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AGOSTO 2004
OTTICHE ADATTIVE
L'atmosfera del nostro pianeta è un'entità
multistrato dinamica: è alternativamente riscaldata dalla radiazione
solare durante il giorno ed esposta la freddo dello spazio durante
la notte, per cui si generano un gran numero di complessi processi
atmosferici che muovono ed agitano l'aria.
La turbolenza atmosferica (detta anche seeing) limita fortemente la
risoluzione angolare dei telescopi ottici e per risolvere questo problema
esistono due possibili alternative:
1. o si porta il telescopio al di sopra dell'atmosfera terrestre (telescopio
spaziale);
2. o si cerca di compensare la distorsione introdotta dal movimento
dell'aria (ottiche adattive).
In linea di principio la cosa più semplice sarebbe mettere
in orbita un telescopio, ma gli elevati costi di progettazione e di
servizio (per la manutenzione sarebbe necessario disporre di un sistema
coorbitante, per esempio lo shuttle) rendono più appetibile
l'utilizzo di un sistema ad ottiche adattive.
Figura 1
La luce prodotta da una stella distante
arriva al di sopra dell'atmosfera terrestre come una serie di fronti
d'onda piani (fig.1) e se non esistesse l'atmosfera questi fronti
d'onda sarebbero raccolti dagli obiettivi dei telescopi e formerebbero
delle figure di Airy nitide, ben definite.
A causa della turbolenza atmosferica è come
se i fronti d'onda subissero una serie di rifrazioni (perché
gli strati atmosferici hanno diversi gradienti termici e quindi diversi
indici di rifrazione), per cui essi non rimangono piani, ma vengono
deformati e distorti e quindi non si riescono a sfruttare appieno
le capacità di risoluzione dell'obbiettivo del telescopio.
Per un telescopio equipaggiato di ottiche lavorate
perfettamente e prive di aberrazioni, la risoluzione angolare teorica
è pari a arcsec (Criterio di Rayleigh: * è la lunghezza
d'onda della luce e D è l'apertura (ovvero il diametro) dell'obiettivo
del telescopio). Per esempio, per il Telescopio Spaziale Hubble (HST)
la risoluzione angolare nella luce visibile (*=500 nm) è di
0.05 arcsec (D=2.4m), mentre per il VLT sarebbe di 0.015 arcsec (D=8.2m).
Nella realtà il criterio di Rayleigh è alterato dalla
turbolenza atmosferica, per cui la risoluzione angolare di un telescopio
"terrestre" è limitata a arcsec, dove r0 è
il parametro di Fried: r0 è il diametro della subapertura determinata
dalle condizioni di seeing, convenzionalmente considerato 10-20 cm
(in condizioni favorevoli r0=30 cm ed in situazioni eccezionali r0=40
cm !). Di conseguenza, nei siti migliori solo i telescopi con un diametro
D<r0 sono limitati solo dalla diffrazione, mentre i telescopi con
D>r0 sono limitati dal seeing ed avranno una risoluzione angolare
di un telescopio di apertura r0.
Una pseudo tecnica di ottiche adattive è la cosiddetta esposizione
multipla utilizzando un otturatore ad alta velocità.
Per esempio, invece di acquisire un'immagine con un'unica esposizione
di 60 secondi, si acquisiscono 60 immagini della durata di 1 secondo,
catturate solo quando la turbolenza atmosferica è inferiore
ad un valore prestabilito. Le 60 esposizioni vengono quindi sommate
migliorando notevolmente la risoluzione dell'immagine finale: questa
tecnica è usata soprattutto per le immagini dei pianeti.
La somma delle immagini è di per se abbastanza semplice ed
economica e per questo è stata la prima ad essere utilizzata,
ma il miglioramento dell'immagine che si ottiene non è così
accentuato come con le tecniche di ottica adattiva più sofisticate.
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Il principio di funzionamento delle ottiche
adattive si basa sull'utilizzo del cosiddetto "specchio
di gomma" (fig.2), uno specchio riflettente inserito nel
percorso della luce che può rapidamente modificare la
forma della sua superficie in modo da compensare la distorsione
atmosferica.
La deformazione è attuata attraverso
degli attuatori che agiscono sulla superficie posteriore dello
specchio in modo tale che la superficie riflettente attui una
correzione sempre opposta al fronte d'onda della luce incidente.
