Elementi di Ottica
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Riflessione e Rifrazione|Diottro e Lente|Oculari|Focale e Ingrandimento|Potere Risolutivo|Interferenza
Polarizzazione|Limiti Teorici e Pratici|Aberrazioni|Ottica Meteorologica|Effetto Doppler

Gli Oculari

Le immagini astronomiche fornite dai telescopi sono in generale molto piccole, se eccettuiamo la Luna e il Sole. Anche in questi casi, tuttavia, avremmo grosse limitazioni nell'esaminare i dettagli craterici o l'esatta conformazione delle macchie, perché a causa della limitatezza del potere risolutivo dell' occhio non sarebbe possibile registrare tutte le informazioni fornite dall'obbiettivo.
Supponiamo, ad esempio, di voler studiare Giove in una serata con ottimo seeing, avendo a disposizione un ottimo rifrattore apocromatico da 12 cm. di apertura e un metro di focale; uno strumento del genere possiede un potere risolutivo di 1 secondo d'arco che, date le ideali condizioni di visibilità supposte, possiamo pienamente sfruttare. Durante l'opposizione il pianeta gigante sottende un arco di una 40-ina di secondi. Se sul piano focale dello strumento ponessimo un pezzo di carta traslucida e osservassimo per trasparenza l'immagine ottenuta, questa non sarebbe più grande di 2 decimi di millimetro! Può sembrare un risultato assurdo, ma basta fare due conti:

Ø" : 206000 × Fmm   =   Ømm

Dove Ø è il diametro in secondi del pianeta, Ømm quello corrispondente in millimetri, 206000, in cifra tonda, è il numero di secondi d'arco contenuti in un radiante (vedi NOTA) ed Fmm la focale del telescopio espressa in millimetri.
Sappiamo che il potere risolutivo dell'occhio può arrivare sino a 1', quando il soggetto è ben illuminato, come ad esempio la superficie lunare o un panorama terrestre; nel caso dei pianeti, tuttavia, è preferibile assumere un valore più prudenziale, perché se da un lato sono indubbiamente soggetti brillanti, dall'altro sono angolarmente piccoli e immersi in uno sfondo scuro; in queste condizioni è preferibile considerare un potere risolutivo non superiore ai 2'. Tradotto significa che alla distanza della visione distinta, convenzionalmente indicata in 25 cm, sarebbe possibile discernere 2 punti distanti non meno di 145 micron (circa 1,5 decimi di millimetro), un valore, cioè, di poco inferiore a quello dell'immagine di Giove fornita dal rifrattore nell'esempio sopra riportato! Anche ammesso che un individuo dotato di vista acuta sia in grado di scendere a 100 micron di separazione (0.1 mm), sarebbe come osservare una palla da football da 380 metri di distanza pretendendo di scorgerne i pentagoni neri! Questi in realtà si confonderebbero in una vaga ombreggiatura all'interno del minuscolo dischetto. Certo, le cose andrebbero un po' meglio con la Luna, la quale si presenterebbe con dimensioni di 9 mm; potremmo in tal caso vedere alcune macchie, molto meglio che a occhio nudo, ma non sarebbe possibile capirne la geografia. Ecco perché se vogliamo esaminare tutte le informazioni fornite dall'obbiettivo del telescopio dobbiamo necessariamente ingrandire l'immagine.

Schema di un oculare Huygens semplice
Un oculare svolge le funzioni di un microscopio semplice, ossia di una lente da ingrandimento, o di un gruppo di lenti di focale equivalente, che forniscono un'immagine virtuale dell'oggetto; l'ingrandimento ottenuto è uguale a 250 — la distanza della visione distinta in mm. — diviso per la focale dell'oculare. Così un oculare da 25 mm. fornirà 250 : 25 = 10x, uno da 10 mm. ne darà 25, uno da 5 mm. 50 e via dicendo.
Anticamente gli oculari erano effettivamente costituiti da una lente singola di forma biconvessa (oculare kepleriano) che veniva utilizzata allo scopo di minimizzare le perdite per riflessione; oggigiorno, grazie agli energici trattamenti antiriflesso operati su tutte le superfici ottiche che permettono una trasmissione superiore al 99% in ogni passaggio aria-vetro, quest'accorgimento non ha più molto senso, anche perché una singola lente, per quanto ben lavorata, non è in grado di eliminare l'aberrazione cromatica e la curvatura di campo che si manifesterebbero appena al di fuori dell'asse ottico; nondimeno, l'oculare kepleriano aveva il grosso vantaggio di avere un'estrazione pupillare molto forte, paragonabile alla sua focale, e ciò rendeva agevoli le osservazioni anche ad alti ingrandimenti. L'estrazione pupillare è la distanza dalla lente oculare alla quale va posto l'occhio per poter vedere tutto il campo (vedi).
Gli schemi ottici degli oculari sono moltissimi e sarebbe forse impossibile presentarli tutti uno per uno. Ci limiteremo pertanto a quelli più noti e/o diffusi, anche perché molti di essi sono semplici varianti di schemi già precedentemente utilizzati e introdotte allo scopo di ottenere una migliore correzione cromatica, o un campo definito maggiore.

