzi, si scostano dalla forma ottica ideale quando vengono portati nelle differenti configurazioni operative a differenti inclinazioni e quando si vengono a creare gradienti termici nell'edificio.

Strumentazione

Il deterioramento dell'immagine che le tecniche ottiche correggono, ha due componenti: la deviazione del fascio ottico, introdotta dall'atmosfera, dalla direzione originale (tip-tilt) e lo scostamento dalla perfetta planarità del fronte d'onda, difetto introdotto sia dall'atmosfera che dalle imperfezioni della superficie del telescopio. Per la prima correzione è sufficiente che lo specchio secondario possa oscillare con frequenze inferiori ad 1 Hz; tale compensazione è facilmente realizzabile con elementi piezoelettrici o con attuatori magnetici, tanto che questo tipo di correzione adattiva è disponibile anche per telescopi amatoriali. Per compensare il secondo tipo di distorsione si utilizzano, invece, attuatori meccanici in grado di correggere la forma del sistema ottico. L'ottica attiva, che come detto corregge le alterazioni dell'immagine introdotte dalle deformazioni dello specchio primario, viene realizzata con un centinaio di attuatori (78 sul Telescopio Nazionale Galileo, 150 sul Very Large Telescope, per esempio) che correggono le deformazioni dello specchio primario, in genere con frequenze dell'ordine di 1/30 Hz. Le correzioni dell'ottica adattiva sono riferite principalmente a cause di turbolenza atmosferica e richiedono quindi il raggiungimento di frequenze molto più elevate (3000-4000 correzioni/s). È logico prevedere che correzioni a frequenze così elevate non possano avvenire muovendo la pesante struttura del telescopio; il fascio ottico viene ridotto e fatto incidere su una sottile lamina metallica di piccole dimensioni, sulla quale agiscono gli attuatori piezoelettrici, in numero variabile tra alcune decine e qualche centinaio. L'elemento fondamentale presente in entrambe le tecniche è rappresentato dal sensore del fronte d'onda, il sensore che misura il deterioramento della sorgente. Il dispositivo di misura, in genere, viene realizzato secondo l'uno o l'altro di due schemi diversi: il sensore di Hartmann e l'analizzatore interferometrico. Il primo è essenzialmente costituito da un mosaico di piccole lenti (o specchi) destinato a scomporre in altrettanti fascetti la luce proveniente da una sorgente di riferimento naturale (stella campione), o artificiale (raggio laser), che penetri nel telescopio insieme a quella del campo celeste di cui si intende correggere la qualità dell'immagine. I singoli fascetti vanno ciascuno per proprio conto a focalizzarsi su di una matrice di elementi fotosensibili destinati a rivelarne, istante per istante, gli spostamenti spaziali subiti in conseguenza della rugosità da cui è affetto il fronte dell'onda in ingresso. Il rivelatore, una volta quantificata relativamente a ciascun elemento del fronte d'onda l'entità degli scarti rispetto alla perfetta planarità, attiva un dispositivo compensatore finalizzato a ripristinare la forma originaria del fronte d'onda. Tale dispositivo consiste in una superficie speculare costituita da un mosaico di tessere riflettenti, ciascuna in grado di adattarsi (mediante un proprio attuatore che ne modifica la posizione frontale entro alcuni micrometri) all'omologa posizione dell'elemento corrispondente sul fronte dell'onda deteriorata. Il secondo tipo di sensore, vale a dire l'analizzatore interferometrico, esegue ugualmente l'esame particolareggiato della forma d'onda mediante il rilevamento delle frange d'interferenza prodotte previa sovrapposizione di due fasci luminosi ottenuti per suddivisione dell'unico fronte incidente. In risposta ai risultati dell'esame, viene attivato il solito dispositivo compensatore. La rapidità con la quale le operazioni di analisi, confronto e compensazione vengono eseguite dipende strettamente, com'è comprensibile, dalle caratteristiche della dinamica del seeing. Tipiche frequenze di interventi ricostruttivi da parte di un'ottica adattiva corrente consentono di ridurre, per esempio, un disco di confusione di 2" d'arco a soli 0,1" d'arco e di realizzare, di conseguenza, un cospicuo guadagno luminoso sulle immagini stellari che risulta sovente assai vicino al limite teorico imposto dalla diffrazione (1,22f/D, con D diametro del telescopio). L'ottica adattiva, inoltre, richiede che la sorgente di riferimento sia all'interno del campo isoplanatico (angolo solido all'interno del quale il seeing ha le stesse caratteristiche) della sorgente da osservare. Considerato che la sorgente di riferimento deve essere una stella piuttosto luminosa e che l'angolo isoplanatico è, anche nelle migliori condizioni, inferiore al minuto d'arco, è evidente che l'applicazione pratica della tecnica adattiva risulta limitata ad aree abbastanza piccole del cielo. Per svincolarsi da questa limitazione si utilizzano un paio di tecniche che però allo stato attuale non possono ancora dirsi completamente soddisfacenti. La prima di esse consiste nell'analisi della riflessione causata dallo strato di sodio nell'atmosfera (strato posto a circa 90 km di altezza) sulla luce prodotta da un laser a 5890 Å. La seconda tecnica, detta MCAO (Multi Coniugate Adaptive Optics) si basa, invece, sulla possibilità di utilizzare più stelle e più specchi per ottenere un mappa "tridimensionale" dei disturbi atmosferici per un campo notevolmente più ampio.