Aberrazione Cromatica
Quando si parla di indice di rifrazione di un vetro, comunemente indicata con n, bisogna sempre riferirla a una precisa lunghezza d'onda (λ). Se pertanto sulla superficie di separazione di un diottro incide un raggio di luce policromatico questo subirà una dispersione a causa del diverso valore di n per le varie componenti luminose: maggiore per quella azzurra (raggio più rifratto), minore per quella rossa (raggio meno rifratto).
Lo stesso si verifica facendo passare un fascio parallelo di luce bianca (ad esempio la luce del Sole o di una lampadina a incandescenza) attraverso una lente: esso focalizzerà in due posizioni diverse, dal momento che la focale della lente sarà minore per la luce blu e maggiore per quella rossa. Il risultato di questo è che se si punta una stella l'immagine presenterà una fastidiosa colorazione, cangiante a seconda della porzione dello spettro che andiamo a focalizzare.
Quando tra la fine del '600 e l'inizio del '700 non erano ancora disponibili i doppietti acromatici, ottenuti accoppiando vetri di diversa dispersione, l'unico sistema per ridurre al minimo l'aberrazione cromatica era quella di aumentare enormemente la focale della lente. Se infatti quest'ultima è uguale 20 volte il quadrato del diametro (F = 20 × Ø2) il cromatismo non si nota. In compenso si notano....le dimensioni dello strumento! Per dare un'idea, se un cannocchialino di soli 3 cm può mantenere una focale al di sotto dei 2 metri, uno da 10 cm. dovrebbe essere lungo una 20-ina di metri! Non sarebbe neppure possibile costruire tubi tanto lunghi e stretti perché tenderebbero a flettersi, vanificando così l'osservazione. Questo problema era stato risolto dai grandi pionieri del passato, fra i quali Huygens e Cassini, con l'utilizzo dei telescopi aerei, costituiti da semplici lenti fissate in cima a un palo mediante un complicato sistema di pulegge e da un oculare unito all'obbiettivo da un filo volante che permetteva all'osservatore di traguardarne l'immagine. Un sistema scomodo e precario che non di meno permise al Cassini la scoperta della divisione dell'anello di Saturno che porta il suo nome.
Dopo l'invenzione del doppietto acromatico, costituito dai classici vetri crown e flint a diversa dispersione, il problema della aberrazione cromatica è stato in gran parte risolto. Rimane tuttavia una considerazione da fare. Anche studiando la curvatura dei due vetri, nonché il loro corretto posizionamento reciproco di modo da portare a coincidenza le righe blu e rosse dello spettro, le rimanenti righe rimangono leggermente sfasate, in quanto la correzione cromatica del flint non è lineare per tutte le lunghezze d'onda. Ciò conduce al fatto che focheggiando per la λ cui l'occhio è maggiormente sensibile, ossia 0.56 micron, la luce rossa e, in maggior misura, quella blu resteranno leggermente sfocate. Questo effetto, noto come spettro secondario, si manifesta con una colorazione bluastra attorno alle stelle più brillanti o al bordo si soggetti luminosi come la Luna o i pianeti. Anche in questo caso è possibile rendere innocuo il cromatismo residuo indotto dallo spettro secondario a patto che il rifrattore possegga una focale almeno pari al quadrato del diametro (ossia F = Ø2). Ciò comporta una focale di un metro per un'apertura di 10 cm, il che rende l'ingombro del telescopio assolutamente accettabile.
Per avere una correzione cromatica superiore a vantaggio di un ingombro ancora minore si può ricorrere a un obbiettivo costituito da 3 elementi — che come tale risulterà corretto per 3 lunghezze d'onda — o all'impiego di vetri particolari a bassissima dispersione (i cosiddetti ED) sino ad arrivare all'utilizzo di certi cristalli monometrici (cioè esenti da birifrangenza) come la fluorite; in questi ultimi casi si hanno gli obbiettivi apocromatici che presentano una correzione e un'incisività delle immagini superbe.
Aberrazione Sferica
Per focalizzare in un punto l'immagine di una stella servendosi, stavolta, di uno specchio, è necessario che questo sia a sezione parabolica. Il motivo è che la parabola, come tutte le curve coniche, possiede 2 fuochi, solo che in questo caso uno dei due si trova all'infinito. Siccome le stelle sono situate virtualmente all'infinito è ovvio che i raggi paralleli che incidono sulla parabola vanno, per definizione, a convergere nel fuoco; se però i raggi arrivano su uno specchio sferico, anziché parabolico, quelli più vicini all'asse vanno a fuoco più lontano di quelli periferici; il fuoco in questo caso non è definito, ma delimitato da una figura simmetrica complessa chiamata caustica di riflessione.
Tuttavia è più facile — nonché più economico — costruire uno specchio sferico, piuttosto che uno parabolico; oltre tutto lo specchio sferico, non avendo assi ottici preferenziali (di fatto ne possiede infiniti!), è totalmente esente da aberrazioni extra-assiali come il coma (vedi pag. seguente). Il diffusissimo newtoniano da 114 / 900, che ha segnato una tappa importante nella storia di molti astrofili, fa appunto uso di uno specchio sferico e le immagini offerte sono otticamente molto corrette. È però importante che sia soddisfatta la seguente relazione:
F = 3 · Ø 4 / 3
ossia la focale, espressa in centimetri, deve essere almeno uguale a 3 volte il diametro elevato alla potenza di 4/3, altrimenti l'aberrazione diventa molesta; normalmente questa si presenta come un marcato alone circolare attorno alle stelle più brillanti.
Per correggere l'aberrazione sferica mantenendo, al contempo, lo specchio con un alto rapporto di apertura si utilizza la configurazione Schmidt-Cassegrain o Newton-Cassegrain: la luce, prima di giungere allo specchio primario, passa attraverso un correttore opportunamente sagomato di modo da introdurre nello schema ottico una caustica di forma uguale e contraria.
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