Schema di un oculare Huygens-Mittenzwey
Oculari relativamente economici e molto in uso sino a una ventina di anni fa erano gli Huygens o, nella versione migliorata, gli Huygens-Mittenzwey (HM), dotati di menisco convergente al posto della lente di campo biconvessa; erano gli unici oculari negativi in commercio ed erano costituiti da 2 soli elementi, lente di campo e lente oculare; un oculare si definisce ''negativo'' quando il piano focale cade all'interno del sistema di lenti, con evidente impossibilità di accoppiare un reticolo per eventuali misurazioni; in compenso non si notano le particelle di polvere o altre impurità che col tempo inevitabilmente si depositano sulle superfici. Non erano del tutto esenti da cromatismo, ma davano immagini molto buone a centro campo, anche se quest'ultimo era limitato a soli 30Ḟ o 35Ḟ, nell'Huygens puro, o a 40Ḟ-45Ḟ nella variante HM. Questi oculari avevano una resa più che accettabile con telescopi a basso rapporto d'apertura (F /10 o inferiore) per limitare le aberrazioni sferica e cromatica residue che a rapporti più forzati diventavano fastidiose.

Schema di un oculare Ramsden
Migliori degli Huygens e degli HM sono i Ramsden, anche questi oggi virtualmente scomparsi. I Ramsden sono costituiti da due lenti piano convesse di uguale focale con le facce convesse rivolte tra di loro: più grande la lente di campo, più piccola quella oculare. Tuttavia non è possibile utilizzarli sfruttando appieno la condizione di minima aberrazione — che si ottiene quando la distanza tra le lenti è uguale a f — perché il piano focale verrebbe allora a coincidere con la superficie esterna dell'oculare rivolta verso l'obbiettivo, mentre l'estrazione pupillare coinciderebbe con quella rivolta verso l'osservatore; il risultato sarebbe dunque quello di dover "incollare" l'occhio all'oculare (il che creerebbe problemi di appannamento durante il freddo della notte) e di vedere ingrandita ogni impurità sulla lente di campo. Per ovviare a questo inconveniente si riduce la distanza delle 2 lenti a scapito, però, di un peggioramento delle aberrazioni sferica e cromatica. I Ramsden, come gli Huygens, hanno un campo definito molto limitato, attorno ai 35Ḟ ed erano molto impiegati sino a 20-25 anni fa dagli astrofili esperti in osservazioni planetarie che non richiedono campo, anche perché le due sole lenti da cui erano composti assorbivano pochissima luce.

Schema di un oculare Kellner
Un'evoluzione dei Ramsden è costituita dai Kellner, i primi veri oculari acromatici a 3 lenti. Questi sono ancora molto diffusi nei binocoli classici che sfruttano usualmente non più di 15 o 20 ingrandimenti. Nei Kellner la lente di campo è sempre costituita da una superficie biconvessa, o piano- convessa, mentre quella oculare è un piccolo doppietto acromatico crown-flint. Se costruiti secondo tutti i carismi, vale a dire con vetro di prima qualità ed esente da imperfezioni, buona lavorazione ottica e trattamento antiriflesso su tutte le superfici di separazione, questi oculari non sono affatto da disprezzare e costituiscono senza dubbio la miglior scelta sotto il rapporto qualità / prezzo. Il campo di buona definizione è, per la verità, ancora limitato, arrivando sì e no ai 45Ḟ e l'estrazione pupillare, specialmente in quelli di corta focale, lascia molto a desiderare; in compenso danno immagini molto nitide, contrastate e prive di cromatismo. Hanno avuto i loro momenti di gloria sino ad alcuni anni fa quando venivano messi a corredo dei telescopi della Meade (MA) o della Celestron (SMA).

Schema di un oculare ortoscopico di Abbe
Con gli oculari ortoscopici si era raggiunto, da quando sono stati commercializzati per uso amatoriale, il massimo nella definizione delle immagini, soprattutto per quanto riguarda la correzione delle aberrazioni sferica e cromatica, coma e distorsione. È sicuramente improprio parlare genericamente di oculari "ortoscopici", termine che in greco significa semplicemente "visione corretta". Di fatto esistono diversi schemi ottici che vanno sotto questa denominazione: quando però di parla di ortoscopico, senza tante cerimonie, s'intende usualmente quello progettato da Abbe, costituito da un trippletto come lente di campo e da una lente oculare piano-convessa con la convessità rivolta verso l'interno. Sono oculari che venivano una volta siglati OR (questa dicitura poteva però riferirsi anche a schemi un po' diversi) e funzionavano molto bene anche con rapporti d'apertura forzati come F / 6.