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Figura 2a - Specchi di gomma su attuatori
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Figura 2b - specchio bimorfo |
In questo modo, dopo la riflessione sullo specchio
di gomma, il fronte d'onda riflesso torna ad essere planare, come
prima di entrare nell'atmosfera.
Lo specchio deformabile, fondamentalmente, può essere realizzato
in due modi diversi:
1. si può costruire una sottilissima superficie riflettente
montata su una matrice di attuatori: gli attuatori sono costituiti
da ceramiche piezoelettriche che si espandono o si contraggono
in funzione della tensione applicata e così facendo deformano
il profilo della superficie riflettente;
2. si possono utilizzare delle membrane deformabili chiamate "specchi
bimorfi", costituiti da materiali piezoelettrici uniti insieme. |
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Un altro componente fondamentale delle ottiche
adattive è il sensore del fronte d'onda, ovvero il dispositivo
che deve fornire le indicazioni su quali deformazioni si devono
attuare con lo specchio di gomma. I più comuni sensori
del fronte d'onda sono i sensori Hartmann e gli interferometri
separati (shearing interferometer) (fig.3).
Il sensore Hartmann utilizza un mosaico di lenti
sistemate una vicino all'altra in modo da formare la cosiddetta
lenset array.
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Figura 3a - Sensore di Hartmann
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Figura 3b - Interferometri separati |
Il fronte d'onda incidente (proveniente dallo
specchio principale) è diviso in una serie di subaperture
dal lenset array, in modo tale da produrre un set di dischi di
Airy messi a fuoco su una matrice di rilevatori (detector array):
lo spostamento di ogni disco di Airy dal centro della propria
subapertura fornisce le informazioni necessarie per ricostruire
il fronte d'onda incidente e quindi fornisce le informazioni necessarie
da inviare allo specchio di gomma per compiere le adeguate correzioni. |
Negli interferometri separati il fronte d'onda della
luce incidente viene superato in due fasci di luce uguali, ognuno
dei quali è luminoso la metà del raggio di luce incidente
iniziale.
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Questi due fasci sono mandati in due percorsi
di lunghezza differente e poi sono riuniti in modo da formare
una figura interferometrica di frange chiare e scure: le informazioni
interferometriche create in questo modo sono utilizzate per
estrarre le informazioni necessarie a ricostruire il fronte
d'onda incidente e compiere le adeguate compensazioni.
Infine, un altro componente essenziale per far
funzionare un sistema di ottiche adattive è il raggio
laser necessario a creare la cosiddetta stella artificiale.
Poiché i telescopi inquadrano zone di cielo molto piccole,
non è sempre possibile avere a disposizione una stella
sufficientemente luminosa da essere utilizzata come sorgente
per il sensore del fronte d'onda; inoltre per ottenere risultati
accettabili, la stella necessaria al sensore del fronte d'onda
deve trovarsi entro un'area di 2 secondi d'arco dall'oggetto
che si intende inquadrare.
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Figura 4 - Sistema completo di ottica adattiva
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Quindi, per creare la stella artificiale si ricorre
all'utilizzo di un sistema laser (figura 4), il quale eccita lo strato
di sodio che si trova nell'atmosfera ad un'altezza compresa tra gli
80 ed i 100 km: se il laser emette un impulso alla lunghezza d'onda
di 589nm si produce una stella artificiale sufficientemente luminosa.
Figura 5 - Risultati ottenibili
La figura 5 rappresenta l'immagine della stella Capella
(stella principale della costellazione dell'Auriga) in falsi colori
e dimostra l'enorme incremento di risoluzione raggiungibile utilizzando
le ottiche adattive:
- a sinistra: una normale esposizione di un secondo produce un'immagine
confusa che riempie quasi completamente il campo inquadrato di 2.9
secondi d'arco;
- al centro: un'esposizione di 20 millisecondi "congela"
la turbolenza atmosferica e produce un insieme di piccole immagini
create dalla luce che è passata attraverso differenti celle
di turbolenza nel suo percorso verso il telescopio. Ognuna di queste
immagini è abbastanza nitida, ma tutte insieme continuano ad
essere sparse in un cerchio di oltre 2 secondi d'arco di diametro;
- a destra: con un'esposizione di 10 millisecondi ed utilizzando un
sistema di ottiche adattive completo, l'immagine migliora drasticamente:
la sua dimensione è di 0.13 secondi d'arco, che è di
soli 0.1 secondi d'arco peggiore rispetto al limite teorico dovuto
alla diffrazione.
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