Schema di un oculare simmetrico di Plossl: sopra
quello classico e sotto nella variante a 5 lenti
Un'interessante variante all'ortoscopico di Abbe è quello simmetrico di Plossl, costituito da 2 doppietti uguali quasi a contatto tra loro con la faccia convessa dei crown interni. Progettati per la prima volta dalla rinomata ditta Clavé di Parigi, i Plossl — a 4 o 5 lenti — sono senza dubbio gli oculari ancora oggi più diffusi tra gli astrofili e sono prodotti in grande serie dai costruttori giapponesi. Sono meno costosi degli Abbe, perché di lavorazione più semplice, ma hanno prestazioni analoghe e nella variante a 5 lenti, che frappone tra i 2 gruppi una lente spianatrice, raggiungono un campo di buona definizione che può arrivare ai 55Ḟ.
Il passo successivo è costituito dagli oculari grandangolari, che, come dice il termine, hanno un campo apparente molto ampio, tale da avere l'impressione di guardare attraverso uno schermo panoramico. Come si può facilmente intuire sono molto costosi e sino a non molti anni fa costituivano un certo deterrente per gli osservatori a caccia di debolissime nebulose o galassie, in quanto erano formati da un numero elevato di lenti, da 6 a 8; questo poteva preoccupare, sia per l'assorbimento della luce, sia per la produzione di artefatti dovuti al non perfetto annerimento dei bordi dei vari componenti. Oggi però non abbiamo più motivo di allarmarci, anche se chi scrive ha effettivamente notato, in passato, lievissime differenze di contrasto tra un TeleVue Nagler 4.8 mm a 7 elementi che si è dimostrato vincente su un Meade U.W.A (Ultra Wide Angle) 4.7 mm a 8 elementi; il secondo, se il fondo cielo non era perfettamente scuro, tendeva a mostrare debolissime immagini fantasma. Ma si tratta comunque di inezie, rilevabili quando si conducono osservazioni un po' al limite.

Schema di un oculare Erfle a 6 elementi
Il classico grandangolare è l'Erfle a 6 elementi disposti in 3 doppietti spaziati. Ha un'ottima correzione di tutte le principali aberrazioni su un campo di 65Ḟ-70Ḟ. Ad esempio, gli S.W.A. (Super Wide Angle) della serie 4000 che produceva la Meade, tutt'ora usatissimi da chi scrive, impiegano uno schema di questo tipo. Per gli amanti del massimo ci sono, come accennato, i costosissimi oculari Ultra Wide a 8 elementi che, in base a quanto dichiarato dai costruttori, forniscono un campo corretto sino a 84Ḟ! Ma vale la pena acquistarli quando le stesse osservazioni si possono compiere con oculari più modesti e quindi con meno lenti? Dopo tutto è difficile che uno, quand'è all'oculare, ruoti l'occhio per andare a sfruttare tutti gli 84Ḟ di campo e l'angolo di veduta abbracciato da un occhio fermo non supera di norma i 65Ḟ. Solitamente poi, anche quando si osservano oggetti estesi si tende istintivamente, appena possibile, a tenerli al centro del campo. Tuttavia dipende. I Super Grandangolari sono in genere progettati in modo tale da mantenere alte estrazioni pupillari anche con corte focali (cosa normalmente impossibile con gli usuali ortoscopici) e ciò grazie a un doppietto negativo posto sul fondo del barilotto; se l'osservatore possiede un telescopio a forzato rapporto d'apertura, come F/5 o F/4 tipico di molti dobsoniani, allora la risposta alla domanda di cui sopra può essere affermativa, a patto che nell'osservazione sia determinante il grande campo; se però ciò che conta è soltanto avere un elevato ingrandimento, come nell'osservazione planetaria o di stelle doppie, allora giova ricordare che un risultato analogo si può benissimo ottenere anche con un oculare molto meno costoso — come un classico ortoscopico — di focale doppia o tripla accoppiato a una Barlow che raddoppi o triplichi la focale dello strumento.

Schema di una lente di Barlow (puoi ingrandire)
Come funziona una lente di Barlow? Sullo stesso principio del secondario iperbolico dei Cassegrain: in questo telescopio, o nell'equivalente Schmidt-Cassegrain dotato di correttore asferico anteriore, i raggi luminosi provenienti dall'obbiettivo vengono riflessi su uno specchietto convesso che ne diminuisce la convergenza; analogamente, nella Barlow i raggi prima di andare a focalizzarsi passano attraverso una lente — o un sistema di lenti — negativa. In questo modo è come se provenissero da un obbiettivo situato molto più lontano (questo dipende dalla Barlow: il guadagno è compreso tra 1.7x e 5x, anche se le più diffuse fra gli astrofili sono quelle che si limitano a raddoppiare la focale del telescopio); in pratica è come se l'obbiettivo stesso avesse sensibilmente aumentato la propria focale (si veda, al riguardo, un'interessante curiosità storica). Attenzione, però: un riflettore, si tratti di un newtoniano o di un cassegrain, dal momento che lavora a specchi è uno strumento già naturalmente acromatico. Ecco perché se si impiega una Barlow è di fondamentale importanza che sia di ottima fattura per non introdurre molesti cromatismi.

NOTA – In trigonometria le misure angolari vanno espresse linearmente. Una circonferenza, com'è noto, è uguale a 2π volte il raggio; ciò equivale a dire che un angolo giro (360°) è pari a 2π radianti. Dividendo allora 360 per 2π troviamo che un radiante corrisponde a 57.3°, ossia 3438' e quindi 206265" — Torna al punto di prima.
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